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2019 – THE GREAT ‘G’ IN THE SKY

Venerdì 11 gennaio 2019 – 20:00
Liceo Statale Leonardo da Vinci
Via Pantanelle, 1 – Terracina (Lt)

Sei delle più belle costellazioni invernali, con le loro stelle più luminose, disegnano nel nostro cielo una grande G.
Gli esperti astrofili dell’APA-lan vi accompagneranno a spasso tra i miti di queste costellazioni e dei telescopi saranno a disposizione per osservare gli oggetti astronomici presenti in questa enorme porzione di cielo.
L’evento, insieme a quello in programma in contemporanea presso l’Osservatorio sociale di Prato di Coppola – latina,  rientra nella maratona astronomica intitolata “100 ore di astronomia” #100HoursOfAstronomy organizzata dall’ IAU Office for Astronomy Outreach in occasione del suo centesimo anniversario #IAU100 . Un’onda di astronomia invaderà l’intero pianeta Terra in questi giorni: https://www.100hoursofastronomy.org/

Per info:
Andrea Alimenti 349 65 21 625 andrea.alimenti@astronomiapontina.it

2019 – APERTURE PUBBLICHE OSSERVATORIO

Osservatorio Astronomico APA

Venerdì 7 giugno 2019 – 20:00-23:00

Pizzeria Prato di Coppola

Via del Lido km 4,200 – Latina

l’Osservatorio Astronomico dell’APA presso la Pizzeria Prato di Coppola, è aperto al pubblico nei giorni sotto-indicati (meteo permettendo): 

Ottobre 2019

  • Venerdì 11 ottobre 2019 – 21:00-23:30
  • Venerdì  25 ottobre 2019 – 21:00-23:30

Settembre 2019

  • Venerdì    13 settembre 2019 – 21:00-23:30
  • Venerdì  27 settembre 2019 – 21:00-23:30

Agosto 2019

  • Venerdì    2 agosto 2019 – 21:00-23:30
  • Venerdì  16 agosto 2019 – 21:00-23:30

Luglio 2019

  • Venerdì    5 luglio 2019 – 21:00-23:30
  • Venerdì  19 luglio 2019 – 21:00-23:30

Giugno 2019

  • Venerdì    7 giugno 2019 – 21:00-23:30
  • Venerdì  21 giugno 2019 – 21:00-23:30

Maggio 2019

  • sabato 11 maggio 2019 – 21:00-23:30
  • Venerdì  24 maggio 2019 – 21:00-23:30

Maggio 2019

Locandina Maggio 2019

Aprile 2019

  • Venerdì    5 aprile 2019 – 21:00-23:30
  • Venerdì  26 aprile 2019 – 21:00-23:30

Locandina Aprile

Locandina Aprile 2019

Locandina Aprile 2019

Marzo 2019:

  • Venerdì    8 marzo 2019 – 20:00-23:00
  • Venerdì  22 marzo 2019 – 20:00-23:00

Febbraio 2019:

  • Venerdì    8 febbraio 2019 – 20:00-23:00
  • Venerdì  22 febbraio 2019 – 20:00-23:00

Gennaio 2019:

  • Venerdì 11 gennaio 2019 – 20:00-23:00
  • Locandina Grande G

    Locandina Grande G

  • Venerdì 25 gennaio 2019 – 20:00-23:00

Locandina Marzo 2019

Locandina marzo 2019

Locandina marzo 2019

Locandina febbraio 2019

Locandina febbraio 2019

Locandina febbraio 2019

Locandina gennaio 2019

Locandina Gennaio 2019

Locandina Gennaio 2019

Chiaramente l’apertura sarà soggetta alle condizioni meteorologiche.

Nella fase iniziale non è previsto alcuna prenotazione né un biglietto d’ingresso, ma sarà gradita un’offerta libera.

Per info: Luigi Craus  348-1520076 luigi.craus@live.it

2018-2019 – SCUOLA ELEMENTARE IC DONNA CAETANI – Sermoneta

http://www.icsermoneta.it/

Scuola Elementare – Sermoneta (Latina)

CORSO DI ASTRONOMIA

Anno scolastico 2018-2019

PROGETTO

Il corso consiste in 5 lezioni, di cui:

– tre lezioni teoriche in aula;
– una lezione pratica dedicata al Sole (Giornata del Sole);
– una serata osservativa finale con telescopi.

Il programma di massima comprende:

– l’Universo: origine degli elementi, stelle, costellazioni, Zodiaco.
– La Terra: i molti “perché…?” delle stagioni astronomiche della Terra osservate sul Rotogeo.
– La Luna: la nascita, le maree, le eclissi, le fasi, il moto sincrono osservato sul Lunaorbiter.

Dirigente Scolastico: Prof Enzo Mercuri

Referente: Prof.essa Giuseppina Cappelletti

Per l’APA-lan: Andrea Miccoli andmicco@libero.it 347 57 75 180

Alida Giona alidagiona@libero.it 347 33 16 947

Inizio lezioni: novembre 2018

GIORNATA DEL SOLE: in data da definire

Osservazione diurna con telescopi.

Gli studenti potranno osservare (in sicurezza) il Sole con la guida di validi astrofili dell’Associazione Pontina di Astronomia – Latina-Anzio-Nettuno.

I genitori sono invitati a partecipare.

SERATA OSSERVATIVA DI FINE CORSO

Lezione di orientamento con le stelle: in data da definire

Lezione di orientamento tramite la Stella Polare ed il riconoscimento delle costellazioni più importanti che saranno illustrate dagli insegnanti APA-Lan.

Gli studenti potranno osservare, con i telescopi guidati dagli operatori APA-Lan, i corpi più importanti presenti nel cielo di quel periodo.

Al termine saranno distribuiti gli attestati di partecipazione.

In caso di maltempo la manifestazione sarà riprogrammata.

Ricordi delle lezioni

2017-2018 – SCUOLA ELEMENTARE CORRADINI – Latina

Via Amaseno – Latina

CORSO DI ASTRONOMIA

Anno scolastico 2017-2018

PROGETTO

Il corso consiste in 5 lezioni, di cui:

– tre lezioni teoriche in aula;
– una lezione pratica dedicata al Sole (Giornata del Sole);
– una serata osservativa finale con telescopi.

Il programma di massima comprende:

– l’Universo: origine degli elementi, stelle, costellazioni, Zodiaco.
– La Terra: i molti “perché…?” delle stagioni astronomiche della Terra osservate sul Rotogeo.
– La Luna: la nascita, le maree, le eclissi, le fasi, il moto sincrono osservato sul Lunaorbiter.

Per l’APA-lan: Alida Giona

Calendario del corso:

Prima lezione: …..

Giornata del Sole

Osservazione diurna con telescopi: ….

Gli studenti potranno osservare (in sicurezza) il Sole con la guida di validi astrofili dell’Associazione Pontina di Astronomia – Latina-Anzio-Nettuno.

I genitori sono invitati a partecipare.

Serata osservativa di fine corso

Lezione di orientamento con le stelle: ….
Lezione di orientamento tramite la Stella Polare ed il riconoscimento delle costellazioni più importanti che saranno illustrate dagli insegnanti APA-Lan.

Gli studenti potranno osservare, con i telescopi guidati dagli operatori APA-Lan, i corpi più importanti presenti nel cielo di quel periodo.

Al termine saranno distribuiti gli attestati di partecipazione.

In caso di maltempo la manifestazione sarà riprogrammata.

Ricordi delle Lezioni

Ricordi della giornata del Sole

2017-2018 – SCUOLA MEDIA A. GRAMSCI

Via M. Aurelio, 18 – Aprilia (Lt)

CORSO DI ASTRONOMIA

Anno scolastico 2016-2017

PROGETTO

Il corso si svolge su

– Tre lezioni teoriche in aula;
– una lezione pratica dedicata al Sole (Giornata del Sole);
– una serata osservativa finale con telescopi.

Il programma di massima comprende:

– l’Universo;
– Terra con tutti i suoi elementi caratteristici;
– La Luna.

Dirigente Scolastico: Prof.ssa Maria Nostro

Referenti per la scuola: Prof.ssa Elena Ciriaco

Per l’APA-lan: Andrea Miccoli andmicco@libero.it cell: 347 57 75 180

CALENDARIO DEL CORSO:

Inizio del Corso:

GIORNATA DEL SOLE: in data da definire

Gli studenti possono usare potenti telescopi per osservare (in sicurezza) il Sole con la guida di validi astrofili dell’Associazione Pontina di Astronomia – Latina-Anzio-Nettuno.

I genitori sono invitati a partecipare.

SERATA OSSERVATIVA DI FINE CORSO: in data da definire

Gli studenti mostreranno le bellezze del cielo ai loro genitori attraverso potenti telescopi e con la guida di esperti astrofili dell’Associazione Pontina di Astronomia – Latina-Anzio- Nettuno.

Il Mag. Andrea Miccoli guiderà i presenti attraverso le vie del cielo.

Al termine saranno distribuiti gli attestati di partecipazione.

In caso di maltempo la manifestazione sarà riprogrammata.

RICORDI DELLA GIORNATA DEL SOLE

 

 

2017-2018 – SCUOLA PER L’INFANZIA S. MARIA GORETTI

Le Ferriere – Latina

CORSO DI ASTRONOMIA
Anno scolastico 2017-2018

PROGETTO

Il corso consiste in 3 lezioni, di cui:

– due lezioni teoriche in aula;
– una serata osservativa finale con telescopi.

Il programma di massima comprende:

1^ La Terra. Il giorno e la notte, con il rotogeo.
I pianeti del sistema solare: denominazione, grandezze relative (pannello dei Pianeti) e distanze (corda delle distanze).

2^ Due parole sulla Luna e le sue fasi.
Le costellazioni e alcuni racconti di mitologia.

3^ Serata di osservazione per imparare a riconoscere la stella polare.

Per l’APA-lan: Alida Giona 347-3316947  alidagiona@gmail.com

Calendario del corso:

Prima lezione:

Serata osservativa di fine corso

Lezione di orientamento con le stelle: in data da definire

COSTELLAZIONI – INDICE

  1. Acquario
  2. Altare
  3. Andromeda
  4. Aquila
  5. Ariete
  6. Auriga
  7. Balena
  8. Bilancia
  9. Bootes
  10. Bulino
  11. Bussola
  12. Camaleonte
  13. Cancro
  14. Cane Maggiore
  15. Cane Minore
  16. Cani da Caccia
  17. Capricorno
  18. Carena
  19. Cassiopea
  20. Cavallino
  21. Cefeo
  22. Centauro
  23. Chioma di Berenice
  24. Cigno
  25. Colomba
  26. Compasso
  27. Coppa
  28. Corona Australe
  29. Corona Boreale
  30. Corvo
  31. Croce
  32. Delfino
  33. Dorado
  34. Drago
  35. Ercole
  36. Eridano
  37. Fenice
  38. Fornace
  39. Freccia
  40. Gemelli
  41. Giraffa
  42. Gru
  43. Idra Australe
  44. Idra
  45. Indiano
  46. Leone Minore
  47. Leone
  48. Lepre
  49. Lince
  50. Lira
  51. Lucertola
  52. Lupo
  53. Macchina Pneumatica
  54. Microscopio
  55. Mosca
  56. Ofiuco
  57. Orione
  58. Orologio
  59. Orsa Maggiore
  60. Orsa Minore
  61. Ottante
  62. Pavone
  63. Pegaso
  64. Perseo
  65. Pesce Australe
  66. Pesce Volante
  67. Pesci
  68. Pittore
  69. Poppa
  70. Reticolo
  71. Sagittario
  72. Scorpione
  73. Scudo
  74. Scultore
  75. Serpente
  76. Sestante
  77. Squadra
  78. Tavola
  79. Telescopio
  80. Toro
  81. Triangolo Australe
  82. Triangolo
  83. Tucano
  84. Uccello del Paradiso
  85. Unicorno
  86. Vela
  87. Vergine
  88. Volpetta

2017-2018 ISTITUTO STELLA MARIS “N: S: della Mercede”

Via Ardeatina, 91 – Anzio (Rm)

INTERVENTI DI ASTRONOMIA
Anno scolastico 2017-2018

PROGETTO

L’Istituto Stella Maris organizza degli incontri di osservazioni astronomiche con la collaborazione dell’Associazione Pontina di Astronomia.

Gli incontri consistono in

1) serata osservativa con telescopi:

venerdì 23 marzo 2018 – 20:00;

2) mattinata di osservazioni del Sole al telescopio:

lunedì 9 aprile 2018 – 09:00-14:00. 

Referente per la Scuola: Prof.ressa Giulia Briziarelli

Per l’APA-lan: Domenico D’Amato domdamato49@gmail.com 339-8437009

2014 – LE GALASSIE – Conferenza

Martedì 4 marzo 2014 – 18:30 

Presentazione Astrofisica Dott.essa Paola Dimauro

Nuova Sede  Saletta Sovrani

Quartiere Q5 – Latina

Coord.: 41°26’44.96” N ; 12°52’50.46” E 

PROGRAMMA

La Dottoressa in Astronomia ed Astrofisica Paola Dimauro presenta:

LE GALASSIE

Cosa sono le galassie? quante sono?

Partendo da “casa nostra” cerchiamo di capire come sono fatte le galassie, quanti tipi ne esistono, come si sono formate.

Oltre allo spettacolo che si presenta all’occhio durante l’osservazione quante curiosità ed informazioni utili si possono ricavare?

In questa lezione si farà una breve passeggiata tra storia e miti che sono legati alla Via Lattea ed alle galassie, per poi andare a conoscere gli studi che con il tempo hanno portato a capire come è fatta la nostra galassie ed intuire le enormi distanze che contraddistinguono l’Universo che ci circonda che ad oggi sappiamo esser costituito da diverse migliaia galassie !

La partecipazione è gratuita.

Info: Andrea Miccoli  347-5775180 andmicco@libero.it  

2009 – LE STELLE A LIDO CIRCELLO – Marina di Latina

Mercoledì 26 Agosto 2009 – ore 21:00

Stabilimento Balneare LIDO CIRCELLO

Via Lungomare fronte civico 3229

MARINA DI LATINA 

www.lidocircello.it

PROGETTO

LE STELLE A LIDO CIRCELLO

Mercoledì 26 Agosto 2009 – ore 21:00

Serata di cultura astronomica sulla spiaggia del LIDO CIRCELLO, condotta dall’Associazione Pontina di Astronomia – Latina-Anzio-Nettuno.

Operatori dell’APA-lan saranno presenti con i loro telescopi per mostrare il Gigante Giove con la sua coorte di satelliti e la Luna al Primo Quarto.

Ingresso Libero

APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012

Domenico D’Amato
Andrea Miccoli

INDICE

9 – L’UNIVERSO: DAL BIG BANG AL BIG CRUNCH

II nostro Universo ha avuto inizio da un punto. Un oggetto matematico senza dimensioni. La singolarità iniziale.

Non è dato sapere come e perché sia iniziato il Tutto. Ma sappiamo che il Creato è nato da una grande esplosione: il Big Bang. Un’esplosione universale che ha permesso a tutta la materia ed allo stesso spazio-tempo, compressi in quel punto, di essere.

Numerosi risultati sperimentali ne hanno sancito la correttezza: l’espansione dell’Universo scoperta da Hubble nel 1928 e la radiazione di fondo misurata da Penzias e Wilson nel 1965.

L’ESPANSIONE DELL’UNIVERSO

L’Universo è composto da corpi o strutture che non sono statiche. Tutto si muove e ruota intorno a qualcosa.

La conferma sperimentale che l’Universo è un organismo in movimento è avvenuta nel 1928 da Hubble; l’astronomo americano determinò che tutte le galassie si allontanano le une dalle altre come spinte da una forza immane; la velocità di allontanamento è proporzionale alla distanza e riuscì a misurarla e a fissarne una legge matematica (legge di Hubble), rilevando lo spostamento verso il rosso (in inglese: redshift) della luce di quegli oggetti lontani che ci arriva sino a noi.

L’effetto è simile all’effetto Doppler che interessa le onde sonore: una sorgente in movimento, ad esempio un treno, in avvicinamento il suono prodotto aumenta di frequenza (diventa più acuto), invece in allontanamento il suono diminuisce di frequenza (diventa più grave).

Per le onde luminose, che sono le messaggere degli oggetti celesti, avviene lo stesso fenomeno, i corpi in allontanamento si manifestano con una luce di frequenza più bassa (colore verso il rosso), mentre quelli che si avvicinano emettono una luce che arriva a noi con una frequenza maggiorata (colore verso il blu).

Hubble riuscì a determinare il legame tra velocità e spostamento verso il rosso (o verso il blu) e pose le basi per un Universo dinamico in espansione.

LA RADIAZIONE DI FONDO

Nel 1965 Penzias e Wilson scoprirono casualmente onde radio a bassa energia che sembravano riempire tutto lo spazio, come un sottofondo. Tale energia era omogenea e costante (isotropa) e non sembrava provenire da un punto particolare del cielo.

La natura era quella di emissione di corpo nero alla temperatura di circa 3° Kelvin (corrispondenti a circa -270° centigradi).

Questa radiazione di fondo è ciò che rimane del Big Bang, della “palla di fuoco” primordiale del nostro Universo.

L’immensa palla di fuoco si è espansa e si è raffreddata.

Considerando l’età stimata dell’Universo (circa 13,7 miliardi di anni), la temperatura media di quella palla di fuoco in espansione deve avere ora una temperatura media corrispondente al valore della radiazione di fondo.

È per questo motivo che tale emissione è detta anche radiazione fossile, perché essa è la radiazione superstite del Big Bang.

IL BIG BANG

II Big Bang è quell’evento che ha dato inizio al nostro mondo circa 13,7 miliardi di anni fa, imprimendo a tutto l’insieme una spinta che prosegue tutt’ora.

Le condizioni primordiali erano proibitive per qualsiasi cosa, materia ed energia compresa.

L’Universo era costituito da una sorta di zuppa energetica.

Con l’espansione, la zuppa energetica si raffreddò, permettendo l’esistenza e la formazione dei primi nuclei di idrogeno.

Le prime strutture nucleari si formarono circa tre minuti dopo l’inizio del tempo, con una temperatura vicina al miliardo di gradi.

Ma dobbiamo aspettare circa 100.000 anni prima che la temperatura scenda a circa 6.000 gradi per effetto dell’espansione e sia stato possibile la formazione stabile dei primi atomi di idrogeno ed elio.

Un processo inflativo, ossia un’accelerazione repentina della velocità di espansione dell’Universo e durato per un tempo limitato, ha generato la formazione di alcuni grumi, che hanno dato vita successivamente alle prime strutture celesti: le nebulose.

La forza impressa dal Big Bang ha permesso all’Universo di espandersi.

Ma la forza gravitazionale permette al Tutto di agglomerarsi e di rallentare nello stesso tempo l’espansione, che altrimenti continuerebbe all’infinito.

Il grafico che segue cerca per sommi capi di riepilogare la storia evolutiva del nostro Universo, dal Big Bang ai giorni nostri (vedi fig 9.1).

Fig 9.1 - La storia evolutiva del nostro Universo

Fig 9.1 – La storia evolutiva del nostro Universo.

LE NEBULOSE E LE STELLE

Le stelle sono gli oggetti celesti che brillano di luce propria. Il nostro Sole è una di esse.

Le stelle originano dalle nebulose che sono delle “nuvole” di gas interstellare (solitamente idrogeno ed elio) e polveri.

Nell’interno delle galassie esistono delle ampie zone piene di gas interstellare e polveri che rappresentano la fucina delle stelle.

L’azione della gravità a livello locale fa sì che questo gas si concentri in tanti piccoli bozzoli.

Ogni bozzolo si comporta come una calamità che attrae altro materiale.

La parte interna, soggetta a pressione per il peso degli strati sovrastanti, si riscalda.

Quando la temperatura raggiunge valori dell’ordine di milioni di gradi, s’innesca una reazione fisica denominata fusione nucleare.

Così nasce una protostella.

La fusione nucleare è quel processo fisico che avviene quando si raggiungono dei valori di pressione e temperature tali che due nuclei contigui si fondono: il risultato è un nucleo di un materiale diverso.

Naturalmente il livello di pressione e temperatura è diverso da materiale a materiale (la temperatura è dell’ordine dei milioni di gradi), e l’idrogeno è quello più facile da “fondere”: sono necessari solo 15 milioni di gradi!

Il processo di fusione nucleare produce un materiale d’ordine superiore, ad esempio l’idrogeno produce elio, ed una grande quantità di energia, sotto forma di calore e di particelle energetiche (vedi fig 9.2).

Fig 9.2 – Il processo di fusione nucleare tra quattro nuclei di idrogeno (H) genera un nucleo di elio (He) più dell’energia

Fig 9.2 – Il processo di fusione nucleare tra quattro nuclei di idrogeno (H) genera un nucleo di elio (He) più dell’energia.

Il calore generato viene diffuso nell’ambiente circostante; le particelle energetiche prodotte, invece, creano una pressione interna che gonfia la stella e contrasta l’attrazione gravitazionale che tende a comprimere il tutto verso il centro.

Si stabilisce una sorta di equilibrio tra gravità e pressione, senza questo equilibrio la stella non può sopravvivere.

LE GALASSIE

Le stelle non si formano isolate ma nascono in immense estensioni di gas e detriti.

L’insieme di questi enormi raggruppamenti di corpi da vita alle galassie.

Le galassie sono enormi agglomerati stellari che contengono miliardi di stelle.

La nostra Via Lattea è una di esse e contiene circa 200 miliardi di stelle.

La forma è solitamente un disco ruotante intorno ad un centro, con la popolazione stellare che si sfrangia in strisce spiraleggianti.

Le dimensioni sono dell’ordine di diverse decine di migliaia di anni-luce (circa 100.000 a.l. per la Via Lattea) (vedi fig 9.3).

Fig 9.3 – Evoluzione di una galassia

Fig 9.3 – Evoluzione di una galassia.

VITA DELLE STELLE

Le stelle non vivono in eterno. Esse brillano sino a che esiste combustibile nel loro interno:il carburante principe è l’idrogeno, l’elemento che ha bisogno delle condizioni di temperatura e pressione più favorevoli, generando nel contempo anche una maggiore energia dalla reazione nucleare.

Il processo funziona anche con gli altri elementi, fino a che non si incontra il ferro e la reazione si interrompe.

Chiaramente a mano a mano che un elemento si esaurisce, la reazione prosegue con un elemento superiore ma si produce sempre meno energia; la stella cambia colore, si arrossa, sino a spegnersi quando l’energia prodotta non è più in grado di auto-alimentare la reazione nucleare.

Con lo spegnimento, la stella morente può seguire diverse strade evolutive secondo la sua grandezza:

1) — La stella si spegne e si contrae sino a trovare una sorta di equilibrio tra pressione dei materiali costituenti e l’attrazione gravitazionale: nane brune.

Ma nane brune sono anche quelle piccole stelle che non hanno raggiunto una grandezza tale da innescare una reazione di fusione nucleare duratura.

La massa di questi oggetti è inferiore a quella del nostro Sole.

2) — La stella prosegue nella lotta alla vita, trasferendo all’interno la reazione nucleare.

L’energia prodotta fa espandere il guscio esterno.

Quando l’espansione ha raggiunto un certo limite il guscio in espansione esplode, generando una supernova.

Il nucleo, se ha ancora del materiale da bruciare, diventa una nana bianca.

Il materiale espulso dall’esplosione si disperde lentamente nello spazio interstellare, formando attorno all’astro residuo centrale un tenue guscio sferico che si allarga sempre più con il passare del tempo: questo oggetto prende il nome di nebulosa planetaria.

3) – La gigante rossa, una volta espulso il guscio esterno, è condannata al collasso gravitazionale se il corpo non è in grado di auto-sostenersi con la reazione di fusione nucleare dei materiali residui.

Il collasso gravitazionale è quel processo fisico pilotato dalla forza gravitazionale che fa implodere la materia su se stessa. Tale implosione prosegue sino a che la resistenza degli atomi a compenetrarsi non la ostacoli.

Se la massa è compresa tra 1,5 e 3,5 masse solari, la forza implodente è tale da vincere anche la resistenza degli atomi: gli elettroni (particelle negative) vengono spinti contro il nucleo, attirati dai protoni (particelle positive) si annullano a vicenda, creando dei neutroni (particelle neutre).

La materia diventa costituita unicamente da neutroni.

Il corpo ottenuto è una stella di neutroni (o Pulsar, acronimo di PULsating StAR).

Corpo compatto che gira velocissimo (dell’ordine di un giro al secondo ed anche meno) e che non emette luce, ma un segnale elettromagnetico ad impulsi con frequenza pari alla sua velocità di rotazione, come fosse un faro.

Le dimensioni del corpo iniziali diventano minuscole: il nostro Sole si contrarrebbe sino ad avere un diametro di circa dieci chilometri!
Un centimetro cubo di questo materiale peserebbe circa un milione di tonnellate, la densità del nucleo atomico!

4) – Se la stella iniziale ha una massa enorme (oltre 3,5 masse solari), il destino finale è ancora diverso da quelli sino ad ora illustrati: il collasso gravitazionale prosegue all’infinito; si genera quello che i fisici chiamano: una singolarità, il buco nero.

La materia diventa sempre più densa.

Nulla sfugge al suo campo gravitazionale, che diventa sempre più grande, sempre più vorace.

Nulla riesce a partire dalla sua superficie, neanche la luce. Il corpo centrale diventa invisibile, da qui il nome di Buco Nero.

L’osservazione visuale diretta di un tale oggetto cosmico è praticamente impossibile.

L’immagine che segue compendia graficamente quanto appena detto (vedi fig. 9.4).

Fig 9.4 – Evoluzione tipica di una stella

Fig 9.4 – Evoluzione tipica di una stella.

PARAMETRI DELLE STELLE

Le stelle emettono luce e si presentano a noi con caratteristiche diverse.

La prima peculiarità è che alcune sembrano essere molto brillanti, altre più deboli, oltre che presentare un colore diverso.

Gli astri non sono tutti uguali in grandezza e, soprattutto, non sono tutti alla stessa distanza.

Una stella più brillante (ad esempio Sirio) non è che una stellina in confronto a Rigel della costellazione di Orione, ma ci appare come la più brillante perché Sirio è distante solo 8,6 a.l. contro i 1.000 a.l. di Rigel. Rigel ha una massa 20 volte quella di Sirio.

Una prima caratteristica delle stelle è la magnitudine apparente (m), ossia la luminosità con cui la vediamo. Un altro parametro caratteristico è la magnitudine assoluta (M), ossia la luminosità con cui vedremmo la stella ad una distanza fissa di 10 parsec equivalenti a 32,6 a.l.

La luminosità più alta corrisponde ad una magnitudine più piccola.

Ad esempio: una stella di magnitudine apparente m=0 è 2,512 volte più luminosa di una di m=1, che è 2,512 volte più luminosa di una di magnitudine m=2, e così via.

In condizioni favorevoli, l’occhio umano è in grado di percepire le stelle fino alla magnitudine m=6.

In questo modo teoricamente si possono scorgere ad occhio nudo sino a circa 3.000 stelle per emisfero.

L’altro parametro che contraddistingue le stelle è il loro colore, sinonimo di età: le stelle azzurre sono le più giovani, quelle rosse sono le più vecchie.

All’osservazione visuale, le stelle si possono presentare in diversi modi:

– isolate;

– in sistemi multipli: sistemi binari, sistemi tripli e così via.
Molte delle stelle che osserviamo, ci sembrano singoli astri.
L’osservazione al telescopio mostra che la maggior parte fanno parte di sistemi multipli.
Ma ciò non significa che siano necessariamente dei sistemi legati fisicamente l’uno all’altro.
Possono semplicemente essere delle doppie o triple solo prospetticamente.
In altri casi, dei sistemi stellari li possiamo osservare in un modo, ma dal loro comportamento possiamo dedurre che hanno una o più compagne invisibili.

– In ammassi aperti, quando la concentrazione in una certa zona è superiore al normale, ma che comunque distinguiamo abbastanza facilmente gli astri presenti.

– In ammassi globulari, quando la concentrazione è tale che esso si presenta alla nostra osservazione come una nuvoletta sfrangiata, molto brillante, su cui riusciamo a distinguere qualche componente.

– In galassie. Tutte le stelle che vediamo ad occhio nudo appartengono alla nostra galassia, la Via Lattea. Solo M31, conosciuta col nome di Grande Galassia di Andromeda, è l’unico oggetto extra-galattico che si riesca a scorgere ad occhio nudo.

L’UNIVERSO OGGI

II nostro Universo è in espansione. Ma sino a quando?

Gli studiosi non sono concordi sul destino futuro del Tutto.

La quantità di materia ed energia contenuta nell’involucro universale non è conosciuto. Il comportamento delle galassie, fa presupporre che noi vediamo solo una minima parte (circa il 10 per cento) di ciò che veramente è l’Universo.

Ma cos’è questa parte invisibile e sconosciuta?

Per rispecchiare il mistero che circonda questa parte consistente di materia, i fisici hanno pensato bene di denominarla materia oscura.

Non possiamo dire nulla per specificare questo tipo di materia.

Non si riesce a renderla tangibile con nessun esperimento.

Sappiamo solo che c’è ed è la maggioranza dei costituenti il nostro mondo.

La quantità di materia esistente per un volume unitario (densità) determina la vita futura dell’Universo:

1) – se questa densità è inferiore alla densità critica, l’Universo si espanderà per sempre.
Ma comunque finirà per la morte di tutti i suoi componenti;

2) – se la densità è uguale a quella critica, l’espansione rallenterà, per fermarsi in un tempo infinito.
Ma comunque finirà per la morte dei suoi componenti;

3) – se la densità è superiore a quella critica, la forza gravitazionale rallenterà sempre più l’espansione, iniziata con il Big Bang, sino ad avere il sopravvento. A questo punto l’Universo inizierà a contrarsi, sino a che avverrà il Big Crunch: la grande contrazione. Il Big Crunch è il buco nero finale in cui tutto l’Universo precipiterà e finirà la sua esistenza.

Qual è il nostro destino? 

A noi non è dato sapere. I tempi sono comunque enormi.

APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012

Domenico D’Amato
Andrea Miccoli

INDICE

10 – IL SOLE

In passato si pensava che il Sole fosse un’enorme deposito di carbonio solido e di ossigeno necessario alla sua combustione.

L’ipotesi di una fornace a carbonio non poteva essere adeguata perché le scorte di combustibile si sarebbero esaurirete nel giro di poco tempo: 2.500 anni.

Una seconda ipotesi prevedeva l’emissione di calore prodotto per contrazione gravitazionale della materia di cui è composto: un corpo quando è compresso si riscalda.

Esiste però un periodo massimo di durata di questo effetto per un corpo delle dimensioni del nostro astro: 30 milioni di anni.

Con l’evoluzione della fisica nucleare si è capito qual è il meccanismo vero di produzione di tanta energia per un tempo così lungo: la fusione nucleare.

Il Sole è un enorme contenitore di idrogeno che, per effetto del proprio campo gravitazionale, si comprime fortemente e, in conseguenza di ciò, si riscalda enormemente.

Ad una determinata temperatura (oltre 15 milioni di gradi) e pressione (300 miliardi di atmosfere), gli atomi di idrogeno (un protone ed un elettrone) sono spinti l’uno contro l’altro e si fondono, dando inizio al processo di fusione nucleare.

In questo modo, quattro atomi di idrogeno si uniscono per dar vita ad un atomo di elio; ma l’atomo di elio risultante pesa meno dei quattro atomi di idrogeno di partenza.

Cosa ne è della massa mancante?

La massa mancante è trasformata in energia ed emessa sotto forma di fotoni (energia elettromagnetica = luce) e particelle elementari (vento solare).

Per avere un’idea dell’ordine di grandezza del processo che avviene nel nostro Sole (ed anche nelle stelle) 1.000 milligrammi di idrogeno che si fondono generano 993 milligrammi di elio.

I sette milligrammi mancanti si trasformano interamente in energia secondo la semplice formula di Albert Einstein sull’equivalenza di massa ed energia:

E = m c2

La piccola massa di 7 milligrammi si trasforma in una quantità enorme di energia perché moltiplicata per la velocità della luce c (300.000 km/sec) al quadrato: circa 200.000 KWh, equivalente al consumo di energia elettrica di un’abitazione media per circa 20 anni. È solo l’energia prodotta da 7 milligrammi di idrogeno!

Il Sole produce calore “bruciando” ogni secondo circa 600 milioni di tonnellate di idrogeno; le “ceneri” che rimangono dopo la fusione sono circa 596 milioni di tonnellate di elio, mentre le rimanenti 4 milioni di tonnellate di massa mancante (circa 7 per mille) sono espulse come energia luminosa (fotoni) e particelle elementari (vento solare); tutto questo avviene ogni secondo, da 5 miliardi di anni e per altri 5 miliardi di anni.

Alla fine della sua lunga vita di 10 miliardi di anni il Sole avrà perso solo il 1/1000 della sua massa iniziale!

Di tutta l’energia emessa dal Sole, sulla Terra ne arriva solo mezzo miliardesimo, tutto il resto è disperso nello spazio circostante.

DIMENSIONI DEL SOLE

Il Sole ha una massa di 2 x 1030 kg pari a 333.000 volte la massa della Terra e 750 volte la massa di tutti i pianeti e satelliti del sistema solare messi insieme. La sua massa costituisce il 99,87% della massa totale del sistema solare.

Il suo diametro di 1.400.000 km è quasi il doppio dell’orbita lunare, che misura al massimo 770.000 km.

Le illustrazioni che seguono rendono l’idea delle dimensioni enormi che ha; il diametro del Sole è messo a confronto con quello dei pianeti del sistema solare (vedi fig 10.1) e con l’orbita della Luna (vedi fig 10.2).

Fig 10.1 – Il Sole e i pianeti

Fig 10.1 – Il Sole e i pianeti.

Fig 10.2 – Il Sole e l’orbita lunare

Fig 10.2 – Il Sole e l’orbita lunare.  

L’OSSERVAZIONE DEL SOLE

Come tutti i corpi celesti, anche il Sole gira su se stesso ma, per la sua composizione gassosa, il tempo di rotazione non è uniforme: circa 27 giorni all’equatore e circa 30 giorni ad una latitudine di 40°.

La superficie del Sole che noi osserviamo è la fotosfera, ed è sormontata da una sottile atmosfera denominata cromosfera.

Al di fuori di essa vi è la corona, visibile solo durante le eclissi totali di Sole o con apposite strumentazioni.

Il Sole lo si può osservare come un qualsiasi astro, ma per poterlo fare con sicurezza occorre ridurre l’enorme calore e luminosità che ci invia.

Esistono in commercio diversi tipi di filtri, solitamente sotto forma di pellicole da applicare agli ingressi di tutti gli strumenti ottici che utilizziamo per le osservazioni dirette del Sole: tubo ottico, cercatore, ecc.

Di filtri solari ne esistono diversi in commercio, uno di essi è il Mylar.

Possiamo utilizzare il vetro nero usato dai saldatori, quello con il maggior potere bloccante; come pure è valido il disco interno di un vecchio floppy disk per computer.

Altri sistemi, come quello del vetro affumicato, non proteggono a sufficienza l’occhio e potrebbero arrecare danni permanenti alla retina.

Esiste un metodo particolare per osservare il Sole, quello a proiezione, valido soprattutto quando si è in molti, ma che necessita di una meticolosa cura nell’inseguimento del Sole durante tutto il periodo di osservazione, per evitare danni irrimediabili al telescopio.

Il telescopio senza protezioni è diretto verso il Sole, l’immagine del nostro astro è proiettato dall’oculare su di una superficie bianca posta perpendicolarmente all’asse dell’oculare stesso.

Allontanando tale superficie è possibile ingrandire l’immagine del Sole ed osservarne tutti i particolari possibili con comodità.

Attenzione! Ricordiamo che la luce solare entrante nel tubo del telescopio viene concentrata nel fuoco per poi fuoriuscire attraverso l’oculare.

La parte dell’immagine solare che non fuoriesce attraverso l’oculare danneggia irrimediabilmente in pochi secondi le parti (solitamente in materiale plastico) di supporto alla lente dell’oculare.

È bene fare molta attenzione a che l’immagine fuoriesca completamente (basso ingrandimento, centratura del disco solare). Inoltre, non tutti i tipi di oculari possono essere usati per “proiettare” il Sole: i Plossl, gli ortoscopici e gli RKE, non possono essere usati, perché il loro sistema
ottico è formato da più lenti incollate tra loro, che potrebbero essere rovinate irrimediabilmente dallo effetto del calore dei raggi solari sulla colla.

Per riepilogare: gli oculari da usare sono quelli ad una sola lente o formati da lenti non incollate tra loro, tipo Ramsden o Huygens e, comunque, il Sole deve passare interamente attraverso le lenti, pena la fusione del supporto su cui è alloggiata la lente dell’oculare. Ne consegue che l’oculare da usare non deve fornire un ingrandimento eccessivo: l’immagine del disco solare deve essere completa per tutta la durata dell’osservazione.

COSA OSSERVARE?

L’osservazione del Sole, ad occhio nudo o col telescopio (chiaramente con le dovute precauzioni), ci mostra un corpo sferico dal bordo netto, come fosse di metallo.

Nonostante il nostro astro sia composto di gas, a causa dell’alta temperatura, lo stato della materia è tale da risultare opaco alla vista, conferendo all’insieme una sembianza metallica.

Ciò che vediamo è la fotosfera, un piccolo straterello di circa 600 km di profondità.

Schermando opportunamente il telescopio è possibile osservare una certa granulosità della sua superficie.

La granulosità è generata dai moti convettivi del gas: la parte più chiara è l’apice della colonna di gas ascendente e quella più scura è la parte discendente.

Sono solitamente visibili delle macchie scure che rappresentano regioni più fredde (circa 4.000°K) rispetto alla superficie circostante (circa 6.000°K); possono avere delle estensioni che superano la grandezza della Terra; la loro frequenza varia secondo un ciclo che dura undici anni.

Con l’osservazione delle macchie solari in più giorni consecutivi ci possiamo rendere conto della veloce rotazione del Sole.

In concomitanza con il massimo di questo ciclo (il massimo del numero delle macchie solari), il Sole emette un’elevata quantità di particelle e di radiazioni, che possono avere effetti devastanti nello spazio circostante, danneggiando satelliti artificiali in orbita e provocando aurore boreali e disturbi alle comunicazioni a lunga distanza.

Sulla fotosfera sono osservabili talvolta anche dei brillamenti (facole), delle piccole esplosioni che danno luogo ad aumenti della luminosità a livello locale.

Al di sopra della fotosfera, per un’altezza di circa 10.000 km, si estende la cromosfera.

In questa zona è possibile osservare dei filamenti o delle protuberanze, ossia dei getti di materia incandescente, che creano degli archi di forma variabile, che si estendono per migliaia di km al di sopra della superficie del Sole, e la cui quantità è legata al ciclo undecennale delle macchie solari.

Solitamente si evolvono nel giro di poche ore.

L’osservazione dei filamenti e delle protuberanze è possibile soltanto con particolari attrezzature: filtri H-alfa, abbastanza costosi.

L’attività del Sole, che si manifesta nella corona (la zona esterna alla cromosfera) può essere osservata durante una eclissi totale di Sole oppure con strumentazioni sofisticate che simulano una eclissi: il coronografo, uno strumento non amatoriale.

FIGLI DELLE STELLE

Carissimi amici ciechi ed ipovedenti,
Questa pillola la dedichiamo alle vere protagoniste del cielo: le stelle.

Cerchiamo di conoscerle da vicino e sia pure in modo succinto, vediamo come nascono, vivono, muoiono e soprattutto, cosa producono.

Scopriremo che siamo davvero figli delle stelle, proprio come diceva una vecchia canzone.

Partiamo dall’inizio, cioè dal Big Bang, quasi 14 miliardi di anni fa.

Un attimo in cui un puntino infinitamente piccolo ed infinitamente denso è esploso dando origine a tutto ciò che oggi esiste: il tempo, lo spazio e la materia.

Non esiste un “prima” del Big Bang ma solo un “dopo”, prima il tempo non c’era.

Da allora scorre inesorabile senza mai fermarsi e così sarà fino alla fine dell’universo.

Anche lo spazio è nato in quel momento e continua a crescere come abbiamo accennato nella pillola di dicembre.

La materia che è nata dal Big Bang era solo idrogeno con circa un terzo di elio.

Tutto l’universo consisteva solo in questi due gas.

Poi che cosa è successo?

La forza di gravità c’è dove c’è massa, quindi c’era anche allora e… un atomo attira l’altro, due ne attirano un terzo, in tre la forza aumenta e così via fino ad avere immense quantità di gas -cioè le nebulose- che aumentando sempre più le loro dimensioni e la loro massa causano pressioni estreme sugli atomi che si trovano all’interno con un grande aumento anche della temperatura.

Quando questa temperatura raggiunge almeno 14 milioni di gradi inizia la fusione dei nuclei di idrogeno: in questo momento ed in questo modo nasce una stella.

Una nebulosa troppo piccola non ha sufficiente massa per generare una temperatura così alta e perciò non può generare una normale stella ma genera una quasi-stella, cioè una Nana Bruna: un corpo caldo che non genera energia nucleare, per questo non consumerà il suo contenuto e vivrà così fino alla fine dei tempi.

Se la nebulosa di partenza ha una massa più… robusta nascerà una stella come il Sole, che non ha una grande massa e per questo vivrà molto a lungo, circa 10 miliardi di anni: tutto il tempo necessario per generare la vita.

Più è grossa la stella e più breve sarà la sua vita, molto più breve.

Vediamo come funziona una stella.

La fusione nucleare dell’idrogeno crea una potenza esplodente enorme all’interno della stella, ma questa potenza viene controbilanciata, dalla grande massa del gas sovrastante che con il suo peso tende a cadere gravitazionalmente sul nucleo e si stabilizza quando la forza di espansione è uguale alla forza-peso.

Queste due forze perfettamente uguali e contrarie in ogni direzione, sono l’unica causa della sfericità delle stelle e del Sole.

In breve, una stella è come una enorme pentola a pressione, dove il fuoco che crea il calore sta all’interno e l’acciaio della pentola è rappresentato dalla massa gravitazionale del gas che sta tutt’intorno.

In questo perfetto equilibrio una stella media come il Sole permane finché ha idrogeno da fondere, cioè molti miliardi di anni.

Questa fusione dell’idrogeno oltre a produrre calore e luce soprattutto genera elio che servirà per alimentare la fusione quando sarà finito l’idrogeno.

Ma per fondere l’elio non bastano 14 milioni di gradi, ce ne vogliono 100 ed il Sole riuscirà a fare questo grazie alla sua massa che si contrarrà aumentando la temperatura del nucleo.

Per fare questo…”cambio di marcia” la stella-Sole deve passare attraverso una fase di espansione che la fa diventare una Gigante Rossa.

Talmente gigante che la sua parte più estrema arriverà a lambire la Terra arroventandola.

La fusione dell’elio genererà il carbonio e per fondere il carbonio ci vorranno 250 milioni di gradi che una stella media come il Sole non riuscirà a portare a termine.

A quel punto saranno trascorsi 10 miliardi di anni e la vita del Sole terminerà spegnendosi.

Tutta la massa comprimerà il nucleo fino a farlo diventare piccolo come la Terra e quella sarà la fine del Sole: una Nana Bianca.

Una stella più grossa del Sole, invece, continua a vivere generando e fondendo via via tutti i prodotti delle fusioni successive e vivendo una fase di gigante rossa ad ogni nuova fusione.

Le stelle più grosse arrivano a generare 26 elementi dove l’ultimo è il ferro.

Nessuna stella ne può generare di più. Di meno si, ma di più no.

Ma noi sappiamo che gli elementi presenti in natura non sono 26 ma 92, chi genera gli altri elementi?

E’ sempre la stessa stella: oltre ai 26 generati durante la sua vita genera gli altri 66 nell’attimo della sua morte: esplodendo (poi vedremo perché esplode una stella).

In quel momento si creano temperatura e pressione inimmaginabili, in quell’attimo (che può durare anche ore, giorni o mesi) vengono generati gli altri elementi e tutti e 92 vengono sparati nell’universo dove andranno ad arricchire stelle e nebulose che prima o poi potranno dar luogo alla vita (Come dire che… anche nell’universo c’è il…..riciclo degli elementi).

Alla nostra nebulosa, nei 9 miliardi di anni precedenti alla nascita del Sole, è successo proprio questo.

Gli atomi arrivati dall’esterno, essendo più pesanti dell’idrogeno sono andati a fondo, cioè verso il centro e quando la nebulosa è collassata, con la sua rotazione ha cominciato a generare i pianeti, questi sono risultati tanto più ricchi di atomi pesanti quanto più erano vicini al nucleo (il Sole).

Ecco perché Mercurio, Venere, Terra e Marte sono costituiti da atomi pesanti e sono ricchi di ferro mentre gli altri, più lontani, sono privi di ferro e ricchi di gas.

Quindi possiamo dire che se le stelle non avessero avuto la caratteristica di esplodere non sarebbero mai stati generati tutti gli elementi presenti nella nostra vita e nel nostro universo.

Ma quali sono le stelle che esplodono? Quando? E perché?

Esplodono solo le stelle di grande massa, molto più pesanti del Sole, il Sole non esploderà mai, è troppo “leggero”, ha poca massa e quindi genererà pochissimi elementi.

Abbiamo detto che in ogni stella agiscono due forze uguali e contrarie: dall’interno verso l’esterno c’è la forza esplodente causata dall’enorme quantità di energia nucleare e dall’esterno verso l’interno c’è la forza gravitazionale dovuta alla grande massa di gas che preme sul nucleo, da ogni parte.

Finché queste forze sono uguali la stella è stabile ma se una delle due diminuisce, prevale l’altra.

Quella che diminuisce, anzi sparisce del tutto, è l’energia nucleare quando non ci sono più elementi da bruciare e quindi la fornace si spegne.

A questo punto tutta l’enorme massa sovrastante il nucleo precipita verso il centro in modo catastrofico con un’implosione e poi un’esplosione in cui si generano energie spaventosamente grandi, capaci di produrre, quasi istantaneamente, tutti quegli elementi che la stella non ha prodotto durante la sua vita.

La luminosità della stella durante l’esplosione aumenta vertiginosamente tanto da renderla visibile anche in pieno giorno quando, prima, per l’enorme distanza, non era visibile neanche di notte.

Da qui il nome di STELLA NOVA o SUPERNOVA dato dagli antichi per indicare una stella luminosa mai vista prima.

Ciò che rimane dopo una tale esplosione è un nucleo piccolissimo ma densissimo, con una gravità talmente alta e concentrata che può arrivare anche ad attirare su se stesso tutta la sua stessa luce.

Ciò significa che nessuno potrà mai vedere questo nucleo, residuo di supernova, che per questo motivo viene chiamato Buco Nero di natura stellare, per distinguerlo da altre tipologie di buchi neri.

Allora come fanno gli scienziati a dire: in quel punto dello spazio c’è un buco nero, se nessuno lo può vedere?

Un buco nero non può essere visto direttamente ma si può dedurne l’esistenza, indirettamente, osservando il comportamento dei corpi vicini.

Facciamo un esempio: il Sole ha il diametro attuale di circa 1,4 milioni di km.

Se, per assurdo, fosse possibile comprimerlo fino a farlo diventare una pallina di 6 km di diametro sempre mantenendo la stessa massa attuale, diventerebbe un buco nero.

I pianeti non riceverebbero più luce, la vita sulla Terra scomparirebbe, ma le loro orbite non subirebbero nessuna modifica, sotto il profilo dinamico i pianeti non si accorgerebbero di nulla perché il centro di gravità rimarrebbe invariato, esattamente dove è ora, con la stessa massa.

Ad un eventuale osservatore esterno, un tale sistema solare apparirebbe con tanti pianeti che girano da soli, intorno a nulla, il ché si sa, è impossibile fisicamente, per natura: dove c’è un corpo che orbita ci deve essere un centro di gravità.

Con le leggi di Keplero e di Newton gli scienziati, osservando il corpo orbitante possono dedurre la massa del centro di gravità anche se non si vede.

Queste le notizie, un po’ in generale, sulla vita delle stelle.

Con la prossima pillola parleremo delle nostre stelle indicandole con nome… e….cognome: distanze, luminosità, colori, temperature, età, dimensioni, massa, costellazioni di appartenenza, Zodiaco ed anche qualche piccola nota di mitologia che piace tanto ai… bambini di ogni età.

A tutti voi un caro saluto ed un abbraccio,

Andrea Miccoli.

2014 – SOTTO LE STELLE DI ROCCAMASSIMA

Roccamassima

MANIFESTAZIONE ASTRONOMICA 

Venerdì 1 agosto 2014 – 21:30

ROCCAMASSIMA (LATINA)

Coord.: N 41° 40′ 47″/E 012° 55′ 05″

PROGRAMMA

Il Gruppo Giovanile di Roccamassima organizza una serata sotto le stelle con l’Associazione Pontina di Astronomia – Latina-Anzio-Nettuno ed il patrocinio del Comune di Roccamassima per

Venerdì 1 agosto 2014 – ore 21:30

Ingresso libero 

2016-2017 – CORSO DI SPETTROGRAFIA

Spettrografia

Lezione 3 – Lunedì 13 marzo 2017 – 18:30 

Sede  Saletta Quartiere Q5 

Largo Marcantonio Cesti

Coordinate: 41°26’44.96” N ; 12°52’50.46” E 

Programma

L’Associazione Pontina di Astronomia svolge un breve corso di spettrografia.

Il corso si snocciola su tre lezioni.

Calendario delle Lezioni

Lezione 1 – lunedì 23 gennaio 2017 -18:30,

Lezione 2 – lunedì 13 febbraio 2017 – 18:30,

Lezione 3 – lunedì 13 marzo 2017 – 18:30.

Vedremo cos’è la Spettroscopia e come il suo contributo sia stato decisivo per lo studio delle stelle e dell’Universo.

Capiremo come si è arrivati a capire le Stelle attraverso la loro luce.

Didatta Mauro Ghiri

Corso gratuito riservato ai Soci APA

2016-2017 – SCUOLA ELEMENTARE MONTARELLI

Via Palme – Aprilia (Lt)

CORSO DI ASTRONOMIA

Anno scolastico 2016-2017

PROGETTO

Il corso consiste in 5 lezioni, di cui:

– tre lezioni teoriche in aula;
– una lezione pratica dedicata al Sole (Giornata del Sole);
– una serata osservativa finale con telescopi.

Il programma di massima comprende:

– l’Universo: origine degli elementi, stelle, costellazioni, Zodiaco.
– La Terra: i molti “perché…?” delle stagioni astronomiche della Terra osservate sul Rotogeo.
– La Luna: la nascita, le maree, le eclissi, le fasi, il moto sincrono osservato sul Lunaorbiter.

Per l’APA-lan: Alida Giona  alidagiona@libero.it cell.347 3316947

Calendario del corso

1 ^ lezione: 

Giornata del Sole   

Osservazione diurna con telescopi: in data da definire

Gli studenti potranno osservare (in sicurezza) il Sole con la guida di validi astrofili dell’Associazione Pontina di Astronomia – Latina-Anzio-Nettuno.

I genitori sono invitati a partecipare.

Serata osservativa di fine corso   

Lezione di orientamento con le stelle: in data da definire

Lezione di orientamento tramite la Stella Polare ed il riconoscimento delle costellazioni più importanti che saranno illustrate dagli insegnanti APA-Lan.

Gli studenti potranno osservare, con i telescopi guidati dagli operatori APA-Lan, i corpi più importanti presenti nel cielo di quel periodo.

Al termine saranno distribuiti gli attestati di partecipazione.

In caso di maltempo la manifestazione sarà riprogrammata.

Referente per la Scuola: Ins. Ivana 

Ricordi della Giornata del Sole

2016-2017 – SCUOLA PER L’INFANZIA “L’ARCOBALENO” – Aprilia

IC Gramsci

CORSO DI ASTRONOMIA
Anno scolastico 2016-2017

PROGETTO

Il corso consiste in 3 lezioni, di cui:

– due lezioni teoriche in aula;
– una serata osservativa finale con telescopi.

Il programma di massima comprende:

1^ La Terra. Il giorno e la notte, con il rotogeo.
I pianeti del sistema solare: denominazione, grandezze relative (pannello dei Pianeti) e distanze (corda delle distanze).

2^ Due parole sulla Luna e le sue fasi.
Le costellazioni e alcuni racconti di mitologia.

3^ Serata di osservazione per imparare a riconoscere la stella polare.

Per l’APA-lan: Alida Giona 347-3316947  alidagiona@gmail.com

Calendario del corso:

Prima lezione: 24 febbraio 2017

Serata osservativa di fine corso

Lezione di orientamento con le stelle: in data da definire

2017 – BIRRA SOTTO LE STELLE

Logo Ninkasi Beer Shop Latina

Logo Ninkasi Beer Shop Latina

Venerdì 7 luglio 2017 – 22:00
Ninkasi Beer-shop
Via Carturan 19
Latina (Lt)

PROGETTO

La Birreria NinKasi Beer-Shop e l’Associazione Pontina di Astronomia – Latina-Anzio-Nettuno (APA-lan) organizzano

un evento per trascorrere una piacevole serata astronomica osservando Giove, Saturno e la Luna al telescopio e degustando le più esclusive birre artigianali e internazionali presenti sul mercato, non mancate a questo evento organizzato dal Ninkasi Beer-shop di Latina.

È consigliata la prenotazione al: 377 187 6980.
Info: Andrea Alimenti 349 65 21 625

2017 UN RAGGIO DI SOLE TRA LE STELLE

Logo Comunità Raggio di Sole

Logo Comunità Raggio di Sole

Sabato29 luglio 2017 – 20:00

COMUNITA’ RAGGIO DI SOLE – APRILIA

Via Aldo Moro – Aprilia

http://www.agphaonlus.it/Comunitaraggiodisole.htm

PROGETTO

La Comunità Raggio di Sole di Aprilia e l’Associazione Pontina di Astronomia -Latina-Anzio-Nettuno organizzano una manifestazione astronomica presso la struttura, a beneficio della Comunità.

Una presentazione multimediale dedicata a Saturno:

Saturno, Il Gigante con gli Anelli

relatore Domenico D’Amato

introdurrà le osservazioni al telescopio.

Una serie di telescopi saranno disponibili sul campo adiacente per osservare Giove, Saturno e la Luna.

Un telescopio opportunamente modificato, permetterà alle persone in carrozzina che non possono alzarsi di poter godere della visione del cielo al telescopio.

Ingresso libero

Info: APA-lan – Domenico D’Amato 339-8437009 domdamato49@gmail.com

La Locandina

Locandina

Locandina