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Possiamo classificare le teorie sulla genesi del sistema solare in catastrofiche e nebulari.
Le prime, oramai completamente abbandonate, ipotizzano la formazione dei pianeti attraverso l'espulsione violenta di materia solare per cause diverse. Ricordiamo ad esempio l'ipotesi del naturalista francese Buffon il quale, nel 1745, avanzò l'idea che i pianeti si fossero formati in seguito alla condensazione di uno spruzzo di materia solare generato dalla caduta di una cometa sulla superficie del sole. Teorie di questo genere vennero riprese anche nel nostro secolo. Agli inizi del '900, ad esempio, trovò un certo credito l'ipotesi che i pianeti si fossero formati per aggregazione di materia solare strappata al sole dall'attrazione gravitazionale di una stella passata casualmente nelle vicinanze (Chamberlin, Moulton, Jeans). L'ipotesi venne presto abbandonata quando divenne chiaro che le probabilità di collisione tra due stelle sono talmente basse da risultare trascurabili e che la materia solare eventualmente strappata al sole sarebbe comunque troppo calda per potersi condensare in pianeti.
Verso gli anni '40 del secolo scorso iniziò dunque a prendere definitivamente piede la teoria di una nascita del sistema solare per evoluzione di una nebulosa primordiale. Si trattava della riedizione di una vecchia ipotesi nota come teoria nebulare di Kant-Laplace
Nel 1755 Kant ipotizza che il sole ed i pianeti si siano formati per aggregazione gravitazionale (ricordiamo che la legge di gravitazione newtoniana aveva da poco dimostrato tutta la sua potenza) all'interno di una nebulosa discoidale di gas e polveri in lenta rotazione.
Nel 1796 Laplace tentò di giustificare dal punto di vista scientifico le affermazioni di Kant, cercando di dimostrare che mentre la nube primordiale si contraeva essa d 828b13i oveva aumentare la sua velocità di rotazione (per la conservazione del momento angolare) fino a produrre nelle sue regioni periferiche una forza centrifuga tale da permettere la separazione di anelli di materia, all'interno dei quali si sarebbero successivamente formati i pianeti.
La teoria laplaciana si affermò durante la prima metà dell'ottocento soprattutto grazie all'enorme fama ed autorità di cui godeva l'autore presso il mondo scientifico contemporaneo. Ma nella seconda metà dell'ottocento Maxwell dimostrò che l'ipotetica nube in contrazione non poteva avere velocità sufficiente per espellere anelli di materia per forza centrifuga.
La teoria nebulare non era inoltre in grado di spiegare l'attuale distribuzione del momento angolare all'interno del nostro sistema solare. Se infatti il sole ed i pianeti si sono formati per contrazione e frammentazione di una massa di gas in rotazione, il momento angolare complessivo della nebulosa si sarebbe dovuto suddividere proporzionalmente alle masse dei diversi componenti del sistema solare. Così ci si dovrebbe attendere che la maggior parte del momento angolare si trovi concentrato nel sole il quale possiede il 99,9% della massa del sistema solare. In realtà il sole contribuisce solo per il 2% al momento angolare complessivo, mentre il rimanente 98% è concentrato nei pianeti.
Nel 1943 Carl von Weizsäcker ripropone la teoria nebulare di Kant-Laplace integrando e rendendo più solida l'ipotesi originaria. La teoria nebulare, nella formulazione odierna, può essere così riassunta.
La nebulosa primordiale, costituita prevalentemente di idrogeno, elio e piccolissime quantità di elementi pesanti aggregati in granuli microscopici, si trovava in lenta rotazione intorno ad un asse. Il moto di rotazione costrinse il materiale in fase di collasso a distribuirsi su di un disco appiattito, rigonfio al centro. E' infatti facile verificare che mentre la forza gravitazionale ha la stessa intensità in tutti i punti periferici della nebulosa equidistanti dal suo centro, la forza centrifuga risulta maggiore per il materiale più distante dall'asse di rotazione. La composizione di tali forze produsse quindi una risultante diretta non verso il centro della nebulosa, ma verso il suo piano equatoriale.
Possiamo inoltre facilmente convincerci che durante tale processo di sedimentazione sul piano equatoriale, il materiale che si trovava nelle adiacenze dell'asse di rotazione era in quantità maggiore rispetto a quello che si trovava a maggiori distanze da esso. Ciò spiega la formazione della massiccia protuberanza centrale destinata a formare il protosole
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Nelle fasi iniziali il protosole era ancora instabile ed emetteva enormi quantità di materia sotto forma di un intenso vento solare. E' lo stadio T-Tauri (dal nome della giovane stella variabile nella costellazione del Toro, in cui per la prima volta venne rilevato tale fenomeno), attraverso il quale il sole avrebbe allontanato dalla zona più interna del disco nebulare gran parte dei gas più leggeri e si sarebbe alleggerito di una frazione notevole della sua massa.
L'introduzione dello stadio T-Tauri nel modello nebulare permette di giustificare l'anomala distribuzione osservata del momento angolare. Perdendo massa il sole diminuisce infatti anche il suo momento angolare.
Nelle regioni adiacenti al protosole poterono accumularsi solo gli elementi più pesanti, in grado di non evaporare e di non essere spazzati via dal vento solare. Essi precipitarono sul piano del disco fornendo il materiale col quale si formarono poi i pianeti interni. I composti più leggeri, come l'elio, l'idrogeno, l'acqua, l'ammoniaca ed il metano si accumularono invece nella parte più esterna del disco nebulare, più lontana dal protosole e quindi più fredda, diventando il materiale da cui si formarono in seguito i pianeti gioviani e i corpi cometari.
A poco a poco le particelle iniziarono ad aggregarsi all'interno del disco nebulare, creando agglomerati di dimensioni maggiori, detti planetesimi, che divennero centri di attrazione gravitazionale per i frammenti più piccoli. Ogni planetesimo spazzava così lo spazio intorno a sé, accrescendosi a spese del materiale intercettato, in modo analogo a quanto fa una valanga.
Non tutti i planetesimi erano destinati a diventare pianeti. Negli urti reciproci alcuni si disgregarono ritornando a formare materiale meteorico di piccole dimensioni, mentre altri prevalsero definitivamente diventando i protopianeti.
Le differenze di dimensioni tra Giove e Saturno, da una parte, ed Urano e Nettuno, dall'altra, possono essere interpretate sulla base della diversa velocità orbitale. Urano e Nettuno più distanti dal sole e quindi più lenti furono meno efficienti di Giove e Saturno nel catturare il materiale nebulare.
La grande massa acquisita da Giove divenne infine causa di disturbi gravitazionali così elevati da impedire l'ulteriore accrescimento di altri pianeti nelle immediate vicinanze. Si spiega in tal modo la presenza della fascia degli asteroidi tra Marte e Giove.
I residui della nebulosa troppo lenti e distanti per aggregarsi in pianeti rimasero a ruotare ai bordi del sistema solare andando a formare la nube di Oort
Il sole è una dei 100 miliardi di stelle che costituiscono la nostra galassia. Fin dall'antichità le stelle sono state raggruppate in costellazioni, alle quali sono stati attribuiti nomi di animali, di oggetti e di figure mitologiche. Una costellazione è un raggruppamento di stelle vicine le une alle altre solo per ragioni prospettiche e non prodotto da una reale prossimità fisica. Nel 1928 l'Unione Astronomica Internazionale decise di uniformare l'utilizzo delle costellazioni per individuare una stella sulla volta celeste. L'intera sfera celeste venne così suddivisa in 88 aree poligonali, diverse per forma e dimensioni, ognuna contenente una precisa costellazione. Quando oggi gli astronomi si riferiscono ad una qualche costellazione, in realtà individuano in maniera univoca un settore ben determinato della sfera celeste. La sfera celeste è un'astrazione che noi utilizziamo per comodità, al fine di poter individuare in modo univoco nel cielo un oggetto celeste, tramite opportuni sistemi di coordinate. Per poter costruire un sistema di coordinate celesti è necessario individuare sulla sfera celeste alcuni elementi di riferimento. Tra questi i più importanti sono:
L'asse del mondo, prolungamento dell'asse terrestre, che interseca la sfera in corrispondenza di due punti detti poli celesti (nord e sud). A causa della rotazione terrestre l'intera sfera celeste sembra quindi ruotare intorno ai poli celesti da est verso ovest.
L'equatore celeste, proiezione dell'equatore terrestre sulla sfera celeste.
L'eclittica, il percorso apparente che il sole compie tra le costellazioni zodiacali in un anno. L'equatore celeste e l'eclittica giacciono su due piani inclinati di 23° 27' e si intersecano in due punti opposti detti rispettivamente punto (gamma) o punto d'Ariete o punto vernale e punto (omega) o punto di Bilancia o punto autunnale. Il punto d'Ariete è il punto che il sole occupa durante l'equinozio di primavera (21 marzo). Esso deve il suo nome al fatto che nell'antichità tale punto era situato nella costellazione dell'Ariete (attualmente si trova nei Pesci), il cui segno zodiacale è la lettera greca gamma () che ricorda la testa di un ariete. Il punto di Bilancia è il punto che il sole occupa durante l'equinozio di autunno (23 settembre). Esso deve il suo nome al fatto che nell'antichità tale punto era situato nella costellazione della Bilancia (attualmente si trova in Vergine), il cui segno zodiacale è la lettera greca omega () che richiama la forma di una bilancia.
Il meridiano celeste fondamentale, o colùro equinoziale, è il cerchio massimo passante per il punto Gamma (ed ovviamente anche per il punto Omega) e per i poli celesti e quindi perpendicolare all'equatore celeste.
Questi elementi sono comuni a tutti gli osservatori, in qualsiasi punto della terra l'osservatore si trovi. Esistono poi alcuni elementi propri di ciascun osservatore:
Lo Zenit, il punto delle sfera celeste che si trova sulla perpendicolare dell'osservatore ed il Nadir in posizione diametralmente opposta e non è quindi visibile;
L'orizzonte celeste, il cerchio massimo perpendicolare alla verticale dell'osservatore, che individua la porzione di sfera celeste osservabile in un certo istante (volta celeste)
Un sistema di coordinate celesti che faccia riferimento alla posizione dell'osservatore si dice relativo, in caso contrario si dice assoluto.
A) Il sistema altazimutale o orizzontale è un sistema relativo, usato fin dall'antichità. Utilizza come asse di riferimento l'orizzonte. Le due coordinate sono
l'altezza h della stella (da 0 a 90°) definita come la distanza angolare della stella rispetto all'orizzonte, misurata perpendicolarmente ad esso (in direzione dello zenit)
l'azimut A è la distanza angolare (da 0° a 360°) che il piede dell'altezza della stella forma con il Sud (misurata in senso orario, da sud verso ovest).
Le coordinate altazimutali di una stessa stella sono ovviamente diverse a seconda del luogo di osservazione e, per uno stesso luogo, cambiano con l'ora a causa dell'apparente moto di rotazione della sfera celeste
B) Il sistema equatoriale mobile è un sistema assoluto. E' detto mobile poiché è ancorato alla sfera celeste e la segue nel suo moto apparente. Utilizza come elementi di riferimento l'equatore celeste ed il meridiano celeste fondamentale. Le due coordinate sono
la declinazione (da 0° a 90°), definita come la distanza angolare della stella rispetto all'equatore celeste misurata perpendicolarmente all'equatore stesso (lungo l'arco di meridiano passante per la stella)
l'ascensione retta o AR, definita come la distanza angolare tra il punto Gamma ed il piede del meridiano passante per la stella (misurata in senso antiorario). L'ascensione retta si misura in genere in unità di tempo siderale (ore, minuti, secondi) da 0 a 24h siderali, piuttosto che in gradi (da 0° a 360°).
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Il giorno siderale è il tempo necessario affinché la terra effettui una rotazione completa rispetto al punto Gamma e misura quindi l'intervallo di tempo tra due culminazioni successive del punto Gamma sul meridiano del luogo (circa 23h m s solari). Gli orologi degli osservatori astronomici sono sincronizzati sul tempo siderale e non sul tempo solare. Così se una stella ha un'ascensione retta di 2h e 20m essa culminerà sul meridiano del luogo esattamente 2h e 20m dopo il punto Gamma e quindi nel momento in cui l'orologio siderale dell'osservatorio segnerà proprio tale ora. Le stelle di ogni costellazione vengono classificate in base alla loro luminosità. Secondo la convenzione introdotta da Johann Bayer nel 1603, la stella più brillante di una costellazione è indicata con la prima lettera dell'alfabeto greco (alfa) seguita dal nome della costellazione al genitivo o dalle sue prime tre lettere (-Centauri o Cen). La seconda in ordine di luminosità con la seconda lettera dell'alfabeto greco (beta) e così via. Fanno eccezione le stelle dell'Orsa Maggiore (Grande Carro) in cui le lettere greche accompagnano la successione delle stelle nella costellazione.
Ben presto ci si rese conto che le stelle in una costellazione sono più numerose delle lettere dell'alfabeto. Nel 1725 Flamsteed, nel suo libro Historia Coelestis Britannica introdusse un nuovo sistema di classificazione ancor oggi comunemente usato, secondo il quale a ciascuna stella di una costellazione viene assegnato un numero arabo progressivo in ordine di ascensione retta.
Abbrev. Nome Genitivo Traduzione
And Andromeda Andromedae Andromeda (figlia di Cèfeo) (B)
Ant Antlia Antliae Macchina Pneumatica, Pompa
Aps Apus Apodis Uccello del Paradiso
Aqr Aquarius Aquarii Aquario (Z)
Aql Aquila Aquilae Aquila
Ara Ara Arae Altare
Ari Aries Arietis Ariete (Z)
Aur Auriga Aurigae Auriga (B)
Boo Bootes Bootis Boote, Vaccaro (B)
Cae Caelum Caeli Scalpello, Bulino
Cam Camelopardalis Camelopardalis Giraffa (B)
Cnc Cancer Cancri Cancro, Granchio (Z)
CVn Canes Venatici Canum Venaticorum Cani da Caccia, Levrieri (B)
CMa Canis Major Canis Majoris Cane Maggiore
CMi Canis Minor Canis Minoris Cane Minore (B)
Cap Capricornus Capricorni Capricorno (Z)
Car Carina Carinae Carena
Cas Cassiopeia Cassiopeiae Cassiopea, (madre di Andromeda) (B)
Cen Centaurus Centauri Centauro
Cep Cepheus Cephei Cèfeo (re d'Etiopia) (B)
Cet Cetus Ceti Balena
Cha Chamaeleon Chamaeleontis Cameleonte
Cir Circinus Circini Compasso
Col Columba Columbae Colomba
Com Coma Berenices Comae Berenices Chioma di Berenice (B)
CrA Corona Australis Coronae Australis Corona Australe
CrB Corona Borealis Coronae Borealis Corona Boreale (B)
Crv Corvus Corvi Corvo
Crt Crater Crateris Coppa
Cru Crux Crucis Croce del Sud
Cyg Cygnus Cygni Cigno (B)
Del Delphinus Delphini Delfino (B)
Dor Dorado Doradus Pesce Spada
Dra Draco Draconis Dragone (B)
Equ Equuleus Equulei Cavalluccio (B)
Eri Eridanus Eridani Eridano, (il fiume Po)
For Fornax Fornacis Fornace
Gem Gemini Geminorum Gemelli (Z)
Gru Grus Gruis Gru
Her Hercules Herculis Ercole (B)
Hor Horologium Horologii Orologio
Hya Hydra Hydrae Idra
Hyi Hydrus Hydri Serpente d'acqua
Ind Indus Indi Indiano d'America
Lac Lacerta Lacertae Lucertola (B)
Leo Leo Leonis Leone (Z)
LMi Leo Minor Leonis Minoris Leoncino (B)
Lep Lepus Leporis Lepre
Lib Libra Librae Bilancia (Z)
Lup Lupus Lupi Lupo
Lyn Lynx Lyncis Lince (B)
Lyr Lyra Lyrae Lira (B)
Men Mensa Mensae Tavola
Mic Microscopium Microscopii Microscopio
Mon Monoceros Monocerotis Unicorno
Mus Musca Muscae Mosca
Nor Norma Normae Squadra
Oct Octans Octantis Ottante
Oph Ophiuchus Ophiuchi Ofiuco, Serpentario
Ori Orion Orionis Orione, (cacciatore)
Pav Pavo Pavonis Pavone
Peg Pegasus Pegasi Pegaso (cavallo alato) (B)
Per Perseus Persei Persèo (figlio di Zeus) (B)
Phe Phoenix Phoenicis Fenice
Pic Pictor Pictoris Cavalletto del Pittore
Psc Pisces Piscium Pesci (Z)
PsA Piscis Austrinus Piscis Austrini Pesce Australe
Pup Puppis Puppis Poppa
Pyx Pyxis Pyxidis Bussola
Ret Reticulum Reticuli Reticolo
Sge Sagitta Sagittae Freccia, Saetta (B)
Sgr Sagittarius Sagittarii Sagittario, (arciere) (Z)
Sco Scorpius Scorpii Scorpione (Z)
Scl Sculptor Sculptoris Scultore
Sct Scutum Scuti Scudo
Ser Serpens Serpentis Serpente
Sex Sextans Sextantis Sestante
Tau Taurus Tauri Toro (Z)
Tel Telescopium Telescopii Telescopio
Tri Triangulum Trianguli Triangolo (B)
TrA Triangulum Australe Trianguli Australis Triangolo Australe
Tuc Tucana Tucanae Tucano
UMa Ursa Major Ursae Majoris Orsa Maggiore (B)
UMi Ursa Minor Ursae Minoris Orsa Minore (B)
Vel Vela Velorum Vele
Vir Virgo Virginis Vergine (Z)
Vol Volans Volantis Pesce Volante
Vul Vulpecula Vulpeculae Volpetta (B)
B = costellazioni boreali Z = costellazioni zodiacali
Le stelle note fin dall'antichità sono ancor oggi contraddistinte da un nome proprio, spesso di origine araba. Ad esempio: Sirio (9 CMa / CMa = alfa Canis Maioris); Betelgeuse (58 Ori / Ori = alfa Orionis); Vega (3 Lyr / Lyr = alfa Lyrae); Mizar (79 Uma / UMa = zeta Ursae Maioris).
Le 88 costellazioni sono disposte 26 sopra l'eclittica, 50 sotto e 12 giacciono sull'eclittica e sono dette costellazioni zodiacali. Mentre la terra ruota intorno al sole, quest'ultimo sembra dunque muoversi sullo sfondo delle costellazioni zodiacali.
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