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L'osservazione del nostro universo Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - Sebbene il concetto moderno di.

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Presentazione sul tema: "L'osservazione del nostro universo Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - Sebbene il concetto moderno di."— Transcript della presentazione:

1 L'osservazione del nostro universo Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - Sebbene il concetto moderno di Universo e il suo studio siano stati introdotti dai Greci, i cambiamenti che avvengono in cielo (moto diurno e annuale del Sole, fasi lunari etc) furono notati già in epoca preistorica e risalgono a circa anni fa le prime registazioni sistematiche dellalternarsi delle fasi lunari. Secondo Cassini ( ).. non fu solo la curiosità, che trasportò gli uomini ad applicarsi alle osservazioni astronomiche; si può dire che vi furono costretti dalla necessità. Perché se non si osservano le stagioni, che si distinguono dal moto del Sole, è impossibile di riuscire nellAgricoltura. Saper quantificare il tempo è stata sempre una necessità primaria delluomo.Il famoso sito megalitico di Stonehenge (2500 AC), serviva anche a questo. Lallinementi delle pietre segnano i punti in cui sorge e tramonta il Sole nei solstizi.

2 L'osservazione del nostro universo Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia anni fa i babilonesi costruivano già enormi piramidi ziggurat per osservare il cielo. Per loro il cielo era una volta solida le cui fondamenta poggiano sul vasto oceano labisso (apsu), che sostiene anche la Terra. Già 4000 anni fa ad Ur viene registrata la prima eclissi di Luna della storia. Dal 1300 a. C., e per più di 2600 anni i Cinesi hanno registato circa 900 eclissi di Luna e 600 eclissi di Sole. Intorno al 700 a. C. I Babilonesi sapevano prevedere le eclissi di Luna ed Esiodo nel suo libro Le opere e i giorni, espone le principali nozioni di astronomia pratica utili alla navigazione e allAgricoltura.

3 L'osservazione del nostro universo Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - Nel VI secolo a.C iniziano, con la scuola di Mileto (Talete, Anassimene e Anassimandro), le prime riflessioni sullUniverso. Talete: La Terra è rotonda La Luna è illuminata dal Sole Predizione delleclissi di Sole del 585 a. C. Pitagora e la sua scuola (VI sec a.C) Sfericità di Terra, Sole, Luna Rotazione Terrestre Moto di rivoluzione di Venere e Mercurio

4 L'osservazione del nostro universo Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - Eudosso di Cnido ( a.C.) fu il primo a elaborare matematicamente un sistema del mondo in cui gli astri sono distribuiti su 27 sfere ideali.

5 L'osservazione del nostro universo Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - Aristarco di Samo (IV-III sec a. C) Sistema Eliocentrico – Moto di rotazione della Terra Prime misure di dimensioni e distanze di Sole e Luna Eratostane Misura della lunghezza del meridiano Terrestre

6 L'osservazione del nostro universo Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - Ipparco di Nicea ( a.C.) diede un contributo fondamentale allAstronomia: Scoprì le irregolarità del moto della Luna L'eccentricità dell'orbita solare e la variabilità della durata delle stagioni che correttamente attribuì a variazioni della distanza della Terra dal Sole. Calcolò anche la distanza dalla Terra alla Luna, ottenendo un risultato molto vicino al vero mentre una misura analoga per il Sole gli diede un valore molto più incerto. Compilò un catalogo di oltre 800 stelle, che ripartì in sei classi di grandezza apparenti (magnitudine), e dedusse l'esistenza del fenomeno della precessione. Rappresentò i moti del Sole e della Luna e si avvalse della teoria degli epicicli che costituì la base per il sistema tolemaico.

7 L'osservazione del nostro universo Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - Claudio Tolomeo ( d.C.) visse ad Alessandria d'Egitto.La sua principale opera fu lAlmagesto che fu per secoli il testo fondamentale dellastronomia. Luniverso tolemaico è finito, sferico e geocentrico: il sole, la luna e i cinque pianeti (Mercurio, Venere, Marte, Giove e Saturno) ruotano attorno alla Terra compiendo unorbita circolare verso occidente facendo ogni giorno un giro. Dopo Saturno cè la Sfera delle stelle fisse. I pianeti, oltre a compiere un movimento di rivoluzione intorno alla Terra, ruotano anche intorno ad un punto, lepiciclo, in modo che la somma del movimento dellepiciclo con il moto di rivoluzione danno al pianeta un movimento a forma di spirale.

8 L'osservazione del nostro universo Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - Copernico Niccolò (Thor Frauenburg, odierna Fronbork, 1543), è noto per la teoria astronomica detta "teoria eliocentrica" o "teoria eliostatica", in base alla quale il sole è immobile al centro delluniverso e la terra, ruotando quotidianamente sul suo asse, gira nellarco dellanno intorno al sole.

9 L'osservazione del nostro universo Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - LAstronomia moderna studia lUniverso e il suo contenuto di materia ed energia a partire dalle particelle elementari (m = kg) fino ai superammassi di galassie (m = kg) I corpi celesti oggetto dello studio sono: I corpi del Sistema Solare Il Sole e le Stelle Il Mezzo Interstellare (ISM) Gli Ammassi Stellari La Galassia (Via Lattea) e le Galassie Gli ammassi e i superammassi di Galassie I quasar LUniverso (Cosmologia)

10 L'osservazione del nostro universo Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - I Corpi del Sistema Solare

11 L'osservazione del nostro universo Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - Il Sole

12 March 6, 2012

13 day=07&year=2012&view=view

14 Vela Galactic Plane March 6, 2012 March 7, 2012 The Sun On March 7, the bright X5.4 solar flare was detected by the Fermi Large Area Telescope in gamma-rays. For almost one day, the Sun became 1000 times brighter than its usual gamma-ray flux. It exceeded by a factor of 100 the brightest point source in the gamma ray sky (Vela). On March 7, Fermi LAT detected approximately events above 100 MeV coming from the Sun, some of them exceeding 1 GeV in energy, equivalent to a billion times the energy of the visible light. The image on the top shows the gamma-ray full sky as viewed by the LAT on March 6. The Sun during March 6 was not visible in gamma-rays while on March 7 (bottom figure) the Sun exceeded all other sources in the sky. The Fermi LAT is a pair conversion telescope designed to cover the energy band from 20 MeV to greater than 300 GeV. It is the product of an international collaboration between NASA and DOE in the U. S. and many scientific institutions across France, Italy, Japan and Sweden. Credit: Fermi Large Area Telescope Collaboration

15 L'osservazione del nostro universo Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - Le Stelle

16 L'osservazione del nostro universo Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - Le Protostelle

17 L'osservazione del nostro universo Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - Le Nebulose Planetarie

18 L'osservazione del nostro universo Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - Supernovae

19 L'osservazione del nostro universo Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - CRAB NEBULA Stelle di Neutroni

20 L'osservazione del nostro universo Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - Buchi Neri

21 L'osservazione del nostro universo Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - Ammassi Aperti

22 L'osservazione del nostro universo Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - Ammassi Globulari

23 L'osservazione del nostro universo Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - Mezzo Interstellare

24 L'osservazione del nostro universo Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - La Via Lattea

25 L'osservazione del nostro universo Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - Le Galassie

26 L'osservazione del nostro universo Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - I Nuclei Galattici Attivi

27 L'osservazione del nostro universo Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - Gli Ammassi di Galassie

28 L'osservazione del nostro universo Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - Tutti questi oggetti possono essere studiati da diverse angolazioni: LASTRONOMIA SFERICA studia i sistemi di riferimento delle coordinate con cui si esprime la posisione di unoggetto sulla volta celeste. La MECCANICA CELESTE studia i movimenti dei corpi celesti, siano essi pianeti, sistemi stellari o galassie. LASTROFISICA studia i corpi celesti con i metodi della Fisica Moderna, cioè cerca di scoprire la composizione chimica e le condizioni fisiche (densità, temperatura ecc.) dei corpi celesti. Affrontantando anche i problemi relativi alla loro origine, evoluzione e fine.

29 LA SFERA CELESTE Quando si osserva il cielo si ha l'impressione di essere al centro di una grande sfera su cui sembrano fissate tutte le stella visibili ad occhio nudo, cioè tutte quelle che si trovano al disopra dell'orizzonte.

30 LA SFERA CELESTE: Il Moto Diurno Osservando il cielo ad intervalli di tempo successivi durante la stessa notte si osserva che le stelle si spostano come un corpo solido descrivendo dei cerchi i cui centri si trovano lungo l'asse apparente di rotazione della volta celeste. Questo asse, detto asse del mondo, non è altro che il prolungamento dell'asse di rotazione della Terra che incontra la volta celeste in due punti detti Polo Nord celeste e Polo Sud celeste. Il moto apparente delle stelle sulla volta celeste avviene da Est verso Ovest e si chiama moto diurno. Questo moto è solo apparente e riflette il moto di rotazione della Terra che avviene da Ovest verso Est.

31 La Sfera Celeste: LE COSTELLAZIONI Sia per motivi pratici che per scopi di culto, gli antichi popoli della Terra, identificarono in cielo figure simboliche legate alle attività quotidiane: le Costellazioni. Le costellazioni rappresentano uomini, animali o cose ma non hanno una consistenza fisica reale. Le stelle che le formano non si trovano tutte alla stessa distanza dalla Terra, ma le figure che noi chiamiamo costellazioni sono dovute alla proiezione di gruppi di stelle nella stessa regione della sfera celeste.

32 La Sfera Celeste: LE COSTELLAZIONI Sebbene siano all'incirca 6000 le stelle visibili, ogni osservatore ne può osservare circa 3000.

33 La Sfera Celeste: LE COSTELLAZIONI Dal 1992 il cielo è diviso in 88 settori, che portano il nome delle costellazioni che sono all'interno di ciascuno di essi. La denominazione delle prime costellazioni risale alle popolazioni mesopotamiche, altre sono state aggiunte in epoche più recenti. Nei cataloghi moderni alcune costellazioni sono state introdotte per coprire alcune zone del cielo che ancora non avevano una denominazione. Le costellazioni si dividono in: 18 costellazioni boreali (settentrionali); 34 costellazioni equatoriali; 36 costellazioni australi (meridionali).

34 LA SFERA CELESTE: Il Moto Diurno La stella più vicina al Polo Nord celeste è Ursae Minoris: la Stella Polare. La sua distanza dal polo è di circa 1°. Sole, Luna, pianeti, seguono il moto diurno. Tuttavia le loro posizioni rispetto alle stelle fisse cambia di notte in notte: –La Luna da Ovest Est (moto diretto) compiendo un giro completo in giorni (ca. 13°/giorno); –Il Sole da Ovest Est (moto diretto) compiendo un giro completo in 365 giorni (ca. 1°/giorno) –I pianeti con periodi più o meno lunghi talvolta da Ovest Est (moto diretto) talvolta da Est Ovest (moto retrogrado)

35 La Sfera Celeste: Il moto apparente del Sole Equinozi e solstizi Punto Gamma

36 Il Moto del Sole Il punto vernale si indica usualmente con il segno astrologico dellAriete, graficamente approssimato con la lettera greca (gamma), il punto di autunno con il segno astrologico della Libra, approssimato con la lettera greca (Omega). I punti sulleclittica a 90° dagli equinozi si chiamano solstizi, rispettivamente di estate (ca. il 21 giugno) e di inverno (ca. il 22 dicembre); la declinazione del Sole in questi punti è ʘ =.

37 Le costellazioni attraversate dalleclittica formano la fascia degli animali o zodiaco. La fascia dello zodiaco contiene anche il moto dei pianeti. Fin dall'antichità la fascia dello zodiaco veniva divisa in dodici parti uguali, a partire dal punto gamma. Ogni casella costituiva un segno zodiacale. A causa del moto di precessione dellasse di rotazione terrestre il punto gamma scorre con moto lentissimo rispetto alla stella fisse. Questo moto, detto precessione degli equinozi ha come conseguenza un cambiamento delle coordinate di tutti gli astri con un ciclo di anni. La Sfera Celeste: LE COSTELLAZIONI ZODIACALI

38 Il moto di precessione degli equinozi fu scoperto da Ipparco nel I sec. a.C. In 2000 anni il punto gamma si è già spostato di molto per cui quando il 20/21 Marzo il Sole entra nel segno dellAriete in effetti esso è già da una decina di giorni nella costellazione dei Pesci. Inoltre le costellazioni dello zodiaco sono 13 in quanto rispetto ai segni zodiacali occorre aggiungere la costellazione dellOfiuco CostellazionePeriodo Ariete18 aprile - 13 maggio Toro14 maggio - 19 giugno Gemelli20 giugno - 17 luglio Cancro18 luglio - 7 agosto Leone8 agosto - 12 settembre Vergine13 settembre - 27 ottobre Bilancia28 ottobre - 19 novembre Scorpione20 novembre - 27 novembre Ofiuco28 novembre - 15 dicembre Sagittario16 dicembre - 18 gennaio Capricorno19 gennaio - 16 febbraio Acquario17 febbraio - 11 marzo Pesci12 marzo - 18 aprile La Sfera Celeste: LE COSTELLAZIONI ZODIACALI

39 La Sfera Celeste: COORDINATE SFERICHE Ciascun punto sulla sfera può essere individuato da due coordinate: La latitudine che da la distanza angolare tra il parallelo per il punto dato e il cerchio massimo di riferimento; La longitudine distanza angolare tra il meridiano di riferimento e il meridiano passante per il punto. Coordinate Terrestri

40 NOTA – Stime di distanze angolari ad occhio nudo

41 LA SFERA CELESTE: Orizzonte Astronomico Si definisce Orizzonte Astronomico il circolo formato dallintersezione della sfera celeste con il piano tangente al punto, sulla Terra, in cui ci si trova. Lo Zenit è invece il punto ideale in cui il prolungamento del filo a piombo, posto nel luogo di osservazione, interseca la sfera celeste.

42 LA SFERA CELESTE: Orizzonte Astronomico Lorizzonte astronomico non coincide generalmente con lorizzonte sensibile, che è la linea che separa il cielo dalla terra o dallacqua.

43 I Sistemi di Coordinate: Sistema Orizzontale La perpendicolare al piano orizzontale (detta verticale ed è individuata dalla direzione di un filo a piombo), interseca la sfera celeste in due punti: uno sopra la testa dellosservatore, detto zenit, ed uno in direzione opposta, detto nadìr Il cerchio massimo contenente i poli celesti, lo zenit ed il nadìr prende il nome di cerchio meridiano (o anche, semplicemente, meridiano). La sua intersezione con lorizzonte astronomico individua le direzioni Nord e Sud. La distanza angolare di un punto dallorizzonte astronomico misurata su un arco di cerchio massimo perpendicolare allorizzonte stesso, detto cerchio verticale è chiamata altezza (a). La distanza angolare dalla direzione Nord di un punto situato sullorizzonte prende il nome di azimut (A). Essendo lazimut contato in senso orario, i punti Est, Sud, Ovest e Nord hanno rispettivamente A = +90°, +180°, +270° (o anche 90°) e +360° (equivalente a 0°). N Q Asse del mondo

44 I Sistemi di Coordinate-Sistema Orizzontale N.B. Il sistema orizzontale (alt-azimutale) è un sistema di riferimento locale, cioè laltezza e lazimut di un astro cambiano se si cambia il punto di osservazione. Ciò costituisce uno svantaggio, perché le stesse coordinate individuano punti diversi della sfera celeste a seconda della località di osservazione. Inoltre altezza ed azimut di un astro dipendono dal tempo a causa del moto di rotazione della Terra intorno al suo asse. Telescopio W.Hershel 4.2 m – Montatura Alt-Az

45 I Sistemi di Coordinate-Sistema Orario (o Equatoriale I) M Z (Zenit) E Orizzonte celeste Na (Nadir) W SN P Equatore Celeste Q Meridiano locale Cerchio di declinazione celeste Il piano perpendicolare allasse del mondo è detto piano equatoriale, poiché contiene lequatore terrestre Lintersezione tra detto piano e la volta celeste è un cerchio massimo della che prende il nome di equatore celeste. Il cerchi massimi passanti per i Poli del Mondo (P e Q) si chiamano Meridiani o Cerchi Orari.Il meridiano locale passante per i punti Z, S, P, Q incontra l'equatore celeste nel punto M detto Mezzocielo. I cerchi piccoli sono chiamti Cerchi di declinazione.

46 I Sistemi di Coordinate-Sistema Orario (o Equatoriale I) Le coordinate sferiche di questo sistema sono: Angolo orario (H): è la distanza angolare tra il cerchio orario che passa per il punto (T) e il meridiano astronomico. Si misura in ore e frazioni di ora lungo l'equatore celeste, partendo dal meridiano astronomico, in senso orario per un osservatore boreale. Declinazione ( ): rappresenta la distanza angolare tra un punto della sfera celeste e l'equatore celeste, misurata lungo il cerchio orario che passa per tale punto. Si misura in gradi e frazioni di grado con segno positivo verso il polo nord celeste e negativo verso il polo sud. H = arco MB = arco BT 0h H 24h -90° +90°

47 I Sistemi di Coordinate-Sistema Equatoriale II La distanza angolare di un punto della sfera celeste dallequatore celeste, misurata sul cerchio orario passante per lastro, è detta declinazione ( ), Per definire laltra coordinata, occorre definire un meridiano di riferimento. Sulla Terra si è scelto arbitrariamente il meridiano di Greenwich come meridiano zero. Sulla volta celeste si è scelto come meridiano zero della sfera celeste il meridiano passante per il punto dintersezione tra lequatore celeste e leclittica, (punto dAriete o punto gamma). La distanza angolare di un punto situato sullequatore celeste dal punto dAriete, misurata in senso antiorario (da Ovest verso Est), è detta ascensione retta (ed indicata con o A.R.) ed è misurata da da 0 h a 24 h.

48 I Sistemi di Coordinate-Sistema Equatoriale Si definisce tempo siderale ST l'angolo orario del punto : Considerando che H (angolo orario) è opposto a quello di, data una stella T si trova la relazione : Questa relazione ci dice che se conosciamo ST allora determiniamo la delle stelle che transitano in meridiano; se invece abbiamo un catalogo di stelle fondamentali per le quali conosciamo bene la, allora determiniamo ST misurando i transiti di tali stelle. ST = H (punto ) 0 h ST24 h = TS -H

49 Il Tempo – Il Tempo Siderale TS- =H

50 Il Tempo – Il Tempo Siderale 1 giorno siderale medio = 23h 56m 04s,09054 = 0, giorni solari medi Giorno Solare e Giorno Siderale hanno durate differenti a causa del moto di rivoluzione della Terra intorno al Sole.

51 I Sistemi di Coordinate-Sistema Equatoriale Sebbene più complesso nella definizione, il sistema equatoriale non presenta gli svantaggi dei sistemi visti precedentemente. Infatti, al ruotare della sfera celeste: -la declinazione non cambia nel tempo perché la traiettoria della stella nel suo moto diurno è un arco di cerchio parallelo allequatore celeste; e nemmeno la sua ascensione retta varia, perché sia la stella che il punto dAriete ruotano insieme alla sfera celeste. - declinazione ed ascensione retta non variano se losservatore si sposta da un luogo allaltro della Terra, in quanto per la loro definizione non si sono utilizzati punti o cerchi di riferimento locali. Telescopio Anglo-Australiano 3.9 m – Montatura Equatoriale

52 I Sistemi di Coordinate-Note Lequatore celeste coincide con lorizzonte astronomico per osservatori situati ai poli Per un osservatore situato allequatore geografico, invece, i poli celesti giacciono sullorizzonte ed individuano le direzioni Nord e Sud, mentre lequatore celeste passa per lo zenit ed il nadìr, ed interseca lorizzonte nei punti che individuano le direzioni Est ed Ovest Nelle località poste tra lequatore e i poli geografici, i poli celesti e lequatore celeste avranno altezze intermedie.

53 I Sistemi di Coordinate-Note Per un osservatore posto nellemisfero boreale: 1.laltezza del polo Nord celeste è pari alla latitudine del luogo dosservazione; 2.laltezza massima dellequatore celeste è pari al complementare della latitudine del luogo dosservazione (colatitudine).

54 I Sistemi di Coordinate-Note Gli astri più vicini al polo celeste (P) e precisamente quelli la cui distanza dal polo (distanza polare) è minore della latitudine ( ) non tramontano mai e vengono detti circumpolari. La latitudine astronomica può essere determinata dall'osservazione di una stella circumpolare. culminazione

55 I Sistemi di Coordinate-Precessione

56 I Sistemi di Coordinate-Moto Proprio V r = velocità radiale V = Moto proprio

57 I Sistemi di Coordinate- Puntamento telescopio

58 I Sistemi di Coordinate-Distanza Angolare DEG_RAD=math.pi/180

59 I Sistemi di Coordinate – Coordinate Eclittiche E' un sistema di coordinate astronomiche in cui il piano e la direzione fondamentale sono rispettivamente il piano dell'eclittica e la sua perpendicolare la quale individua, sulla sfera celeste, i poli dell'eclittica. Le coordinate eclitticali sono: Longitudine celeste o eclitticale ( ) di un punto (T) è la distanza angolare tra il punto gamma e il cerchio ausiliario che passa per quel punto; si misura da 0° a 360° lungo leclittica partendo dal punto gamma e procedendo in senso antiorario (angolo OB). Latitudine celeste o eclitticale ( ) di un punto è la distanza angolare tra il punto (T) e il piano dell'eclittica, misurata lungo il cerchio ausiliario che passa per tale punto. Ha valore positivo (da 0° a +90°) nell'emisfero nord dell'eclittica e negativo (da 0° a -90°) in quello sud. Il piano dellequatore celeste e quello delleclittica formano un angolo di ca. 23° 27

60 I Sistemi di Coordinate – Coordinate Galattiche Si assumono come piano e direzione fondamentali rispettivamente il piano galattico (determinato con osservazioni radio) e l'asse perpendicolare ad esso. Il piano galattico individua sulla sfera celeste un cerchio massimo chiamato equatore galattico. L'asse interseca la sfera celeste nei poli galattici nord e sud. La longitudine (l) viene misurata sull'equatore galattico partendo dalla direzione del centro galattico e procedendo in senso antiorario per un osservatore che ha la testa in direzione del polo nord galattico. La latitudine (b), cioè la distanza angolare di un astro dall'equatore galattico.

61 Il Moto della Luna la Luna, con i suoi 3476 km di diametro, è il quinto satellite del sistema solare (più grandi sono solo Ganimede, Callisto ed Io (Giove) e Titano (Saturno)), ed è anche più grande del pianeta Plutone. A seconda della sua posizione rispetto al Sole e alla Terra, la Luna presenta una superficie illuminata più o meno vasta e si dice età della Luna lintervallo di tempo, in giorni, trascorso dal novilunio precedente. Il periodo delle fasi lunari è detto mese sinodio ed è pari a giorni. In generale il periodo sinodico È il tempo che passa tra due congiunzioni successive col Sole

62 Il Moto della Luna La Luna descrive unorbita ellittica intorno alla Terra (inclinata di circa 5° rispetto al piano delleclittica e avente uneccentricità e= 0.055) da Ovest Est (moto diretto). La minina distanza dalla Terra (perigeo) è di Km mentre la massima distanza (apogeo) è pari a km. La distanza media del sistema Terra-Luna è km. Rispetto alle stelle fisse, compie una rivoluzione completa intorno alla Terra in giorni (mese siderale). Ogni giorno, quindi, la Luna si sposta sulla sfera celeste di circa 53 m. La differenza tra mese sinodico e mese siderale è dovuto al moto di rivoluzione della terra intorno al Sole. La linea absidale, congiungente apogeo e perigeo, non è fissa nello spazio con moto diretto compiendo un giro in 8,85 anni circa. Il mese anomalistico, cioè lintervallo di tempo tra due successivi passaggi della Luna al perigeo è pari a giorni è quindi più lungo del mese siderale. Lorbita della Luna non è chiusa (orbita a rosetta)

63 Il Tempo – Il tempo solare La misura del tempo si può effettuare ricorrendo a qualsiasi fenomeno fisico che si ripete in modo regolare (oscillazioni del pendolo, fenomeno astronomico ecc.). Ciò che si misura è in la durata di un fenomeno. Fin dallantichità la misura del tempo che regola le attività umane si è basato sul moto di rotazione della Terra intorno al suo asse e sul suo moto si rivoluzione intorno al Sole. Il tempo Solare Vero - Per millenni si e' misurato il tempo, misurando in gradi orari (un angolo giro = 24 ore) la posizione angolare del Sole rispetto al punto piu' alto raggiunto dal Sole sopra l'orizzonte, definito come corrispondente alle ore 12 o mezzogiorno. Questa misura di tempo fornisce il cosiddetto tempo solare vero. Il tempo Solare Medio - Purtroppo il moto apparente del Sole e' tutt'altro che uniforme nel corso dell'anno. Infatti, il Sole si presenta al punto piu' alto sopra l'orizzonte con un ritardo o un anticipo rispetto all'istante di mezzogiorno che varia ogni giorno con un ciclo annuale e puo' arrivare fino ad un massimo di circa un quarto d'ora. Questo fenomeno e' dovuto in parte all'inclinazione dell'asse di rotazione terrestre rispetto al piano dell'orbita della Terra intorno al Sole ed in parte al fatto che, essendo l'orbita leggermente ellittica, la velocita' di rivoluzione della Terra intorno al Sole non e' costante.

64 Il Tempo-Equazione del Tempo Per ovviare a questo inconveniente si e' definito il tempo solare medio che ha come unita' di misura il giorno solare medio di durata pari alla durata media di tutti i giorni dell'anno. Alla definizione di questo tempo viene associato un Sole ideale, detto Sole medio, con un moto apparente uniforme. n = 3548".3/giorno velocità angolare SM

65 Il Tempo-Equazione del Tempo La differenza tra il tempo solare vero e quello medio varia continuamente di giorno in giorno con un ciclo annuale. Questa quantita' e' nota come equazione del tempo. E= 0 quattro volte all'anno, cioè agli inizi di aprile, a metà di giugno, ai primi di settembre, verso Natale. Il massimo valore di circa +16m si raggiunge ai primi di novembre, il minimo di –14m a metà febbraio

66 Il Tempo – LUnità di misura Nel 1925 fu introdotto il TU e lunità di misura del tempo, il secondo fu definito come la 1/84600 parte del giorno solare medio. Questa definizione si rivelò insufficiente poiché anche il giorno solare medio mostra delle irregolarità dovute al moro di rotazione della Terra. Nel 1960 si definì il secondo come la 1/ parte dellanno tropico Tempo delle Effemeridi (TE) Nel 1968 anche il TE venne abbandonato per problemi con la sua determinazione e la misura del tempo venne sostituita dal Tempo Atomico Internazionale(TAI): il secondo è la durata di periodi della radiazione corrispondente alla transizione fra due livelli iperfini dello stato fondamentale dellatomo di Cesio-133. È questo il tempo distribuito tramite la diffusione dei segnali orari. Per conciliare le esigenze della vita quotidiana e quelle della navigazione nel 1975 si è introdotto il Tempo Universale Coordinato (UTC) che ha come unità di scala il secondo del TAI ed è mantenuto in accordo con la scala di tempo definita dalla rotazione della Terra e corretto dalle irregolarità delle moto di rotazione e rivoluzione della Terra attraverso lintroduzione di secondi intercalanti in modo che TAI-UTC sia sempre un numero intero di secondi.

67 Il Tempo – Lanno Si definisce anno siderale il tempo necessario alla Terra per compiere una rivoluzione completa intorno al Sole rispetto alle stelle fisse. In altre parole, dopo un anno siderale il Sole torna ad essere visto dalla Terra nella stessa posizione rispetto alle stelle fisse. Un anno siderale dura, in giorni solari medi, 365 d 06 h 09 m 09 s,5 circa. Si definisce anno tropico lintervallo di tempo tra due successivi equinozi di primavera. Dal punto di vista dellosservatore terrestre, dopo un anno tropico il Sole si ritrova al punto dAriete. Lanno tropico coinciderebbe con quello siderale se non esistessero delle irregolarità del moto della Terra, la più importante delle quali è il moto di precessione. La sua durata in giorni solari medi è di 365 d 05 h 48 m 45 s,2 circa. Si definisce allora anno anomalistico lintervallo tra due successivi passaggi della Terra al perielio. Esso ha una durata di circa 365 d 06 h 13 m 53 s. Il nome anomalistico deriva dal fatto che langolo n tra il raggio vettore e la direzione del perielio si chiama anomalia, e quindi lanno anomalistico è il tempo che occorre alla Terra per avere nuovamente la stessa anomalia. A causa delle azioni perturbative degli altri pianeti del Sistema Solare lorbita terrestre non è chiusa e la linea degli absidi, congiungente afelio e perielio ruota lentamente sul piano delleclittica in senso concorde con il moto della Terra facendo spostare questi punti di circa 0 = 11",3 ogni anno. Perciò, per tornare al perielio, la Terra dovrà percorrere questulteriore arco di orbita, cosa che fa in circa 4m 43s,5.

68 Il Tempo- Il Calendario Per la misura dei lunghi periodi di tempo si usa il Calendario. Calendario Solare : basato sullAnno Tropico. Il nostro Calendario (Calendario Gregoriano) è basato sullanno tropico. Lanno civile è di giorni solari medi e prevede un anno bisestile, dopo 3 anni (tutti gli anni divisibili per 4), di 366 giorni ad eccezione degli anni di inizio secolo non divisibili per 400. Lanno 2000 sarà bisestile. Lo sfasamento tra anno tropico e anno civile sarà di 1 giorno ogni 3300 anni. Calendario Lunare : basato sulla Lunazione ( ritorno della Luna alla stessa Fase = giorni solari medi) Es. calendario musulmano Calendario Lunisolare: basato su entrambi i periodi. Es. Calendario ebraico, calendario degli antichi greci.

69 Il Tempo- Il Calendario Il Giorno Giuliano : Quando si calcolano gli intervalli di tempo lunghi è utile utilizzare il Periodo Giuliano introdotto nel XVI secolo da Giuseppe Scaligero. Il periodo giuliano è un periodo di 7980 anni che inizia il 1 gennaio 4713 a. C. Il periodo giuliano si usa contando progressivamente i giorni (giorni giuliani J.D.) a partire da mezzogiorno di Greenwich.

70 Cataloghi Astronomici e Internet A partire da Ipparco, la catalogazione degli oggetti celesti ha sempre avuto notevole importanza.

71 Moti Apparenti dei Pianeti Il moto della Terra e quello degli altri corpi del Sistema solare si combinano in modo tale che unosservatore terrestre vedrà gli altri oggeti seguire traiettorie apparenti piuttosto complesse e differenti dagli effettivi moti di rivoluzione. Pertanto gli spostamenti celesti, del Sole, dei pianeti e di ogni altro corpo del sistema solare vengono definiti "moti apparenti". Come già accennato descrivendo il moto della Luna, per convenzione, si assume che un pianeta si muove, rispetto alle stelle fisse, da Ovest verso Est di "moto diretto", anche se vi sono dei momenti in cui appare invertire la rotta, per effetto della combinazione fra il proprio moto di rivoluzione e quello della Terra, spostandosi perciò in senso contrario di "moto retrogrado".

72 I Pianeti – Moti Apparenti e Reali A causa del proprio moto orbitale, anche i pianeti interni (Mercurio, Venere) mostrano le "fasi" come la Luna. Fasi di Venere Configurazioni Planetrie PIANETAPeriodo sid.Periodo Sin. Mercurio88115 Venere Marte Giove Saturno Urano Nettuno Plutone

73 Leggi di Keplero 1 - I pianeti si muovono attorno al Sole su un'orbita ellittica; il Sole si trova in uno dei fuochi dell'ellisse (1609) 2 - Il raggio che unisce il Sole al pianeta copre aree uguali in tempi uguali. (1609) 3 - I periodi orbitali elevati al quadrato sono proporzionali ai semiassi maggiori dell'orbita, elevati al cubo. (1619) P 2 = k a 3

74 Gli Ordini di Grandezza

75 Circa il 95% delle informazioni che noi riceviamo dagli oggetti celesti vengono ricavate dalla misura della loro radiazione. Le onde elettromagnetiche, secondo la teoria di Maxwell, sono fenomeni oscillatori, generalmente di tipo sinusoidale, dovute alla variazione periodica nel tempo del campo elettrico e del campo magnetico. E = E o sin(kx- t) B = B o sin(kx- t) k=2 / [rad/m] rad/s] L'osservazione del nostro universo

76 La caratteristica fondamentale che distingue i vari campi elettromagnetici e ne determina le proprietà è la FREQUENZA, che rappresenta il numero di oscillazioni effettuate dallonda in un secondo (unità di tempo). La frequenza si misura in Hertz (Hz). Strettamente connessa con la frequenza è la LUNGHEZZA DONDA, che è la distanza percorsa dallonda durante un tempo di oscillazione e corrisponde alla distanza tra due massimi o due minimi dellonda. Queste due grandezze, oltre ad essere tra loro legate, sono a loro volta connesse con lENERGIA trasportata dallonda: lenergia associata alla radiazione elettromagnetica è infatti direttamente proporzionale alla frequenza dellonda stessa. Relazione frequenza lunghezza donda = c/. Energia del fotoni: E = h×, h = 6.63 × J·sec L'osservazione del nostro universo

77 La direzione di propagazione di unonda elettromagnetica è parallela al vettore: Vettore di Poynting Energia elettromagnetica che fluisce nellunità di tempo attraverso qualunque area. Intensità (energia media trasportata dallonda per unità di area e per unità di tempo) L'osservazione del nostro universo

78 Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - Lo spettro elettromagnetico

79 Le regioni dello spettro elettromagnetico Regione dello spettro Lunghezza d'onda (Angstroms) Lunghezza d'onda (centimetri) Frequenza (Hz) Energia (eV) Radio> 10 9 > 10< 3 x 10 9 < Microonde x x Infrarosso x x x Visibile x x x x Ultravioletto x x x Raggi X x x Raggi Gamma< 0.1< > 3 x > 10 5 E= [eV] L'osservazione del nostro universo

80 colore (Å) (*10 14 Hz) Energia (* J) violetto indaco blu verde giallo arancione rosso L'osservazione del nostro universo

81 Losservazione di dei corpi celesti comporta lo studio di tre grandezze fondamentali legate alla radiazione elettromagnetica: DIREZIONE di arrivo della radiazione. (posizione delloggetto nello spazio) INTENSITA del segnale ricevuto. (flusso di energia della radiazione (W/m 2 )) DISTRIBUZIONE SPETTRALE della radiazione. L'osservazione del nostro universo


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