Liceo Scientifico B. Russell Classe 5° Prof.ssa Anna Onofri OSSERVIAMO IL CIELO Liceo Scientifico B. Russell Classe 5° Prof.ssa Anna Onofri

Sfera celeste La rotazione della volta stellata, e quindi della sfera celeste, è soltanto apparente, essendo provocata dalla rotazione effettiva della Terra intorno al proprio asse, che si compie in circa 24 ore.

Materia interstellare : lo spazio tra gli astri appare vuoto, anche se è costituito da un gas di particelle molto rarefatte o da polveri Nebulose : zone più opache e dense rispetto allo spazio circostante in cui si stanno formando nuove stelle

Costellazioni Associazioni fittizie di stelle

Terra, diametro 12.756 km Venere, diametro 12.104 km Marte, diametro 6.794 km Mercurio, diametro 4.880 km Plutone, diametro 2.274 km Giove, diametro 142.984 km Saturno, diametro 120.536 km Urano, diametro 51.118 km Nettuno, diametro 49.532 km Sole, diametro 1.390.000 km

DIMENSIONI DELLE STELLE

Sistemi di riferimento Universali Per l’osservatore

Il parallelo celeste fondamentale è l’equatore, mentre il meridiano celeste fondamentale è quello passante per un punto particolare detto PUNTO GAMMA che rappresenta il punto della sfera celeste in cui si trova il Sole nell’equinozio di primavera, mentre il punto diametralmente opposto è detto PUNTO OMEGA

Asse del mondo, equatore, meridiani e paralleli celesti sono elementi di riferimento indipendenti dalla posizione dell’osservatore sulla Terra e vengono utilizzati per la costruzione delle mappe del cielo Dalla posizione dell’osservatore dipende, invece, la prospettiva con cui si osserva la sfera celeste; ad esempio se siamo al Polo Nord vedremo la Stella Polare sopra di noi sulla verticale, mentre all’equatore, la Stella Polare si trova sul limite basso dell’orizzonte Per questo, per tener conto della posizione dell’osservatore ( punto P ) si è costruito sulla sfera celeste un sistema di riferimento più immediato

La retta immaginaria che passa per P parallela al filo a piombo in quel punto, prende il nome di VERTICALE; questa interseca la sfera celeste in due punti: ZENIT e NADIR. Sulla superficie della sfera, i circoli massimi passanti per lo zenit ed il nadir sono detti circoli verticali. Di questi il più importante è quello che passa anche per i poli celesti: il MERIDIANO LOCALE

Punto dell’orizzonte in cui tramonta il Sole nei giorni di equinozio Sull’orizzonte è possibile identificare 4 punti cardinali Punto dell’orizzonte in cui tramonta il Sole nei giorni di equinozio EST OVEST Coincide con il punto dell’orizzonte in cui sorge il Sole nei giorni di equinozio ( 21 marzo, 23 settembre ) NORD e SUD Sono i due punti in cui il circolo meridiano locale interseca l’orizzonte, ognuno nella direzione del corrispondente polo

Meridiano locale: circonferenza massima su cui si trovano polo nord polo sud zenit e nadir È importante perché nel corso delle ventiquattro ore tutti gli astri lo attraversano nel loro punto di massima elevazione sull'orizzonte (culminazione). Inoltre il passaggio del Sole al meridiano locale segna l'istante del mezzogiorno vero, che in generale non coincide col mezzogiorno medio indicato dall'orologio. zenit (dall'arabo samt, letto per errore 'sanit', nella locuzione samt al-ra's = la direzione sulla testa), esattamente sopra la testa dell'osservatore nadir (dall'arabo nazîr = opposto), esattamente sotto i suoi piedi.

COORDINATE ASTRONOMICHE COORDINATE ALTAZIMUTALI COORDINATE EQUATORIALI Rappresentano due angoli che servono per definire la posizione di un corpo celeste sulla sfera celeste COORDINATE ALTAZIMUTALI Sistema di coordinate che prende come riferimento l’orizzonte e la verticale del luogo COORDINATE EQUATORIALI Sistema che prende come riferimento l’equatore celeste e l’asse del mondo

COORDINATE ALTAZIMUTALI COORDINATE EQUATORIALI

Coordinate altazimutali L'altezza = distanza angolare di un astro dal piano dell'orizzonte astronomico. Se l'astro si trova alla massima altezza sopra il nostro capo, la sua altezza è di 90 gradi . Questo punto è detto zenit, il punto opposto allo zenit è il nadir. L'azimut è la distanza angolare tra il piano del circolo verticale passante per l'astro e il piano passante per il meridiano locale . Si misura sull’orizzonte astronomico dell’osservatore, partendo dal punto cardinale sud e procedendo in senso orario . Il valore dell'azimut può variare da 0 gradi fino a 360 per un astro a nord, un astro ad est ha un azimut pari a 90 gradi, a sud il valore è di 180 gradi ad ed infine ovest è di 270 gradi. Le coordinate altazimutali hanno il difetto di variare continuamente col moto apparente della volta celeste. Per ovviare a questo, si usano le coordinate equatoriali che sono indipendenti da questo difetto.

Coordinate equatoriali Indipendente dalla posizione dell’osservatore DECLINAZIONE: distanza angolare tra un punto della sfera celeste e l'equatore, 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. La declinazione del punto T corrisponde all'angolo TCB. ASCENSIONE RETTA : distanza angolare dell’astro dal meridiano celeste che passa per punto 

MOVIMENTI APPARENTI DEGLI ASTRI SULLA SFERA CELESTE La rotazione della volta stellata, e quindi della sfera celeste, è soltanto apparente, essendo provocata dalla rotazione effettiva della Terra intorno al proprio asse, che si compie in circa 24 ore. Causa questo moto, le stelle descrivono sulla sfera celeste delle traiettorie circolari (paralleli celesti) parallele al piano dell'equatore celeste e con il centro apparentemente nel polo celeste nord o nel polo celeste sud a secondo dell'emisfero in cui si trova l'osservatore; ogni stella percorre il suo parallelo celeste tornando ad occupare la medesima posizione dopo 23 h 56 min 4 s IL MOTO DIURNO DELLA SFERA CELESTE E’ UN MOTO APPARENTE

E' facile rendersi conto di tale realtà effettuando una foto con l'obiettivo di una macchina fotografica rivolta verso il polo celeste e lasciandolo aperto qualche decina di minuti. Ogni stella lascia sulla pellicola una traccia luminosa coincidente con un arco di circonferenza, il cui centro si trova nel polo e la cui lunghezza dipende sia dal tempo di esposizione sia dalla distanza sferica dell'astro dal polo

Tali astri sono detti sorgenti e tramontanti o non circumpolari. Nel loro moto apparente alcuni astri, come S1, sorgono verso Est, giungono alla loro culminazione quando passano in meridiano e tramontano infine verso Ovest. Tali astri sono detti sorgenti e tramontanti o non circumpolari. Alcuni astri, come S2, descrivono una traiettoria interamente al di sopra del piano orizzontale cosicché, se non ci fosse il Sole ad impedirne la visione durante il giorno, essi sarebbero sempre visibili. Tali astri, tutti situati in una ben determinata zona attorno al polo celeste elevato (il punto Pcn nell'esempio di Fig. 5) sono detti circumpolari visibili. Al contrario, astri come S3 sono sempre invisibili e quindi vengono definiti circumpolari invisibili

Orientamento notturno Trovare il Nord: localizzare l’Orsa Maggiore, quindi trovare l’Orsa Minore e la Polare tracciare la verticale sull’orizzonte sino ad intersecarlo in un punto che indicherà il polo Nord terrestre, alla cui destra a 90° troveremo l’Est e a sinistra, sempre a 90°, l’Ovest. Alle nostre spalle, a 180°, avremo il Sud.

la stella polare (appartenente alla costellazione del Piccolo carro nota anche come Orsa minore) indica, con buona approssimazione, la direzione del Polo Nord geografico (dista da questo circa 1°) Data la scarsa luminosità delle stelle che costituiscono il Piccolo Carro, la stella polare è assai poco identificabile. Si preferisce quindi cercare e riconoscere l’Orsa Maggiore (Grande Carro). Riconosciuto il Grande Carro, per trovare la Polare basterà prolungare la linea congiungente le due ultime stelle Merak e Dubhe per una distanza pari a 5 volte quella che le separa.

Se proviamo a ripetere l’osservazione in giorni e orari differenti, troveremo la polare nello stesso identico punto. Questo perchè il prolungamento dell’asse di rotazione terrestre si trova, casualmente, quasi in corrispondenza della stella. Di conseguenza, mentre tutto il firmamento è soggetto ad un movimento apparente dovuto alla rotazione terrestre, la polare rimane fissa. Il Polo Nord celeste è assimilabile alla punta del manico di un ombrello che gira tra le tue mani Poli (lat. massima 90°) - le stelle visibili non sorgono e non tramontano mai Latitudini Intermedie - solo alcune stelle sorgono e tramontano Equatore (latitudine 0) - tutte le stelle sorgono e tramontano

A latitudini intermedie, alcune stelle sorgeranno e tramonteranno mentre altre, quelle più prossime al PNC, descriveranno dei cerchi attorno ad esso rimanendo sempre al di sopra dell’orizzonte. A tali stelle, e alle costellazioni di cui fanno parte, viene dato il nome di circumpolari.

Orientamento diurno: il movimento del sole Arco apparente descritto dal Sole. A mezzogiorno circa del tempo civile transita per il meridiano locale – massima altezza sull’orizzonte Piccolo ritardo rispetto alle altre stelle No costellazione definita, ogni mese esce da una costellazione ed entra in un’altra : ZODIACO Modifica la sua dclinazione Max 21/6 Min 22/12 Tutte le stelle si spostano verso ovest di un grado Ogni notte sorgono nuove stelle e ne tramontano altre

Spostandoci verso l'Equatore, le stesse stelle sarebbero "non circumpolari"; infatti, che una stella sia circumpolare o no, visibile o invisibile, dipende dalla latitudine del luogo d'osservazione. Un caso particolare è la stella a noi più vicina, e cioè il Sole. Alle nostre latitudini esso è un astro che sorge e tramonta; al di là del circolo polare artico o antartico esso può diventare circumpolare visibile o invisibile secondo le varie stagioni dell'anno. E' facile constatare che all'Equatore tutti gli astri sono sorgenti e tramontanti, mentre ai poli sono o circumpolari visibili o circumpolari invisibili. Quindi, come le stelle, anche i corpi del Sistema Solare, cioè il Sole, la Luna e i Pianeti presentano un moto diurno apparente che si svolge da EST verso OVEST, ma cambiano nel corso dell’anno la loro declinazione e la posizione relativa allo sfondo stellato

L’Astronomia moderna l'occhio umano non è un rivelatore molto sensibile, e comunque la sua sensibilità è limitata ad una parte molto ristretta dello spettro elettromagnetico; inoltre, non può eseguire misure quantitative, essenziali per interpretare i fenomeni osservati L'astronomia moderna si avvale di strumenti di osservazione molto sofisticati, spesso pilotati tramite computer, ed in alcuni casi operanti nello spazio al di sopra dell'atmosfera, che hanno esteso la banda di lunghezze d'onda osservabili praticamente a tutto lo spettro elettromagnetico (onde radio, infrarosso, visibile, ultravioletto, raggi X e gamma) importanza di studiare anche lo spettro della luce proveniente da un corpo celeste, in quanto questo fornisce importanti informazioni sulla natura dell'oggetto stesso. Lo spettro è semplicemente la distribuzione della radiazione (luce visibile, o ad altre lunghezze d'onda) alle varie energie, o lunghezze d'onda.

La fonte più importante di informazioni sui corpi celesti, e l’unica che possiamo rilevare e studiare direttamente dalla terra, è rappresentata dalle radiazioni elettromagnetiche ( raggi gamma, raggi x, luce visibile, IR, onde radio) che essi irradiano, assorbono o riflettono. La lunghezza d'onda λ è definita come:         dove v, al numeratore, è la velocità di propagazione e ν, al denominatore, la frequenza dell'onda.

Le stelle ci appaiono tutte bianche, in genere, ma guardando meglio ci si accorge che i colori variano: Betelgeuse e Antares sono indubbiamente rosse, Rigel è azzurrina come Vega. Non sono le uniche differenze che arrivano dalla loro radiazione. L'occhio umano è più sensibile ai colori giallo-verde I corpi celesti emettono su tutta la banda elettromagnetica quindi l'occhio umano è limitato in ricezione.

Se potessimo osservare il cielo con occhi sensibili, ad esempio, ai raggi X vedremmo tutto un altro cielo. A microonde un altro cielo ancora, completamente invaso da una radiazione cosmica che è il residuo del Big Bang. L'atmosfera terrestre blocca i raggi ultravioletti e non solo. Per comprendere le emissioni nel loro totale, quindi, c'è stata l'esigenza di spostare l'occhio umano al di sopra dell'atmosfera stessa. Proprio per questo sono nati i telescopi spaziali come Hubble e Spitzer.

Lo spettro elettromagnetico è la mappa di luce proveniente da una stella e consiste in tutta la sua luce emessa in modo tale che possa essere misurato l'ammontare di radiazione a qualsiasi lunghezza d'onda, visibile e non.

La spettroscopia si occupa dell'esame e dell'interpretazione degli spettri e delle molecole allorché la materia viene opportunamente eccitata. Uno spettro rappresenta un insieme di radiazioni, emesse o assorbite dagli atomi o dalle molecole, distribuite ed espresse in funzione delle lunghezze d'onda o delle frequenze Lo studio spettroscopico dell'emissione e dell'assorbimento della luce da parte degli elementi è stato uno dei campi di ricerca fondamentali per lo sviluppo delle conoscenze sulla struttura atomica della materia. Storicamente questa disciplina ebbe la sua origine allorché Newton mise sperimentalmente in evidenza la scomposizione della luce bianca nelle componenti monocromatiche per mezzo di un prisma trasparente. Dopo il 1850 : Bunsen e Kirchhoff notarono che la frequenza delle righe spettrali poteva caratterizzare la natura chimica degli elementi. Mediante l'analisi spettroscopica i due ricercatori tedeschi non solo scoprirono nuovi elementi ma indicarono la metodologia per studiare la composizione chimica della materia extraterrestre attraverso le radiazioni inviate dalle stelle. Il primo importante risultato, dedotto dallo studio della luce omessa dai corpi celesti, è rappresentato dalla scoperta, fatta da Lockyer nella radiazione solare, di alcune righe spettrali prodotte da un elemento ancora sconosciuto sulla Terra. Questo elemento, contenuto inizialmente presente solo nel Sole e pertanto chiamato elio (Hélios = Sole),

In particolare si sono rivelati preziosi lo studio degli SPETTRI di emissione e di assorbimento Lo spettro è la figura che si ottiene raccogliendo, su uno schermo nero o su una lastra fotografica, le radiazioni elettromagnetiche provenienti da una sorgente, dopo che hanno subito una rifrazione Gli spettri, di solito vengono classificati in: - spettri di emissione, - spettri di assorbimento. A loro volta, sia quelli dell'uno sia quelli dell'altro tipo si dividono in: - spettri continui, - spettri di righe, - spettri di bande.

Lo spettro di emissione si ha quando le radiazioni ottiche emesse da una sorgente opportunamente eccitata vengono direttamente disperse nelle componenti monocromatiche mediante lo spettroscopio, chiamato anche spettrometro se munito di una scala graduata da utilizzare per la misura della lunghezza d'onda della radiazione. A seconda della materia eccitata si può ottenere: uno spettro continuo, se è formato da un insieme, più o meno esteso, di lunghezze d'onda. Nel campo del visibile si presenta con una successione continua di colori che dal rosso si estendono fino al violetto. Viene emesso soprattutto dalla materia in fase solida o in fase liquida quando si riscalda fortemente;

uno spettro di righe, se è formato da una sequenza discontinua, più o meno numerosa, di righe brillanti e ben separate sopra un fondo scuro. Indipendentemente dalla tecnologia di eccitazione, ogni atomo di un elemento portato allo stato aeriforme presenta uno spettro di righe che caratterizza la natura della materia emittente uno spettro di bande, se è formato da una successione assai fitta di righe che si addensano in corrispondenza di certe lunghezze d'onda. È originato soprattutto dai gas e dai vapori caratterizzati da molecole poliatomiche i cui atomi sono chimicamente legati.

Spettro di assorbimento Questo tipo di spettro si ottiene interponendo sul cammino della radiazione in grado di originare uno spettro continuo una sostanza, in genere un gas o un vapore, che assorbe, in corrispondenza di certe lunghezze d'onda più o meno estese, alcune componenti che l'attraversano. Si origina così una specie di arcobaleno, sovrapposto al quale le variopinte righe che caratterizzano in emissione la sostanza in fase aeriforme si trasformano, in assorbimento, in una sequenza di righe scure localizzate nella stessa posizione (frequenza) delle prime.

la luce ricevuta dalle stelle, una volta scomposta, evidenzia la presenza di un fondo colorato continuo (chiamato spettro continuo) sul quale si distaccano delle discontinuità a determinate lunghezze d'onda, che si manifestano come assenza di luce (righe di assorbimento).

http://www.worldwidetelescope.org/Home.aspx http://www.mbernardi.it/www.mbernardi.it/Home.html http://www.astronomia.com/2011/09/01/il-cielo-nel-mese-di-settembre-2011/ http://www.skylive.it/Astrofisica/Astrofisica_Spettro_Elettromagnetico_Analisi_Spettrale.aspx#