LA TERRA E LA LUNA

La Terra ha una forma quasi sferica. "Quasi" perché è leggermente schiacciata ai Poli. Più che una sfera, assomiglia a un ellissoide, un solido che si ottiene facendo ruotare un'ellisse intorno a uno degli assi (in pratica assomiglia a una palla ovale o a un uovo).

L'ellissoide non tiene conto della presenza dei rilievi montuosi e delle depressioni marine, per cui la forma che più corrisponde a quella della Terra è quella di un solido irregolare detto geoide.

Essendo schiacciata ai poli la Terra ha un raggio (distanza tra la superficie e il centro della Terra) maggiore all'Equatore (6378 km) e minore ai Poli (6357 km), essendo in media il raggio terrestre di 6371.
La circonferenza all'Equatore è di 40076 km, mentre la circonferenza meridiana, passante per i due Poli, è di 40009 km.
la superficie totale del pianeta supera i 510 milioni di km2, di cui circa il 70% è ricoperto dagli oceani.

Asse di rotazione terrestre

L'asse terrestre è una linea immaginaria che congiunge i due poli terrestri e attorno alla quale la Terra compie il suo moto di rotazione.

 I PARALLELI

Sono circonferenze il cui piano è perpendicolare all'asse terrestre , tra queste ,esiste una sola circonferenza   massima che divide la Terra in due emisferi uguali ed è detta EQUATORE.
 

 

L’equatore divide la terra in due parti: l’emisfero nord o boreale dove viviamo e l’emisfero sud o australe.

 

I MERIDIANI 
Sono semicirconferenze di circoli massimi passanti per i Poli.
Tra questi il meridiano passante per Greenwhich ( Londra) è detto meridiano fondamentale.
Un meridiano assieme al suo antimeridiano (diametralmente opposto) forma un cerchio massimo che si ottiene dall'intersezione di un piano che attraversa la Terra passando per il suo centro. La somma della lunghezza del meridiano e dell' antimeridiano è sempre pari a 40.009 km.

 

 

Paralleli e Meridiani si intersecano ad angolo retto

Meridiani e paralleli formano una rete di linee, perpendicolari tra loro, che avvolge l'intera superficie terrestre e che viene chiamata reticolo geografico.

Questo consente di costruire un sistema di coordinate geografiche con le quali è possibile individuare ogni punto della superficie terrestre che viene identificato attraverso due coordinate: latitudine e longitudine.

Latitudine 

E' la distanza angolare misurata in gradi lungo l'arco di meridiano compreso tra l'Equatore e il parallelo passante per il punto P.

Poiché l'Equatore divide la Terra in due emisferi uguali, si distingue una Latitudine Nord, da 0°a 90° N (LAT N) ed una Latitudine Sud, da 0° a 90° S,  (LAT S)

Longitudine 

È la distanza angolare, misurata in gradi , lungo l'arco di parallelo compreso tra il Meridiano fondamentale e il meridiano passante per il punto P.

Rispetto al meridiano di Greenwich, esiste una Longitudine orientale (Long Est) e una Longitudine occidentale ( Long Ovest) 

I movimenti della Terra

• Moto di rotazione: è il movimento della Terra attorno al suo asse. Il periodo di rotazione è il tempo impiegato da un corpo celeste (stella, pianeta, satellite naturale o asteroide), per compiere una rotazione completa sul proprio asse. La Terra ha un periodo rotatorio di 24 ore.
• Moto di rivoluzione: è il movimento della Terra attorno al Sole. La durata di questo moto è di 365 giorni.

I moti di rotazione e di rivoluzione della Terra sono responsabili di alcuni fenomeni facilmente osservabili da tutti:

• l'alternarsi del dì e della notte;
• la diversa durata del dì e della notte;
• il succedersi delle stagioni.

L'alternarsi del dì e della notte

Il moto di rotazione terrestre, che si compie nell'arco di 24 ore, periodo a cui si dà il nome di giorno solare, provoca l'alternarsi del dì (periodo di luce) e della notte (periodo di buio). I raggi del Sole arrivano sulla Terra paralleli fra loro e, a causa della sfericità terrestre, in ogni momento illuminano solo la metà della superficie terrestre rivolta verso il Sole (dì), mentre l'altra metà è al buio (notte). Il circolo massimo che divide la parte rischiarata da quella in ombra è detta circolo di illuminazione e si sposta continuamente durante il moto di rotazione.
Il passaggio dal dì alla notte avviene gradualmente, per la presenza intorno alla Terra dell'atmosfera, che diffonde, riflette e rifrange la luce solare: si originano così l'alba (periodo durante il quale la luce del Sole comincia a diffondersi prima che esso sia visibile sopra l'orizzonte) e il crepuscolo (periodo durante il quale la luce diminuisce d'intensità dopo che il Sole è sceso sotto l'orizzonte).

La diversa durata del dì e della notte

Se l'asse terrestre fosse perpendicolare al piano dell'orbita, il circolo d'illuminazione passerebbe sempre per i poli e taglierebbe esattamente in due parti uguali tutti i paralleli; quindi, per tutto l'anno e in ogni punto della Terra, il dì e la notte avrebbero la stessa durata, cioè 12 ore ciascuno. Ma, poiché l'asse terrestre è inclinato di 66°33' sul piano dell'orbita, e inoltre si mantiene parallelo a se stesso durante il moto di rivoluzione intorno al Sole, nel corso dell'anno il circolo d'illuminazione non passa sempre per i poli e ciò determina la diversa durata del dì e della notte e anche, come si vedrà di seguito, l'alternarsi delle stagioni.

Il 21 giugno, giorno del solstizio d'estate, il polo Nord è rivolto verso il Sole e il circolo d'illuminazione, tangente ai circoli polari Artico e Antartico, taglia a metà l'equatore; nell'emisfero boreale la superficie illuminata è maggiore di quella in ombra e si hanno il dì più lungo e la notte più corta dell'anno (nell'emisfero australe si hanno, invece la notte più lunga e il dì più corto). Nella zona compresa tra il Circolo Polare Artico e il polo Nord, in questo giorno il sole non tramonta e il dì dura 24 ore.

Immagine: Solstizio d'estate

Il 21 dicembre, giorno del solstizio d'inverno, è invece il polo Sud a essere rivolto verso il Sole, perciò nell'emisfero boreale la superficie illuminata è minore di quella in ombra: si hanno il dì più corto e la notte più lunga dell'anno (l'opposto avviene nell'emisfero australe). Nella zona compresa tra il Circolo Polare Artico e il polo Nord, in questo giorno il Sole non sorge e la notte dura 24 ore. Tra il 21 giugno e il 21 dicembre, nell'emisfero boreale progressivamente il dì si accorcia e la notte si allunga, mentre tra il 21 dicembre e il 21 giugno si allunga il dì e si accorcia la notte (l'opposto avviene nell'emisfero australe).

Immagine: Solstizio d'inverno

In due soli giorni dell'anno, il 21 marzo, equinozio di primavera, e il 23 settembre, equinozio d'autunno, il dì e la notte hanno la stessa durata in tutti i punti della Terra. Ciò accade perché nessuno dei due poli è inclinato verso il Sole: il circolo d'illuminazione passa per i poli, taglia a metà tutti i paralleli e le condizioni di illuminazione sono uguali in entrambi gli emisferi.
Solo all'equatore, dunque, il dì e la notte hanno la stessa durata per tutto l'anno.

Immagine: Equinozio

Il succedersi delle stagioni
A causa dell'inclinazione dell'asse terrestre, nel corso dell'anno non varia solo la durata del dì e della notte, ma anche l'inclinazione con cui i raggi solari giungono sulla superficie terrestre e quindi il riscaldamento che ne deriva; più precisamente, il riscaldamento è massimo quando i raggi solari formano un angolo retto con il piano tangente alla superficie terrestre in un punto, mentre è minore se il valore di questo angolo si riduce: a ciò si deve dunque l'alternarsi di periodi caldi e periodi freddi, cioè il succedersi delle stagioni.
L'inizio e la fine delle stagioni astronomiche, intervalli di tempo fra un solstizio e l'equinozio successivo, o fra un equinozio e il solstizio successivo, è indicato nella tab. 5.2.
Nell'emisfero boreale:

• la primavera dura dal 21 marzo al 21 giugno. Il 21 marzo il sole culmina (i raggi solari giungono perpendicolari) sull'equatore; l'energia solare trasmessa è massima all'equatore e diminuisce procedendo verso i poli. Il flusso di energia si modifica nel tempo avvicinandosi al solstizio estivo;
• l'estate dura dal 21 giugno al 23 settembre. Nel solstizio estivo l'energia trasmessa è massima al Tropico del Cancro (i raggi sono perpendicolari a questo parallelo); il polo Nord è illuminato, mentre il polo Sud è in ombra (il flusso energetico è maggiore nell'emisfero boreale rispetto a quello australe);
• l'autunno dura dal 23 settembre al 21 dicembre. Nell'equinozio autunnale si ripetono le condizioni di quello primaverile, che si modificano via via che si avvicina il solstizio invernale;
• l'inverno dura dal 21 dicembre al 21 marzo. Al solstizio invernale l'energia trasmessa è massima al Tropico del Capricorno, dove i raggi, a mezzogiorno, sono perpendicolari sull'orizzonte. Il polo Sud è illuminato, mentre il polo Nord è in ombra (il flusso energetico è maggiore nell'emisfero australe rispetto a quello boreale).

Le stagioni astronomiche non coincidono del tutto con le stagioni meteorologiche, cioè con il reale andamento del tempo meteorologico. Ciò è dovuto al fatto che l'atmosfera, l'idrosfera e la litosfera assorbono la radiazione solare e cedono calore con un certo ritardo, impedendo di percepire subito gli effetti sul clima dovuti alle variazioni dell'inclinazione dei raggi solari. Inoltre, a causa della variazione dell'angolo che i raggi solari formano con la superficie terrestre, con il succedersi delle stagioni varia l'altezza degli archi che il Sole sembra descrivere nel cielo durante il suo moto apparente, dall'alba al tramonto (fig. 5.6). Sulla base dell'inclinazione dei raggi solari nelle diverse stagioni astronomiche, si possono individuare sulla superficie terrestre differenti zone astronomiche , caratterizzate da specifiche condizioni climatiche.

La Luna

La Luna, satellite naturale della Terra, è il corpo celeste più vicino al nostro pianeta. E' illuminata dal Sole ed è l'oggetto più luminoso nel cielo notturno. 

Distanza dalla Terra: 384.400 km

Raggio: 1.737 km

Gravità: 1,622 m/s²

Periodo di rivoluzione: 27 giorni

Età: 4,53 × 10^9 anni

Origine della Luna
Sull'origine del nostro satellite sono state ipotizzate varie teorie; di esse, alcune hanno perso credibilità con il passare del tempo, altre sono state perfezionate con l'aumentare dei dati a nostra disposizione.
L' ipotesi ritenuta più plausibile è la teoria dell'accrescimento, secondo la quale la Luna si sarebbe formata in seguito all'aggregazione di particelle e polveri già orbitanti intorno alla Terra.
La superficie della Luna
La materia che costituisce la crosta lunare ha composizione chimica simile a quella della crosta terrestre (nelle rocce lunari portate sulla Terra, tutte di composizione basaltica, sono stati trovati solo tre nuovi minerali).
La superficie lunare mostra zone chiare (tradizionalmente chiamate terre, o continenti) e zone scure (chiamate mari). 

Un'osservazione più attenta mostra grandi catene montuose, numerosi crateri e lunghi solchi.
Le terre sono zone più chiare, accidentate e fittamente caratterizzate. Nelle terre ci sono catene montuose (che raggiungono anche 8000 m di altezza) e solchi.
I mari sono zone pianeggianti, vaste, scure, lisce e approssimativamente circolari. Si tratta di giganteschi crateri di asteroidi riempiti dalla lava fuoriuscita dagli strati più profondi dopo l'impatto. 

La Luna non possiede atmosfera, che si è dispersa a causa della debole attrazione esercitata sulla materia gassosa dalla gravità lunare. Tale circostanza comporta alcune conseguenze:

• la temperatura della superficie lunare presenta oscillazioni assai pronunciate (di circa 270 °C nell'arco di un giorno lunare, da massimi di 120 °C a minimi di –150 °C durante la notte);
• i fenomeni di erosione sulla superficie lunare sono assenti;
• i fenomeni acustici non possono prodursi;
• osservate dalla Luna, le stelle presentano un aspetto più lucente e puntiforme (la loro immagine non è soggetta a fenomeni di "tremolio", dovuti a movimenti dell'aria).
 

La struttura interna della Luna

Lo strato superficiale, formato da sabbia e polvere (regolite), raggiunge in alcuni punti anche 20 m di spessore. 
Il primo strato è la crosta, la sua profondità è in media di 60 km; al di sotto di essa si trova il mantello, che si estende a circa 1000 km di profondità. Procedendo ulteriormente verso l'interno, si incontra una zona parzialmente fusa (astenosfera). 
La parte più interna è il nucleo lunare, presumibilmente del diametro di circa 1000 km, ricco di ferro, probabilmente allo stato liquido e con temperature di circa 1500 °C. 


I movimenti della Luna

La Luna compie tre movimenti principali: 

1. il moto di rivoluzione intorno alla terra, 
2. il moto di rotazione intorno al proprio asse 
3. il moto di traslazione, insieme alla Terra, intorno al Sole.

Il moto di rivoluzione si svolge, in senso antiorario, lungo un'orbita ellittica (dove la Terra occupa uno dei fuochi dell'ellisse), il cui piano è inclinato di poco più di 5° rispetto al piano dell'orbita terrestre (eclittica). Durante la rivoluzione, la distanza fra la Terra e la Luna varia da un minimo (perigeo) a un massimo (apogeo) e, mediamente, è di circa 384 000 km. Il periodo di rivoluzione della Luna ha una durata di circa 27 giorni.


Il moto di rotazione della Luna intorno al proprio asse avviene nello stesso senso della rotazione terrestre (cioè da ovest a est) e, ciò che è più interessante, ha la stessa durata (circa 27 giorni) del periodo di rivoluzione intorno alla Terra; di conseguenza, la Luna volge verso la Terra sempre la stessa faccia, cioè lo stesso emisfero (il lato nascosto della Luna si è potuto osservare solo grazie alle missioni spaziali).


Il moto di traslazione si compie nello stesso senso e con la stessa velocità con cui la Terra effettua il suo moto di rivoluzione intorno al Sole. 

Le fasi lunari

Nel corso della sua rivoluzione intorno alla Terra, la Luna splende di luce solare riflessa e perciò può essere illuminata solo la metà lunare rivolta al Sole; tuttavia, eccetto che per breve tempo nel corso di ogni mese, la metà illuminata non è la stessa che sta di fronte alla Terra, ma cambia ogni giorno, passando, nel corso di circa due settimane, da una condizione di totale oscurità a una condizione di totale illuminazione; nelle due settimane successive avviene il contrario. Questi cambiamenti giornalieri nell'aspetto della Luna, vista da un osservatore terrestre, sono chiamati fasi lunari.
Con il termine Luna nuova (o novilunio) si indica il momento in cui essa si trova in congiunzione, cioè tra il Sole e la Terra. Durante il novilunio la Luna non è visibile, perché ci mostra tutta la metà in ombra; inoltre, sorge e tramonta contemporaneamente al Sole.
Successivamente entra in fase crescente: sulla Terra è visibile dapprima una sottile fascia luminosa a forma di falce, con convessità a ovest ("gobba a ponente"), che si amplia gradualmente fino a raggiungere la fase del primo quarto, all'incirca dopo una settimana. Dalla Terra vediamo la metà occidentale della sua faccia illuminata. In questo momento la Luna è a est del Sole, nasce a mezzogiorno e tramonta a mezzanotte.
Dopo un'altra settimana è Luna piena (o plenilunio): ci appare come un disco completamente illuminato ed è situata in opposizione, cioè dalla parte opposta al Sole. Sorge al tramonto e cala all'alba.
Nell'ultimo quarto la Luna ci mostra nuovamente una metà del disco illuminato, ma la metà orientale. Si trova a ovest del Sole, nasce a mezzanotte e tramonta a mezzogiorno. Infine, passa per la fase calante: la Luna assume la forma di falce sempre più ridotta, ma con convessità verso est ("gobba a levante"), fino a scomparire del tutto alla vista. Si è allora tornati alla fase di Luna nuova e inizia un altro ciclo.


Eclissi di Sole e di Luna

Se il piano orbitale della luna coincidesse con quello dell'eclittica, ogni mese si avrebbero due eclissi: una di Sole e l'altra di Luna. Nella realtà i piani orbitali di Luna e Terra divergono di 5°9' , non è detto quindi che Terra e Luna siano allineate e giacciano sullo stesso piano. La Luna, infatti, può trovarsi sopra o sotto l'eclittica. Un' eclissi quindi si verifica solo quando la Luna oltre ad essere in posizione di novilunio o plenilunio si trova in uno dei nodi o in prossimità di esso ed in questo caso i tre corpi celesti giacciono veramente su di una medesima retta .

Quando la Luna, nel suo moto, si interpone tra il Sole e la Terra, in modo tale che si abbia un allineamento Sole-Luna-Terra, il cono d'ombra della Luna investe una parte della superficie terrestre e si verifica un'eclissi di Sole (quest'ultimo viene cioè occultato alla vista dalla Terra)
Quando è la Terra a interporsi fra il Sole e la Luna, in modo che si abbia un allineamento Sole-Terra-Luna, il cono d'ombra della Terra si proietta sulla Luna e si verifica un'eclissi di Luna (la Luna, cioè, viene oscurata).
Le eclissi possono essere totali o parziali: sono totali, quando il Sole è interamente coperto dalla Luna, o quando tutta la Luna è oscurata dall'ombra della Terra; sono parziali, quando l'allineamento Sole, Luna e Terra non è perfetto, per cui il cono d'ombra della Luna non copre interamente il Sole o quello della Terra non oscura completamente la Luna.
La condizione perché si verifichi un'eclissi (di Sole o di Luna) è che la Luna venga a trovarsi in esatta corrispondenza (eclissi totale) o nelle vicinanze (eclissi parziale) di uno dei due nodi: se è in fase di congiunzione (novilunio), si verificherà un'eclissi di Sole; se è in fase di opposizione (plenilunio), si verifica un'eclissi di Luna. Un caso particolare è l'eclissi anulare, che avviene quando la Luna è in apogeo e il vertice del suo cono d'ombra non riesce a raggiungere la superficie terrestre. Sul disco solare si vedrà allora, proiettata centralmente, l'ombra della Luna. Poiché il disco lunare ha un diametro inferiore a quello del Sole, esso apparirà circondato da un anello brillante.

Eclissi anulare

Le maree

Le maree sono movimenti periodici di innalzamento (flusso) e abbassamento (riflusso) del livello marino , causati dall'attrazione combinata della Luna e del Sole sulla Terra (l'azione della Luna è circa 2,2 volte maggiore di quella del Sole).
La massima altezza raggiunta dal livello del mare prende il nome di alta marea, mentre il massimo abbassamento di livello è detto bassa marea. Fra questi due estremi è calcolata l'ampiezza di marea, modesta nei mari chiusi (1-2 m), più ampia negli oceani (per esempio, 15 m lungo le coste dell'Europa atlantica, 20 m nella baia di Fundy, in Canada).
Per la combinazione del moto rotatorio della Terra intorno al proprio asse e del moto orbitale della Luna, quest'ultima impiega 24 ore e 50 minuti a compiere un giro completo intorno alla Terra. Di conseguenza, in ogni punto delle superfici marine dovrebbero, in media, alternarsi teoricamente un flusso e un riflusso ogni 6 ore, 12 minuti, 30 secondi, cioè due alte maree e due basse maree nell'arco di 24 ore e 50 minuti.

In pratica, il movimento delle maree non può verificarsi in modo regolare per una serie di motivi, tra cui, principalmente, la distribuzione irregolare degli oceani, l'inerzia delle acque, l'attrito esercitato su di esse dal fondo marino e la natura frastagliata delle coste. Tutto ciò provoca un ritardo nella propagazione del flusso (e del riflusso) e quindi nel raggiungimento del livello di alta marea (o bassa marea). Questo ritardo, variabile da luogo a luogo, viene chiamato ora di porto. Le linee che su una carta congiungono i punti delle coste in cui l'alta marea si verifica contemporaneamente sono chiamate linee cotidali.

Legge di Gravitazione Universale

In assenza di forze esterne, un corpo tende a muoversi di moto rettilineo uniforme: se un pianeta ruota intorno al Sole, deve esistere una forza di attrazione che lo costringe a deviare dal moto rettilineo.
Isaac Newton, scienziato cui si devono le tre leggi della dinamica, enunciò la forza di gravità nella sua opera Philosophiae Naturalis Principia Mathematica (1687), in termini coerenti con le osservazioni disponibili a quei tempi, e in accordo con i prinicipi della dinamica da lui stesso enunciati: quest’enunciato è sufficiente a spiegare gran parte dei fenomeni che ci circondano ancora oggi.
La legge formulata da Newton afferma quanto segue: 

due corpi dotati di massa si attraggono con una forza che è direttamente proporzionale al prodotto delle masse e inversamente proporzionale al quadrato della distanza che li separa.

La direzione della forza risulta quindi essere la retta che congiunge i due punti materiali; il verso quello che da un corpo punta verso l’altro; il modulo è definito da

F=Gm1 m2r2

in cui compaiono due masse m1 e m2, la distanza tra i due punti materiali r, e la costante di proporzionalità G.

Questa costante è estremamente importante ed è nota come costante di gravitazione universale. Nel Sistema Internazionale, il suo valore è pari a circa 6,67 10−11 Nm2/kg2

; questo valore fu ricavato dallo scozzese Henry Cavendish (per questo motivo è anche conosciuta come costante di Cavendish). Si chiama “universale” in quanto il suo valore non cambia al cambiare dell’osservatore e del sistema di riferimento, e sembra essere una delle costanti che definisce intrinsecamente il nostro universo.

Per sua stessa definizione, la forza di gravità sussiste come interazione tra due corpi: in base al principio di azione-reazione, il modulo della forza esercitata da un corpo sull’altro deve essere uguale.

Le Leggi di Keplero

Come i pianeti si muovano nel cielo è una questione che affascina l’uomo sin dall'antichità. Molti modelli ne sono stati presentati nel corso della storia. 

MODELLO GEOCENTRICO

Secondo Aristotele (e Tolomeo), il moto dei pianeti e degli altri satelliti (come la la Luna) avveniva in traiettoria circolare attorno alla Terra, posta al centro dell’universo: i corpi celesti, infatti, erano ritenuti perfetti, ed era quindi conseguenza che le loro orbite fossero descritte da cerchi concentrici, forme perfette, infinite, prive di inizio e fine, immutabili; il moto di ciò che avveniva sulla terra, caduco e corruttibile, obbediva invece a leggi differenti.

MODELLO ELIOCENTRICO

Lo scienziato polacco Copernico propose un modello dell’universo in cui al centro era situato il Sole, e attorno ad esso ruotassero, sempre in orbite circolari concentriche, gli altri pianeti, compresa la terra: questo rendeva conto di alcuni fenomeni che si riscontrano sul nostro pianeta, e di molte osservazioni fatte dallo stesso Copernico; tuttavia, anche il modello copernicano non riusciva a render conto di molti altri dati raccolti dalle osservazioni astronomiche.

All’inizio del 1600, lo scienziato tedesco Johannes von Kepler (latinizzato in Giovanni Keplero) formulò tre leggi, sulla base delle osservazioni del suo maestro danese Tycho Brahe, che prevedevano perfettamente (e lo fanno tutt’ora) il moto dei pianeti all’interno del sistema solare.

Va precisato che queste sono leggi sperimentali, ovvero prevedono correttamente il comportamento dei corpi celesti entro il sistema solare, in accordo con i dati sperimentali, ma non ne spiegano le cause.

Prima Legge

L’enunciato della prima legge di Keplero riguarda la forma delle orbite:

• “Le orbite descritte dai pianeti attorno al Sole sono ellissi di cui il sole occupa uno dei fuochi”

Ricordiamo che un ellisse è una figura piana, definita come il luogo dei punti del piano la cui somma delle distanze da due punti fissi, detti fuochi, è costante. 

Ellisse - a indica la lunghezza del semiasse maggiore, b quella del semiasse minore, F1 ed F2 identificano i due fuochi, c indica la distanza di uno qualunque dei fuochi dal centro e infine la somma   è costante per definizione di ellisse e risulta pari a 2a, lunghezza dell'asse maggiore.
Per la prima legge di Keplero, il Sole occupa la posizione di uno dei due fuochi, mentre l’altro fuoco è lasciato libero; il punto in cui un pianeta orbitante attorno al Sole gli è più vicino si chiama perielio, mentre il punto dell’orbita in cui il pianeta è più distante è detto afelio (sono entrambe parole che derivano dal greco antico: infatti, helios vuol dire “sole”, perì significa “accanto”, e apò significa “lontano”).

La prima legge, oltre a regolare la forma dell’orbita, fornisce anche un’informazione in più: essendo un ellisse una figura piana, le orbite avvengono su un unico piano.

Seconda Legge

La seconda legge di Keplero regola la velocità orbitale di un pianeta: essa non è costante, come in un moto circolare uniforme; la sua magnitudine è infatti determinata dalla sua posizione. L’enunciato della seconda legge è il seguente:

• “il raggio vettore che unisce il sole al pianeta orbitante descrive aree uguali in tempi uguali”

Per “raggio vettore” si intende il vettore che possiede per direzione la retta passante per il punto che indica la posizione del pianeta e il punto che indica la posizione del Sole, per verso quello che dal Sole punta al pianeta e per modulo la distanza consistente tra il pianeta stesso e il Sole: in parole povere, una freccia che punta dal Sole al pianeta orbitante. Man mano che il pianeta compie la sua orbita, questo vettore descrive un’area, una specie di “settore ellittico”.
Supponiamo che trascorra un intervallo di tempo di durata Δt 

, e che in questo intervallo di tempo il pianeta venga a portarsi dalla posizione iniziale x1 a quella finale x2, compiendo dunque uno spostamento Δx⃗ =x2−x1. La seconda legge asserisce che, fermo restando l’intervallo di tempo Δt, l’area di questo settore ellittico rimane sempre la stessa, indipendentemente dalla posizione di partenza x1

del pianeta:

La velocità del pianeta orbitante non è costante: come si vede dalle immagini, più il pianeta si trova vicino al sole, minore è il raggio, e, di conseguenza, al fine di descrivere aree uguali, maggiore deve essere la velocità con cui il pianeta si muove. Se la velocità fosse costante, le aree descritte dal raggio pianeta-sole in intervalli di tempo uguali sarebbero differenti.

Terza Legge

La terza e ultima legge di Keplero concerne il periodo impiegato da un pianeta a compiere un’orbita completa. Essa stabilisce che:

• “il rapporto tra il cubo del semiasse maggiore dell’orbita e il quadrato del periodo di rivoluzione è lo stesso per tutti i pianeti”

Per un’orbita chiusa, il periodo è semplicemente la durata di “un giro completo”. Se chiamiamo 

T il periodo del moto di un pianeta, e a la misura del semiasse maggiore della sua orbita, la terza legge di Keplero può essere riassunta dalla seguente formula matematica:

a3T2= costante

La costante venne determinata da Keplero in persona, e per questo viene a volte indicata con la lettera K   e prende il nome di “costante di Keplero”. Questa costante dipende dal corpo celeste attorno a cui viene calcolata l’orbita. Questa legge ci dice che quanto più un pianeta è lontano dal Sole, tanto maggiore sarà il tempo che impiega a percorrere la sua orbita; la velocità media di un pianeta più lontano dal Sole sarà perciò minore (impiega più tempo) della velocità di uno più vicino.

UNIVERSO E SISTEMA SOLARE

L'UNIVERSO

Unità di misura

Anno luce:L’anno luce è una misura di distanza che si usa in astronomia. Essa corrisponde alla distanza che un oggetto percorrerebbe se viaggiasse a velocità uguale a quella della luce nel vuoto (300 mila chilometri al secondo) per un anno tropico, cioè per 365 giorni, 5 ore, 48 minuti e 46 secondi. Equivale a una distanza di circa 9.460.000.000.000 chilometri.

Altre unità di misura

1 UA (Unità astronomiche) = 150 milioni di chilometri = distanza Terra-Sole

1 parsec = 3,26 anni luce = 205597 UA = 30840.000.000.000 di chilometri

L'Universo è comunemente definito come il complesso di tutto lo spazio e di ciò che contiene, il che comprende tutta la materia e l'energia, i pianeti, le stelle, le galassie e il contenuto dello spazio intergalattico.

L'osservazione scientifica dell'Universo, la cui parte osservabile ha un diametro di circa 92 miliardi di anni luce,  suggerisce che l'Universo sia stato governato dalle stesse leggi e costanti fisiche per la maggior parte della sua storia e in tutta la sua estensione osservabile, e permette di fare delle inferenze sulle sue fasi iniziali.

La teoria del Big Bang è il più accreditato modello cosmologico che descrive la nascita dell'Universo; si calcola che il Big Bang sia avvenuto circa 13,798 ± 0,037 miliardi di anni fa.

Secondo il modello del Big Bang, l'universo si espanse da uno stato iniziale estremamente denso e caldo, detto atomo primordiale, e continua ad espandersi oggi. Una comune analogia spiega che lo spazio stesso si sta espandendo, portando le galassie con sé, come l'uvetta in un panettone che lievita. 

Questa immagine è una rappresentazione artistica che illustra l'espansione di una porzione di un universo piatto.

Teoria dell'universo aperto: L'universo continuerà a espandersi, sotto la spinta del Big Bang, finché il "carburante nucleare" non sarà tutto consumato e le stelle si spegneranno; allora esisterà un Universo infinitamente grande, ma buio e freddo.
Teoria dell'universo chiuso: la spinta espansiva generata dal Big Bang si esaurisce e le galassie invertiranno la loro rotta, avvicinandosi progressivamente per effetto della forza di attrazione gravitazionale, fino a confluire nuovamente in un unico atomo primordiale.

LE GALASSIE

Le galassie sono degli enormi contenitori di stelle, il cui diametro può essere di centinaia di migliaia di anni luce, che come delle vere e proprie isole nell'universo si trovano situate nello spazio a distanze enormi (miliardi di a.l.) le une dalle altre. A separarle solo immense quantità di pulviscolo intergalattico e materiale interstellare estremamente rarefatto. Classificazione delle galassie

• Ellittiche- Hanno una forma ellissoidale con un nucleo molto intenso che si disperde verso l'esterno. Per la maggior parte sono composte da stelle di vecchia formazione;
• Spirali - Dello stesso tipo della nostra galassia, si caratterizzano per il nucleo centrale, di forma quasi sferica, che si trova circondato da un alone da cui si dipartono i bracci a forma di spirale. In questo tipo di galassia coesistono stelle di tutte le età, anche se quelle più giovani sembrano trovarsi nel disco;
• Spirali/Barrate - Pressoché uguali alle precedenti, differiscono solo per i bracci, che invece di essere a forma di spirale, sono collegati agli estremi di una barra centrale.

LE STELLE

Le stelle sono sfere di plasma che brillano di luce propria grazie al processo di fusione nucleare, ossia, la fusione di nuclei atomici con formazione di nuclei più pesanti: gli elementi leggeri (come l'Idrogeno) vengono fusi in elementi più pesanti (come l'elio) rilasciando energia. Il Sole è una stella, e essendo tale rilascia energia sotto forma di radiazioni, vento solare e neutrini (piccolissime particelle elementari). 

Classificazione delle Stelle 

In base al colore/temperatura 

Gli astri sono classificati con le lettere O, B, A, F, G, K, M in base al loro colore e quindi temperatura. L'immagine qui sotto rappresenta quanto appena detto utilizzando i gradi Kelvin.

In base alle dimensioni

nane: 100 volte più piccole del Sole
medie: della grandezza del Sole
giganti: almeno 10 volte più grandi del Sole
supergiganti: almeno 300 volte più grandi del Sole
ipergiganti: le stelle più massicce conosciute

Antares è una supergigante rossa situata a circa 600 anni luce dal sistema solare; avendo un raggio che è circa 850 volte quello del Sole, essa è una delle stelle più grandi conosciute.

Raffronto tra le dimensioni del Sole e di VY Canis Majoris, un'ipergigante rossa ritenuta una delle stelle più grandi conosciute. VY Canis Majoris (VY CMa) è una stella ipergigante rossa variabile irregolare situata nella costellazione del Cane Maggiore a 3840 anni luce dal sole. È una delle stelle più grandi conosciute, con un raggio pari a circa 1420 volte il raggio solare (696 000 km) e, in virtù delle sue dimensioni, una delle più luminose della Via Lattea.

Ciclo delle stelle 

Le stelle nascono, vivono e muoiono. Apparentemente sembrano immutabili nel cielo, ma soltanto perché la loro evoluzione avviene in miliardi di anni, un tempo troppo lungo perché possa permettere agli esseri umani di apprezzarne i cambiamenti.

Nascita

Le stelle si formano dalla condensazione del gas e della polvere presenti nelle nubi interstellari (o molecolari), gli agglomerati di materia esistenti nello spazio.
Una stella nasce quando, a causa di fluttuazioni di densità, una regione della nube interstellare comincia a contrarsi (prima di nascere, una stella si trova, per così dire, sparsa nello spazio, all'interno della nube).
Il collasso gravitazionale si sviluppa nella zona centrale della nube interstellare, dove la densità raggiunge i valori più elevati.
Con il procedere della contrazione, la temperatura centrale cresce sempre più (l’energia gravitazionale, infatti, durante la contrazione viene convertita in calore), dal valore iniziale che caratterizzava la nube a un migliaio di gradi, fino a raggiungere qualche milione di gradi, sufficienti per innescare le reazioni termonucleari e far brillare l’astro: in questa fase la contrazione di ferma e la protostella diventa una vera e propria stella.
Le stelle più grandi hanno una vita più breve, perché consumano più velocemente il combustibile nucleare che si trova al loro interno; le altre stelle, come il Sole, bruciano il combustibile più lentamente e possono vivere circa 10 miliardi di anni. L’evoluzione dipende dalla massa. Le stelle più piccole, come ancora il Sole, dopo avere consumato l’idrogeno cominciano a bruciare l’elio, i loro strati esterni si dilatano sempre più fino a che diventano giganti rosse, quindi, quando gli strati esterni sono completamente espulsi, nane bianche. Le stelle di grandi dimensioni, a causa dell’alta densità interna, sono in grado di bruciare gli elementi chimici più pesanti dell’elio attraverso le reazioni nucleari, fino a che i loro nuclei collassano e le stelle esplodono come supernove generando stelle di neutroni o buchi neri. Il 95 % delle stelle termina la loro vita come nane bianche.
Supernova
Una Supernova e' una stella che esplode. L'esplosione di Supernova rappresenta l'ultimo atto, distruttivo e spettacolare, del ciclo evolutivo di stelle molto massive. Durante l'esplosione viene liberata un'energia enorme e la stella diventa così luminosa da splendere più di una intera galassia
Buco nero
Si definisce buco nero una regione dello spaziotempo con un campo gravitazionale così forte e intenso che nulla al suo interno può sfuggire all'esterno, nemmeno la luce.

Un buco nero stellare (o buco nero di massa stellare) è un buco nero che si forma dal collasso gravitazionale di una stella massiccia (20 o più masse solari, sebbene non si conosca esattamente, a causa degli svariati parametri da cui dipende, la massa minima che dovrebbe avere la stella) alla fine della propria evoluzione

Il Sole

Rai Scuola - il Sole

Il Sole è una stella medio-piccola (nana gialla), di tipo molto comune, è la stella madre del sistema solare, attorno alla quale orbitano gli otto pianeti principali (tra cui la Terra). Il Sole è costituito principalmente da idrogeno (circa il 74% della sua massa, il 92,1% del suo volume) ed elio (circa il 24-25% della massa, il 7,8% del volume), cui si aggiungono altri elementi più pesanti presenti in tracce. Ha un'età stimata intorno ai 4,5-5 miliardi di anni e ha una speranza di vita pari, più o meno, ad altri 6,5 miliardi di anni circa.

Raggio medio del Sole: 700.000 km (109 volte il raggio terrestre)

Struttura del Sole



Il nucleo: è la sede delle fusioni nucleari che trasformano idrogeno in elio liberando l'energia necessaria a brillare. Si tratta di una sezione del raggio di 150.000 chilometri. L'idrogeno presente nel nucleo solare è sufficiente per almeno altri 5 miliardi di anni, dopodiché sarà trasformato interamente in elio ed allora sarà l'elio a fondersi in carbonio. Quando tutto il carbonio sarà trasformato in ossigeno, i processi si arresteranno ed il Sole sarà destinato a spegnersi lentamente. L'energia del nucleo si propaga verso l'estero attraverso due zone:

1) Zona radiativa: nella quale il calore del nucleo si propaga per irraggiamento (per irraggiamento si intende il trasferimento di energia tra due corpi a mezzo di onde elettromagnetiche).

2) Zona convettiva: nella quale i gas si muovono verso l'esterno, formando colonne infuocate, propagando il calore per moti convettivi. Il fenomeno della convezione termica si ha quando un fluido (come l'acqua o l'aria) entra in contatto con un corpo la cui temperatura è maggiore di quella del fluido stesso. Aumentando di temperatura per conduzione, il fluido a contatto con l'oggetto si espande e diminuisce di densità, e a causa della spinta di Archimede sale essendo meno denso del fluido che lo circonda che è più freddo, generando così moti convettivi, in cui il fluido caldo sale verso l'alto e quello freddo scende verso il basso.

La fotosfera: è la superficie apparente del Sole. E' caratterizzata da uno spessore relativamente piccolo e costituisce la superficie visibile dell'astro. Nel caso del Sole la fotosfera è spessa soltanto poche centinaia di chilometri nella struttura interna del Sole ha una temperatura di circa 6000°C. Nella fotosfera hanno luogo anche fenomeni di attività solare come le macchie solari, ampie zone più scure dove la temperatura è più bassa (circa 4500°C). Si presenta come un disco di colore giallo comparso da celle più luminose (dette granuli) derivanti dalla granulazione solare ed un bordo leggermente più oscuro ed opaco rispetto al disco.
L'atmosfera del Sole comprende:

la cromosfera: un involucro trasparente di gas che si rende visibile solo nelle eclissi solari come sottile alone roseo; dalla cromosfera partono immense fiammate di idrogeno, le protuberanze, che attraversano la corona.

la corona: costituita da particelle ionizzate, che si disperdono nello spazio formando il vento solare.

IL SISTEMA SOLARE

Il Sistema Solare è un sistema planetario, costituito da corpi celesti chiamati pianeti, che ruotano intorno ad una stella, il Sole. Attorno ai pianeti possono esserci corpi più piccoli chiamati satelliti, o lune.

I pianeti e i loro satelliti non brillano di luce propria, ma appaiono luminosi ai nostri occhi perché riflettono la luce del Sole.

Il nostro Sistema Solare comprende i seguenti elementi:

• 1 stella (il Sole),
• 8 pianeti (Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano, Nettuno)
• 5 pianeti nani (Cerere, Plutone, Haumea, Makemake, Eris),
• 169 satelliti,
• 589738 asteroidi (principalmente concentrati nella fascia degli asteroidi, fra Marte e Giove, e nella fascia di Kuiper, esterna all’orbita Nettuno),
• 3158 comete (la maggior parte localizzate nella nube di Oort, all’estremo del Sistema).

I pianeti possono essere suddivisi in tre gruppi.

• pianeti rocciosi, o terrestri (Mercurio, Venere, Terra e Marte): sono piccoli e molto densi
• giganti gassosi, (Giove, Saturno): sono molto grandi ma poco densi, senza una vera e propria superficie.
• pianeti di ghiaccio: (Urano e Nettuno). Sono caratterizzati da una temperatura bassissima: -250°C.

Mercurio è il pianeta più vicino al Sole e per questo motivo la sua temperatura superficiale è altissima (fino a 700K, 427°C). È privo di atmosfera, a causa delle sue ridotte dimensioni.

Venere, nonostante sia un pianeta, risulta molto luminoso a causa della densa atmosfera, ricca di anidride carbonica. Essa riflette ottimamente i raggi solari, rendendola facilmente visibile ad occhio nudo. Sempre legato a ciò, la temperatura media al suolo, di 737 K (464 °C) è maggiore anche di quella di Mercurio, nonostante sia più distante dal Sole.

Per le nostre conoscenze, la Terra appare l’unico pianeta che ospiti forme di vita per come la intendiamo noi, ovvero quella basata sul carbonio. Questo grazie alle sue caratteristiche intrinseche, come la composizione atmosferica e la specifica distanza dal Sole. Sono in corso ricerche di pianeti con queste caratteristiche in altri sistemi planetari. Il solo satellite naturale è la Luna.

Marte viene chiamato il “pianeta rosso” per la presenza di ossidi di ferro, i quali creano un'atmosfera caratterizzata da tempeste di polvere di quel colore. Qui si trova il monte Olimpo, un gigantesco vulcano altro ben 27 km, il più alto del Sistema Solare. Marte possiede due satelliti, Phobos e Deimos.

Monte Olimpo

Giove è il pianeta più grande del Sistema Solare e la sua massa è maggiore della somma di quella degli altri pianeti. Dopo il Sole, la Luna e Venere è il corpo celeste più chiaramente visibile a occhio nudo della volta celeste. Alla vista presenta delle “bande”, in corrispondenza di zone dell’atmosfera, composta principalmente da idrogeno e elio, con velocità di rotazione e composizione diverse. Giove possiede la grande macchia rossa, ovvero un grandissimo ciclone che persiste in una determinata zona dell’atmosfera.

Possiede molte lune, attualmente si parla di almeno 67, fra cui i 4 satelliti medicei Io, Europa, Ganimede e Callisto, scoperti da Galileo.
Giove ha una composizione simile a quella del Sole: infatti è costituito principalmente da idrogeno ed elio con piccole quantità di altri composti, quali ammoniaca, metano ed acqua. Si ritiene che il pianeta possegga una struttura pluristratificata, con un nucleo solido, presumibilmente di natura rocciosa e costituito da carbonio e silicati di ferro, sopra il quale gravano un mantello di idrogeno metallico ed una vasta copertura atmosferica che esercitano su di esso altissime pressioni.

Saturno è famoso per i suoi spettacolari anelli, costituiti da residui rocciosi ghiacciati che gli ruotano attorno. Di fatto sono piccoli numerosissimi satelliti. Questa struttura ha degli spazi fra alcune fasce di anelli, chiamate divisioni. 

Ha un diametro equatoriale di circa 120536 km; il diametro polare  è minore dell’11%, per cui Saturno risulta il pianeta più appiattito. Anche gli altri giganti gassosi possiedono degli anelli. Saturno ha un numero imprecisato di satelliti (>62), il più studiato dei quali è Titano.

Urano, insieme a Nettuno, non è osservabile ad occhio nudo, Primo pianeta “visto” tramite telescopio, fu scoperto infatti solo il 13 marzo 1781 da William Herschel. È di grandi dimensioni (51118 km di diametro equatoriale). E' il terzo per diametro e il quarto per massa. 
La composizione chimica di Urano è simile a quella di Nettuno ed entrambi hanno una composizione differente rispetto a quella dei giganti gassosi più grandi (Giove e Saturno). Per questa ragione gli astronomi talvolta preferiscono riferirsi a questi due pianeti trattandoli come una classe separata, i "giganti ghiacciati". 
Ha la peculiarità di possedere un asse di rotazione pressoché parallelo al piano dell’orbita, in quanto l'inclinazione assiale è di circa 98°. L'atmosfera del pianeta, sebbene sia simile a quella di Giove e Saturno per la presenza abbondante di idrogeno ed elio, contiene una proporzione elevata di "ghiacci", come l'acqua, l'ammoniaca e il metano, assieme a tracce di idrocarburi.
Inoltre, come Venere, ruota in modo retrogrado, cioè in senso opposto a tutti gli altri pianeti. Oltre a una serie di anelli, Urano possiede 27 lune. La temperatura della sua atmosfera raggiunge i -224°C e la sua atmosfera è la più fredda del sistema solare.

Nettuno è il pianeta con l’orbita più esterna. Si tratta del quarto pianeta più grande, considerando il suo diametro, e il terzo se si considera la sua massa. L’elevata distanza dal sole fa sì che le temperature alla sua superficie siano molto basse: la sua atmosfera raggiunge i -218 °C. Per questo motivo, e per le sue dimensioni (49528 km il diametro equatoriale), viene chiamato "gigante ghiacciato". Possiede un’atmosfera di idrogeno ed elio. Intorno al pianeta ruotano 13 satelliti, fra cui il più noto è Tritone.
Fino al 2006 anche Plutone era considerato un pianeta, pertanto si parlava di 9 pianeti nel sistema solare. Il 24 agosto 2006 Plutone fu  riclassificato come pianeta nano dall'Unione Astronomica Internazionale, ricevendo il nome di 134340 Pluto.

Curiosità:

Scoperto un pianeta abitabile a due passi dalla Terra

Così potrebbe apparire ad un astronauta la superficie del Piccolo Punto Rosso, un esopianeta nella fascia di abitabilità di una delle stelle di Alpha Centauri, il sistema stellare più vicino al nostro: si trova a 4,25 anni luce da noi e in 20 anni potrebbe essere raggiunto dalle sonde a cui sta lavorando Stephen Hawking

È roccioso e orbita attorno alla stella più vicina al nostro pianeta, Proxima Centauri. Sulla superficie la temperatura è tale che l’acqua potrebbe scorrere liquida. Ha una massa di poco superiore a quella terrestre.

C’è un pianeta simile alla Terra dietro l’angolo di casa nostra. Un pianeta roccioso sul quale potrebbe scorrere acqua liquida. Ruota attorno ad una delle tre stelle che compongono il sistema Alpha Centauri che si trova a 4,3 anni luce dalla Terra, ovvero le 3 stelle più vicine al nostro Sistema Solare.

Delle tre stelle due sono considerate le principali e sono chiamate Alpha Centauri A e B; la terza è una nana rossa ed è chiamata Proxima Centauri, invisibile a occhio nudo, dista quasi 2.000 miliardi di chilometri dalla coppia principale.