domenica 13 marzo 2011
venerdì 11 febbraio 2011
mercoledì 8 dicembre 2010
lunedì 6 dicembre 2010
domenica 31 ottobre 2010
Risposte astronomia
La posizione delle stelle
(1) La Sfera celeste e i suoi elementi di riferimento universali
E’ la superficie sulla quale sono proiettati gli astri e serve per rappresentare e studiare la disposizione dei vari corpi celesti che circondano la Terra. Appare ruotare da Est verso Oves, in realtà è la Terra a ruotare in senso contrario attorno a un ideale asse terrestre il cui prolungamento nello spazio tocca, dal lato del Polo nord, la Sfera celeste in un punto prossimo alla Stella Polare.
Per individuare la posizione di un corpo celeste sono necessari alcuni elementi di riferimento universali che sono cioè indipendenti dalla posizione dell’osservatore:
- l’ asse del mondo: è la linea ideale che si ottiene prolungando all’infinito l’asse di rotazione della Terra, interseca la Sfera celeste in due punti denominati polo nord celeste e polo sud celeste.
- L’equatore celeste: si ottiene prolungando nello spazio il piano dell’equatore terrestre , è cioè quel piano perpendicolare all’asse del mondo che passa per il centro della sfera celeste. Circoli paralleli all’equatore sono i paralleli celesti, mentre i meridiani celesti sono i semicerchi che uniscono i Poli celesti. Se il parallelo fondamentale è l’equatore celeste, il meridiano celeste fondamentale è quello che passa per il punto gamma , il punto della sfera celeste in cui si trova il Sole il giorno dell’equinozio di primavera. Il punto diametralmente opposto è il punto omega . I punti gamma e omega si trovano sull’equatore celeste.
(2) Elementi di riferimento relativi della Sfera celeste
Sono punti la cui localizzazione dipende dalla posizione dell’osservatore.
- lo Zenit è il punto in cui la verticale innalzata sopra la testa di un osservatore incontra la volta celeste
- il Nadir , il punto opposto allo Zenit
- l’orizzonte celeste è la circonferenza massima che divide la Sfera celeste in un emisfero superiore e uno inferiore . Si ottiene tagliando la Sfera celeste con un piano perpendicolare alla retta verticale all’osservatore.
- Il meridiano celeste del luogo di osservazione è quella circonferenza massima che contiene i Poli nord e Sud celesti, Zenit e Nadir.
(3) Elementi di riferimento della Sfera celeste per un osservatore posto al Polo nord e i punti cardinali
In questo caso la verticale coincide con l’asse terrestre e quindi lo Zenit coincide col Polo nord celeste; l’orizzonte celeste invece coincide con l’Equatore celeste che è il circolo massimo descritto dalle stelle nel loro apparente moto di rotazione della Sfera celeste attorno all’asse. Le stelle che non si trovano su questo circolo descrivono invece circonferenze,chiamate paralleli celesti, di diametro progressivamente decrescente man mano che ci si avvicina al Polo nord celeste. La Stella Polare sarà allo Zenit
Est (oriente o levante) e Ovest (occidente o ponente) sono posti nei punti intersezione tra l’Equatore celeste e l’orizzonte celeste, nel caso i due piani non coincidano (cioè nel caso di un osservatore non posto al polo). Il meridiano del luogo taglia l’orizzonte in due punti che sono il Nord e il Sud posti dalla parte del polo celeste dello stesso nome. Est, Ovest, Nord e Sud sono i punti cardinali.
(4) Determinazione della posizione degli astri: le coordinate celesti
Per posizionare gli astri la Terra viene immaginata puntiforme e vengono utilizzati come riferimenti l’Equatore celeste e il meridiano celeste che passa per un punto particolare , il punto gamma della Costellazione dell’Ariete. Il punto gamma è il punto in cui si trova il Sole nell’equinozio di primavera, il 21 di marzo. Le coordinate assolute, indipendenti cioè dalla posizione dell’osservatore sono:
- la declinazione celeste : la distanza angolare tra l’astro considerato e il piano dell’Equatore celeste
- l’ascensione retta: è la distanza angolare dell’astro dal meridiano celeste che passa per il punto gamma
Le coordinate altazimutali sono invece dipendenti dal punto di osservazione e sono:
- l’altezza : misura in gradi da 0 a +90 partendo dall’orizzonte visibile verso lo Zenit e da 0 a -90 verso il Nadir
- l’azimut: si misura in gradi lungo l’orizzonte a partire dal Sud dal punto cioè in cui il meridiano locale interseca l’orizzonte in isura crescente verso Ovest. I punti cardinali Sud, Ovest, Nord e Est avranno cioè rispettivamente azimut 0°, 90°, 180° e 270°.
(5) Le unità di distanza astronomiche
Le unità di distanza sono principalmente tre:
- l’Unità astronomica (U.A.) : è la distanza media Terra- Sole e corrisponde a circa 149 600 000 km . Viene usata entro i limiti del Sistema solare
- l’Anno-luce (a.l): è la distanza percorsa in un anno dalla luce che si propaga alla velocità di circa 300 000 km/s . In chilometri corrisponde a circa 9463 miliardi di km
- il Parsec (parallasse- secondo, pc): è la distanza di un punto dal quale un osservatore vedrebbe il semiasse maggiore dell’orbita terrestre, perpendicolarmente sotto l’angolo di 1”. Questa distanza equivale a 206 265 volte la distanza Terra- Sole e corrisponde a 30 900 miliardi di chilometri o a 3,26 anni-luce. Il parsec è un’unità di misura che deriva dal metodo , usato per determinare la distanza delle stelle, che si basa sulla misura dell’angolo di parallasse. La parallasse in astronomia è lo spostamento apparente di una stella rispetto a uno sfondo di stelle lontanissime quando venga osservata da due punti separati da una certa distanza. La parallasse è tanto maggiore quanto maggiore è la distanza tra i due diversi punti di osservazione , e per questo in astronomia si prende come base l’asse maggiore dell’orbita terrestre, eseguendo le due successive osservazioni a sei mesi di distanza l’una dall’altra.
Le caratteristiche delle stelle
(6) Magnitudine apparente e magnitudine assoluta
Le classi di magnitudine classificano le stelle a seconda della loro luminosità apparente o assoluta. Nel primo caso la luminosità di una stella viene misurata col fotometro fotoelettrico montato su telescopio. Sono state , già dagli antichi greci con Ipparco, individuate sei classi di magnitudine , si è visto col fotometro che tra una classe e l’altra c’è una differenza di luminosità di circa 2,5 volte. Le classi di magnitudine sono ora più di sei , arrivando anche a magnitudini negative come nel caso della stella Sirio (-1,47). Si arriva a percepire immagini di stelle di magnitudine 30.
La luminosità stellare che arriva a Terra dipende sia dalla effettiva luce emessa che dalla distanza che separa la stella dalla Terra, le classi di magnitudine descritte si riferiscono alla magnitudine apparente (m); la luminosità intrinseca di una stella è invece indicata dalla magnitudine assoluta (M) che corrisponde alla luminosità che le singole stelle mostrerebbero se fossero poste a una distanza standard da noi pari a 10 parsec . Si può risalire alla magnitudine assoluta dall’apparente solo se si conosce la distanza della stella misurabile peraltro solo per un numero limitato di stelle. Si possono tuttavia estrapolare valori di luminosità assoluta dallo studio degli spettri stellari.
7) Discuti le informazioni che si possono trarre dallo studio delle stelle doppie
Le stelle doppie sono coppie di stelle molto vicine che ruotano attorno al loro baricentro gravitazionale. Dallo studio delle loro orbite (e grazie alla legge di gravitazione universale) è possibile risalire alla loro massa, parametro fisico altrimenti molto difficile da determinare. Da questi studi è emerso che la maggior parte delle stelle esaminate hanno massa compresa tra 1/10 e 50 volte quella solare. E’ anche possibile ricavare il diametro delle stelle sulla base del periodo di occultamento rispetto ad un osservatore in Terra. Girando attorno al baricentro infatti, passando l’una davanti all’altra, si occulteranno a vicenda per un periodo dipendente dalle loro dimensioni. Si sono scoperte dunque stelle eccezionalmente piccole , come le stelle a neutroni, e anche stelle eccezionalmente grandi come le supergiganti con diametro più di mille volte quello solare.
8) Descrivi uno spettro stellare spiegando come si ottiene
La maggior parte degli spettri raccolta da oggetti celesti è rappresentata da spettri di assorbimento e solo in alcune situazioni si hanno spettri di emissione. Gli spettri di assorbimento si ottengono quando la radiazione continua , proveniente dall’interno della stella, attraversa una sostanza gassosa a bassa pressione e meno calda della sorgente, costituita dall’atmosfera stellare. In questo caso il gas atmosferico assorbe alcune delle radiazioni emesse dalla sorgente; se la radiazione viene successivamente rifratta (prisma), si ottiene uno spettro colorato (come uno spettro continuo) interrotto da righe o bande scure corrispondenti alle radiazioni assorbite. Il numero e la disposizione delle righe di assorbimento sullo spettro riflettono la natura chimica dell’atmosfera stellare che è risultata essere notevolmente uniforme nelle stelle analizzate: idrogeno per circa l’80% e elio per il 19%, la parte rimanente può comprende tutti gli altri elementi chimici che conosciamo.
9) Dire come si analizza uno spettro stellare specificando le informazioni che se ne traggono
Lo spettro delle stelle si ottiene facendo passare la loro luce attraverso un prisma annesso a un telescopio. Appare una striscia di tutti i colori dell’iride, dal rosso al blu, interrotta da righe nere corrispondenti a lunghezze d’onda mancanti. L’intensità dei colori di fondo fornisce informazioni sulla temperatura superficiale della stella mentre la posizione delle righe nere ci informa sulla composizione chimica dell’atmosfera stellare (parte esterna del gas stellare). Le stelle sono state classificate in classi spettrali , denominate con le lettere dell’alfabeto O, B, A, F, G, K, M che riflettono temperature decrescenti. Il Sole appartiene alla classe G che comprende stelle di colore giallo e temperature superficiali di 5000-6000 K. I dati invece sulla composizione chimica indicano una prevalenza di idrogeno, circa l’80%, e circa il 19% di elio. Il rimanente 1% contiene tutti gli altri elementi della tavola periodica, non presenti però in tutte le stelle.
10) Spiegare come l’effetto Doppler applicato alla luce dia informazioni sul moto di allontanamento o avvicinamento rispetto alla Terra di un corpo celeste
L’effetto Doppler è un fenomeno che interessa tutte le sorgenti di onde, per la luce in particolare accade che quando una stella è in avvicinamento o in allontanamento rispetto ad un osservatore posto a Terra, il suo spettro appare con le righe spostate rispettivamente verso il blu (blu shift) o verso il rosso (red shift). L’effetto consiste cioè in un’apparente variazione della frequenza o della lunghezza d’onda della radiazione percepita. Christian Doppler nel 1845 verificò questo fenomeno, con le onde sonore, posizionandosi fermo al binario di una ferrovia, mettendosi ad ascoltare il suono emesso da un vagone pieno di musicisti: constatò che l’altezza del suono aumentava quando il vagone era in avvicinamento, diminuiva quando era in allontanamento. Per la luce stellare l’effetto di stiramento o contrazione delle lunghezze d’onda diviene visibile grazie allo slittamento delle linee spettrali.
11) Cosa c’è nello spazio tra le stelle?
C’è materia interstellare: polveri molto fini e gas. Questa materia non è dispersa omogeneamente nello spazio ma si trova spesso addensata in ammassi con aspetto simile a nebbia e pertanto chiamati nebulose. Possono essere o più scure rispetto ad un fondo di stelle (nebulose oscure) , o debolmente luminosi perché riflettono luce di stelle molto brillanti e molto vicine (nebulose a riflessione). Solo alcune possono emettere una debole luce propria (nebulose a emissione) risultato di un fenomeno di fluorescenza prodotto dall’interazione dei raggi ultravioletti di qualche stella nelle vicinanze sulla nube gassosa.
La materia interstellare, laddove si addensa, può produrre nuove stelle.
L’evoluzione dei corpi celesti
12) Costruzione del diagramma H-R
E’ stato ideato , indipendentemente l’uno dall’altro, dai due scienziati E.Hertzprung e H.N. Russel tra il 1911 e il 1913. Si tratta di un diagramma bidimensionale in cui si mette in evidenza la relazione tra temperatura (ascissa) e luminosità assoluta (ordinata) delle stelle.
Disponendo i dati relativi alle stelle visibili si vede che la loro disposizione sul diagramma non è casuale né sono presenti in modo diffuso , ma occupano invece aree particolari. La maggior parte si trova in una fascia diagonale, detta sequenza principale fatta di stelle in cui dimensioni e temperatura sono decrescenti dall’alto verso il basso. Il Sole occupa la regione centrale di detta sequenza. Quasi tutte le stelle rimanenti si dispongono in due aree del diagramma nettamente distinte: in alto e a destra della sequenza c’è la zona delle stelle molto luminose ma relativamente fredde (giganti e supergiganti rosse), in basso e a sinistra troviamo invece stelle piccole e molto calde (nane bianche). Circa l’85% delle stelle appartiene alla sequenza principale, solo il 3-6% alle nane bianche e il 10% alle giganti e supergiganti rosse.
13) Relazione tra massa e luminosità delle stelle
Il diagramma H-R mette in relazione la temperatura con la luminosità senza specificare il rapporto di questi due parametri con la massa delle stelle. Si è tuttavia in seguito visto che nella sequenza principale la luminosità di una stella è proporzionale alla sua massa: le stelle bianco-azzurre della sequenza sono anche quelle con massa maggiore, mentre le stelle rosse, più fredde e meno luminose, sono quelle che hanno massa più piccola. La relazione massa-luminosità non è invece valida per le stelle che si trovano fuori dalla sequenza principale. Per esempio le nane bianche sono piccolissime (diametro piccolo) ma hanno massa molto elevata e quindi una densità elevata. Viceversa le supergiganti rosse in alto a destra sono stelle molto luminose perché hanno superficie molto estesa ma la loro massa è relativamente piccola come anche quindi la loro densità.
14) Interpretazione del diagramma H-R
Il diagramma H-R costituisce un punto di riferimento per comprendere l’insieme di fenomeni di cambiamenti di colore, temperatura e dimensioni che le stelle subiscono nel corso della loro esistenza, per studiare cioè l’evoluzione stellare. L’attuale interpretazione del diagramma si basa sull’ipotesi che ogni regione del diagramma occupata corrisponde a uno stadio possibile della vita di una stella, quindi le regioni più dense di stelle (sequenza principale) costituiscono le fase evolutive in cui una stella trascorre la maggior parte della sue esistenza. Il diagramma H-R fotografa dunque stelle in diverso stadio evolutivo , colte nello stesso istante. Il suo studio ha portato a concludere che la posizione di una stella nel diagramma non è fissa ma dipende da fattori come la massa, l’età, la composizione chimica, che si modificano nel tempo.
Nella sequenza principale, dove si trova la massima densità di punti, rappresenta la fase più lunga e stabile della vita di una stella. Nane bianche e giganti rosse sono invece stadi evolutivi diversi dalle stelle della sequenza principale.
(1) La Sfera celeste e i suoi elementi di riferimento universali
E’ la superficie sulla quale sono proiettati gli astri e serve per rappresentare e studiare la disposizione dei vari corpi celesti che circondano la Terra. Appare ruotare da Est verso Oves, in realtà è la Terra a ruotare in senso contrario attorno a un ideale asse terrestre il cui prolungamento nello spazio tocca, dal lato del Polo nord, la Sfera celeste in un punto prossimo alla Stella Polare.
Per individuare la posizione di un corpo celeste sono necessari alcuni elementi di riferimento universali che sono cioè indipendenti dalla posizione dell’osservatore:
- l’ asse del mondo: è la linea ideale che si ottiene prolungando all’infinito l’asse di rotazione della Terra, interseca la Sfera celeste in due punti denominati polo nord celeste e polo sud celeste.
- L’equatore celeste: si ottiene prolungando nello spazio il piano dell’equatore terrestre , è cioè quel piano perpendicolare all’asse del mondo che passa per il centro della sfera celeste. Circoli paralleli all’equatore sono i paralleli celesti, mentre i meridiani celesti sono i semicerchi che uniscono i Poli celesti. Se il parallelo fondamentale è l’equatore celeste, il meridiano celeste fondamentale è quello che passa per il punto gamma , il punto della sfera celeste in cui si trova il Sole il giorno dell’equinozio di primavera. Il punto diametralmente opposto è il punto omega . I punti gamma e omega si trovano sull’equatore celeste.
(2) Elementi di riferimento relativi della Sfera celeste
Sono punti la cui localizzazione dipende dalla posizione dell’osservatore.
- lo Zenit è il punto in cui la verticale innalzata sopra la testa di un osservatore incontra la volta celeste
- il Nadir , il punto opposto allo Zenit
- l’orizzonte celeste è la circonferenza massima che divide la Sfera celeste in un emisfero superiore e uno inferiore . Si ottiene tagliando la Sfera celeste con un piano perpendicolare alla retta verticale all’osservatore.
- Il meridiano celeste del luogo di osservazione è quella circonferenza massima che contiene i Poli nord e Sud celesti, Zenit e Nadir.
(3) Elementi di riferimento della Sfera celeste per un osservatore posto al Polo nord e i punti cardinali
In questo caso la verticale coincide con l’asse terrestre e quindi lo Zenit coincide col Polo nord celeste; l’orizzonte celeste invece coincide con l’Equatore celeste che è il circolo massimo descritto dalle stelle nel loro apparente moto di rotazione della Sfera celeste attorno all’asse. Le stelle che non si trovano su questo circolo descrivono invece circonferenze,chiamate paralleli celesti, di diametro progressivamente decrescente man mano che ci si avvicina al Polo nord celeste. La Stella Polare sarà allo Zenit
Est (oriente o levante) e Ovest (occidente o ponente) sono posti nei punti intersezione tra l’Equatore celeste e l’orizzonte celeste, nel caso i due piani non coincidano (cioè nel caso di un osservatore non posto al polo). Il meridiano del luogo taglia l’orizzonte in due punti che sono il Nord e il Sud posti dalla parte del polo celeste dello stesso nome. Est, Ovest, Nord e Sud sono i punti cardinali.
(4) Determinazione della posizione degli astri: le coordinate celesti
Per posizionare gli astri la Terra viene immaginata puntiforme e vengono utilizzati come riferimenti l’Equatore celeste e il meridiano celeste che passa per un punto particolare , il punto gamma della Costellazione dell’Ariete. Il punto gamma è il punto in cui si trova il Sole nell’equinozio di primavera, il 21 di marzo. Le coordinate assolute, indipendenti cioè dalla posizione dell’osservatore sono:
- la declinazione celeste : la distanza angolare tra l’astro considerato e il piano dell’Equatore celeste
- l’ascensione retta: è la distanza angolare dell’astro dal meridiano celeste che passa per il punto gamma
Le coordinate altazimutali sono invece dipendenti dal punto di osservazione e sono:
- l’altezza : misura in gradi da 0 a +90 partendo dall’orizzonte visibile verso lo Zenit e da 0 a -90 verso il Nadir
- l’azimut: si misura in gradi lungo l’orizzonte a partire dal Sud dal punto cioè in cui il meridiano locale interseca l’orizzonte in isura crescente verso Ovest. I punti cardinali Sud, Ovest, Nord e Est avranno cioè rispettivamente azimut 0°, 90°, 180° e 270°.
(5) Le unità di distanza astronomiche
Le unità di distanza sono principalmente tre:
- l’Unità astronomica (U.A.) : è la distanza media Terra- Sole e corrisponde a circa 149 600 000 km . Viene usata entro i limiti del Sistema solare
- l’Anno-luce (a.l): è la distanza percorsa in un anno dalla luce che si propaga alla velocità di circa 300 000 km/s . In chilometri corrisponde a circa 9463 miliardi di km
- il Parsec (parallasse- secondo, pc): è la distanza di un punto dal quale un osservatore vedrebbe il semiasse maggiore dell’orbita terrestre, perpendicolarmente sotto l’angolo di 1”. Questa distanza equivale a 206 265 volte la distanza Terra- Sole e corrisponde a 30 900 miliardi di chilometri o a 3,26 anni-luce. Il parsec è un’unità di misura che deriva dal metodo , usato per determinare la distanza delle stelle, che si basa sulla misura dell’angolo di parallasse. La parallasse in astronomia è lo spostamento apparente di una stella rispetto a uno sfondo di stelle lontanissime quando venga osservata da due punti separati da una certa distanza. La parallasse è tanto maggiore quanto maggiore è la distanza tra i due diversi punti di osservazione , e per questo in astronomia si prende come base l’asse maggiore dell’orbita terrestre, eseguendo le due successive osservazioni a sei mesi di distanza l’una dall’altra.
Le caratteristiche delle stelle
(6) Magnitudine apparente e magnitudine assoluta
Le classi di magnitudine classificano le stelle a seconda della loro luminosità apparente o assoluta. Nel primo caso la luminosità di una stella viene misurata col fotometro fotoelettrico montato su telescopio. Sono state , già dagli antichi greci con Ipparco, individuate sei classi di magnitudine , si è visto col fotometro che tra una classe e l’altra c’è una differenza di luminosità di circa 2,5 volte. Le classi di magnitudine sono ora più di sei , arrivando anche a magnitudini negative come nel caso della stella Sirio (-1,47). Si arriva a percepire immagini di stelle di magnitudine 30.
La luminosità stellare che arriva a Terra dipende sia dalla effettiva luce emessa che dalla distanza che separa la stella dalla Terra, le classi di magnitudine descritte si riferiscono alla magnitudine apparente (m); la luminosità intrinseca di una stella è invece indicata dalla magnitudine assoluta (M) che corrisponde alla luminosità che le singole stelle mostrerebbero se fossero poste a una distanza standard da noi pari a 10 parsec . Si può risalire alla magnitudine assoluta dall’apparente solo se si conosce la distanza della stella misurabile peraltro solo per un numero limitato di stelle. Si possono tuttavia estrapolare valori di luminosità assoluta dallo studio degli spettri stellari.
7) Discuti le informazioni che si possono trarre dallo studio delle stelle doppie
Le stelle doppie sono coppie di stelle molto vicine che ruotano attorno al loro baricentro gravitazionale. Dallo studio delle loro orbite (e grazie alla legge di gravitazione universale) è possibile risalire alla loro massa, parametro fisico altrimenti molto difficile da determinare. Da questi studi è emerso che la maggior parte delle stelle esaminate hanno massa compresa tra 1/10 e 50 volte quella solare. E’ anche possibile ricavare il diametro delle stelle sulla base del periodo di occultamento rispetto ad un osservatore in Terra. Girando attorno al baricentro infatti, passando l’una davanti all’altra, si occulteranno a vicenda per un periodo dipendente dalle loro dimensioni. Si sono scoperte dunque stelle eccezionalmente piccole , come le stelle a neutroni, e anche stelle eccezionalmente grandi come le supergiganti con diametro più di mille volte quello solare.
8) Descrivi uno spettro stellare spiegando come si ottiene
La maggior parte degli spettri raccolta da oggetti celesti è rappresentata da spettri di assorbimento e solo in alcune situazioni si hanno spettri di emissione. Gli spettri di assorbimento si ottengono quando la radiazione continua , proveniente dall’interno della stella, attraversa una sostanza gassosa a bassa pressione e meno calda della sorgente, costituita dall’atmosfera stellare. In questo caso il gas atmosferico assorbe alcune delle radiazioni emesse dalla sorgente; se la radiazione viene successivamente rifratta (prisma), si ottiene uno spettro colorato (come uno spettro continuo) interrotto da righe o bande scure corrispondenti alle radiazioni assorbite. Il numero e la disposizione delle righe di assorbimento sullo spettro riflettono la natura chimica dell’atmosfera stellare che è risultata essere notevolmente uniforme nelle stelle analizzate: idrogeno per circa l’80% e elio per il 19%, la parte rimanente può comprende tutti gli altri elementi chimici che conosciamo.
9) Dire come si analizza uno spettro stellare specificando le informazioni che se ne traggono
Lo spettro delle stelle si ottiene facendo passare la loro luce attraverso un prisma annesso a un telescopio. Appare una striscia di tutti i colori dell’iride, dal rosso al blu, interrotta da righe nere corrispondenti a lunghezze d’onda mancanti. L’intensità dei colori di fondo fornisce informazioni sulla temperatura superficiale della stella mentre la posizione delle righe nere ci informa sulla composizione chimica dell’atmosfera stellare (parte esterna del gas stellare). Le stelle sono state classificate in classi spettrali , denominate con le lettere dell’alfabeto O, B, A, F, G, K, M che riflettono temperature decrescenti. Il Sole appartiene alla classe G che comprende stelle di colore giallo e temperature superficiali di 5000-6000 K. I dati invece sulla composizione chimica indicano una prevalenza di idrogeno, circa l’80%, e circa il 19% di elio. Il rimanente 1% contiene tutti gli altri elementi della tavola periodica, non presenti però in tutte le stelle.
10) Spiegare come l’effetto Doppler applicato alla luce dia informazioni sul moto di allontanamento o avvicinamento rispetto alla Terra di un corpo celeste
L’effetto Doppler è un fenomeno che interessa tutte le sorgenti di onde, per la luce in particolare accade che quando una stella è in avvicinamento o in allontanamento rispetto ad un osservatore posto a Terra, il suo spettro appare con le righe spostate rispettivamente verso il blu (blu shift) o verso il rosso (red shift). L’effetto consiste cioè in un’apparente variazione della frequenza o della lunghezza d’onda della radiazione percepita. Christian Doppler nel 1845 verificò questo fenomeno, con le onde sonore, posizionandosi fermo al binario di una ferrovia, mettendosi ad ascoltare il suono emesso da un vagone pieno di musicisti: constatò che l’altezza del suono aumentava quando il vagone era in avvicinamento, diminuiva quando era in allontanamento. Per la luce stellare l’effetto di stiramento o contrazione delle lunghezze d’onda diviene visibile grazie allo slittamento delle linee spettrali.
11) Cosa c’è nello spazio tra le stelle?
C’è materia interstellare: polveri molto fini e gas. Questa materia non è dispersa omogeneamente nello spazio ma si trova spesso addensata in ammassi con aspetto simile a nebbia e pertanto chiamati nebulose. Possono essere o più scure rispetto ad un fondo di stelle (nebulose oscure) , o debolmente luminosi perché riflettono luce di stelle molto brillanti e molto vicine (nebulose a riflessione). Solo alcune possono emettere una debole luce propria (nebulose a emissione) risultato di un fenomeno di fluorescenza prodotto dall’interazione dei raggi ultravioletti di qualche stella nelle vicinanze sulla nube gassosa.
La materia interstellare, laddove si addensa, può produrre nuove stelle.
L’evoluzione dei corpi celesti
12) Costruzione del diagramma H-R
E’ stato ideato , indipendentemente l’uno dall’altro, dai due scienziati E.Hertzprung e H.N. Russel tra il 1911 e il 1913. Si tratta di un diagramma bidimensionale in cui si mette in evidenza la relazione tra temperatura (ascissa) e luminosità assoluta (ordinata) delle stelle.
Disponendo i dati relativi alle stelle visibili si vede che la loro disposizione sul diagramma non è casuale né sono presenti in modo diffuso , ma occupano invece aree particolari. La maggior parte si trova in una fascia diagonale, detta sequenza principale fatta di stelle in cui dimensioni e temperatura sono decrescenti dall’alto verso il basso. Il Sole occupa la regione centrale di detta sequenza. Quasi tutte le stelle rimanenti si dispongono in due aree del diagramma nettamente distinte: in alto e a destra della sequenza c’è la zona delle stelle molto luminose ma relativamente fredde (giganti e supergiganti rosse), in basso e a sinistra troviamo invece stelle piccole e molto calde (nane bianche). Circa l’85% delle stelle appartiene alla sequenza principale, solo il 3-6% alle nane bianche e il 10% alle giganti e supergiganti rosse.
13) Relazione tra massa e luminosità delle stelle
Il diagramma H-R mette in relazione la temperatura con la luminosità senza specificare il rapporto di questi due parametri con la massa delle stelle. Si è tuttavia in seguito visto che nella sequenza principale la luminosità di una stella è proporzionale alla sua massa: le stelle bianco-azzurre della sequenza sono anche quelle con massa maggiore, mentre le stelle rosse, più fredde e meno luminose, sono quelle che hanno massa più piccola. La relazione massa-luminosità non è invece valida per le stelle che si trovano fuori dalla sequenza principale. Per esempio le nane bianche sono piccolissime (diametro piccolo) ma hanno massa molto elevata e quindi una densità elevata. Viceversa le supergiganti rosse in alto a destra sono stelle molto luminose perché hanno superficie molto estesa ma la loro massa è relativamente piccola come anche quindi la loro densità.
14) Interpretazione del diagramma H-R
Il diagramma H-R costituisce un punto di riferimento per comprendere l’insieme di fenomeni di cambiamenti di colore, temperatura e dimensioni che le stelle subiscono nel corso della loro esistenza, per studiare cioè l’evoluzione stellare. L’attuale interpretazione del diagramma si basa sull’ipotesi che ogni regione del diagramma occupata corrisponde a uno stadio possibile della vita di una stella, quindi le regioni più dense di stelle (sequenza principale) costituiscono le fase evolutive in cui una stella trascorre la maggior parte della sue esistenza. Il diagramma H-R fotografa dunque stelle in diverso stadio evolutivo , colte nello stesso istante. Il suo studio ha portato a concludere che la posizione di una stella nel diagramma non è fissa ma dipende da fattori come la massa, l’età, la composizione chimica, che si modificano nel tempo.
Nella sequenza principale, dove si trova la massima densità di punti, rappresenta la fase più lunga e stabile della vita di una stella. Nane bianche e giganti rosse sono invece stadi evolutivi diversi dalle stelle della sequenza principale.
venerdì 29 ottobre 2010
tutte le domande di chimica
Cosa è la radioattività? Chi l’ha usata o studiata tra gli scienziati che hai conosciuto?
Cosa è l’acqua dell’oceano chimicamente? Come separeresti le varie componenti?
Qual è la relazione tra temperatura e calore? Quale dei due è una forma di energia? Come è relazionata l’energia in generale alla materia?
Cosa vuol dire che l’atomo di Rutherford è un atomo “vuoto”? Come è invece quello di Thomson?
Differenza tra gruppi e periodi della tavola periodica. Descrivi poi gli elementi del settimo gruppo principale
Le particelle subatomiche e loro importanza in chimica
Differenza tra le trasformazioni fisiche e quelle chimiche. Fai due esempi di ciascuna categoria
In un composto binario le valenze complessive dei due elementi sono uguali, fai due esempi di composti binari calcolando le valenze complessive
Scrivi le formule dei composti ionici che si ottengono dalle seguenti coppie di elementi: a) Ca e S(valenza 2); b) B e F; c) K e O; d) Al e Cl
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Alla luce delle tue attuali conoscenze chimiche, spiegare perché il sogno della trasmutazione in oro degli alchimisti non era realizzabile. Conosci un modo per cambiare la natura di un atomo? Chi l’ha realizzato per la prima volta?
Cosa è l’atmosfera terrestre chimicamente? Descrivi i suoi componenti dal punto di vista chimico, qualitativo e quantitativo.
Descrivere la tecnica che useresti per ottenere il burro dal latte
Perché non si può parlare di “punto di evaporazione” ma solo di ”punto di ebollizione” di una sostanza? Nel dare la risposta spiega bene la differenza tra evaporazione ed ebollizione
Scrivi i punti principali che caratterizzano il cosiddetto “metodo scientifico”
Isotopi dell’idrogeno e determinazione del numero di massa
Caratteristiche fisico-chimiche dei metalli e significato della valenza chimica di quelli del primo gruppo
Differenze tra composti ionici e molecolari citando almeno due esempi per ciascuna categoria
Scrivi le formule dei composti ionici che si ottengono dalle seguenti coppie di elementi: a) Na e S(valenza 2); b) Ca e F; c) Ca e O; d) Al e S
Cosa è l’acqua dell’oceano chimicamente? Come separeresti le varie componenti?
Qual è la relazione tra temperatura e calore? Quale dei due è una forma di energia? Come è relazionata l’energia in generale alla materia?
Cosa vuol dire che l’atomo di Rutherford è un atomo “vuoto”? Come è invece quello di Thomson?
Differenza tra gruppi e periodi della tavola periodica. Descrivi poi gli elementi del settimo gruppo principale
Le particelle subatomiche e loro importanza in chimica
Differenza tra le trasformazioni fisiche e quelle chimiche. Fai due esempi di ciascuna categoria
In un composto binario le valenze complessive dei due elementi sono uguali, fai due esempi di composti binari calcolando le valenze complessive
Scrivi le formule dei composti ionici che si ottengono dalle seguenti coppie di elementi: a) Ca e S(valenza 2); b) B e F; c) K e O; d) Al e Cl
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Alla luce delle tue attuali conoscenze chimiche, spiegare perché il sogno della trasmutazione in oro degli alchimisti non era realizzabile. Conosci un modo per cambiare la natura di un atomo? Chi l’ha realizzato per la prima volta?
Cosa è l’atmosfera terrestre chimicamente? Descrivi i suoi componenti dal punto di vista chimico, qualitativo e quantitativo.
Descrivere la tecnica che useresti per ottenere il burro dal latte
Perché non si può parlare di “punto di evaporazione” ma solo di ”punto di ebollizione” di una sostanza? Nel dare la risposta spiega bene la differenza tra evaporazione ed ebollizione
Scrivi i punti principali che caratterizzano il cosiddetto “metodo scientifico”
Isotopi dell’idrogeno e determinazione del numero di massa
Caratteristiche fisico-chimiche dei metalli e significato della valenza chimica di quelli del primo gruppo
Differenze tra composti ionici e molecolari citando almeno due esempi per ciascuna categoria
Scrivi le formule dei composti ionici che si ottengono dalle seguenti coppie di elementi: a) Na e S(valenza 2); b) Ca e F; c) Ca e O; d) Al e S
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