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L'AMBIENTE CELESTE - LE STELLE, STELLE A CONFRONTO, L'EVOLUZIONE DEI CORPI CELESTI

astronomia


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L'AMBIENTE CELESTE

LE STELLE

LE COSTELLAZIONI E LA SFERA CELESTE

I grandi popoli dell'Asia minore davano grande importanza all'Astronomia e all'Astrologia e così hanno radunato le stelle in costellazioni, alle quali hanno dato nomi fantasiosi: tali raggruppamenti, dovuti solo alle prospettive di osservazione, non hanno alcun significato, ma sono stati utili per orientarsi tra le numerose stelle e si usano ancora per localizzare rapidamente un qualunque corpo celeste.

Guardando il firmamento si ha l'impressione che la Terra stia al centro di un'enorme sfera cava, sulla cui superficie interna vediamo proiettati tutti gli astri. Questa sfera celeste sembra ruotare intorno a noi da est a ovest, in realtà è la Terra che ruota su se stessa in senso contrario (O a E), girando intorno ad un ideale asse terreste, il cui prolungamento verso nord sfiora una piccola stella, la stella polare.

ELEMENTI DI RIFERIMENTO:

  • Asse del mondo = prolungamento nello spazio dell'asse terrestre che termina nei due poli celesti;
  • Zenit = il punto in cui la verticale innalzata sopra la testa di un osservatore qualunque incontra la volta celeste; il suo punto opposto = nadir;
  • Orizzonte celeste = piano perpendicolare alla verticale di un osservatore = circonferenza massima della sfera celeste à la divide in due emisferi;
  • Meridiano celeste = circonferenza massima che comprende i 2 poli celesti, lo zenit, il nadir;
  • Equatore celeste = circolo massimo descritto dalle stelle nell'apparente moto di rotazione della Sfera celeste attorno all'asse: tutte le stelle che non si trovano su di esso descrivono giornalmente sulla sfera celeste delle circonferenza = paralleli celesti;
  • Est e ovest = punti di intersezione dell'equatore celeste e dell'orizzonte celeste, quando essi non coincidono;
  • Nord e sud = punti di intersezione tra l'orizzonte ed il meridiano;
  • Punti cardinali = nord, est, sud , ovest;

Antichi fissavano la posizione di una stella servendosi di un angolo verticale altezza e di uno orizzontale azimutale; il primo indica l'altezza della stella sul piano dell'orizzonte, il secondo è quello tra la direzione del sud e la direzione del punto in cui la perpendicolare calata dalla stella incontra l'orizzonte.



LE DISTANZE ASTRONOMICHE

UNITA' DI MISURA DELLE DISTANZE

·                     Unità astronomica à (U.A.) corrisponde alla distanza media t 111i87b ra terra e sole;

·                     Anno - luce à (a.l.) è la distanza percorsa in un anno dalla radiazione luminosa;

·                     Parsec (parallasse secondo, pc): è la distanza di un punto dal quale un osservatore vedrebbe il semiasse maggiore dell'orbita terrestre, perpendicolarmente, sotto l'angolo di 1";

L'unità di misura parsec deriva dal metodo che si basa sull'accurata misura dell'angolo di parallasse = lo spostamento apparente di un oggetto rispetto a un punto di riferimento molto lontano, quando quell'oggetto viene osservato da due punti diversi (matita);

la parallasse risulta tanto maggiore quanto maggiore è la distanza tra i due diversi punti di osservazione: le due osservazioni per misurare la parallasse di una stella si fanno a distanza di 6 mesi, in modo che i due punti di osservazione siano distanti tra loro;

Non è possibile calcolare distanze di stelle la cui parallasse sia inferiore a 1/100 di secondo d'arco.

L'impiego del satellite astronomico ESA Hipperacos  per il calcolo dei parallassi stellari, ha portato alla catalogazione di oltre 7000 stelle (tutte quelle entro 150 parsec);

STELLE A CONFRONTO

Con l'uso di strumenti sempre più raffinati si sono riconosciuti molte altre caratteristiche delle stelle che sono diverse tra loro per dimensione, massa, temperatura, composizione chimica e così via.

MAGNITUDINE APPARENTE E ASSOLUTA

La diversa luminosità è una caratteristica che ha suggerito, fin dai tempi di Tolomeo e di Ipparco di Nicea, di suddividere le stelle in base al loro splendore, introducendo 6 ordini di grandezze: la prima per le + luminose, la sesta per le più deboli. Oggi il termine grandezza è sostituito dal termine magnitudine e la luminosità viene misurata con appositi fotometri fotoelettrici. Si è visto, così, che tra ognuna delle sei classi vi è una differenza di luminosità pari a 2,5 volte.
Ci si è resi conto che alcuni corpi celesti risultavano più luminosi di quelli già inseriti nella prima classe; si è passati così ad usare la magnitudine zero e quelle negative (Luna, Sole).

DA COSA DIPENDE LA LUMINOSITÀ?

Oggi sappiamo che una stella appare più o meno luminosa in parte perché può emettere più o meno luce, ma soprattutto perché è + o - lontana da noi.

Le misure di cui abbiamo finora parlato si riferiscono quindi, alla magnitudine apparente (m); per conoscere invece la luminosità intrinseca di una stella, si ricorre alla magnitudine assoluta (M), che corrisponde alla luminosità che le singole stelle mostrerebbero se fossero poste a una distanza standard da noi pari a 10 parsec.              M = m + 5 - 5logd (dist in parsec);

Il calcolo della magnitudine assoluta di una stella, a partire dalla magnitudine apparente, richiede che si conosca la distanza della stella che si calcola con gli spettri.

Una volta nota la magnitudine assoluta di una stella, è possibile risalire alla distanza della stella, per confronto con la sua magnitudine apparente e superare, così, i limiti della parallasse.

Non tutte le stelle hanno una magnitudine costante: ve ne sono diverse la cui luminosità si indebolisce e si accresce a intervalli regolari; sono le variabili pulsanti, o variabili intrinseche, che a cicli regolari emettono maggiore o minore energia. Tra esse ricordiamo le cefeidi che cambiano di splendore con periodi molto regolari, compresi tra 2 e 50 giorni.

Le Cefèidi sono un ulteriore metodo per calcolare distanze astronomiche per la loro elevatissima magnitudine assoluta, sono visibili anche a migliaia di parsec, dove le altre stelle si perdono in un chiarore indistinto à è possibile determinare distanze di corpi esterni alla ns galassia.

STELLE DOPPIE E SISTEMI DI STELLE

L'astronomo inglese Goodricke, fine '700, scoprì che la stella Algol splendeva di meno ogni 2 giorni e 21 ore à dedusse che in realtà è un sistema di due stelle che ruotano una intorno all'altra, in un piano tale che, viste dalla Terra, si eclissano a vicenda ad intervalli regolari: quando una delle due viene occultata, la sua luce viene intercettata e noi osserviamo una diminuzione della luminosità complessiva del sistema. à stelle doppie.

Sono noti anche sistemi multipli, con tre o più stelle associate, rilevabili per variazione di luminosità.

Le stelle binarie vengono studiate attentamente perché dall'analisi delle loro orbite è possibile risalire alla loro massa.

Dall'analisi dei periodi di occultamento è possibile ricavare il diametro.

COLORI, TEMPERATURE E SPETTRI STELLARI

L'EVOLUZIONE DEI CORPI CELESTI

Negli astri sono in gioco sempre quantità enormi di energiaà viene dispersa nello spazio in varie formeà qual è la fonte dell'energia?

LA FORNACE NUCLEARE DEL SOLE E DELLE STELLE

Soleà massa di gas ad alte temperature che lo forma è in equilibrio meccanicoà non si espande e non si contraeà equilibrio dovuto ad azione combinata della gravità (da esterno a interno) e della pressione dei gas (da interno a esterno)àpressione aumenta con la temperatura;

Al centro del sole si raggiungono i 15 milioni di gradi Kelvin; densità arriva a 134 g/cm3;

à in tali condizioni caratteristiche materia cambiano: non ci sono + legami molecolari e il gas è formato da elettroni liberi e da nuclei atomici; nuclei sono di idrogeno e elio; a causa delle grandi temperature sono in continuo movimentoà a volte si scontranoà fusioni termonuclearià ENERGIA.

IL DIAGRAMMA H - R

Ogni singola stella ha una sua evoluzioneà per ricostruirla abbiamo a disposizione una specie di "istantanea" dell'Universo, con i corpi celesti come ci appaiono oggi e quindi a diversi stadi di sviluppo, ma anche a età diverse (causa distanza anni luce).

Istantanea fornita da 2 astronomi E. Hertzsprung e N.H. Russelà indipendentemente hanno ideato diagramma H - Rà in esso si possono collocare le varie stelleà in ascissa(x) la temperatura e in ordinata(y) la luminositàà punto di riferimento = soleà luminosità = 1     vedi pag. 27 fig. 2.11

Nel diagramma le stelle non si distribuiscono a caso:

in grandissima parte lungo 1 fascia (sequenza principale) disposte secondo un ordine regolare;

altre si riuniscono in gruppi che occupano settori specifici del diagramma.

LE STELLE NASCONO E INVECCHIANO: DALLE NEBULOSE ALLE GIGANTI ROSSE

1.       Nebulose = fucine delle stelle;

È probabile che le stelle nascano dai cosiddetti globuli di Bok = addensamenti di grandi quantità di polveri e gas che appaiono come nuclei oscuri e nettamente circoscritti all'interno della diffusa luminosità delle nebulose;

2.       All'interno dei globuli possono innescarsi moti turbolenti che frammentano i globuli in ammassi + piccolià al loro interno la reciproca attrazione gravitazionale tra le particelle della nebulosa, costrette ad avvicinarsi, dà inizio ad 1 processo di aggregazione;

3.       Con il proseguire dell'addensamento e della contrazione l'energia gravitazionale si trasforma in energia cineticaè aumenta la temperatura del corpo gassosoàsi trasforma in una protostella à da essa partono radiazioni infrarosse.

4.       A causa della forza di gravitàà contrazione prosegue e il nucleo della protostella si riscalda:

-                      se massa iniziale è scarsaà temperatura non arriva a far innescare le reazioni termonuclearià contrazione si arresta e il corpo si raffredda, lasciando un'oscura nana bruna;

-                      se massa iniziale è sufficienteàcontinua a riscaldarsi, fino a 15 milioni Kà fa innescare il processo termonucleare di trasformazione dell'idrogeno in elio;

calore liberato fa aumentare pressione dei gas verso esterno, fino a compensare forza di gravitàà fase di satbilitàà la stella si trova sulla sequenza principale del diagramma H - R.

à posizione e permanenza nella sequenza principale dipendono da massa iniziale della nebulosa:

-                      stelle con massa grande diventano + calde, blu e consumano idrogeno + rapidamente;

-                      stelle con massa piccola rimangono meno calde, rosse e sono + longeve.

5.       Quando quasi tutto idrogeno è consumatoà nucleo di elio che si è formato, molto + denso del nucleo di idrogeno, finisce x collassare = contrarsi su se stessoàsi riscalda progressivamente fino a temp di 100 milioni K à fanno innescare nuove reazioni termonuclearià trasformano elio in carbonio;

6.       Alte temperatureà involucro gassoso esterno si espandeà superficie si dilata e si raffredda, finché la forza di gravità ferma l'espansione e si raggiunge un nuovo equilibrio àstella = gigante rossa;

7.       Se espansione supera punto di equilibrioà sarò seguita da una contrazione e poi da una nuova espansioneà misure della stella oscillerannoà stella sembrerà pulsare, come 1 variabile (Cefèidi).

8.       Se massa stella è molto grandeà si innescano via via altre razioni nuclearià producono nuovi elementi chimiciàprima o poi il combustibile nucleare si esaurisce e la stella, sotto la pressione del suo campo gravitazionale non + contrastato deve lasciare fase di gigante rossa x avviarsi alla fine: evoluzione stellare segue diverse vie a seconda della massa iniziale della stella:



¡         Stelle con massa iniziale poco inferiore a quella del Sole:

devono collassare, gradualmente, fino a diventare corpi delle dimensioni della Terraà

densità deve arrivare a milioni di volte quella dell'acqua;

materia si presenta in uno stato degeneratoà nuclei degli atomi immersi in un mare continuo di elettroni;

à origine delle nane biancheà riscaldate dal processo di contrazione, ma prive di una fornace nucleareàdestinate a raffreddarsi lentamente-

¡         Stelle con massa iniziale come quella del Sole o alcune volte maggiore:

finiscono come nane bianche ma prima subiscono una fase particolare:

Arrivate allo stadio di giganti rosse espellono i loro stati + esterni, che trascinati via dal vento stellare, danno origine a nubi sferiche di gas in espansione = nebulose planetarie;

Gigante rossa si trasforma in 1 nucleo rovente che si contrae e riscalda a spese dell'idrogeno residuoàdopo alcuen migliaia di anni la fusione nucleare si esaurisce e la stella inizia a raffreddarsi;

Alla fineà nebulosa scompare e la stella centrale diventa nana bianca.

In alcuni casià esplosioni stellarià improvviso aumento di luminosità: in poche ore lo splendore di una stella aumenta di 150 000 volte e rimane tale x qualche settimana, per poi declinare e tornare ai livelli originari nel giro di 1 anno à tali stelle = novae.

¡         Stelle con massa iniziale che supera di almeno 1 decina di volte quella del Sole:

temperature interne fanno innescare nuove reazioni termonucleari, fino alla formazione di un nucleo di ferro circondato da gusci concentrici in cui prosegue la combustione nucleare di fosforo, silicio, neon ecc.

Collasso si fa così rapido e violento da liberare enorme quantità di energiaà provoca immane esplosione:

supernova = gran parte della stellaà si disintegra e viene lanciata nello spazio;

materiale che rimane dopo esplosione deve collassare x gravità, ma massa della stella è così grande che la contrazione fa assumere alla materia una densità inconcepibileà materia subisce ulteriore trasformazioneà elettroni e protoni si fondono per formare neutroni e intera massa di una stella si concentra in un corpo di soli 20 - 30 km di diametro = stella di neutroni.

¡         Stelle con massa iniziale qualche decina di volte quella del Sole:

dopo fase di supernova il collasso gravitazionale non trova forze sufficienti a contrastarloà contrazione prosegue, densità aumenta e si forma 1 corpo sempre + piccolo(non + grande di 1 decina di km), circondato da campo gravitazionale immensoà buco nero = oggetto freddo a senso unicoà qualunque cosa può entrarvi ma non uscirneà in esso non valgono le leggi che conosciamo;

tutto ciò che viene attratto dal buco nero si trasforma in energia gravitazionale.;

buco nero non può esplodere, solo implodere.

UNA STELLA MUORE, UNA STELLA NASCE: ATOMI "RICICLATI"

Reazioni termonucleari in stelleà producono energia + nuovi elementi come elio (da idrogeno) e carbonio (da elio).

Stelle con massa > massa soleàprocessi vanno oltre: a temperature sempre + alte nuove reazioni nucleari possono produrre via via tutti gli elementi chimici conosciuti;

Elementi + pesanti non possono formarsi per stessa viaàhanno bisogno di energie e condizioni tali che si trovano solo nelle prime fasi dell'esplosione di una supernova (temperature di milioni di °K);

                               si disperdono subito nello spazio x la violenta esplosione àfiniscono per mischiarsi alla materia interstellare.

Stesso effetto prodotto sia dalle esplosioni delle novae, sia dalla dispersione delle nebulose planetarie;

in ogni caso la materia derivata dall'evoluzione di una stella entra a far parte della materia interstellare, la cui composizione si arricchisce di elementi + pesanti di elio e idrogeno.

Dato che da materia interstellare può nascere nebulosaà quando da 1 nebulosa nasce 1 nuova stella, gli atomi di quegli elementi vengono riciclati ed entrano a far parte della massa del nuovo astroà anche Sole contiene elementi riciclati.

LE GALASSIE E LA STRUTTURA DELL'UNIVERSO

LA NOSTRA GALASSIA

Tutte le stelle e le nebulose visibili dalla Terra fanno parte della nostra Galassia = insieme di corpi celesti, circondato da un vastissimo spazio vuoto, che comprende il Sole con il suo sistema planetario.

O         Ca 6000 stelle visibili a occhio nudo;

O         Via Latteaà fascia dall'aspetto lattiginoso che disegna un cerchio massimo sull'intera sfera celeste e che è formata da innumerevoli stelle;

O         Ha la forma di 1 disco centrale(nucleo galattico) da cui si dipartono lunghi bracci a spirale;

O         Comprende oltre 10 miliardi di stelle;

O         Diametro di ca 100 000 anni - luce;

O         Spessore va dai 15 000 anni - luce al centro, a ca 1000 anni - luce verso il bordo;

O         Il centro è in direzione della Costellazione del Sagittario a 27 000 anni - luce da noi;

è Sole è in posizione periferica, a ca 3/5 del raggio galattico, sul bordo esterno del "Braccio di Orione".

û        Tutte le stelle dei bracci ruotano intorno al centro della Galassia con velocità decrescenti dal centro alla periferia;

û        Sole impiega  ca 225 milioni di anni a fare 1 giro completo, con velocità di 273 km/s;

û        molte stelle oltre alla rotazione mostrano movimento proprioà Sole si dirige verso un punto della Sfera celeste che è detto apice e che si trova nella Costellazione di Ercole.

û        Lungo la via Lattea abbonda la materia interstellare, sia diffusa, sia in nebulose.

O         Contiene ammassi stellari = gruppi di stelle relativamente vicine tra di loroà si muovono tutte insieme:

û        Apertià con le stelle (max qualche centinaio) distribuite in modo irregolare (es: Pleiadi);

û        Globularià con le stelle (da 100 000 a 1 000 000) distribuite regolarmente in modo da disegnare una sfera.

Stelle sono così fitte da essere difficilmente risolubili come singoli elementiàma volume di ognuna è ancora tale che le probabilità di collisione tra stele sono nulle.

Gran parte degli ammassi si trova al di fuori del disco della Galassiaà forma 1 specie di nuvola sferica, molto rarefatta = alone galatticoà raggio di ca 50 000 anni - luce;

     in alon emancano le polverià non vi si possono formare altre stelle;

¡         Continuano a formarsi nuovi astri nella via Lattea.

GALASSIE E FAMIGLIE DI GALASSIE: UN UNIVERSO "A BOLLE"

Nostra Galassiaà è un piccolo angolo dell'Universo.

Esistono oggetti celesti al di fuori della nostra Galassia, isolati nello spazio a milioni di anni - luce à altre galassieà ognuna formata da centinaia di miliardi di stelle, riunite in sistemi di varia forma.

û        Galassie ellittiche;

û        Galassie a spirale, come la nostra Via Lattea o come Andromedaà lontana da noi oltre 2 milioni di a.l. ma ci appare come una stella di magnitudine 5;

û        Galassie a spirale sbarrataà loro nucleo appare attraversato da una sbarra da cui partono le spire;

û        Galassie globularià stelle addensate in forma di globo sferoidale, + fitte al centro, + rade alla periferia;




û        Galassie irregolarià non hanno una forma definita ma variabile da caso a caso;

û        Fra galassie citate x forma ve ne sono di peculiarià distorte forse x l'attrazione con galassie vicineà sono collegate da giganteschi ponti di materia interstellare luminosa.

û        Numero totale galassie visibili = qualche centinaio di miliardi;

û        distanza media tra due galassie = ca 2,5 milioni di anni - luce;

û        in realtà galassie tendono a riunirsi in gruppià nel raggio di ca 3 milioni di a.l. dalla Via Lattea si trovano 1 30ina di galassieà Gruppo Locale

û        si conoscono numerosissimi ammassi galatticià comprendono ognuno da centinaia a migliaia di galassie;      à diametri medi di 8 Mpc (megaparsec)

à circondati da ampi spazi vuoti

à galassie che li compongono sono legate gravitazionalmente tra loro;

Via Lattea fa parte dell'ammasso della Vergine, intorno al cui baricentro essa ruota insieme alle altre galassie del Gruppo Locale.

û        Superammassi di galassieà estesi per centinaia di megaparsec: ognuno comprende numerosi ammassi ed è circondato da immensi spazi vuoti, che lo separano da altri insiemi analoghi.

Distribuzione nell'Universo di ammassi e superammassi no è uniforme: sono stati individuati ampi volumi di spazio privi di materia visibileà come se le galassie fossero distribuite lungo la superficie di enormi bolle di spazio vuoto;

à universo sembra avere una struttura cellulare o spugnosa.

VERSO I CONFINI DELL'UNIVERSO: RADIOGALASSIE E QUASAR


IL SISTEMA SOLARE

SISTEMA SOLARE: insieme di corpi diversi tra loro per natura e dimensioni, ma accomunati per l'origine e costretti a muoversi in uno spazio ben definito, governato dalla forza gravitazionale del Sole.

                            Porzione di spazio in cui si muovono ha dimensioni di 1 sfera con diametro di circa 200000 U.A.

Comprende:   Ø         Sole (stella)

Ø                  9 pianeti

Ø                  almeno 63 satelliti principali e numerosi anelli di materiali in frammentià ruotano intorno ai pianeti

Ø                  migliaia di asteroidi, piccole masse concentrate in un'ampia fascia che circonda il Sole

Ø                  quantità di frammenti di varia origine e naturaà se attratti dalla Terra tanto da attraversarne l'atmosfera, si arroventano per attrito e possono

­                      bruciare completamenteà meteore

­                      consumarsi solo in parteà meteorite

Ø                  numerose piccole masse ghiacciate che si muovono all'estrema periferia del Sistema solare e che solo occasionalmente o periodicamente si avvicinano al centroà comete

Spazio tra vari corpi celesti non è completamente vuoto: vi si trova, estremamente rarefatta, la "materia interplanetaria"àpulviscolo, gas e frammenti subatomici.

IL SOLE

SOLE: sfera gigantesca

­      raggio medio = ca. 700 000 km

­      volume = 1,412 1018 km3

­      densità media = 1,41 g/cm3 à molto vicina a quella dell'acqua

­      accelerazione di gravità (alla superficie)= 28 volte quella terrestre

Ruota intorno a proprio asse, ma con velocità diverse a seconda della latitudineà minore ai poli/crescente verso l'Equatore (ca. 2 km/s) àrotazione dura 25 gg a Equatore, + di 30 gg al polo à parte + esterna del sole non si comporta rigidamente ma come un fluido.

Potentissima fonte di energiaà irradiata senza posa in ogni direzione dello spazio.

1 m2 superficie Terra riceve dal Sole(allo Zenit) energia (calore e luce) per potenza di ca. 1000 W

costante solare = potenza x unità di superficie.

LA STRUTTURA DEL SOLE

Dati raccolti da osservatoriàpermesso di individuare la struttura esterna del Sole, parte visibile;

leggi della Fisica applicate ai dati conosciutiàpermesso di ricostruire struttura interna del Sole.

Per comodità si usa dividere struttura Sole in 1 serie di involucri concentrici (ma non esistono limiti tra loro, x' gassosi):

¡         interno del Soleà formato da nucleo avvolto da una zona radiativa, che passa ad una zona convettiva; contiene quasi tutta la massa solare e non è accessibile all'osservazione diretta;

¡         superficie visibileàchiamata fotosfera;

¡         atmosferaà 2 strati: cromosfera e corona.

­      ALL'INTERNO DELLA FORNACE SOLARE.

All'interno del sole è in funzione un reattore nucleare a fusioneàmantenuto stabile dalla forza di gravità à pressione gravitazionale di materiali sovrastanti nucleo è in grado di contenere la violenza esplosiva delle reazioni termonucleari (innescate da temperature elevatissime);

Nucleo: zona di vera produzione di energia, in cui aumenta continuamente l'elio a spese dell'idrogeno;

¡         raggio attuale = ca. 150 000 km;

¡         composizione: 98% idrogeno e elio (in stesse quantità) allo stato di plasma(miscela di elettroni liberi e nuclei atomici); 2% elementi + pesanti.

Energia prodotta viene trasmessa verso l'esterno con un processo di radiazione che interessa l'involucro gassoso circostante à zona radiativaà gli atomi dei gas assorbono ed emettono energia, ma, x la minor temperatura, non danno luogo a reazioni nucleari.

A profondità di ca. 10000 km i gas, x la minore pressione, diventano meno stabili e si innescano movimenti convettivià trasporto energia avviene per convezioneàinvolucro gas + esterni = zona convettiva.

­      SULLA SUPERFICIE DEL SOLE.

Particelle prodotte da fornace raggiungono la superficie della sfera di materia solare e diventano visibili come fotosfera = involucro che irradia quasi tutta la luce solare e corrisponde al disco luminoso del Sole;      temperatura media = 5785 K (5512 °C)à ad essa è dovuto il colore giallo.

Superficie fotosfera:

¡         non è lisciaà presenta una struttura a granuli brillanti (granulazione):



-            segnano l'affiorare di gigantesche bolle di gas molto calde;

-            corrispondono alla parte sommitale dei movimenti in atto nella zona convettiva;

-            ogni granulo dura solo pochi minuti ma il movimento di tutti i granuli fa sembrare superficie in continua ebollizione.

¡         non è omogeneaà appare costellata, con un acerta periodicità, da macchie solari:

-            variabili per dimensioni, forma e per numero;

-            piccole aree scure, depresse rispetto alla superficie circostante;

-            in esse si distingue una zona centrale più scura (ombra) circondata da una fascia più chiara (penombra);

-            in realtà appaiono scure x contrasto con fotosfera;

-            in genere appaiono a gruppià in ognuno si osserva 1 regolare evoluzione: per un certo tempo dopo comparsa macchie aumentano di dimensione e di numeroà poi si riducono fino ad estinguersià intanto nascono altri gruppi

-            in media durano 1 settimana, ma 2% continua fino a raggiungere diametro di 100 000 km à macchie visibili ad occhio nudo.

-            N° macchie no costanteà da valori minimi a valori max con periodicitàà cicli di 11 annià a volte regolarità dei cicli si interrompe.

­      CROMOSFERA E CORONA.

Cromosfera = involucro trasparente di gas incandescenti che avvolge la fotosfera;

¡         spessore di ca. 10 000 km;

¡         visibile per un breve tempo durante eclissi di Soleà appare come un sottile alone roseo, il cui bordo è sfrangiato in numerose punte luminoseà spicole:

-            diametro di 1 000 km;

-            si innalzano fino a 15 000 km di h a velocità tra 20 e 50 km/s.

Corona = parte + esterna dell'atmosfera solare, formata da involucro di gas ionizzati sempre + rarefatti man mano che ci si allontana da cromosfera;

¡         sua luminosità così bassa che la corona si può osservare direttamente solo durante eclissi totaleà appare come un tenue alone con luminosità pari a ½ di quella della Luna piena;

¡         in parte + esternaà particelle ionizzate hanno velocità sufficienti x sfuggire all'attrazione gravitazionale del Soleà si disperdono nello spazio come vento solareà interagisce con i corpi celesti che incontra nella sua propagazione.

L'ATTIVITÀ SOLARE

Tutte queste attività del Sole determinano la radiazione stazionaria;

esistono altri aspetti dell'attività del Sole che ne possono modificare lo stato normale:

­      Protuberanze = grandi nubi di idrogeno che si innalzano dalla cromosfera e penetrano ampiamente nella corona fino a quote di 20 - 40 000 km;

¡               forma di immense fiammate, vortici e archi;

¡               temperatura compresa tra 15 000 e 25 000 K à molto + calde della cromosfera, ma fredde rispetto alla corona entro cui si spingono.

­      Brillamenti (o flares) = violentissime esplosioni di energiaà lampi di luce + potenti scariche elettriche;

¡               compaiono di tanto in tanto in prossimità di grandi gruppi di macchie;

¡               si propagano nel giro di pochi minuti su un'area di milioni di km2à poi si estinguono;

¡               temperatura può raggiungere parecchi milioni di gradi;

¡               liberate quantità di energiaà ampia gamma di radiazioniàrinforzano la radiazione stazionaria del Sole;

¡               possono emettere:

-             radiazioni di carattere ondulatorio;

-             lanciare oggetti di materia gassosa incandescente;

-             emettere un intenso flusso di particelle atomicheà lasciano il Sole verso lo spazio ad alta velocità;

-             nel caso di flares + intensiàemissione di ultraradiazioneà formata da particelle ad altissima energia che si propagano a velocità prossima a quella della luce.

¡               Se flare esplode c/o centro del disco solareà in 26 ore il flusso di particelle raggiunge Terraà corpuscoli colpiscono violentemente particelle ionizzate dell'alta atmosfera terrestre, spingendole verso la bassa atmosferaà danno origine a aurore polari;à dopo brillamento queste zone rimangono in stato di eccitazione x parecchi giorni; contemporaneamente a auroreà forti perturbazioni nel campo magnetico terrestre (tempeste magnetiche).

COSA BRUCIA NEL SOLE?

­      internoà almeno 98%à idrogeno e elio, allo stato di plasma, ossia sotto forma di una miscela di elettroni liberi e nuclei atomici;  sono in quantità uguali;

2%à altri elementi + pesanti.

­      strati esternià loro natura determinata attraverso analisi spettrografica:

85%àidrogeno;

15%àelio;

1%àelementi + pesantià quasi tutti noti sulla Terra.

Scoperta sul Sole di elementi + pesanti dell'elioàx la loro formazione sono necessarie reazioni nucleari che richiedono temperature enormemente + elevate di quelle raggiunte dal soleàconclusione = Sole è composto da materia "riciclata" à atomi che x formarsi hanno avuto bisogno di fornaci nucleari esistenti solo all'interno di stelle + grandi e massive del Sole.







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