Astronomia 1.

Presentazione sul tema: "Astronomia 1."— Transcript della presentazione:

1 Astronomia 1

2 Dove sono i corpi celesti?
Sfera celeste Coordinate equatoriali o assolute Valgono per qualsiasi osservatore (sistema assoluto) Polo nord, polo sud ed equatore celesti

3 Meridiano celeste fondamentale
passante per i punti equinoziali (21.3 γ, 23.9 ω) γ e ω: intersezione fra equatore celeste ed eclittica

4 Posizione assoluta di un corpo celeste
Declinazione: distanza angolare dall’equatore celeste (latitudine) Ascensione retta distanza angolare dal meridiano celeste fondamentale in senso antiorario(longitudine)

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6 Coordinate relative Per l’osservatore: Zenit
orizzonte astronomico (piano dell’orizzonte apparente passante per il centro della Terra)

7 Posizione di un corpo celeste: coordinate altazimutali
Meridiano locale: passa per zenit e polo nord celeste Altezza: distanza angolare dall’orizzonte (latitudine) Azimut: distanza angolare dal sud in senso orario (!) longitudine

8 Lo spazio è affollato? Distanze Unità astronomica: 150 milioni km
anno luce: circa 104 miliardi di km (v. l km / s) parsec

9 parallasse Parallasse annua: metà dello spostamento angolare apparente di una stella nell’arco di 6 mesi rispetto alle stelle più lontane                         

10 Il Parsec D(parsec) = 1/ p(parallasse in secondi)
se l’angolo di parallasse vale 1 secondo (1") la distanza dell'oggetto vale 1 parsec (pc) = 3.26 a.l. D(parsec) = 1/ p(parallasse in secondi) più un oggetto è lontano minore è l’angolo di parallasse metodo preciso fino a 100 parsec (1/100 di secondo di grado)

11 Quali strumenti si usano?
I corpi celesti inviano tutti i tipi di radiazione l’atmosfera le scherma tutte tranne; luce (UV vicino), IR, OR luce e IR ( nm): telescopi (Keck sul Mauna Kea, very large telescope VLT, Cile) OR: radiotelescopi, antenne paraboliche. In serie: radiointerferometri (Socorro, New Mexico, Medicina IT), corpi celesti privi di luce o troppo lontani

12 telescopi Sistema per concentrare la luce in un punto: fuoco
Uno specchio concavo concentra le radiazioni Potere di risoluzione: distanza minima fra due punti visti come distinti, aumenta all’aumentare delle dimensioni dello specchio, diminuisce all’aumentare di λ Ingrandimento: aumenta all’aumentare della distanza focale (fuoco-specchio)

13 Telescopi orbitanti: Hubble NASA 1990 specchio 2,4 m prestazioni 4 volte migliori vs telescopi terrestri

14 costellazioni, stelle raggruppate alle quali sono stati attribuiti nomi di animali, di oggetti e di figure mitologiche è un raggruppamento di stelle vicine le une alle altre solo per ragioni prospettiche e non prodotto da una reale prossimità fisica. oggi individuano in maniera univoca un settore ben determinato della sfera celeste.

15 Che cosa troviamo nello spazio?
Galassie Nebulose Mezzo interstellare    

16 Il Mezzo interstellare 99% gas
idrogeno (73% in massa), elio (25% in massa) e da minime percentuali di altri elementi (ammoniaca, formaldeide,ossido di carbonio, altre sostanze organiche!) bassa densità e pressione in forma atomica (neutra o ionizzata) o molecolare. l’idrogeno -   atomico (più frequente) -   ionizzato -    molecolare (difficile da osservare)

17 Come si distinguono i diversi tipi di idrogeno? SPETTRI DI EMISSIONE
un corpo solido scaldato diventa prima rosso e poi sempre più chiaro fino a divenire bianco un corpo nero emette uno spettro continuo di emissione la luce che proviene da un gas rarefatto ad alta temperatura dà uno spettro di emissione a righe il tipo di righe emesse è specifico e caratteristico per ciascun elemento o composto. analizzando le righe spettrali è possibile eseguire una vera e propria analisi chimica a distanza

18 spettri di emissione  atomico (idrogeno neutro o Regioni H I) emette una riga di 21 cm (onde radio) più frequente ionizzato (Regioni H II) riga H nel rosso (immagine)  molecolare difficile da osservare

19 Il Mezzo interstellare: polveri
 La polvere è formata da particelle solide di minuscole dimensioni (0,1 - 1 ),( ghiacci). L’effetto principale della polvere è quello di assorbire e di diffondere (scattering) la luce. diminuzione della luminosità delle stelle.

20 nebulose 50% del mezzo interstellare si concentra in nubi gravitazionalmente legate luoghi ideali per la formazione di nuove stelle. la materia nebulare può interagire in modo diverso con la radiazione proveniente dalle stelle le nebulose ci appaiono come macchie di luce diffusa, tre tipi fondamentali di nebulose Oscure In emissione In riflessione

21 Nebulose oscure si manifestano come macchie scure sul fondo stellato. Presentano dimensioni di pochi parsec (5-10 pc) Testa di cavallo

22 Nebulose in emissione Sono regioni contenenti stelle giovani e massicce Emissione di luce rossastra (Neb. Di Orione) derivante dall’idrogeno ionizzato (regioni H II)

23 nebulose in riflessione
Se le stelle nella nebulosa sono più fredde il gas e le polveri diffondono e riflettono la radiazione emessa (colori bluastri) No idrogeno ionizzato

24 Altre nebulose Nebulosa planetaria: fase terminale della vita di una stella simile al Sole Una stella nana bianca al centro guscio di gas e polveri (espulse dalla stella) a circa 1 anno luce dal centro..

25 Nebulosa da supernova La fase terminale della vita di una stella massiccia è una esplosione (supernova) Il residuo forma una nebulosa Particolarmente studiata la nebulosa del Granchio (Crab Nebula), prodotta da una supernova osservata nel 1054 ed ancor oggi perfettamente visibile

26 Galassie stelle e nebulose sono raggruppati dalla forza di gravità in una galassia In base alla loro forma: spirali, ellittiche ed irregolari. se le spire non partono dal nucleo galattico sono dette spirali barrate.

27 La via Lattea galassia a spirale (barrata?)
il sole si trova a circa 3/5 del raggio sul braccio di Orione forma di un disco del diametro di circa anni luce. spessore del disco 1500 anni luce, in prossimità del centro un rigonfiamento detto nucleo galattico (spessore circa anni luce). Le spire ruotano sul piano galattico circa 100 miliardi di stelle, intorno alla galassia un enorme alone di materia oscura (non luminosa) che manifesta i suoi effetti gravitazionali modificando il comportamento della rotazione galattica.

28 galassia ellittica: contengono prevalentemente stelle di popolazione II antiche, oltre 10 miliardi di anni , solo idrogeno ed elio  galassie a spirale: contengono prevalentemente stelle di popolazione I (come il sole) , più recenti, contengono quantità più o meno apprezzabili di tutti gli altri elementi chimici galassie irregolari: prive di simmetria (nubi di Magellano)

29 Perché le galassie hanno forme diverse?
Ipotesi: le galassie si sarebbero formate dalla condensazione di gas in rotazione e in contrazione gravitazionale, la struttura della galassia dipende dalle condizioni in cui si sono formate contrazione lenta: galassia ellittica. contrazione piu’ rapida, materiale arricchito dalle esplosioni di supernovae: galassie a spirale.

30 Distribuzione delle galassie
Alcune galassie hanno un legame gravitazionale ammassi di galassie (anni Trenta Chioma di Berenice). Gli ammassi formati solo da qualche decina di galassie sono detti gruppi. Via Lattea + una ventina di piccole galassie che che ruotano intorno ad un baricentro comune. Gruppo Locale. (es Andromeda, 2 Nubi di Magellano) Gli ammassi si possono aggregare in superammassi.