Sfera celeste
Per convenzione consideriamo la volta celeste come una sfera intorno alla terra, ferma, che si muove alla velocità della terra.
Per muoverci agevolmente lungo la sfera celeste, è necessario
individuare dei punti di riferimento che coincideranno
con i corrispondenti del nostro pianeta, essendone praticamente dei
prolungamenti di questo proiettati all'infinito.
Così abbiamo:
• l'asse celeste - detto anche asse polare, che è il perno della rotazione apparente del cielo;
• i poli celesti - le intersezioni dell'asse celeste con la sfera celeste;
• l'equatore celeste - ossia quel cerchio massimo che si ricava
dall'intersezione della sfera con il piano perpendicolare all'asse
celeste e passante per il centro della Terra, e che la divide perciò in
due emisferi uguali, quello settentrionale (o boreale) e quello
meridionale (o australe).
Per l'osservazione astronomica sono inoltre
fondamentali anche i seguenti riferimenti:
• lo zenit - il punto in cui la verticale del luogo (la direzione del
filo a piombo) incontra la volta celeste, ed il suo opposto il nadir;
• il meridiano celeste - quel cerchio massimo passante per lo zenit, il
nadir ed i poli celesti, che non è altro che la corrispondente
proiezione del meridiano geografico, uno dei circoli massimi delle
coordinate terrestri;
• il punto di mezzocielo - l'intersezione del meridiano celeste con l'equatore celeste;
• l'orizzonte astronomico - l'intersezione del piano tangente al luogo
di osservazione con la sfera celeste, che incrociando a sua volta il
meridiano e l'equatore, crea rispettivamente i punti cardinali Nord/Sud
ed Est/Ovest;
• la linea meridiana -
la retta che congiunge i punti cardinali Nord e Sud.
• l'eclittica -
il percorso annuale ed apparente del Sole lungo lo zodiaco, che non è
altro che la proiezione celeste del piano orbitale disegnato dalla
Terra, e che risulta essere quindi inclinata di 23,5° dall'equatore
celeste;
• il punto d'ariete - chiamato anche punto equinoziale, punto gamma o punto vernale, è quel
punto della sfera celeste dove appare proiettato il Sole quando la
Terra si trova all'equinozio di primavera.
Per orientarsi ci si avvale innanzitutto dei 4 punti cardinali (Nord,
Sud, Est ed Ovest), che è possibile individuare partendo dalla stella
polare (che grosso modo indica il polo Nord celeste) per poi tracciare
la verticale sull'orizzonte sino ad intersecarlo in un punto che
indicherà il polo Nord, alla cui destra a 90° troveremo l'Est ed alla
sinistra, sempre a 90°, l'Ovest. Dalla parte opposta invece a 180° il
Sud. In alternativa è possibile osservare anche il tragitto apparente
del Sole, che passando al meridiano, approssimativamente a mezzogiorno
del tempo civile, raggiunge la sua massima altezza sull'orizzonte
proiettando quindi le ombre in direzione del Nord. Esso inoltre sorge e
tramonta in due punti opposti, i quali coincideranno rispettivamente
con l'Est e l'Ovest all'epoca degli equinozi, all'incirca il 21 Marzo
ed il 23 Settembre.
Coordinate astronomiche
Per muoversi agevolmente lungo la superficie della sfera celeste, e
quindi poter individuare facilmente un punto qualsiasi conoscendo solo
due valori, basta servirsi di punti e cerchi di riferimento,
quest'ultimi a loro volta distinti in circoli massimi (cerchi creati
dalle intersezioni della sfera con piani passanti per il suo centro) e
circoli orari (circoli massimi passanti per i poli celesti) e dei
sistemi di coordinate astronomiche altazimutali, equatoriali,
eclittiche e galattiche.
Coordinate Altazimutali
I riferimenti fondamentali di questo sistema sono:
l'orizzonte astronomico e lo zenit, mentre rivestono notevole
importanza anche i cerchi verticali (circoli massimi passanti per lo
zenit ed il nadir) ed il meridiano celeste (cerchio verticale passante
per lo zenit, il nadir ed i poli Nord e Sud).
• Azimut -
distanza angolare fra il polo Nord e l'intersezione del cerchio
verticale passante per il punto osservato con l'orizzonte. Viene
misurata su quest'ultimo in senso orario, e perciò verso Est, ed è
compresa fra 0 e 360°;
• Altezza - Tracciata sul cerchio verticale passante per il punto
considerato, è pari all'angolo compreso fra l'oggetto e l'orizzonte. Si
conta da 0 a 90°, positivamente verso lo zenit e negativamente verso il
nadir, ragion per cui possiamo definire anche la distanza zenitale (DZ
= 90 - altezza), che naturalmente rappresenta la distanza angolare di
un astro dallo zenit.
Questo sistema permette di conoscere velocemente un punto celeste
posizionato al di sopra dell'orizzonte del luogo di osservazione, ma,
dipendendo da parametri come l'orizzonte, lo zenit ed il meridiano,
variabili a seconda della località d'osservazione, ha il difetto di
essere relativo all'osservatore. Infatti, visto che le stelle
descrivono archi di cerchio che non sono paralleli all'orizzonte, i
valori delle due coordinate varieranno continuamente seguendo il moto
della sfera celeste.
Coordinate Equatoriali
Questo sistema si basa sui poli celesti e sull'equatore celeste, mentre
sono importanti anche i cerchi orari (circoli massimi passanti per i
poli celesti), il meridiano celeste ed il punto che rappresenta
l'equinozio di primavera, il punto d'ariete.
• Ascensione retta - si misura sull'equatore celeste in ore (o gradi) e
frazioni di esse, in senso antiorario (verso Est), a partire dal punto
di ariete fino all'intersezione dello stesso equatore con il cerchio
massimo passante per il punto osservato. E' compresa tra 0 e 24 ore (o
fra 0 e 360°);
• Declinazione - espressa in gradi e frazioni di essi sul cerchio
passante per i poli celesti ed il punto del cielo in osservazione, si
conta da 0 a 90° a partire dall'equatore celeste, positivamente verso
il polo Nord e negativamente al contrario.
Essendo completamente svincolato dall'osservatore e dipendendo solo
dalla posizione degli astri, questo sistema di coordinate è attualmente
quello più utilizzato. I valori delle due coordinate infatti rimangono
fissi, in quanto il corpo da osservare si muove insieme a tutta la
volta celeste. Esiste tuttavia anche una variante per questo sistema di
coordinate. Infatti, sostituendo l'ascensione retta con l'angolo
orario, che si misura sull'equatore in senso orario, da 0 a 24 ore, a
partire dal punto di mezzocielo, si ottiene un sistema di coordinate
equatoriali relative al punto di osservazione.
Coordinate Eclittiche
Il sistema usato per lo studio e l'osservazione del sistema solare e
dei corpi che ve ne fanno parte è quello delle coordinate eclittiche,
cosiddetto perchè si basa sull'eclittica ed i suoi poli, in cui
rivestono una certa importanza il punto d'ariete ed i cerchi di
longitudine (passanti per i poli Nord e Sud dell'eclittica).
• Longitudine eclittica - è l'arco compreso fra il punto d'ariete e
l'intersezione del cerchio passante per il punto in osservazione con
l'eclittica. Si misura in gradi e frazioni di essi, da 0 a 360, a
partire dal punto d'Ariete in senso antiorario (verso Est);
• Latitudine eclittica - tracciata sul cerchio che passa per l'oggetto
osservato, è anch'essa misurata in gradi, ma da 0 a 90 a partire
dall'eclittica, positivamente verso il Nord e negativamente verso il
Sud.
Coordinate Galattiche
Quando il campo di osservazione si allarga alla galassia si usa spesso
un sistema di coordinate con riferimenti propri di essa: l'equatore
galattico (inclinato di 62°41' dall'equatore celeste) ed i poli
galattici. Importanti sono il punto di centro galattico (A.R.
17h42m30s, Dec. -28°55'18") che è situato nella costellazione del
Sagittario ed i cerchi massimi passanti per i poli galattici. •
Longitudine galattica - misurata sull'equatore della galassia in senso
antiorario (verso Est) a partire dal punto di centro fino
all'intersezione dello stesso equatore con il cerchio massimo passante
per il punto in questione. E' compresa fra 0 e 360°.
• Latitudine galattica - tracciata su cerchi massimi, a partire
dall'equatore galattico verso i poli, è compresa fra 0 e 90° e si conta
positivamente verso il Nord e negativamente verso il Sud galattico.
LA TERRA
Moto di rotazione e di rivoluzione
La Terra non è statica nello spazio, ma compie alcuni movimenti
(moti) molto importanti per l'osservazione astronomica e per i fenomeni
che da essi ne scaturiscono:
• Moto di rotazione - porta la Terra a girare su se stessa in senso
antiorario (da Ovest verso Est), attorno ad un asse inclinato di 23,5°
e passante per i poli Nord e Sud. Da esso derivano l'alternanza del
giorno e della notte e l'apparente moto del cielo. Dura circa 24 ore
(giorno).
• Moto di rivoluzione - il moto orbitale che il nostro pianeta compie
attorno al Sole in un arco di tempo pari a 365,25 giorni (anno), e che
avviene secondo una traiettoria di forma ellittica che lo porta ad una
distanza variabile da un massimo di 152 milioni di km (afelio) e ad un
minimo di 147 milioni di km (perielio).
I moti terrestri non sono regolari, ma subiscono delle leggere
variazioni che alla lunga, se non corretti, porterebbero ogni stagione
ed il calendario a non corrispondere piu' con gli stessi fenomeni
astronomici da cui dipendono.
In primo luogo la rotazione della Terra, che subisce rallentamenti per
effetto delle maree, seguita dall'asse terrestre, che a causa
dell'attrazione gravitazionale esercitata sulla Terra dal Sole e dalla
Luna, descrive nel tempo un movimento in senso contrario a quello
orbitale, simile a quello di una trottola, disegnando appunto un cono
di apertura di 23,5°.
Una conseguenza sarà allora la migrazione del polo Nord celeste,
attualmente rappresentato grosso modo dalla stella polare, che varia
descrivendo un cerchio nell'arco di circa 26000 anni e puntando a
stelle differenti. Oscillando l'asse trascina con sè anche l'equatore,
che perciò segue l'identico movimento, modificando quindi anche le
intersezioni del piano equatoriale con l'eclittica e dunque i nodi.
Il risultato è che, se pur lentamente, cambiano anche i punti
equinoziali che ogni anno vengono raggiunti in anticipo dal nostro
pianeta (20 minuti prima). Tutto ciò si ripercuote sui sistemi di
coordinate astronomiche che si contano a partire dal punto d'ariete
(equinozio di primavera), che variando trascina con sè tutti gli altri
valori facendo quindi slittare il percorso apparente del Sole rispetto
ai 12 segni zodiacali.
Questo fenomeno, detto precessione degli equinozi, introduce l'anno
tropico di 365,24 giorni, che rappresenta l'intervallo di tempo fra due
successivi passaggi della Terra all'equinozio di primavera, e che
quindi risulta essere inferiore a quello siderale di circa 20 minuti.
Su di esso è basato l'anno civile, che essendo di 365 giorni necessita
dell'aggiunta di un giorno ogni quattro anni per compensare la
differenza di 6 ore con quello tropico. Ciò si ottiene con
l'introduzione dell'anno bisestile di 366 giorni, che appunto contiene
quel giorno in piu' inserito per consuetudine il 29 di febbraio.
Fra gli altri moti minori che interessano il nostro pianeta vi sono
inoltre la nutazione ed il moto di traslazione. La prima è una
oscillazione causata dall'influenza gravitazionale della Luna, che
comporta un andamento ondulatorio della traiettoria dell'asse terrestre
nell'ambito del moto di precessione con un periodo che è pari a quello
di rotazione dei nodi lunari, e perciò di 18,6 anni. Nell'altro caso si
tratta invece di quel movimento che la Terra compie insieme a tutto il
sistema solare attorno al centro della galassia.
Giorno
Uno degli aspetti piu' affascinanti della Terra, l'alternarsi del
giorno e della notte, è causato dal moto di rotazione terrestre che
avviene in direzione da Ovest verso Est, attorno ad un asse passante
per i poli Nord e Sud che risulta inclinato di 23,5° rispetto alla
perpendicolare del piano orbitale, l'eclittica. La durata dell'intero
periodo che viene definito giorno, multiplo dell'unità di misura del
tempo (il secondo), può essere espressa secondo due metodi diversi:
• Giorno siderale - intervallo di tempo compreso fra due successivi
passaggi di una stella al meridiano e dunque dopo due allineamenti
della Terra con la stella. Dura 23 ore 56 minuti e 4 secondi;
• Giorno solare - periodo compreso fra due transiti consecutivi del
Sole al meridiano e dunque dopo due allineamenti della Terra con esso.
Dura 24 ore.
La differenza fra i due è una conseguenza del contemporaneo moto
orbitale del nostro pianeta, che oltre ad aver compiuto un giro attorno
al proprio asse di rotazione, si è nel frattempo spostato lungo la
propria orbita facendo quindi variare anche la direzione di
allineamento con il Sole.
Ragion per cui, per riallinearsi nuovamente, la Terra deve percorrere
ancora quell'altro tratto di orbita in più, che corrisponde appunto
allo spostamento apparente e giornaliero dell'astro maggiore.
Tutto questo non vale per le stelle, perchè queste sono talmente
lontane che è possibile considerarle fisse.
A causa della rotazione del nostro pianeta la superficie terrestre sarà
quindi di volta in volta illuminata per un 50% e per la restante parte
immersa nel buio. Tuttavia nel valutare questa caratteristica, almeno
per quanto riguarda le rispettive durate del periodo diurno e di quello
notturno, bisogna considerare anche l'inclinazione dell'asse terrestre
ed il fatto che esso si mantenga sempre parallelo a se stesso durante
l'intero moto di rivoluzione.
Ogni parallelo della Terra verrà tagliato allora dalla linea del
terminatore (la retta che separa il giorno dalla notte) in maniera
diversa a seconda del periodo dell'anno, e quindi della posizione
orbitale, e della sua latitudine. Infatti all'equatore (lat. 0°), dove
il Sole è praticamente perpendicolare all'orizzonte, la durata del
giorno e quella della notte saranno costanti tutto l'anno, di contro ai
poli (lat.90°), dove il Sole appare parallelo all'orizzonte, si avranno
invece sei mesi di luce e sei mesi di buio, mentre alle latitudini
intermedie tutto varierà proporzionalmente in funzione della distanza
dall'equatore.
Inoltre, sorgendo ad oriente e tramontando ad occidente, il Sole
descriverà un moto apparente diurno caratterizzato da archi di ampiezza
differente che intersecheranno a loro volta l'orizzonte in punti
diversi a seconda dei mesi. Per cui quando la Terra si troverà agli
equinozi, questi corrisponderanno esattamente ai punti cardinali Est ed
Ovest, mentre al solstizio d'inverno ed al solstizio d'estate, essi
risulteranno spostati di 23,5° rispettivamente verso Sud e verso Nord.
Essendo l'arco descritto al solstizio d'estate piu' ampio, ne
conseguirà che il Sole rimarrà sopra l'orizzonte per un tempo maggiore
e dunque che le ore di luce saranno di piu' di quelle notturne.
Naturalmente la situazione si presenterà invertita al solstizio
d'inverno, mentre agli equinozi, dove l'arco diurno è pari a quello
notturno, le durate del giorno e della notte risulteranno uguali.
Esistono comunque luoghi sulla Terra, di latitudine prossima a quella
dei circoli polari, dove in determinati periodi dell'anno non fa mai
buio essendo il cielo illuminato dalla luce crepuscolare (le cosiddette
"notti bianche"). Infatti l'atmosfera terrestre con il suo potere di
diffondere i raggi luminosi che la attraversano, rende il passaggio dal
giorno alla notte graduale, a differenza di quanto avviene invece negli
altri pianeti dove, mancando uno strato atmosferico denso come il
nostro, tutto questo avviene in modo netto.
Stagioni
Il fenomeno delle stagioni è causato dall'inclinazione dell'asse
terrestre e dal moto di rivoluzione del nostro pianeta attorno al Sole.
La Terra infatti, orbitando secondo una traiettoria di forma ellittica,
descrive praticamente un piano che a sua volta viene chiamato
eclittica.
Durante questo tragitto essa mantiene l'asse di rotazione parallelo a
se stesso, toccando in determinati periodi dell'anno quei quattro punti
fondamentali che segnano il principio di ciascuna stagione, e che
corrisponderanno ad altrettanti ed analoghi punti del percorso solare
apparente essendo questo la proiezione celeste dell'orbita terrestre.
Ragion per cui avremo:
• Equinozio di Primavera - 21 marzo
# Inizia la primavera nell'emisfero boreale e l'autunno in quello australe.
# Al polo Sud inizia la notte polare, mentre al polo Nord il giorno polare.
# La durata del giorno e quella della notte sono uguali.
# Il Sole sorge e tramonta rispettivamente ad Est e ad Ovest, e passa per l'equatore celeste (punto d'Ariete).
• Solstizio d'Estate - 21 giugno
# Inizia l'estate nell'emisfero boreale e l'inverno in quello australe.
# Al polo Nord il Sole rimane sopra l'orizzonte per sei mesi, mentre al
polo Sud ne rimane sotto per altrettanto.
# La durata del giorno è massima nell'emisfero boreale e minima in
quello australe.
# Le giornate iniziano a decrescere nell'emisfero boreale e a crescere
in quello australe.
# Il Sole sorge a Nord-Est e, passando al meridiano alla distanza
massima di +23,5° dall'equatore celeste, tramonta a Nord-Ovest.
• Equinozio d'Autunno - 23 settembre
# Inizia l'autunno nell'emisfero boreale e la primavera in quello australe.
# Al polo Nord inizia la notte polare, mentre al polo Sud il giorno polare.
# La durata del giorno e quella della notte sono uguali.
# Il Sole sorge e tramonta rispettivamente ad Est e ad Ovest e passa per l'equatore celeste (punto della Bilancia).
• Solstizio d'Inverno - 21 dicembre
# Inizia l'inverno nell'emisfero boreale e l'estate in quello australe.
# Al polo Sud il Sole rimane sopra l'orizzonte per sei mesi, viceversa al polo Nord ne rimane sotto per altrettanto.
# La durata del giorno è massima nell'emisfero australe e minima in quello boreale.
# Le giornate iniziano a decrescere nel primo e a crescere nell'altro.
# Il Sole sorge a Sud-Est, passa al meridiano ad una distanza di -23,5° dall'equatore celeste e tramonta a Sud-Ovest.
Gli equinozi, chiamati anche punto d'Ariete e punto della Bilancia
perchè nell'antichità il Sole appariva proiettato sulle omonime
costellazioni, corrispondono quindi a quei due punti della sfera
celeste dove il Sole transita per l'equatore celeste, ovvero alle
intersezioni di questo con l'eclittica, i nodi orbitali, che a loro
volta si distinguono in:
• ascendente (eq. primavera) - quando la Terra passa dal Sud della sfera celeste al Nord;
• discendente (eq. autunno) - quando sei mesi dopo essa si muove nella
direzione opposta. I solstizi rappresentano invece i punti dell'orbita
terrestre di massima distanza dall'equatore celeste, ovvero quelli del
percorso apparente del Sole in cui questo inverte la direzione di
marcia:
• solstizio d'estate - quello situato piu' a Sud nei cui pressi si
trova anche quello di massima distanza della Terra dal Sole (afelio);
• solstizio d'inverno - il punto piu' a Nord dall'equatore celeste,
nelle cui vicinanze si trova anche quello di minima distanza dal Sole
(perielio).
Da questo si denota che il maggior riscaldamento del nostro pianeta
nella stagione estiva non dipende dalla distanza, ma dall'angolo
d'incidenza con cui i raggi solari colpiscono la superficie e che
ammonta in estate a circa 70° e d'inverno a circa 23°.
Conseguentemente, a causa dell'asse terrestre che si mantiene inclinato
e parallelo a se stesso, la Terra volgerà verso il Sole, al solstizio
d'estate il polo Nord, e dunque l'emisfero boreale, ed al solstizio
d'inverno il polo Sud, e dunque l'emisfero australe.
Alla luce di queste considerazioni risulta dunque evidente come le
massime temperature non si registrino in Giugno, quando i raggi solari
colpiscono la Terra piu' direttamente, bensì in Luglio ed Agosto, fatto
comunque spiegabile con l'idrosfera, la massa liquida del nostro
pianeta, che praticamente costituisce un gigantesco accumulatore di
calore.
C'è da dire infine che le quattro stagioni, in ragione della diversa
velocità orbitale della Terra, maggiore al perielio e minore
all'afelio, hanno una diversa durata ognuna dall'altra.
Sistema Solare
Il sistema solare è formato dal Sole e da tutta una serie di corpi
celesti che ruotano secondo orbite ben definite attorno ad esso.
Primi fra tutti, i nove pianeti con i loro satelliti, cui seguono gli asteroidi, le meteoriti e le comete.
Tutto attorno il mezzo interplanetario, composto da polvere e gas,
spazzato continuamente, alla velocità di diverse centinaia di km/sec,
da quello sciame di particelle emesso dal Sole, noto come vento solare,
che giunge sino alla distanza di circa 100 UA (UA=distanza media fra la
Terra ed il Sole pari a circa 149,6 milioni di km), dove si trova
l'eliopausa, il confine del sistema solare che delimita la zona di
influenza della nostra stella che viene a sua volta chiamata eliosfera.
Tutti questi corpi ruotano su orbite ellittiche attorno al Sole, che rimanendo fermo occupa uno dei due fuochi di ogni ellisse.
I pianeti soprattutto, si muovono con orbite poco eccentriche e quasi
tutti sullo stesso piano dell'orbita terrestre (per definizione
chiamato eclittica), ragion per cui dalla Terra li vediamo
attraversare, insieme al Sole, la stessa fascia celeste al centro dello
Zodiaco.
Viceversa i corpi minori (asteroidi, comete e meteoroidi) sono
caratterizzati generalmente da orbite più allungate ed inclinate.
Ogni corpo del sistema solare si muove secondo velocità diverse a
seconda della distanza dal Sole, piu' velocemente quando si trova nei
pressi della stella, al perielio, e meno velocemente quando si trova
nel punto piu' lontano, all'afelio.
Durante il loro movimento, a causa delle orbite che non sono circolari,
ma ellittiche, la distanza dal Sole varia infatti fra un minimo ed un
massimo.
Mercurio ad esempio oscilla da 46 milioni di km al perielio a 69,8
milioni di km all'afelio. Inoltre, come nel caso dei pianeti, i quali
occupano orbite situate a distanze crescenti, con la distanza aumenta
anche il tempo impiegato a percorrere una rivoluzione completa, ossia
quel periodo che per la Terra vale 1 anno siderale ovvero 365,25
giorni.
Tutto ciò è una diretta conseguenza della legge di gravitazione
universale, elaborata da I.Newton, che afferma:
fra due qualsiasi corpi esiste una forza di mutua attrazione
direttamente proporzionale al prodotto delle rispettive masse ed
inversamente proporzionale al quadrato della loro distanza.
Ne deriva dunque, che orbitando attorno al Sole, gran parte dei corpi
del sistema solare percorrono orbite quasi circolari, od ellittiche a
bassa eccentricità, che per definizione geometrica, così come i cerchi
sono il luogo geometrico dei punti di un piano aventi la stessa
distanza dal centro, sono il luogo geometrico dei punti di un piano che
hanno la stessa somma delle distanze da due punti denominati fuochi.
Tuttavia gli scienziati presumono che esistano anche corpi, le comete,
che in alcuni casi possano percorrere orbite paraboliche, od
addirittura iperboliche, che le porteranno a perdersi nello spazio
galattico dopo essere transitate attorno al Sole.
Le orbite sono comunque caratterizzate da alcuni parametri che
permettono di individuarle nel sistema solare, gli elementi orbitali,
grazie ai quali è possibile tracciare e seguire in ogni istante il moto
di ogni corpo rispetto al Sole.
Così abbiamo:
• la misura del semiasse maggiore dell'orbita espressa in UA;
• l'eccentricità, il rapporto fra la distanza di un fuoco dal centro ed
il semiasse maggiore (definisce la forma dell'orbita - per e=0
circolare, e=1 parabolica, 0<1 ellittica);
• l'inclinazione orbitale, ovvero l'angolo in gradi compreso fra il
piano orbitale e l'eclittica. Da ciò scaturisce che l'intersezione fra
i due piani è la "linea dei nodi", mentre quelle dell'orbita con
l'eclittica vengono denominate "nodi";
• la longitudine del nodo ascendente, l'angolo compreso fra il punto
d'Ariete e quello in cui avviene il transito di ogni corpo dal Sud al
Nord dell'eclittica;
• l'argomento del perielio, la distanza angolare fra il nodo ascendente ed il perielio, misurata in direzione dell'orbita;
• l'istante del passaggio al perielio.
Secondo le piu' recenti teorie, il sistema solare si sarebbe formato
per l'aggregazione e la condensazione di una nube di materia
interstellare circa 4,5 miliardi di anni fà.
Questa, entrando in rotazione su se stessa, avrebbe creato un disco
concentrando in una sfera, al centro di esso, la stragrande maggioranza
della materia per effetto delle forze gravitazionali.
Successivamente, con l'aumento della temperatura, si sarebbe innescato
il processo di nucleosintesi stellare che diede vita al Sole, mentre la
restante materia, accumulatasi in corpi minori, i planetesimi, a sua
volta avrebbe dato vita ai pianeti ed agli altri corpi minori.
E' probabile quindi che proprio durante questa fase, l'innesco della
stella abbia spazzato via dai corpi piu' vicini la gran parte dei gas
che li avvolgeva, creando così i pianeti di tipo terrestre,
dall'aspetto solido, ed i pianeti gioviani, avvolti invece da immense
quantità di gas allo stato liquido.
Tutta la massa del sistema solare è pressoché concentrata nel Sole, che
da solo comprende circa il 99,9% di tutta la materia.
La restante quantità è suddivisa in parti uguali fra gli altri corpi restanti ed il pianeta Giove.
Stelle
Osservando il cielo le stelle appaiono come migliaia di puntini
luminosi, diversi per intensità, colore e dimensione, che si trovano
stampati su di un'unica superficie a disegnare le piu' svariate forme.
Sin dai tempi antichi infatti, nonostante esse occupino zone contigue
del cielo solo per effetto prospettico, essendo distanti fra loro a
volte per migliaia di anni luce, è stato possibile raggruppare le
stelle più luminose in modo da formare quelle figure a cui si è dato il
nome di costellazioni.
Le stelle si sono meritate inoltre nel corso dei secoli l'appellativo
di fisse, anche se in effetti, al pari di tutti i corpi del sistema
solare, esse si muovono (moto proprio), ma in maniera talmente lenta
che per notare degli spostamenti bisognerebbe attendere millenni.
Questo perchè, a differenza dei pianeti, esse si trovano ad una
distanza talmente grande da rendere l'angolo che deriva dallo
spostamento quasi impercettibile.
Le stelle si distinguono in base alla magnitudine relativa (luminosità
apparente), una scala di valori centrata sullo zero, corrispondente al
valore della stella Vega, con i valori piu' alti espressi con numeri
negativi.
La differenza fra le prime e le ultime è di circa 1 a 500, vale a dire
che le stelle di magnitudine 1 saranno 500 volte piu' luminose di
quelle dell'ultima classe (25).
Un'attenta valutazione va posta dunque alle distanze ed alle dimensioni
stellari, che se non correttamente valutate possono portare a
considerazioni errate.
Il Sole infatti, una stella di medie dimensioni, che è anche la piu'
vicina a noi (dista in media 149,6 milioni di chilometri, pari a 8
minuti luce), ci sembra ben piu' grande e luminoso di tante altre
stelle, che pur emettendo luce per migliaia di volte tanto, appaiono
molto deboli e minuscole a causa della loro lontananza.
NOME COSTELLAZIONE DISTANZA(A.L.) MAGNITUDINE
Sole - - - - - 8 m.l. -26,4
Sirio Cane maggiore 8,6 -1,4
Canopo Carena 312 -0,7
Rigil Kentaurus Centauro 4,4 -0,2
Arturo Bifolco 36,7 -0,1
Vega Lira 25,3 0
Capella Auriga 42,2 0,08
Rigel Orione 773 0,1
Procione Cane minore 11,4 0,3
Achernar Eridano 144 0,4
Betelgeuse Orione 427 0,5
Per ovviare a questo problema, e considerando che l'intensità della
luce diminuisce col quadrato della distanza della sorgente, si usa
allora la magnitudine assoluta (luminosità effettiva), ossia si
considerano i corpi stellari come posti tutti alla stessa distanza,
fissata per convenzione in 10 parsec, equivalenti a circa 32 anni luce.
Per risalire alla distanza stellare un metodo molto usato è quello che
sfrutta il fenomeno della parallasse annua. Infatti, considerando il
nostro pianeta in un punto qualsiasi della sua orbita, e puntando da
esso una stella x, dopo sei mesi, quando la Terra sarà in un punto
esattamente opposto, si vedrà lo stesso astro spostato sullo sfondo
celeste di un angolo che sarà tanto piu' piccolo quanto esso sarà
distante da noi.
Misurando dunque l'entità di tale angolo, e conoscendo il raggio
dell'orbita terrestre, 1 U.A., dalla trigonometria avremo la distanza D
= 1 : tgA espressa in parsec.
Tuttavia per le stelle piu' lontane, essendo l'angolo risultante
talmente piccolo da non poter essere misurato, si usano altri metodi
come quello spettroscopico o quello delle cefeidi.
Il primo consiste nello scomporre la luce della stella nelle sue
componenti fondamentali facendola passare attraverso un prisma.
Analizzandola si notano le bande colorate dello spettro che risultano
separate da righe oscure, che non sono altro che assorbimenti da parte
dei gas che compongono il corpo stellare.
Da queste è dunque facile risalire alla composizione chimica ed alla
magnitudine assoluta delle stelle, che poi posta a confronta con quella
apparente ci darà la distanza.
Spesso si ricorre anche alle cefeidi, da Delta Cephei, la prima stella
con queste proprietà ad essere stata scoperta, che hanno la
caratteristica di variare in modo regolare la loro luminosità secondo
un periodo ben determinato che è direttamente proporzionale alla stessa
intensità luminosa.
Dunque piu' lungo sarà questo periodo, maggiore risulterà la
magnitudine assoluta, dalla quale otterremo poi quella apparente e
quindi la distanza.
Classificazione stellare:
tipi spettrali, doppie, variabili
Analizzando la luce stellare si può vedere come questa, attraversando
un prisma, venga rifratta nello spettro, ossia nell'insieme delle
componenti della luce di diversa lunghezza d'onda, le quali forniscono
praticamente delle informazioni riguardo alla struttura ed alla
composizione delle stelle.
Come criterio di classificazione si usano allora le caratteristiche
spettrali, e quindi la temperatura ed il colore, che portarono alla
prima suddivisione delle stelle, ad opera di A. Secchi, in 4 gruppi
fondamentali.
Successivamente agli inizi del '900 fù introdotto invece un nuovo
sistema con la creazione di 6 gruppi principali (tipi o classi
spettrali), indicati da lettere dell'alfabeto.
Esistendo tuttavia delle stelle che presentano delle caratteristiche
che ne impediscono la piena classificazione nelle classi precedenti,
sono state create delle ulteriori 10 sottoclassi che vengono indicate
con i numeri da 0 a 9.
Classe spettrale
Tipo di stella Temperatura
O-B Bianco azzurre 60000 - 10000
A Bianche 10000-7500
F Bianche 7500-6000
G Gialle 6000-5000
K Arancio 5000-3000
M Rosso meno di 3000
Le caratteristiche stellari sono state sintetizzate inoltre in un
grafico da due scienziati, che da loro prende il nome di diagramma di
Hertzsprung-Russel.
In esso, inserendo sull'asse delle ordinate i dati relativi alla
magnitudine assoluta, e su quello delle ascisse quelli relativi alla
temperatura, si notano cinque gruppi che contraddistinguono le varie
tappe dell'evoluzione stellare: supergiganti, giganti, nane bianche,
nane rosse ed infine la sequenza principale, che comprende il numero
piu' alto di corpi stellari, compreso il Sole.
Stelle doppie (Binarie)
Anche le stelle, come i pianeti e tutti gli altri corpi celesti, sono
soggette alla legge di gravitazione universale, e perciò due (o piu'
nei casi di sistemi stellari multipli) di esse possono attrarsi e
muoversi, secondo orbite ellittiche, attorno ad un comune centro di
massa.
Generalmente sono di tre tipi:
• ad eclissi - quando, a seconda dell'inclinazione del loro piano
orbitale rispetto alla linea di visuale dalla Terra, danno vita a
periodici fenomeni di occultazione che si riflettono sulla luminosità
complessiva del sistema;
• spettroscopiche - se a causa della distanza che li separa dalla Terra
non sono nettamente distinguibili, ed in tal caso saranno rivelate
dallo spostamento delle loro righe spettrali dovute all'effetto
doppler;
• visuali - quando le due componenti sono risolvibili mediante uno strumento ottico;
• prospettiche - stelle che sono viste vicino solo per un effetto di
proiezione, mentre che in realtà si trovano a distanze diverse.
Stelle variabili
Sono considerate tali, quelle stelle che variano la loro luminosità
periodicamente, in maniera piu' o meno regolare, a causa di variazioni
delle caratteristiche geometriche del sistema orbitante (fenomeni di
eclissi) o delle proprietà fisiche del corpo stellare (contrazioni e
decontrazioni).
Delle prime abbiamo già detto, mentre generalmente possiamo notare che le stelle variabili si distinguono in:
• regolari - quando seguono un periodo ben definito secondo il quale
variano la propria luminosità (fanno parte di questo gruppo le
cefeidi);
• irregolari - se invece, espandendosi e comprimendosi, pulsano in
maniera casuale. Fra le variabili irregolari vi sono anche quelle
stelle che espellono materia causando così un improvviso e breve
aumento della loro luminosità. Sono le novae e le supernovae.
Le prime sono quasi sempre doppie strette, ossia stelle orbitanti a
breve distanza, che a causa delle reciproche interazioni gravitazionali
provocano un flusso continuo di materia da una stella verso l'altra. Il
risultato è che ad un certo punto una di esse espellerà tutta la
materia acquisita, provocando quindi un temporaneo aumento della
luminosità.
Nelle supernovae invece l'evento, ancora piu' devastante, essendo
caratteristico dei corpi stellari di grandi dimensioni, segna la loro
stessa fine per autodistruzione. Il nucleo infatti, dopo aver esaurito
ormai tutto il combustile, crolla su se stesso per effetto delle
immense forze gravitazionali, reagendo con una immane esplosione che
causa effetti disastrosi nelle stesse vicinanze della stella. Vengono
emesse infatti grandi quantità di radiazioni che provocano un aumento
di luminosità di oltre un milione di volte i valori normali.
Evoluzione stellare
La nascita delle prime stelle è sicuramente riconducibile a quella
dell'intero universo, configurabile nella teoria, attualmente la piu'
accreditata, del Big-Bang. Infatti, come abbiamo detto per il sistema
solare, ed in particolar modo per il Sole, esse si sono formate, e
continuano a formarsi, a partire da materiale interstellare, ricco di
polveri e gas, che vaga per lo spazio galattico.
Spesso esso si addensa in fitte nubi, come quelle che occupano il
piano equatoriale della galassia, così che al loro interno la materia
inizierà a raggrupparsi, per effetto delle reciproche interazioni
gravitazionali fra le particelle, in agglomerati, detti comunemente
globuli di Bok, dei veri e propri embrioni stellari. Ognuno di questi a
sua volta accumulerà sempre piu' materia, in modo tale da far crescere
anche le forze gravitazionali, che di conseguenza contrarranno sempre
piu' gli strati interni facendone aumentare la temperatura e la
densità.
Quando la temperatura avrà raggiunto i dieci milioni di gradi, si
innescheranno allora le reazioni termonucleari, che provocando una
pressione interna capace di controbilanciare la contrazione, creeranno
uno stato di equilibrio con l'avvio del processo di nucleosintesi
stellare, nel quale l'idrogeno si fonde in elio con conseguente
produzione di enormi quantità di energia. Tutto questo avviene
nell'arco di milioni di anni, in maniera piu' o meno veloce a seconda
della massa iniziale della nube, sino ad arrivare ad un punto, definito
sequenza principale, la fase di maggior attività di ogni stella, che
durerà per un tempo dipendente dalla quantità di materia. Infatti,
tanto piu' sarà la massa stellare, di altrettanto la stella brillerà di
splendore, bruciando però piu' velocemente le proprie risorse
energetiche. Di conseguenza le stelle massiccie avranno una vita
inferiore rispetto a quelle di dimensioni minori.
A questo punto inizia inoltre un meccanismo di autoregolazione
dell'attività stellare, che permette ad ogni stella di dosare le
proprie risorse energetiche. In pratica ad ogni abbassamento di
temperatura, corrisponderà una contrazione del corpo stellare, e quindi
un riscaldamento, viceversa ad ogni aumento di essa corrisponderà
invece una dilatazione, e perciò un raffreddamento. Successivamente,
quando il combustibile nucleare inizierà ad esaurirsi, ossia quando
tutto l'idrogeno si sarà tramutato in elio, il nucleo centrale della
stella non riuscirà piu' a produrre quella quantità di energia
necessaria a contrastare le forze gravitazionali, che così torneranno a
contrarre l'astro. I conseguenti aumenti di temperatura, riscaldando
gli strati adiacenti al nucleo, causeranno l'espansione degli strati
gassosi esterni, che liberi ormai da vincoli gravitazionali, si
estenderanno per centinaia di milioni di km (gigante rossa). Per le
fasi successive gli studiosi pensano che il nucleo stellare continui a
contrarsi dando fondo a tutte le risorse energetiche. Gli ultimi
elementi fonderanno allora in altri sempre piu' pesanti (idrogeno,
elio, carbonio, ecc...), sino a raggiungere uno stato di squilibrio
dove, a seconda delle dimensioni della stella, essa evolve in
differenti maniere.
Facendo infatti riferimento ad una massa pari a quella del Sole, abbiamo che le stelle concludono la loro vita in:
• Nana bianca - lo stadio finale di quelle con massa fino ad 1,4 masse
solari. In essa praticamente, dopo l'espulsione degli strati esterni,
rimarrà un involucro gassoso in espansione che creerà una nebulosa
planetaria, al centro della quale vi sarà il nucleo stellare che,
essendo composto da materia degenerata per le intense forze
gravitazionali, non irradierà più energia, raffreddandosi quindi in
maniera molto lenta sino a diventare una nana nera.
• Stella di neutroni - se la massa è compresa fra 1,4 masse solari fino
ad un valore di 2-3 volte tanto. In questo caso il corpo stellare,
passando per una fase di supernova, espanderà gli strati esterni
espellendo piu' o meno violentemente la materia che creerà poi un
involucro gassoso in rapida espansione. Il nucleo invece, diminuendo le
proprie dimensioni, aumenterà allo stesso tempo la densità, così da
risultare alla fine una sfera estremamente compatta (con un diametro di
una decina di km), che per effetto delle grandi forze risultanti e
dell'intenso campo magnetico, inizierà a girare vorticosamente attorno
al proprio asse emettendo particolari impulsi sotto forma di onde radio
(pulsar). La composizione della materia subirà inoltre cambiamenti
radicali mutando tutti i propri elettroni e protoni in neutroni.
• Buco nero - quando la massa ammonta ad oltre 3 volte quella del Sole.
In questo caso la stella inizia a contrarsi per effetto delle grandi
forze gravitazionali, ed in maniera molto piu' massiccia, che non nelle
stelle di dimensioni minori.
La densità crescerà allora all'infinito dando inizio ad una fase
di contrazione, che nemmeno la degenerazione della materia riuscirà ad
arrestare, mentre di pari passo aumenteranno le sue capacità
attrattive, sino ad impedire persino alla luce di sfuggire. Cartografia
stellare
L'innumerevole quantità delle stelle ha da sempre reso necessario
l'esistenza di uno strumento adeguato alla loro individuazione e che
costituisse un vero e proprio riferimento per l'osservazione celeste.
Sin dall'antichità infatti, la nomenclatura stellare prevedeva per
ognuna delle stelle più luminose l'adozione di un nome proprio che
viene ancora oggi usato (ad esempio Regolo del Leone, la cui
denominazione risale a Tolomeo, od anche tutte quelle di origine araba
come Betelgeuse, Rigel, Algol, Mizar, ecc..). Dal 17° secolo in poi
sono stati introdotti invece i sistemi di Bayer e Flamsteed che, in
seno ad una stessa costellazione, indicano rispettivamente ogni stella
con una lettera dell'alfabeto greco o con un numero, a cui si
aggiungerà il nome od il genitivo latino della costellazione (Rigel è
la Beta Orionis o la Beta ORI od anche la 19 Orionis).
Tuttavia con l'introduzione nell'osservazione astronomica degli
strumenti ottici, sempre piu' accurati e sofisticati, il numero delle
stelle rintracciabili per mezzo di questi è ulteriormente aumentato.
Sono così stati redatti elenchi e carte stellari, comprendenti anche le
stelle che hanno un grado di magnitudine oltre il decimo, nei quali si
usa indicare ogni stella con un numero, che corrisponde a quello
d'ordine, e con la sigla o con il nome del catalogo (SAO, BD, HD,
Hypparcos, Tycho, Ross, Wolf, ecc..).
Cataloghi stellari
I cataloghi stellari piu' antichi risalgono ad Ipparco, che nel 2°
secolo A.C. redasse un elenco di oltre un migliaio di componenti, e a
Tolomeo, che all'interno dell'Almagesto incluse la posizione delle
stelle più brillanti di ognuna delle 48 costellazioni allora esistenti,
e che rimase sino a dopo il Medioevo il punto di riferimento di tutta
l'antichità.
Il primo elenco stellare dell'era moderna si può collocare invece agli
inizi del 17° secolo, quando venne pubblicato postumo da Keplero, nel
1602, un catalogo di 1005 stelle osservate da Tycho. Da allora diverse
sono state le opere che si sono succedute, che con l'ausilio di misure
sempre più precise, hanno permesso di creare degli ulteriori cataloghi
stellari riportanti, oltre ai dati di posizione, anche moto proprio,
parallasse, magnitudine assoluta ed apparente e classe spettrale.
• Prodromus Astronomiae - 1553 stelle elencate e pubblicate nel 1690 da J. Hevelius.
• Historia Coelestis Britannica - 3310 stelle catalogate da J.
Flamsteed, e successivamente numerate progressivamente per
costellazione dall'astronomo J. Lalande, nel 18° secolo, che avrebbe
così introdotto il sistema di nomenclatura stellare basato sui numeri.
• Bonner Durchmusterung - pubblicato nel 19° secolo da F. Argelander,
riporta oltre 450000 stelle, comprese fra il polo Nord celeste ed i
-23° di declinazione, che vengono indicate con la sigla BD, seguita dal
grado di declinazione corrispondente e dal nr. d'ordine (BD +40°1000).
• Henry Draper Catalogue - compilato dall'osservatorio di Harvard
ai primi del '900, riporta oltre 225000 stelle classificate secondo il
tipo spettrale di appartenenza (HD più nr. d'ordine);
• General Catalogue - redatto nel 1936 da L. Boss, riporta 33000 stelle fino alla settima magnitudine (GC più nr d'ordine);
• Catalogue of Bright Stars - pubblicato nel 1964 dallo Yale
Observatory, elenca tutte le stelle piu' brillanti fino alla sesta
magnitudine.
• SAO Catalogue - pubblicato nel 1966 dallo Smithsonian Astrophysical
Observatory, contiene 259000 stelle fino alla nona magnitudine (SAO più
nr. d'ordine).
• Hipparcos - stilato sulla base dei risultati ottenuti dalla missione
dell'omonimo satellite dell'ESA, contiene dati di posizione di 120000
stelle e di 40000 fra variabili e doppie.
• Tycho - dati derivanti dalla missione Hipparcos dell'ESA sulla
posizione, magnitudine ed indice di colore di oltre 1000000 di stelle.
Atlanti celesti
Per l'individuazione delle stelle, sono complementari ai cataloghi
stellari le diverse mappe celesti stilate nel corso degli ultimi
secoli, le più recenti delle quali permettono a tutt'oggi di
rintracciare con precisione, non solo le stelle piu' brillanti, ma
anche quelle visibili solamente con strumenti ottici.
Inizialmente le prime raffigurazioni della sfera celeste
consistevano in incisioni su globi di marmo che riportavano tutte le
costellazioni dell'antichità.
Dall'epoca rinascimentale in poi si adottarono invece carte piane,
riportanti in scala le posizioni delle stelle, sino ad arrivare ai
giorni nostri con le dettagliate mappe fotografiche ottenute dai grandi
telescopi degli osservatori astronomici.
• Uranometria - pubblicato da Bayer nel 1603, comprende 48 carte
celesti (una per ognuna delle costellazioni allora esistenti) con tutte
le stelle fino alla sesta magnitudine che vennero indicate con le
lettere dell'alfabeto greco, in ordine decrescente di luminosità, a
partire dalla piu' brillante indicata con la prima lettera, Alfa.
• Uranographia - pubblicato nel 1687 da Hevelius, era composto da 56 carte celesti.
• Atlas Coelestis - 28 carte del cielo boreale redatte da Flamsteed e pubblicate nel 1729.
• Bonner Durchmusterung - 65 carte celesti redatte da F. Argelander
nella seconda metà del 19° secolo, che si rifanno all'omonimo catalogo
stellare.
• Uranometria Argentina - 14 carte del cielo australe pubblicate
nel 1879, e comprendenti quindi le stelle fino alla settima magnitudine
comprese fra -23° di declinazione ed il polo Sud celeste.
• SAO Atlas - redatto dallo Smithsonian Astrophysical Observatory,
consiste in 152 carte celesti comprendenti tutte le stelle dell'omonimo
catalogo.
• Palomar Sky Survey - atlante fotografico redatto dall'osservatorio di
Monte Palomar nel 1951, comprendente 1870 carte celesti riportanti
tutte le stelle fino alla ventunesima magnitudine, comprese fra il polo
Nord celeste ed i -33° di declinazione.
• ESO-SRC Sky Atlas - pubblicato dall'ESO (European Southern
Observatory) negli anni '70, è un atlante fotografico del cielo
australe composto da 606 carte celesti che riportano tutte le stelle
fino alla ventitreesima magnitudine che si trovano comprese fra i -17°
di declinazione ed il polo Sud celeste.