Prima Parte
Seconda Parte
Terza Parte
Quarta Parte
Quinta Parte
Sesta Parte
Settima Parte
Ottava Parte
Nona Parte
Decima Parte
venerdì 13 novembre 2009
ACQUA SULLLA LUNA!
Spazio: trovata l'acqua sulla Luna
Nasa: "Individuata quantità ingente"
C'è acqua sulla Luna. Lo ha annunciato la Nasa, dopo aver lanciato un missile-proiettile Centaur contro un cratere lunare. "Sulla superficie è stata individuata una significativa quantità di ghiaccio", hanno spiegato gli scienziati dell'Agenzia spaziale Usa. La scoperta è stata annunciata dopo l'analisi spettrografica della nuvola di detriti provocata dall'impatto del missile lanciato dalla sonda Lcross.
In un comunicato, la Nasa ha dunque rivelato che i dati preliminari della missione avviata lo scorso mese mostrano la presenza "di acqua nascosta in un cratere lunare". Una scoperta che, secondo l'agenzia spaziale americana "apre un nuovo capitolo nella storia della nostra conoscenza della Luna".
L'esperimento è stato condotto un mese fa quando un razzo è atterrato nel cratere Cabeus, nei pressi del polo sud della Luna, seguito da una navicella equipaggiata con delle telecamere per registrare ogni attimo dell'impatto.
Nasa: "Individuata quantità ingente"
C'è acqua sulla Luna. Lo ha annunciato la Nasa, dopo aver lanciato un missile-proiettile Centaur contro un cratere lunare. "Sulla superficie è stata individuata una significativa quantità di ghiaccio", hanno spiegato gli scienziati dell'Agenzia spaziale Usa. La scoperta è stata annunciata dopo l'analisi spettrografica della nuvola di detriti provocata dall'impatto del missile lanciato dalla sonda Lcross.
In un comunicato, la Nasa ha dunque rivelato che i dati preliminari della missione avviata lo scorso mese mostrano la presenza "di acqua nascosta in un cratere lunare". Una scoperta che, secondo l'agenzia spaziale americana "apre un nuovo capitolo nella storia della nostra conoscenza della Luna".
L'esperimento è stato condotto un mese fa quando un razzo è atterrato nel cratere Cabeus, nei pressi del polo sud della Luna, seguito da una navicella equipaggiata con delle telecamere per registrare ogni attimo dell'impatto.
giovedì 12 novembre 2009
Luminosità e Magnitudine
Nell'antichità la luminosità delle stelle non potendo essere misurata con precisione veniva semplicemente classificata in sei classi di grandezza, secondo un sistema ideato da Ipparco per il suo catalogo stellare.
Le stelle più luminose erano classificate come stelle di prima grandezza, seguivano quelle di seconda grandezza ecc.ecc. fino alla sesta grandezza che è quella delle stelle appena percepibili a occhio nudo.Nell'Ottocento al sistema di classificazione degli antichi si è sostituito un sistema di misurazione fotometrico della luminosità apparente. Per mantenere un minimo di compatibilità con l'antico concetto di grandezza, si è definita anche una magnitudine apparente delle stelle m con la seguente formula logaritmica (i logaritmi qui sono sempre decimali) basata sul fatto che una differenza di 5 grandezze tra due stelle equivale a un rapporto di luminosità di 100 (102).
m = m0 - 2.5 log (I/I0)
dove m0 e I0 sono la magnitudine e la luminosità di una stella di riferimento; per convenzione si è scelta come magnitudine 0 quella di VegaLa luminosità apparente di una stella dipende da due fattori, la luminosità assoluta della stella e la distanza da cui viene osservata.
Occorre quindi definire anche una magnitudine assoluta M delle stelle; per convenzione questa è definita come la magnitudine alla quale la stella apparirebbe se osservata alla distanza di 10 parsec; ovviamente questo richiede che si conosca con sufficiente precisione la distanza della stella.
Il rapporto tra M e m è dato dalla formula:
M = m + 5 - 5*Log d
dove d è la distanza in parsec. Viceversa per passare dalla magnitudine assoluta a quella relativa, basta invertire la formula:
m = M - 5 + 5*Log d
O ANCHE PIù SEMPLICEMENTE
La magnitudine apparente (m) di una stella, pianeta o di un altro oggetto celeste è una misura della sua luminosità apparente, ovvero quella rilevabile dal punto d'osservazione. È importante notare che un oggetto estremamente luminoso può apparire molto debole, se si trova ad una grande distanza. Per superare questo problema dato dalle diverse distanze a cui si trovano gli oggetti celesti, si può introdurre il concetto di magnitudine assoluta. La magnitudine assoluta (M, detta anche luminosità assoluta) è la magnitudine apparente (m) che un oggetto avrebbe se si trovasse ad una distanza di 10 parsec (32,616 anni luce), o 3×1014 chilometri. Più semplicemente, è una misura della luminosità intrinseca di un oggetto, senza tener conto delle condizioni in cui si trova l'osservatore.
Le stelle più luminose erano classificate come stelle di prima grandezza, seguivano quelle di seconda grandezza ecc.ecc. fino alla sesta grandezza che è quella delle stelle appena percepibili a occhio nudo.Nell'Ottocento al sistema di classificazione degli antichi si è sostituito un sistema di misurazione fotometrico della luminosità apparente. Per mantenere un minimo di compatibilità con l'antico concetto di grandezza, si è definita anche una magnitudine apparente delle stelle m con la seguente formula logaritmica (i logaritmi qui sono sempre decimali) basata sul fatto che una differenza di 5 grandezze tra due stelle equivale a un rapporto di luminosità di 100 (102).
m = m0 - 2.5 log (I/I0)
dove m0 e I0 sono la magnitudine e la luminosità di una stella di riferimento; per convenzione si è scelta come magnitudine 0 quella di VegaLa luminosità apparente di una stella dipende da due fattori, la luminosità assoluta della stella e la distanza da cui viene osservata.
Occorre quindi definire anche una magnitudine assoluta M delle stelle; per convenzione questa è definita come la magnitudine alla quale la stella apparirebbe se osservata alla distanza di 10 parsec; ovviamente questo richiede che si conosca con sufficiente precisione la distanza della stella.
Il rapporto tra M e m è dato dalla formula:
M = m + 5 - 5*Log d
dove d è la distanza in parsec. Viceversa per passare dalla magnitudine assoluta a quella relativa, basta invertire la formula:
m = M - 5 + 5*Log d
O ANCHE PIù SEMPLICEMENTE
La magnitudine apparente (m) di una stella, pianeta o di un altro oggetto celeste è una misura della sua luminosità apparente, ovvero quella rilevabile dal punto d'osservazione. È importante notare che un oggetto estremamente luminoso può apparire molto debole, se si trova ad una grande distanza. Per superare questo problema dato dalle diverse distanze a cui si trovano gli oggetti celesti, si può introdurre il concetto di magnitudine assoluta. La magnitudine assoluta (M, detta anche luminosità assoluta) è la magnitudine apparente (m) che un oggetto avrebbe se si trovasse ad una distanza di 10 parsec (32,616 anni luce), o 3×1014 chilometri. Più semplicemente, è una misura della luminosità intrinseca di un oggetto, senza tener conto delle condizioni in cui si trova l'osservatore.
mercoledì 11 novembre 2009
FORMULE CHIMICHE
DA SAPERE
1.Composti Binari
Ossigeno Non Ossigeno
=Ossidi(Ossigeno+Metallo) =Ionici(Metallo+Non-metallo)
->”Ossido di…” -> +”-uro”
-Valenza Ferro e Rame -Primi tre elementi del 6°gruppo
-Primi tre elementi del 1°,2°,3° gruppo -Zolfo(valenza 2)
2.Idracidi
(Tabella 3.8 pagina 99)
HCN=Acido cianidrico
3.Idrossidi
Metallo+OH(valenza 1)
Radicale idrossile
4.Ossiacidi
H+Non-metallo+Ossigeno
(Tabella 3.10 pagina 101
Tranne:Acido borico,acido cromico,acido bicromico)
5.Sali
(Ioni->Tabella 3.12 pagina 102.
Tranne:Permanganato,cromato,dicromato)
1.Composti Binari
Ossigeno Non Ossigeno
=Ossidi(Ossigeno+Metallo) =Ionici(Metallo+Non-metallo)
->”Ossido di…” -> +”-uro”
-Valenza Ferro e Rame -Primi tre elementi del 6°gruppo
-Primi tre elementi del 1°,2°,3° gruppo -Zolfo(valenza 2)
2.Idracidi
(Tabella 3.8 pagina 99)
HCN=Acido cianidrico
3.Idrossidi
Metallo+OH(valenza 1)
Radicale idrossile
4.Ossiacidi
H+Non-metallo+Ossigeno
(Tabella 3.10 pagina 101
Tranne:Acido borico,acido cromico,acido bicromico)
5.Sali
(Ioni->Tabella 3.12 pagina 102.
Tranne:Permanganato,cromato,dicromato)
sabato 7 novembre 2009
ALICE E L'LHC
ALICE
ALICE, acronimo di A Large Ion Collider Experiment at CERN LHC è un progetto portato avanti da una collaborazione di un migliaio di ricercatori appartenenti a 86 istituti di 29 paesi che ha come fine la costruzione di un rivelatore di ioni pesanti che consenta di esaminare gli effetti delle interazioni fra nuclei pesanti alle energie ottenibili con il Large Hadron Collider (LHC) che diventerà operativo nel 2008 presso il CERN di Ginevra.
Lo scopo scientifico è quello di studiare la fisica della materia sottoposta alle interazioni forti che si riscontrano alle densità di energia estreme alle quali ci si aspetta la formazione di una nuova fase di materia chiamata plasma quark-gluone.
L'evidenza sperimentale di quasta fase e le sue proprietà costituiscono questioni centrali per la cromodinamica quantistica (QCD) ai fini della comprensione del confinamento e della restaurazione della simmetria chirale. Per questo motivo il progetto ALICE si propone di portare avanti uno studio ad ampio raggio degli adroni, degli elettroni, dei muoni e dei fotoni prodotti nella collisione dei nuclei pesanti. ALICE studierà anche collisioni protone-protone per confrontarli con le collisioni piombo-piombo nelle condizioni fisiche alle quali questo progetto è competitivo con altri esperimenti che saranno condotti con LHC.
Collegamenti esterni [modifica]
Che esito ha avuto l’esperimento?
Un anno fa a Ginevra veniva inaugurato il Large Hadron Collider, il più potente acceleratore di particelle del mondo. Ma invece di andare con lui a caccia dei segreti dell'universo, i fisici nucleari del CERN hanno passato il loro tempo a ripararlo.
Sonnecchia sottoterra, a cavallo tra Svizzera e Francia, la più grande macchina mai costruita dall'uomo, quella che dovrebbe imitare il big bang per permettere agli scienziati di studiare i primi vagiti dell'universo.
Al momento della sua inaugurazione, nel settembre del 2008, si attendeva impazienti che l'LHC contribuisse a spiegare l'origine di ogni cosa. Le speranze, però si sono allontanate allo stesso modo delle particelle: velocemente. Poco più di una settimana dopo l'accelerazione del primo fascio di adroni, l'LHC si è fermato, piantando in asso migliaia di scienziati che contavano sul suo contributo.
«È ovvio che ci sia molta delusione», afferma la fisica del CERN Edda Gschwendtner. «Tutti erano ansiosi di raccogliere nuovi dati».
L'acceleratore dovrebbe essere riacceso nel corso dei prossimi due mesi, non senza qualche precauzione. Per il momento non verranno superati i 3,5 teraelettronvolt (TeV), la metà della potenza massima dell'LHC.
«Non diventerà una cattedrale nel deserto», assicura a swissinfo.ch il portavoce del Cern, James Gillies.
Non farsi cadere le braccia
«Si guarda avanti, a novembre», afferma Gillies. Lo scorso anno ci si attendeva moltissimo dall'acceleratore. «Era qualcosa di enorme che tutti stavano aspettando».
Ora c'è stato un ridimensionamento delle attese, ma Edda Gschwendtner ricorda che in fondo l'LHC è due cose allo stesso tempo, prototipo e prodotto finale, e che resta «una vera e propria conquista. Non c'è mai stato un acceleratore del genere, prima».
Al CERN – dove i ricercatori vivono e lavorano in un ambiente che ricorda un campus universitario – tutti sono convinti che a tempo debito l'acceleratore funzionerà alla potenza prevista.
«Sono sicuro che alla fine tutto andrà per il verso giusto», dice ad esempio Werner Riegler. «Certo è difficile prevedere se sarà in novembre. Basta pensare a quanti sono i componenti che devono funzionare insieme – e ogni singolo deve funzionare – per capire che serve del tempo a mettere a punto le cose».
Riegler è il coordinatore tecnico del gruppo che si occupa del rivelatore ALICE, un gigante fatto di milioni di sensori e posto in fondo ad un buco rivestito di cemento.
Destinato a raccogliere i dati risultanti dallo scontro di particelle, ALICE è uno dei quattro rivelatori collegati all'LHC. Ha un diametro e una lunghezza di 20 metri. Insomma, è tanto grande quanto complicato.
Grandi numeri
«Al progetto collaborano tra le 1000 e le 2000 persone», spiega Riegler. Strumenti e tecnologie sono stati messi a punto espressamente per l'LHC. «Non c'è nulla che si possa trovare sul mercato».
Con una potenza di 7 TeV, l'acceleratore del CERN strappa il primato al quarantenne Tevatron, che, situato alle porte di Chicago, opera ad una potenza di 1 TeV.
Per trasmettere energia alle migliaia di magneti situati nell'anello dell'LHC è necessario raffreddare i cavi con elio liquido e portarli a temperature vicine allo zero assoluto. A temperature normali non potrebbero reggere la corrente.
«Ogni nuova macchina non spinge più in là soltanto le frontiere del sapere, ma anche le frontiere della tecnologia», ricorda Gillies.
Isolare un anello di 27 chilometri e mantenerlo a temperature più fredde di quelle dello spazio profondo non è impresa da poco. Pochi giorni dopo il lancio del primo fascio di particelle, una fuga di elio ha costretto il CERN a disinstallare 53 magneti.
Ognuno di questi è lungo più di dieci metri e ha un suo posto preciso all'interno dell'acceleratore. È stato necessario smontarli e riportarli in superficie al fine di pulirli.
Avanti tutta
Dopo un'iniziale delusione è necessario riprendersi, «cercando di capire come intervenire e questo è esattamente quello che ha fatto chi lavora qui», racconta Gillies.
Un obiettivo, l'acceleratore di particelle ginevrino l'ha già raggiunto: ha contribuito a portare tra la gente comune l'interesse per la fisica nucleare. Il CERN ha fatto la sua apparizione in un libro dello scrittore statunitense Dan Brown e le spiegazioni di Gillies sono state pubblicate in giornali e riviste di tutto il mondo.
Lo scorso anno, l'ufficio stampa del CERN ha accolto all'incirca 800 giornalisti, più del doppio del solito. E ha dovuto confrontarsi con i timori di chi aveva paura che l'LHC potesse creare un buco nero capace d'inghiottire il pianeta. Per bloccare gli esperimenti sono state intraprese senza successo delle azioni legali alle Hawaii e a Strasburgo.
Gillies, fisico prestato alla comunicazione che si esprime in modo affabile e chiaro, accetta le sfide di buon grado. In fondo – fa notare – il primo acceleratore del CERN, il protosincrotrone, è stato costruito cinquant'anni fa ed è ancora in funzione.
Nel frattempo, i fisici hanno placato la loro sete di conoscenza studiando i raggi cosmici e ora sono occupati con i preparativi per il secondo varo dell'LHC. «In questo momento», conclude Riegler, «la pressione è davvero sulle spalle di chi sta costruendo questo acceleratore».
Justin Häne, al confine tra Svizzera e Francia, swissinfo.ch (traduzione e adattamento dall'inglese, Doris Lucini)
ALICE, acronimo di A Large Ion Collider Experiment at CERN LHC è un progetto portato avanti da una collaborazione di un migliaio di ricercatori appartenenti a 86 istituti di 29 paesi che ha come fine la costruzione di un rivelatore di ioni pesanti che consenta di esaminare gli effetti delle interazioni fra nuclei pesanti alle energie ottenibili con il Large Hadron Collider (LHC) che diventerà operativo nel 2008 presso il CERN di Ginevra.
Lo scopo scientifico è quello di studiare la fisica della materia sottoposta alle interazioni forti che si riscontrano alle densità di energia estreme alle quali ci si aspetta la formazione di una nuova fase di materia chiamata plasma quark-gluone.
L'evidenza sperimentale di quasta fase e le sue proprietà costituiscono questioni centrali per la cromodinamica quantistica (QCD) ai fini della comprensione del confinamento e della restaurazione della simmetria chirale. Per questo motivo il progetto ALICE si propone di portare avanti uno studio ad ampio raggio degli adroni, degli elettroni, dei muoni e dei fotoni prodotti nella collisione dei nuclei pesanti. ALICE studierà anche collisioni protone-protone per confrontarli con le collisioni piombo-piombo nelle condizioni fisiche alle quali questo progetto è competitivo con altri esperimenti che saranno condotti con LHC.
Collegamenti esterni [modifica]
Che esito ha avuto l’esperimento?
Un anno fa a Ginevra veniva inaugurato il Large Hadron Collider, il più potente acceleratore di particelle del mondo. Ma invece di andare con lui a caccia dei segreti dell'universo, i fisici nucleari del CERN hanno passato il loro tempo a ripararlo.
Sonnecchia sottoterra, a cavallo tra Svizzera e Francia, la più grande macchina mai costruita dall'uomo, quella che dovrebbe imitare il big bang per permettere agli scienziati di studiare i primi vagiti dell'universo.
Al momento della sua inaugurazione, nel settembre del 2008, si attendeva impazienti che l'LHC contribuisse a spiegare l'origine di ogni cosa. Le speranze, però si sono allontanate allo stesso modo delle particelle: velocemente. Poco più di una settimana dopo l'accelerazione del primo fascio di adroni, l'LHC si è fermato, piantando in asso migliaia di scienziati che contavano sul suo contributo.
«È ovvio che ci sia molta delusione», afferma la fisica del CERN Edda Gschwendtner. «Tutti erano ansiosi di raccogliere nuovi dati».
L'acceleratore dovrebbe essere riacceso nel corso dei prossimi due mesi, non senza qualche precauzione. Per il momento non verranno superati i 3,5 teraelettronvolt (TeV), la metà della potenza massima dell'LHC.
«Non diventerà una cattedrale nel deserto», assicura a swissinfo.ch il portavoce del Cern, James Gillies.
Non farsi cadere le braccia
«Si guarda avanti, a novembre», afferma Gillies. Lo scorso anno ci si attendeva moltissimo dall'acceleratore. «Era qualcosa di enorme che tutti stavano aspettando».
Ora c'è stato un ridimensionamento delle attese, ma Edda Gschwendtner ricorda che in fondo l'LHC è due cose allo stesso tempo, prototipo e prodotto finale, e che resta «una vera e propria conquista. Non c'è mai stato un acceleratore del genere, prima».
Al CERN – dove i ricercatori vivono e lavorano in un ambiente che ricorda un campus universitario – tutti sono convinti che a tempo debito l'acceleratore funzionerà alla potenza prevista.
«Sono sicuro che alla fine tutto andrà per il verso giusto», dice ad esempio Werner Riegler. «Certo è difficile prevedere se sarà in novembre. Basta pensare a quanti sono i componenti che devono funzionare insieme – e ogni singolo deve funzionare – per capire che serve del tempo a mettere a punto le cose».
Riegler è il coordinatore tecnico del gruppo che si occupa del rivelatore ALICE, un gigante fatto di milioni di sensori e posto in fondo ad un buco rivestito di cemento.
Destinato a raccogliere i dati risultanti dallo scontro di particelle, ALICE è uno dei quattro rivelatori collegati all'LHC. Ha un diametro e una lunghezza di 20 metri. Insomma, è tanto grande quanto complicato.
Grandi numeri
«Al progetto collaborano tra le 1000 e le 2000 persone», spiega Riegler. Strumenti e tecnologie sono stati messi a punto espressamente per l'LHC. «Non c'è nulla che si possa trovare sul mercato».
Con una potenza di 7 TeV, l'acceleratore del CERN strappa il primato al quarantenne Tevatron, che, situato alle porte di Chicago, opera ad una potenza di 1 TeV.
Per trasmettere energia alle migliaia di magneti situati nell'anello dell'LHC è necessario raffreddare i cavi con elio liquido e portarli a temperature vicine allo zero assoluto. A temperature normali non potrebbero reggere la corrente.
«Ogni nuova macchina non spinge più in là soltanto le frontiere del sapere, ma anche le frontiere della tecnologia», ricorda Gillies.
Isolare un anello di 27 chilometri e mantenerlo a temperature più fredde di quelle dello spazio profondo non è impresa da poco. Pochi giorni dopo il lancio del primo fascio di particelle, una fuga di elio ha costretto il CERN a disinstallare 53 magneti.
Ognuno di questi è lungo più di dieci metri e ha un suo posto preciso all'interno dell'acceleratore. È stato necessario smontarli e riportarli in superficie al fine di pulirli.
Avanti tutta
Dopo un'iniziale delusione è necessario riprendersi, «cercando di capire come intervenire e questo è esattamente quello che ha fatto chi lavora qui», racconta Gillies.
Un obiettivo, l'acceleratore di particelle ginevrino l'ha già raggiunto: ha contribuito a portare tra la gente comune l'interesse per la fisica nucleare. Il CERN ha fatto la sua apparizione in un libro dello scrittore statunitense Dan Brown e le spiegazioni di Gillies sono state pubblicate in giornali e riviste di tutto il mondo.
Lo scorso anno, l'ufficio stampa del CERN ha accolto all'incirca 800 giornalisti, più del doppio del solito. E ha dovuto confrontarsi con i timori di chi aveva paura che l'LHC potesse creare un buco nero capace d'inghiottire il pianeta. Per bloccare gli esperimenti sono state intraprese senza successo delle azioni legali alle Hawaii e a Strasburgo.
Gillies, fisico prestato alla comunicazione che si esprime in modo affabile e chiaro, accetta le sfide di buon grado. In fondo – fa notare – il primo acceleratore del CERN, il protosincrotrone, è stato costruito cinquant'anni fa ed è ancora in funzione.
Nel frattempo, i fisici hanno placato la loro sete di conoscenza studiando i raggi cosmici e ora sono occupati con i preparativi per il secondo varo dell'LHC. «In questo momento», conclude Riegler, «la pressione è davvero sulle spalle di chi sta costruendo questo acceleratore».
Justin Häne, al confine tra Svizzera e Francia, swissinfo.ch (traduzione e adattamento dall'inglese, Doris Lucini)
lunedì 26 ottobre 2009
Risposte geografia 3
COMPITO N 2- SEZ A
1. Cosa sono le costellazioni? Descrivine lo stato apparente e quello reale.
Gli antichi , osservando il cielo vedevano le stele come incastonate in una sfera che girava attorno alla terra.
Dunque ponevano tutte le stelle alla stessa distanza e per identificarle le riunirono in costellazioni: disegni mitici che si formavano a partire dalle stelle.
In realtà le stelle di una stessa costrellazione non sono alla stessa distsanza e la loro luminosità o magnitudine, come la calcolavano gli antichi greci, è soltanto apparente perchè dipende anche da questo fattore.
2. Il colore delle stelle: come si può analizzare e che informazioni fornisce.
Il primo ad usare gli spettometri fu Hubble, mentre Padre Angelo Secchi li utilizzò per ricavarne importanti informazioni. Dalla tendenza ad un colore ( il rosso o il blu ) di uno spetto si deducono varie informazioni sulla stella: prima fra tutte la temperatura ( la stella è più calda se tende al blu, viceversa se tende al rosso) il movimento di allontanamento o di avvicinamento e la composizione chimica a seconda dei colori assenti sullo spettro.
3. Una prova del moto della Terra.
Una prova del moto della terra è l’angolo parallasse, che Tico Brahe nel ‘500 aveva pensato ma non era riuscito a trovare: guardando da due punti di osservazione diversi la medesima stella, la sua posizione varia, creando un angolo tanto maggiore quanto minore è la distanza tra l’osservatore e la stella e maggiore la distanza tra i due punti osservazione.
Tale angolo, oggi, è riscontrabile solo per le stelle più vicine e gli angoli di parallasse che conosciamo sono stati scoperti dalla spedizione Ipparcos, osservando le stelle a sei mesi di distanza.
4. La radiazione stellare
Le alte temperature generano le fusioni termonucleare , che generano energia e luce. La luce è un onda che viene analizzata sia dai fotometri fotoelettriche che dagli spettometri.
Vi sono altre radiazioni come gli ultravioletti e gli infrarossi, che vengono emesse dalle stelle. La radiazione stellare si perpetua nell’universo e si pensa sia l’eco del Big Bang e studiandola si capisce la presenza di corpi celesti e di dati elementi assenti o presenti in confronto con lo spettro continuo della luce.
5. Reazioni termonucleari delle stelle
Le reazioni termonucleari nelle stelle avvengono solo se si raggiunge la temperatura di 15 milioni di gradi K.
Le collisioni a causa della temperatura sono sempre più violente e quindi si generano tali reazioni, secondo cui 4 protoni di idrogeno si trasformano in un nucleo di elio, però perdendo lo 0,7% della massa che si trasforma in energia, secondo la legge della relatività di Einstein: E= mc2, con e= energia, m= massa e c=velocità della luce nel vuoto.
Nelle giganti rosse, se la massa è sufficiente e la temperatura aumenta sempre più, l’elio si trasforma in carbonio, e così via per gli elementi più pesanti fino al ferro.
Per gli altri elementi sono necessarie le supernovae.
6. Forze che governano l'universo nel suo insieme
L’universo è regolato da due forze:
1) la forza di espansione, retaggio del Big Bang, per cui il cosmo continua ad espandersi.
2) La forza di gravità, dimostrata da Isaac Newton G = m1 m2/d2 secondo cui la forza di gravità è direttamente proporzionale al prodotto delle masse e inversamente proporzionale al quadrato della distanza.
Tutti i corpi sono dunque attratti da altri corpi, più sono grandi più esercitano una forza grande.
Queste due forze tengono in equilibrio l’universo.
7. Tipi di galassie
Ci sono cinque tipi di galassie:
− a spirale.
− ellittiche.
− a spirale sbarrata, in cui da un perno centrale si dipartono vari bracci.
− globulari, sferici ammassi di miliardi di stelle disposte con concentrazione maggiore al centro e minore all’esterno.
− Irregolari: senza una forma definita.
8. Le coordinate celesti
Dai quattro punti cardinali, generati dai punti di intersezione fra l’orizzonte celeste, l’equatore celeste ( est e ovest ) e il meridiano celeste ( nord e sud ) è possibile stabilire le coordinate celesti:
− la declinazione celeste: la distanza angolare dell’astro dall’equatore.
− L’ascensione retta: distanza angolare dell’astro dal meridiano fondamentale passante per il punto γ della costellazione dell’ariete.
9. Significato del diagramma H-R
Il diagramma H-R ( di Hertzsprung e Russel ) serve a spiegare l’evoluzione di una stella: da protostelle, le stelle si spostano nella sequenza principale, dove risiedono per 10 miliardi di anni, poi la loro evoluzione le porta ad essere giganti o super giganti rosse a seconda della massa, per divenire infine nane bianche.
Ha in ascissa la temperatura, che cresce verso l’origine, e in ordinata la luminosità: grazie a ciò si dividono in classi :O G B A F G K M.
10. Stelle variabili
Vi sono stelle che non mantengono costante la loro luminosità, ma sono variabili pulsanti: a distanza di pochi giorni la loro luminosità diventa più intensa o meno intensa. Ne sono un tipo le Cefeidi.
1) I corpi celesti possono muoversi nello spazio in diversi modi, a seconda delle forze che li governano e della loro classificazione. Essi hanno generalmente un moto di rotazione su loro stessi e di rivoluzione intorno a un altro corpo che esercita una forza di gravità, come nel caso del nostro Sistema Solare. Inoltre, le galassie hanno anche un diverso movimento: si è calcolato che si allontanino progressivamente da noi per la forza di recessione, avvalorando la tesi di un Universo in espansione.
2) Lo Zenit è il punto in cui la verticale tracciata sopra la testa dell'osservatore incontra la sfera celeste. Il suo opposto è il Nadir. Per l'osservatore al Polo Nord, la stella vicina allo Zenit è la Stella Polare; per quello al Polo Sud, è la Croce del Sud.
3) Le classi spettrali servono a classificare le stelle in base a come ci appaiono dal loro spettro stellare; dalla classe spettrale è possibile dedurre la magnitudine assoluta di una stella. Stelle appartenenti alla stessa classe spettrale hanno infatti una luminosità intrinseca molto simile.
4) Le stelle della massa del Sole, o leggermente superiore a essa, raggiungeranno come quelle più piccole la condizione di nana bianca, ma con un passaggio intermedio. Infatti, con la trasformazione dell'elio in carbonio e la successiva espansione della stella (stadio di gigante rossa), essa tenderà a espellere i suoi strati più superficiali, che cominceranno a gravitarle intorno. Questo ammasso di gas prende il nome di nebulosa stellare e, dopo il suo esaurimento, si avrà finalmente il collasso della stella e il suo passaggio a nana bianca. Teoricamente, una volta terminata la sua energia, anche la nana bianca dovrebbe spegnersi e diventare nana nera, ma i tempi sono così lunghi che questo fenomeno non si è ancora mai verificato o, quantomeno, non è mai stato osservato.
5) Il Sole è composto prevalentemente da idrogeno ed elio che però non si trovano allo stato molecolare, ma gli elettroni di entrambi viaggiano liberi in un mare di nuclei. Data la velocità a cui si muovono a causa dell'elevatissima temperatura, quando le particelle si scontrano l'idrogeno diventa elio: questo fenomeno si chiama fusione termonucleare. Il Sole è inoltre composto da altri elementi chimici che sono il retaggio della fase iniziale della sua vita: la nebulose da cui nascono le stelle sono infatti ricche di elementi chimici prodotti dall'esplosione di altre stelle.
6) Le radiogalassie vengono così definite perchè sono state rilevate onde radio provenienti da esse. La rilevazione di queste onde ha permesso di stabilirne la distanza e la grandezza. Le onde radio hannoi inoltre rilevato oggetti non ancora identificati, assimilabili a radiogalassie, che si trovano ai confini dell'Universo: i quasar.
7) Per stabilire la distanza di alcune stelle vengono prese come punto di riferimento le Cefeidi, stelle denominate pulsanti variabili. La loro luminosità subisce trasformazioni a intervalli regolari, in un periodo prevedibile. Studiando quindi la loro magnitudine si può risalire alla loro distanza.
8) Alcune stelle sono dette doppie perchè si trovano in coppia (ma talvolta anche in terzetti o in gruppi più numerosi). Esse si influenzano reciprocamente dal punto di vista gravitazionale e ruotano l'una attorno all'altra. Ciò causa una variazione nella loro luminosità che ci consente di stabilirne la distanza.
9) Le nebulose sono ammassi di materia che occupano gli spazi interstellari. Esse sono dette oscure quando non emettono alcuna luce nè la ricevono da altri corpi celesti; a riflessione quando invece essa, giungendo dalle stelle più vicine, riesce a penetrarle.
10) Le stelle grandi decine di volte il Sole, una volta raggiunto lo stadio di Supernova, iniziano il loro collasso, che dovrebbe portarle a diventare stelle a neutroni. Tuttavia, essendo la loro massa troppo grande, nessuna forza riesce a contrastare questo processo, che culmina nell'implosione e nella formazione di un corpo la cui forza di gravità è talmente potente da attirare a sè e risucchiare ogni cosaincontri: il cosiddetto buco nero. Esso è chiamato così perchè neanche la luce riesce a uscirne; una delle ipotesi sulla fine dell'Universo è che esso venga risucchiato da un enorme buco nero.
1. Cosa sono le costellazioni? Descrivine lo stato apparente e quello reale.
Gli antichi , osservando il cielo vedevano le stele come incastonate in una sfera che girava attorno alla terra.
Dunque ponevano tutte le stelle alla stessa distanza e per identificarle le riunirono in costellazioni: disegni mitici che si formavano a partire dalle stelle.
In realtà le stelle di una stessa costrellazione non sono alla stessa distsanza e la loro luminosità o magnitudine, come la calcolavano gli antichi greci, è soltanto apparente perchè dipende anche da questo fattore.
2. Il colore delle stelle: come si può analizzare e che informazioni fornisce.
Il primo ad usare gli spettometri fu Hubble, mentre Padre Angelo Secchi li utilizzò per ricavarne importanti informazioni. Dalla tendenza ad un colore ( il rosso o il blu ) di uno spetto si deducono varie informazioni sulla stella: prima fra tutte la temperatura ( la stella è più calda se tende al blu, viceversa se tende al rosso) il movimento di allontanamento o di avvicinamento e la composizione chimica a seconda dei colori assenti sullo spettro.
3. Una prova del moto della Terra.
Una prova del moto della terra è l’angolo parallasse, che Tico Brahe nel ‘500 aveva pensato ma non era riuscito a trovare: guardando da due punti di osservazione diversi la medesima stella, la sua posizione varia, creando un angolo tanto maggiore quanto minore è la distanza tra l’osservatore e la stella e maggiore la distanza tra i due punti osservazione.
Tale angolo, oggi, è riscontrabile solo per le stelle più vicine e gli angoli di parallasse che conosciamo sono stati scoperti dalla spedizione Ipparcos, osservando le stelle a sei mesi di distanza.
4. La radiazione stellare
Le alte temperature generano le fusioni termonucleare , che generano energia e luce. La luce è un onda che viene analizzata sia dai fotometri fotoelettriche che dagli spettometri.
Vi sono altre radiazioni come gli ultravioletti e gli infrarossi, che vengono emesse dalle stelle. La radiazione stellare si perpetua nell’universo e si pensa sia l’eco del Big Bang e studiandola si capisce la presenza di corpi celesti e di dati elementi assenti o presenti in confronto con lo spettro continuo della luce.
5. Reazioni termonucleari delle stelle
Le reazioni termonucleari nelle stelle avvengono solo se si raggiunge la temperatura di 15 milioni di gradi K.
Le collisioni a causa della temperatura sono sempre più violente e quindi si generano tali reazioni, secondo cui 4 protoni di idrogeno si trasformano in un nucleo di elio, però perdendo lo 0,7% della massa che si trasforma in energia, secondo la legge della relatività di Einstein: E= mc2, con e= energia, m= massa e c=velocità della luce nel vuoto.
Nelle giganti rosse, se la massa è sufficiente e la temperatura aumenta sempre più, l’elio si trasforma in carbonio, e così via per gli elementi più pesanti fino al ferro.
Per gli altri elementi sono necessarie le supernovae.
6. Forze che governano l'universo nel suo insieme
L’universo è regolato da due forze:
1) la forza di espansione, retaggio del Big Bang, per cui il cosmo continua ad espandersi.
2) La forza di gravità, dimostrata da Isaac Newton G = m1 m2/d2 secondo cui la forza di gravità è direttamente proporzionale al prodotto delle masse e inversamente proporzionale al quadrato della distanza.
Tutti i corpi sono dunque attratti da altri corpi, più sono grandi più esercitano una forza grande.
Queste due forze tengono in equilibrio l’universo.
7. Tipi di galassie
Ci sono cinque tipi di galassie:
− a spirale.
− ellittiche.
− a spirale sbarrata, in cui da un perno centrale si dipartono vari bracci.
− globulari, sferici ammassi di miliardi di stelle disposte con concentrazione maggiore al centro e minore all’esterno.
− Irregolari: senza una forma definita.
8. Le coordinate celesti
Dai quattro punti cardinali, generati dai punti di intersezione fra l’orizzonte celeste, l’equatore celeste ( est e ovest ) e il meridiano celeste ( nord e sud ) è possibile stabilire le coordinate celesti:
− la declinazione celeste: la distanza angolare dell’astro dall’equatore.
− L’ascensione retta: distanza angolare dell’astro dal meridiano fondamentale passante per il punto γ della costellazione dell’ariete.
9. Significato del diagramma H-R
Il diagramma H-R ( di Hertzsprung e Russel ) serve a spiegare l’evoluzione di una stella: da protostelle, le stelle si spostano nella sequenza principale, dove risiedono per 10 miliardi di anni, poi la loro evoluzione le porta ad essere giganti o super giganti rosse a seconda della massa, per divenire infine nane bianche.
Ha in ascissa la temperatura, che cresce verso l’origine, e in ordinata la luminosità: grazie a ciò si dividono in classi :O G B A F G K M.
10. Stelle variabili
Vi sono stelle che non mantengono costante la loro luminosità, ma sono variabili pulsanti: a distanza di pochi giorni la loro luminosità diventa più intensa o meno intensa. Ne sono un tipo le Cefeidi.
1) I corpi celesti possono muoversi nello spazio in diversi modi, a seconda delle forze che li governano e della loro classificazione. Essi hanno generalmente un moto di rotazione su loro stessi e di rivoluzione intorno a un altro corpo che esercita una forza di gravità, come nel caso del nostro Sistema Solare. Inoltre, le galassie hanno anche un diverso movimento: si è calcolato che si allontanino progressivamente da noi per la forza di recessione, avvalorando la tesi di un Universo in espansione.
2) Lo Zenit è il punto in cui la verticale tracciata sopra la testa dell'osservatore incontra la sfera celeste. Il suo opposto è il Nadir. Per l'osservatore al Polo Nord, la stella vicina allo Zenit è la Stella Polare; per quello al Polo Sud, è la Croce del Sud.
3) Le classi spettrali servono a classificare le stelle in base a come ci appaiono dal loro spettro stellare; dalla classe spettrale è possibile dedurre la magnitudine assoluta di una stella. Stelle appartenenti alla stessa classe spettrale hanno infatti una luminosità intrinseca molto simile.
4) Le stelle della massa del Sole, o leggermente superiore a essa, raggiungeranno come quelle più piccole la condizione di nana bianca, ma con un passaggio intermedio. Infatti, con la trasformazione dell'elio in carbonio e la successiva espansione della stella (stadio di gigante rossa), essa tenderà a espellere i suoi strati più superficiali, che cominceranno a gravitarle intorno. Questo ammasso di gas prende il nome di nebulosa stellare e, dopo il suo esaurimento, si avrà finalmente il collasso della stella e il suo passaggio a nana bianca. Teoricamente, una volta terminata la sua energia, anche la nana bianca dovrebbe spegnersi e diventare nana nera, ma i tempi sono così lunghi che questo fenomeno non si è ancora mai verificato o, quantomeno, non è mai stato osservato.
5) Il Sole è composto prevalentemente da idrogeno ed elio che però non si trovano allo stato molecolare, ma gli elettroni di entrambi viaggiano liberi in un mare di nuclei. Data la velocità a cui si muovono a causa dell'elevatissima temperatura, quando le particelle si scontrano l'idrogeno diventa elio: questo fenomeno si chiama fusione termonucleare. Il Sole è inoltre composto da altri elementi chimici che sono il retaggio della fase iniziale della sua vita: la nebulose da cui nascono le stelle sono infatti ricche di elementi chimici prodotti dall'esplosione di altre stelle.
6) Le radiogalassie vengono così definite perchè sono state rilevate onde radio provenienti da esse. La rilevazione di queste onde ha permesso di stabilirne la distanza e la grandezza. Le onde radio hannoi inoltre rilevato oggetti non ancora identificati, assimilabili a radiogalassie, che si trovano ai confini dell'Universo: i quasar.
7) Per stabilire la distanza di alcune stelle vengono prese come punto di riferimento le Cefeidi, stelle denominate pulsanti variabili. La loro luminosità subisce trasformazioni a intervalli regolari, in un periodo prevedibile. Studiando quindi la loro magnitudine si può risalire alla loro distanza.
8) Alcune stelle sono dette doppie perchè si trovano in coppia (ma talvolta anche in terzetti o in gruppi più numerosi). Esse si influenzano reciprocamente dal punto di vista gravitazionale e ruotano l'una attorno all'altra. Ciò causa una variazione nella loro luminosità che ci consente di stabilirne la distanza.
9) Le nebulose sono ammassi di materia che occupano gli spazi interstellari. Esse sono dette oscure quando non emettono alcuna luce nè la ricevono da altri corpi celesti; a riflessione quando invece essa, giungendo dalle stelle più vicine, riesce a penetrarle.
10) Le stelle grandi decine di volte il Sole, una volta raggiunto lo stadio di Supernova, iniziano il loro collasso, che dovrebbe portarle a diventare stelle a neutroni. Tuttavia, essendo la loro massa troppo grande, nessuna forza riesce a contrastare questo processo, che culmina nell'implosione e nella formazione di un corpo la cui forza di gravità è talmente potente da attirare a sè e risucchiare ogni cosaincontri: il cosiddetto buco nero. Esso è chiamato così perchè neanche la luce riesce a uscirne; una delle ipotesi sulla fine dell'Universo è che esso venga risucchiato da un enorme buco nero.
mercoledì 21 ottobre 2009
Risposte Geografia
1. In cosa consiste il movimento apparente della volta celeste? Come lo spieghi e come è stato spiegato nel passato?
Il movimento della volta celeste consiste nell’apparente moto di tutte le stelle del cielo, le quali muovendosi mantengono la stessa distanza le une dalle altre, eccezion fatta per i pianeti. Tale moto apparente è causato dal moto di rotazione della Terra sul suo asse, ma in passato si riteneva che fosse la Terra ad essere ferma mentre le stelle “fisse” gli si muovevano intorno poiché poste in una grande sfera “cristallina” che delimitava la fine dell’universo allora conosciuto; i pianeti invece erano posti ciascuno su una sfera propria, allo stesso modo il Sole, anch’esso ritenuto ruotante intorno alla Terra.
2. Caratteristiche astronomiche della stella polare.
La stella polare fa parte della costellazione dell’Orsa Minore, è visibile solo nell’emisfero boreale in cui segna il Nord. Essa, poiché si trova vicina al punto in cui l’asse terrestre interseca l’apparente volta celeste sembra essere sempre fissa nella sua posizione; ma anch’essa si muove, infatti non coincide esattamente con tale punto di intersezione.
3. Moto dei pianeti anche in confronto a quello delle stelle.
Gli otto pianeti ufficialmente riconosciuti facenti parte del nostro sistema solare (Plutone è stato “degradato” a planetoide; oltre gli otto pianeti sono presenti altri piccolo corpi delle dimensioni di Plutone orbitanti a grandissime distanze) descrivono un0orbita ellittica intorno ad un centro gravitazionale che si trova all’interno del Sole ma non coincide col suo esatto centro, questo moto è chiamato rivoluzione. Nella volta celeste essi si differenziano dalle “stelle fisse” poiché sembrano muoversi di un moto totalmente indipendente da quello del resto della volta, fu questo fatto che indusse gli astronomi antichi ad ipotizzare che ciascuno piante avesse una propria orbita o sfera (poiché si credeva che le orbite fossero perfettamente circolari) celeste indipendente da quella delle stelle fisse.
4. Posizione di Einstein circa le origini dell’Universo. Cos’è la costante cosmologica?
Einstein, sebbene apportò un notevole contributo nello studio del nostro Universo, non riuscì per sua scelta ad abbracciare la nuova teoria sull’origine dell’Universo, il Big Bang. Infatti lui riteneva che l’Universo non fosse nato da una prima grande esplosione, ma che fosse stato sempre com’è ora e così sarà sempre. Inoltre per spiegare l’immobilità del “suo” Universo ipotizzò l’esistenza di una costante cosmologica che spiegasse la stabilità del cosmo, nonostante già al suo tempo alcuni giovani astronomi avessero trovato le prove della dinamicità ed espansione dell’Universo.
5. La velocità della luce e l’anno luce.
La luce è un’onda elettromagnetica che si muove alla velocità di 300 000km al secondo. Da questo dato è stata realizzata un’unità di misura basata sulla distanza che essa può percorrere nel vuoto in un anno terrestre, l’anno luce, che equivale a circa 9463 miliardi di chilometri.
7.Caratteristiche della stelle giganti rosse. Dove sono posizionate nel diagramma H-R.
Le giganti rosse rappresentano la fase terminale della vita di una stella. La stella giunge a questa fase solo dopo aver esaurito nel proprio nucleo l’idrogeno, che ormai e stato trasformato in elio; il nuovo nucleo di elio innesca nuove reazioni termonucleari che aumentano la temperatura della stella facendola crescere di dimensioni, lo strato più esterno dell’atmosfera della stella si raffredda ad assume il colore rosso che ne da il nome. Nel diagramma H-R esse sono poste fuori dalla sequenza principale, in particolare nella sezione in alto a destra, dove sono poste le stella grandi e fredde.
8. Spiega l’equazione di Einstein E=mc².
L’equazione di Einstein E=mc² spiega la perdita dello 0,7% di massa che si verifica nella creazione di un nucleo di elio partendo da quattro nuclei di idrogeno; infatti la massa del nucleo di elio e inferiore allo 0,7% della somma dei quattro nuclei di idrogeno, questa massa non scompare, ma si trasforma in energia, nell’equazione E è l’energia, m la massa iniziale e c² la velocità della luce nel vuoto elevata al quadrato.
9. I quasar.
I quasar (quasi stellar radio source) sono enigmatici corpi celesti localizzati all’estremo limite dell’universo visibile; essi sono fonti di onde radio ed in magnitudine sono più luminosi delle galassie più lontane. L’oggetto più lontano visibile nel nostro universo è proprio un quasar a 10 miliardi di anno luce. Si ipotizza che siano galassie in formazione, ma la loro luminosità è tale da non poter consentire di verificare se si tratta di ammassi di stelle o di singoli corpi celesti molto luminosi.
10. L’espansione dell’universo.
Il nostro universo è nato dal Big Bang, e l’energia sprigionata in quell’esplosione ancora oggi, dopo quasi 15 miliardi di anni, continua ad essere presente ed osservabile nell’allontanamento degli ammassi galattici gli uni dagli altri. Quest’oscura forza, che determina l’espansione dell’Universo, non è in diminuzione ma in costante crescita, sebbene si contrapponga alla gravità che a livello locale la supera, ciò vuol dire che una galassia non sarà allontanata da una vicina, ma che entrambe si allontaneranno da un altro gruppo di galassie più lontane.
1. Legge di gravitazione universale: formula e spiegazione:
F = G(m1m2)/d2
la forza di gravità è direttamente proporzionale al prodotto delle masse e inversamente proporzionale al quadrato della distanza.
2. il moto di recessione galattico:
gli studiosi hanno ipotizzato una ipotetica fine dell’universo durante la quale tutte le galassie andrebbero in collisione a causa della forza di gravità andando a formare ciò che c’era probabilmente prima del big bang, ovvero un nocciolo carico di energia. Noi sappiamo che la forza di gravità è contrastata sal movimento di espansione, si è teorizzato che una volta finito questo elemento contrastante prevarrebbe la gravità che porterebbe le galassie a collassare tra di loro.
3. Definizione di declinazione celeste. Come definisci l’equatore celeste?
La declinazione celste è la distanza angolare tra l’equatore celeste e l’astro considerato.
L’equatore celste è l’espansione del piano dell’equatore terrestre che incontra la sfera celeste ed è perpendicolare all’asse del mondo.
4. Il parsec
il parsec è la distanza da cui il semiasse maggiore dell’orbita che la terra fa intorno al sole è vista perpendicolarmente sotto l’angolo di un secondo.
5. Classi di magnitudine stellare:
le classi di magnitudine sono 6; le stelle più luminose hanno magnitudine 0, le meno luminose hanno magnitudine 6. Ci sono alcuni casi di stelle troppo luminose per classificarle nella classe 0, per questo motivo si ricorre ai numeri negativi. Es: Sole= -26,8
7. Caratteristiche degli spettri stellari:
Lo spettro stellare è l’insieme dei colori risultati dal passaggio della luce stellare attraverso un prisma. Lo spettro è formato da un fondo di colore continuo che va dal rosso al violetto, con la presenza di righe nere. Grazie allo spettro si possono ricavare il movimento, la temperatura superficiale e la composizione di una stella. Se le righe nere si spostano verso il blu il corpo celeste si sta avvicinando, se al contrario si spostano verso il rosso si sta allontanando. La temperatura di una certa stella si capisce dal colore che assume il suo spettro: tendente al violetto, la stella è calda, tendente al rosso, la stella è fredda. La temperatura si classifica nelle classi spettrali(o, quella più calda, b, a, f, g, k, m, quella più fredda), il sole è classe spettrale g, 6000 K. Secondo la quantità e l’intensità delle righe si conosce la composizione delle stelle.
8. Caratteristiche delle stelle della sequenza principale del diagramma H-R:
Le stelle poste sulla sequenza principale del diagramma H-R sono tutte nella loro fase di stabilità, ovvero forza gravitazionale ed espansione dei gas si compensano. La maggior parte delle stelle che conosciamo sono sulla sequenza principale perché la fase di stabilità in una stella è quella più lunga.
9. Le pulsar:
Vengono chiamate pulsar quelle stelle a neutroni, venutesi a formare dopo lo scoppio di una supernova, che emettono onde radio che la terra riceve ad intermittenza a causa dello spostamento dell’asse del mondo, ma che in realtà sono continue.
10. La Via Lattea:
La Via Lattea, o anche chiamata Galassia, è una galassia di forma ellittica, formata da un nucleo centrale, ovvero un grande addensamento di stelle lungo circa 5000 a. l., intorno al quale sono presenti lunghi bracci a spirale che ruotano intorno al centro gravitazionale della galassia. La Via Lattea è lunga 100000 a. l. e spessa circa 1000. Il nostro sistema solare è posto all’estremità di uno dei bracci. Al di fuori della Via Lattea, al di sopra e al di sotto, è presente un alone galattico formato da ammassi stellari. La nostra galassia ruota attorno ad un baricentro comune insieme ad altre 30 galassie circa che formano il Gruppo Locale.
Il movimento della volta celeste consiste nell’apparente moto di tutte le stelle del cielo, le quali muovendosi mantengono la stessa distanza le une dalle altre, eccezion fatta per i pianeti. Tale moto apparente è causato dal moto di rotazione della Terra sul suo asse, ma in passato si riteneva che fosse la Terra ad essere ferma mentre le stelle “fisse” gli si muovevano intorno poiché poste in una grande sfera “cristallina” che delimitava la fine dell’universo allora conosciuto; i pianeti invece erano posti ciascuno su una sfera propria, allo stesso modo il Sole, anch’esso ritenuto ruotante intorno alla Terra.
2. Caratteristiche astronomiche della stella polare.
La stella polare fa parte della costellazione dell’Orsa Minore, è visibile solo nell’emisfero boreale in cui segna il Nord. Essa, poiché si trova vicina al punto in cui l’asse terrestre interseca l’apparente volta celeste sembra essere sempre fissa nella sua posizione; ma anch’essa si muove, infatti non coincide esattamente con tale punto di intersezione.
3. Moto dei pianeti anche in confronto a quello delle stelle.
Gli otto pianeti ufficialmente riconosciuti facenti parte del nostro sistema solare (Plutone è stato “degradato” a planetoide; oltre gli otto pianeti sono presenti altri piccolo corpi delle dimensioni di Plutone orbitanti a grandissime distanze) descrivono un0orbita ellittica intorno ad un centro gravitazionale che si trova all’interno del Sole ma non coincide col suo esatto centro, questo moto è chiamato rivoluzione. Nella volta celeste essi si differenziano dalle “stelle fisse” poiché sembrano muoversi di un moto totalmente indipendente da quello del resto della volta, fu questo fatto che indusse gli astronomi antichi ad ipotizzare che ciascuno piante avesse una propria orbita o sfera (poiché si credeva che le orbite fossero perfettamente circolari) celeste indipendente da quella delle stelle fisse.
4. Posizione di Einstein circa le origini dell’Universo. Cos’è la costante cosmologica?
Einstein, sebbene apportò un notevole contributo nello studio del nostro Universo, non riuscì per sua scelta ad abbracciare la nuova teoria sull’origine dell’Universo, il Big Bang. Infatti lui riteneva che l’Universo non fosse nato da una prima grande esplosione, ma che fosse stato sempre com’è ora e così sarà sempre. Inoltre per spiegare l’immobilità del “suo” Universo ipotizzò l’esistenza di una costante cosmologica che spiegasse la stabilità del cosmo, nonostante già al suo tempo alcuni giovani astronomi avessero trovato le prove della dinamicità ed espansione dell’Universo.
5. La velocità della luce e l’anno luce.
La luce è un’onda elettromagnetica che si muove alla velocità di 300 000km al secondo. Da questo dato è stata realizzata un’unità di misura basata sulla distanza che essa può percorrere nel vuoto in un anno terrestre, l’anno luce, che equivale a circa 9463 miliardi di chilometri.
7.Caratteristiche della stelle giganti rosse. Dove sono posizionate nel diagramma H-R.
Le giganti rosse rappresentano la fase terminale della vita di una stella. La stella giunge a questa fase solo dopo aver esaurito nel proprio nucleo l’idrogeno, che ormai e stato trasformato in elio; il nuovo nucleo di elio innesca nuove reazioni termonucleari che aumentano la temperatura della stella facendola crescere di dimensioni, lo strato più esterno dell’atmosfera della stella si raffredda ad assume il colore rosso che ne da il nome. Nel diagramma H-R esse sono poste fuori dalla sequenza principale, in particolare nella sezione in alto a destra, dove sono poste le stella grandi e fredde.
8. Spiega l’equazione di Einstein E=mc².
L’equazione di Einstein E=mc² spiega la perdita dello 0,7% di massa che si verifica nella creazione di un nucleo di elio partendo da quattro nuclei di idrogeno; infatti la massa del nucleo di elio e inferiore allo 0,7% della somma dei quattro nuclei di idrogeno, questa massa non scompare, ma si trasforma in energia, nell’equazione E è l’energia, m la massa iniziale e c² la velocità della luce nel vuoto elevata al quadrato.
9. I quasar.
I quasar (quasi stellar radio source) sono enigmatici corpi celesti localizzati all’estremo limite dell’universo visibile; essi sono fonti di onde radio ed in magnitudine sono più luminosi delle galassie più lontane. L’oggetto più lontano visibile nel nostro universo è proprio un quasar a 10 miliardi di anno luce. Si ipotizza che siano galassie in formazione, ma la loro luminosità è tale da non poter consentire di verificare se si tratta di ammassi di stelle o di singoli corpi celesti molto luminosi.
10. L’espansione dell’universo.
Il nostro universo è nato dal Big Bang, e l’energia sprigionata in quell’esplosione ancora oggi, dopo quasi 15 miliardi di anni, continua ad essere presente ed osservabile nell’allontanamento degli ammassi galattici gli uni dagli altri. Quest’oscura forza, che determina l’espansione dell’Universo, non è in diminuzione ma in costante crescita, sebbene si contrapponga alla gravità che a livello locale la supera, ciò vuol dire che una galassia non sarà allontanata da una vicina, ma che entrambe si allontaneranno da un altro gruppo di galassie più lontane.
1. Legge di gravitazione universale: formula e spiegazione:
F = G(m1m2)/d2
la forza di gravità è direttamente proporzionale al prodotto delle masse e inversamente proporzionale al quadrato della distanza.
2. il moto di recessione galattico:
gli studiosi hanno ipotizzato una ipotetica fine dell’universo durante la quale tutte le galassie andrebbero in collisione a causa della forza di gravità andando a formare ciò che c’era probabilmente prima del big bang, ovvero un nocciolo carico di energia. Noi sappiamo che la forza di gravità è contrastata sal movimento di espansione, si è teorizzato che una volta finito questo elemento contrastante prevarrebbe la gravità che porterebbe le galassie a collassare tra di loro.
3. Definizione di declinazione celeste. Come definisci l’equatore celeste?
La declinazione celste è la distanza angolare tra l’equatore celeste e l’astro considerato.
L’equatore celste è l’espansione del piano dell’equatore terrestre che incontra la sfera celeste ed è perpendicolare all’asse del mondo.
4. Il parsec
il parsec è la distanza da cui il semiasse maggiore dell’orbita che la terra fa intorno al sole è vista perpendicolarmente sotto l’angolo di un secondo.
5. Classi di magnitudine stellare:
le classi di magnitudine sono 6; le stelle più luminose hanno magnitudine 0, le meno luminose hanno magnitudine 6. Ci sono alcuni casi di stelle troppo luminose per classificarle nella classe 0, per questo motivo si ricorre ai numeri negativi. Es: Sole= -26,8
7. Caratteristiche degli spettri stellari:
Lo spettro stellare è l’insieme dei colori risultati dal passaggio della luce stellare attraverso un prisma. Lo spettro è formato da un fondo di colore continuo che va dal rosso al violetto, con la presenza di righe nere. Grazie allo spettro si possono ricavare il movimento, la temperatura superficiale e la composizione di una stella. Se le righe nere si spostano verso il blu il corpo celeste si sta avvicinando, se al contrario si spostano verso il rosso si sta allontanando. La temperatura di una certa stella si capisce dal colore che assume il suo spettro: tendente al violetto, la stella è calda, tendente al rosso, la stella è fredda. La temperatura si classifica nelle classi spettrali(o, quella più calda, b, a, f, g, k, m, quella più fredda), il sole è classe spettrale g, 6000 K. Secondo la quantità e l’intensità delle righe si conosce la composizione delle stelle.
8. Caratteristiche delle stelle della sequenza principale del diagramma H-R:
Le stelle poste sulla sequenza principale del diagramma H-R sono tutte nella loro fase di stabilità, ovvero forza gravitazionale ed espansione dei gas si compensano. La maggior parte delle stelle che conosciamo sono sulla sequenza principale perché la fase di stabilità in una stella è quella più lunga.
9. Le pulsar:
Vengono chiamate pulsar quelle stelle a neutroni, venutesi a formare dopo lo scoppio di una supernova, che emettono onde radio che la terra riceve ad intermittenza a causa dello spostamento dell’asse del mondo, ma che in realtà sono continue.
10. La Via Lattea:
La Via Lattea, o anche chiamata Galassia, è una galassia di forma ellittica, formata da un nucleo centrale, ovvero un grande addensamento di stelle lungo circa 5000 a. l., intorno al quale sono presenti lunghi bracci a spirale che ruotano intorno al centro gravitazionale della galassia. La Via Lattea è lunga 100000 a. l. e spessa circa 1000. Il nostro sistema solare è posto all’estremità di uno dei bracci. Al di fuori della Via Lattea, al di sopra e al di sotto, è presente un alone galattico formato da ammassi stellari. La nostra galassia ruota attorno ad un baricentro comune insieme ad altre 30 galassie circa che formano il Gruppo Locale.
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