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Geografia AstronomicaCenni storici di astronomia L'astronomia nella sua vera forma cominci con i greci, che non solo eseguirono delle osservazioni, ma tentarono anche di dare a queste delle spiegazioni. Il primo dei grandi filosofi fu Talete di Mileto, nato nel 624 a.C., l'ultimo fu Tolomeo di Alessandria, e con la sua morte, avvenuta attorno o nell'anno 180 d.C., termina il periodo classico della scienza. Negli otto secoli compresi tra queste due date il pensiero umano fece notevoli progressi. Talete stesso fu forse il primo a comprendere che la terra un globo, ma sfortunatamente tutti i suoi scritti originali sono andati perduti. Il passo seguente fu compiuto da Eratostene di Cirene, che riusc a misurare la lunghezza della circonferenza della terra. Il suo sistema era oltremodo ingegnoso, e risult notevolmente preciso. Eratostene dirigeva una grande biblioteca scientifica ad Alessandria, in Egitto, e da uno dei libri di cui disponeva apprese che al tempo del solstizio estivo, il "giorno pi lungo" nelle latitudini nordiche, il sole si trovava sulla verticale a mezzogiorno, visto dalla citt di Siene (la moderna Assuan) presso il Nilo. Ad Alessandria comunque, il sole si trovava in quel momento spostato di 7 gradi dalla verticale. Un cerchio completo composto di 360 gradi, e 7 all'incirca 1/50 di 360, cosicch se la terra era sferica, la sua circonferenza doveva essere 50 volte la distanza da Alessandria a Siene. Eratostene giunse al risultato finale di 39.400 km con uno sbaglio per difetto di soli 600 km. La maggior parte delle nostre conoscenze dell'astronomia greca dovuta a Claudio Tolomeo che scrisse un famoso libro conosciuto generalmente col suo titolo arabo, l'Almagesto. In esso viene esposta la teoria definita tolemaica secondo cui la terra giace al centro dell'universo, e tutti i pianeti ruotano intorno ad essa. La teoria Tolemaica rimase in vigore fino al 1600, secolo in cui Nicol Copernico propose la teoria eliocentrica, ponendo il sole al centro delluniverso e tutti i pianeti vi ruotavano intorno. Keplero intorno alla prima met del 1600 si accorse che i movimenti dei pianeti non si potevano spiegare n col moto circolare attorno alla terra, n con quello attorno al sole; il che faceva pensare che ci fosse qualcosa di sbagliato sia nel sistema di Copernico che in quello di Tolomeo. Finalmente, trov la risposta. I pianeti ruotavano s attorno al sole, ma non con percorsi perfettamente circolari. I loro percorsi o "orbite" erano ellittici. L'annoso problema era risolto, bench le autorit ecclesiastiche continuassero ad opporsi alla verit per qualche tempo ancora. Le tre leggi sul moto planetario di Keplero, l'ultima delle quali fu pubblicata nel 1618, spianarono la strada per le successive ricerche di Sir Isaac Newton. La sfera celeste I popoli antichi hanno raggruppato le stelle visibili a occhio nudo in costellazioni. Esse hanno nomi fantasiosi che derivano dal modo in cui appaiono disposte sullo sfondo del cielo. In realt queste stelle si trovano a distanze molto diverse dalla Terra: solo a causa della prospettiva di osservazione appaiono su uno stesso piano. Le costellazioni sono utili per orientarsi tra le numerose stelle e si usano per localizzare rapidamente la posizione dei corpi celesti. La sfera celeste del cielo, ossia quella sorta di sfera cava che ci sembra di percepire osservando il cielo dalla Terra, ruota intorno a noi da EST verso OVEST: il realt il nostro pianeta che ruota su se stesso, in senso contrario (OVEST EST) su un asse immaginario, il cui prolungamento nello spazio sfiora una piccola stella che per il medesimo motivo chiamata Stella Polare.

Istituto Plinio Geografia astronomica

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Nonostante si sappia bene che la sfera celeste solo unastrazione, si usa prenderla in considerazione quando si vuole determinare la posizione di un astro qualsiasi rispetto alla Terra. Gli elementi di riferimento sono: Poli celesti nord e sud, ossia i prolungamenti dellasse terrestre; Zenit, ovvero il punto in cui una verticale innalzata sopra la testa di un osservatore incontra la volta celeste; Nadir, punto opposto allo zenit; DEFINIZIONE: Lo Zenit, l'intersezione della perpendicolare al piano dell'orizzonte passante per l'osservatore, con l'emisfero celeste visibile ed quindi il punto sopra la testa dell'osservatore. Il punto diametralmente opposto detto Nadir. Zenit e Nadir sono i poli dell'orizzonte.

Orizzonte celeste, ossia la circonferenza massima che divide la sfera celeste in un emisfero superiore e uno inferiore. Esso si ottiene tagliando la sfera celeste con un piano perpendicolare alla retta verticale allosservatore. Lorizzonte tagliato in altri due punti notevoli dal meridiano del luogo: sono il Nord e il Sud, che si trovano ognuno dalla parte del polo celeste dello stesso nome. Questi sono detti punti cardinali. Grazie a tutto questo sistema di coordinate, la posizione dellastro identificata in modo univoco e indipendente dalla localit in cui si trova losservatore. Distanze astronomiche Per esprimere le distanze fra i vari corpi celesti si usano svariate unit di misura:

Unit astronomica (U.A.) : corrisponde alla distanza media fra Terra e sole ed usata in genere entro i limiti del sistema solare Anno Luce (a.l.) : la distanza percorsa in un anno dalla radiazione luminosa, che si muove alla velocit di 300.000km/s. un anno luce corrisponde quindi circa a 9500 miliardi di kilometri Parsec (pc) : la distanza di un punto dal quale un osservatore vedrebbe il semiasse maggiore dellorbita terrestre, perpendicolarmente sotto langolo di 1. Lunit di misura parsec deriva dal metodo che si basa sulla misura accurata dellangolo di parallasse. Il termine parallasse indica lo spostamento apparente di un oggetto rispetto a un punto di riferimento molto lontano, quando quelloggetto viene osservato da due punti diversi. Nelle misure astronomiche con parallasse sintende lo spostamento di una stella apparente rispetto a uno sfondo di stelle lontanissime, quando venga osservata da due punti separati da una certa distanza. La parallasse risulta quindi tanto maggiore quanto maggiore la distanza tra i due diversi punti di osservazione. per questo che si prende

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Istituto Plinio Geografia astronomica

come base lasse maggiore dellorbita terrestre: non possibile per determinare distanze di stelle la cui parallasse sia inferiore a 1/100 di secondo darco.

Magnitudine apparente e magnitudine assoluta Dai tempi dellantica Grecia le stelle sono state suddivise in sei ordini di grandezze sulla base del loro splendore: la prima grandezza per le pi luminose, la sesta per le pi deboli (ma pur sempre visibili ad occhio nudo.) Oggi il termine grandezza sostituito da quello magnitudine e la luminosit delle stelle viene misurata da appostiti strumenti chiamati fotometri fotoelettrici. Con le moderne osservazioni pi accurate le sei grandezze antiche non erano pi sufficienti: si introdotta cos la magnitudine 0, e quella negativa, sempre ad indicare pi intensa luminosit (Sole: -26,8). Ovviamente sono state inserite anche grandezze pi piccole: nonostante la magnitudine minore che locchio umano percepisce sia di 6,5 , apparecchiature elettroniche rilevano stelle di magnitudine 30. Una stella appare pi o luminosa in parte perch pu emettere effettivamente pi o meno luce, ma soprattutto perch pi o meno lontana da noi. Quella di cui abbiamo appena parlato quindi la magnitudine APPARENTE: quella che noi percepiamo come osservatori dalla Terra, e si indica con la lettera m. La magnitudine assoluta la luminosit che ogni stella avrebbe intrinseca in s se fosse posta a una distanza standard da noi di 10 parsec (il sole a questa distanza sarebbe a malapena visibile ad occhio nudo). Una volta nota la magnitudine assoluta di una stella, dedotta dalla sua classe spettrale, si pu risalire alla distanza della stella, per confronto con la sua magnitudine apparente. Non tutte le stelle hanno una magnitudine costante: ve ne sono diverse la cui luminosit si indebolisce e cresce a intervalli regolari: sono le variabili pulsanti. Fra le pi note di questo gruppo ricordiamo le Cefeidi.

Definizione di STELLA La stella un corpo celeste costituito da gas ad altissima temperatura, che emette radiazione elettromagnetica prodotta nelle reazioni nucleari sostenute al suo interno. Le stelle si formano per contrazione gravitazionale di giganteschi addensamenti di materia interstellare; sono costituite per la maggior parte da idrogeno, che a poco a poco si trasforma in elio e, successivamente, in elementi pi pesanti. Le reazioni di fusione nucleare che rendono possibile questa trasformazione hanno luogo nel nucleo della stella, dove sono presenti le condizioni di temperatura e di pressione necessarie per innescarle e sostenerle. Stelle doppie e sistemi di stelle Esistono stelle in un sistema che fa si che esse ruotino luna intorno allaltra. Viste dalla Terra, esse si eclissano a vicenda ad intervalli regolari: quando una delle due stelle passa dietro laltra, rispetto a un osservatore sulla Terra, la sua luce viene intercettata e noi osserviamo una diminuzione della luminosit complessiva del sistema. Sono noti anche sistemi multipli, con tre o pi stele associate, rilevabili per variazioni di luminosit. Colori, temperature e spettro stellare Per mezzo di apposite strumentazioni chiamate spettroscopi possibile rilevare la composizione chimica delle stelle e degli altri oggetti celesti.Istituto Plinio Geografia astronomica

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Con limpiego di questi strumenti un qualunque raggio luminoso d origine ad uno spettro, cio una striscia formata da bande con tutti i colori delliride, oppure da una serie di righe luminose. Gli spettri sono paragonabili a impronte digitali dei vari elementi chimici e costituiscono un potente strumento di indagine, poich con uno spettroscopio possibile ottenere lo spettro anche di corpi lontanissimi. Esaminando le posizi

geografia astronomica

Jul 17, 2015

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Geografia AstronomicaCenni storici di astronomia L'astronomia nella sua vera forma cominci con i greci, che non solo eseguirono delle osservazioni, ma tentarono anche di dare a queste delle spiegazioni. Il primo dei grandi filosofi fu Talete di Mileto, nato nel 624 a.C., l'ultimo fu Tolomeo di Alessandria, e con la sua morte, avvenuta attorno o nell'anno 180 d.C., termina il periodo classico della scienza. Negli otto secoli compresi tra queste due date il pensiero umano fece notevoli progressi. Talete stesso fu forse il primo a comprendere che la terra un globo, ma sfortunatamente tutti i suoi scritti originali sono andati perduti. Il passo seguente fu compiuto da Eratostene di Cirene, che riusc a misurare la lunghezza della circonferenza della terra. Il suo sistema era oltremodo ingegnoso, e risult notevolmente preciso. Eratostene dirigeva una grande biblioteca scientifica ad Alessandria, in Egitto, e da uno dei libri di cui disponeva apprese che al tempo del solstizio estivo, il "giorno pi lungo" nelle latitudini nordiche, il sole si trovava sulla verticale a mezzogiorno, visto dalla citt di Siene (la moderna Assuan) presso il Nilo. Ad Alessandria comunque, il sole si trovava in quel momento spostato di 7 gradi dalla verticale. Un cerchio completo composto di 360 gradi, e 7 all'incirca 1/50 di 360, cosicch se la terra era sferica, la sua circonferenza doveva essere 50 volte la distanza da Alessandria a Siene. Eratostene giunse al risultato finale di 39.400 km con uno sbaglio per difetto di soli 600 km. La maggior parte delle nostre conoscenze dell'astronomia greca dovuta a Claudio Tolomeo che scrisse un famoso libro conosciuto generalmente col suo titolo arabo, l'Almagesto. In esso viene esposta la teoria definita tolemaica secondo cui la terra giace al centro dell'universo, e tutti i pianeti ruotano intorno ad essa. La teoria Tolemaica rimase in vigore fino al 1600, secolo in cui Nicol Copernico propose la teoria eliocentrica, ponendo il sole al centro delluniverso e tutti i pianeti vi ruotavano intorno. Keplero intorno alla prima met del 1600 si accorse che i movimenti dei pianeti non si potevano spiegare n col moto circolare attorno alla terra, n con quello attorno al sole; il che faceva pensare che ci fosse qualcosa di sbagliato sia nel sistema di Copernico che in quello di Tolomeo. Finalmente, trov la risposta. I pianeti ruotavano s attorno al sole, ma non con percorsi perfettamente circolari. I loro percorsi o "orbite" erano ellittici. L'annoso problema era risolto, bench le autorit ecclesiastiche continuassero ad opporsi alla verit per qualche tempo ancora. Le tre leggi sul moto planetario di Keplero, l'ultima delle quali fu pubblicata nel 1618, spianarono la strada per le successive ricerche di Sir Isaac Newton. La sfera celeste I popoli antichi hanno raggruppato le stelle visibili a occhio nudo in costellazioni. Esse hanno nomi fantasiosi che derivano dal modo in cui appaiono disposte sullo sfondo del cielo. In realt queste stelle si trovano a distanze molto diverse dalla Terra: solo a causa della prospettiva di osservazione appaiono su uno stesso piano. Le costellazioni sono utili per orientarsi tra le numerose stelle e si usano per localizzare rapidamente la posizione dei corpi celesti. La sfera celeste del cielo, ossia quella sorta di sfera cava che ci sembra di percepire osservando il cielo dalla Terra, ruota intorno a noi da EST verso OVEST: il realt il nostro pianeta che ruota su se stesso, in senso contrario (OVEST EST) su un asse immaginario, il cui prolungamento nello spazio sfiora una piccola stella che per il medesimo motivo chiamata Stella Polare.

Istituto Plinio Geografia astronomica

1

Nonostante si sappia bene che la sfera celeste solo unastrazione, si usa prenderla in considerazione quando si vuole determinare la posizione di un astro qualsiasi rispetto alla Terra. Gli elementi di riferimento sono: Poli celesti nord e sud, ossia i prolungamenti dellasse terrestre; Zenit, ovvero il punto in cui una verticale innalzata sopra la testa di un osservatore incontra la volta celeste; Nadir, punto opposto allo zenit; DEFINIZIONE: Lo Zenit, l'intersezione della perpendicolare al piano dell'orizzonte passante per l'osservatore, con l'emisfero celeste visibile ed quindi il punto sopra la testa dell'osservatore. Il punto diametralmente opposto detto Nadir. Zenit e Nadir sono i poli dell'orizzonte.

Orizzonte celeste, ossia la circonferenza massima che divide la sfera celeste in un emisfero superiore e uno inferiore. Esso si ottiene tagliando la sfera celeste con un piano perpendicolare alla retta verticale allosservatore. Lorizzonte tagliato in altri due punti notevoli dal meridiano del luogo: sono il Nord e il Sud, che si trovano ognuno dalla parte del polo celeste dello stesso nome. Questi sono detti punti cardinali. Grazie a tutto questo sistema di coordinate, la posizione dellastro identificata in modo univoco e indipendente dalla localit in cui si trova losservatore. Distanze astronomiche Per esprimere le distanze fra i vari corpi celesti si usano svariate unit di misura:

Unit astronomica (U.A.) : corrisponde alla distanza media fra Terra e sole ed usata in genere entro i limiti del sistema solare Anno Luce (a.l.) : la distanza percorsa in un anno dalla radiazione luminosa, che si muove alla velocit di 300.000km/s. un anno luce corrisponde quindi circa a 9500 miliardi di kilometri Parsec (pc) : la distanza di un punto dal quale un osservatore vedrebbe il semiasse maggiore dellorbita terrestre, perpendicolarmente sotto langolo di 1. Lunit di misura parsec deriva dal metodo che si basa sulla misura accurata dellangolo di parallasse. Il termine parallasse indica lo spostamento apparente di un oggetto rispetto a un punto di riferimento molto lontano, quando quelloggetto viene osservato da due punti diversi. Nelle misure astronomiche con parallasse sintende lo spostamento di una stella apparente rispetto a uno sfondo di stelle lontanissime, quando venga osservata da due punti separati da una certa distanza. La parallasse risulta quindi tanto maggiore quanto maggiore la distanza tra i due diversi punti di osservazione. per questo che si prende

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Istituto Plinio Geografia astronomica

come base lasse maggiore dellorbita terrestre: non possibile per determinare distanze di stelle la cui parallasse sia inferiore a 1/100 di secondo darco.

Magnitudine apparente e magnitudine assoluta Dai tempi dellantica Grecia le stelle sono state suddivise in sei ordini di grandezze sulla base del loro splendore: la prima grandezza per le pi luminose, la sesta per le pi deboli (ma pur sempre visibili ad occhio nudo.) Oggi il termine grandezza sostituito da quello magnitudine e la luminosit delle stelle viene misurata da appostiti strumenti chiamati fotometri fotoelettrici. Con le moderne osservazioni pi accurate le sei grandezze antiche non erano pi sufficienti: si introdotta cos la magnitudine 0, e quella negativa, sempre ad indicare pi intensa luminosit (Sole: -26,8). Ovviamente sono state inserite anche grandezze pi piccole: nonostante la magnitudine minore che locchio umano percepisce sia di 6,5 , apparecchiature elettroniche rilevano stelle di magnitudine 30. Una stella appare pi o luminosa in parte perch pu emettere effettivamente pi o meno luce, ma soprattutto perch pi o meno lontana da noi. Quella di cui abbiamo appena parlato quindi la magnitudine APPARENTE: quella che noi percepiamo come osservatori dalla Terra, e si indica con la lettera m. La magnitudine assoluta la luminosit che ogni stella avrebbe intrinseca in s se fosse posta a una distanza standard da noi di 10 parsec (il sole a questa distanza sarebbe a malapena visibile ad occhio nudo). Una volta nota la magnitudine assoluta di una stella, dedotta dalla sua classe spettrale, si pu risalire alla distanza della stella, per confronto con la sua magnitudine apparente. Non tutte le stelle hanno una magnitudine costante: ve ne sono diverse la cui luminosit si indebolisce e cresce a intervalli regolari: sono le variabili pulsanti. Fra le pi note di questo gruppo ricordiamo le Cefeidi.

Definizione di STELLA La stella un corpo celeste costituito da gas ad altissima temperatura, che emette radiazione elettromagnetica prodotta nelle reazioni nucleari sostenute al suo interno. Le stelle si formano per contrazione gravitazionale di giganteschi addensamenti di materia interstellare; sono costituite per la maggior parte da idrogeno, che a poco a poco si trasforma in elio e, successivamente, in elementi pi pesanti. Le reazioni di fusione nucleare che rendono possibile questa trasformazione hanno luogo nel nucleo della stella, dove sono presenti le condizioni di temperatura e di pressione necessarie per innescarle e sostenerle. Stelle doppie e sistemi di stelle Esistono stelle in un sistema che fa si che esse ruotino luna intorno allaltra. Viste dalla Terra, esse si eclissano a vicenda ad intervalli regolari: quando una delle due stelle passa dietro laltra, rispetto a un osservatore sulla Terra, la sua luce viene intercettata e noi osserviamo una diminuzione della luminosit complessiva del sistema. Sono noti anche sistemi multipli, con tre o pi stele associate, rilevabili per variazioni di luminosit. Colori, temperature e spettro stellare Per mezzo di apposite strumentazioni chiamate spettroscopi possibile rilevare la composizione chimica delle stelle e degli altri oggetti celesti.Istituto Plinio Geografia astronomica

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Con limpiego di questi strumenti un qualunque raggio luminoso d origine ad uno spettro, cio una striscia formata da bande con tutti i colori delliride, oppure da una serie di righe luminose. Gli spettri sono paragonabili a impronte digitali dei vari elementi chimici e costituiscono un potente strumento di indagine, poich con uno spettroscopio possibile ottenere lo spettro anche di corpi lontanissimi. Esaminando le posizi