Domande di scienze della terra

 

 

La rivoluzione copernicana nei punti fondamentali del “De revolutionibus orbium coelestium”.

Con il termine rivoluzione copernicana intendiamo quel lungo processo di rinnovamento culturale, iniziato verso la metà del XVI secolo con l'opera di Copernico, che ha portato alla nuova visione del mondo. L'idea che la rotazione degli astri potesse essere apparente e dovuta al moto della Terra, era già stata avanzata nell'antichità da vari filosofi (i pitagorici, Eraclide, Aristarco).  L'idea guida della rivoluzione copernicana fu che l'apparente moto diurno delle stelle, il moto annuo del Sole e i complicati moti apparenti dei pianeti, in particolare i loro moti retrogradi, siano il risultato del moto diurno di rotazione della Terra attorno al suo asse e del suo moto annuo di rivoluzione attorno al Sole, che è immobile al centro del sistema solare (eliocentrismo). I punti fondamentali della sua teoria possono essere così riassunti:
Non vi è un unico punto centro delle orbite celesti e delle sfere celesti;  Il centro della Terra non è il centro dell'Universo, ma solo il centro della massa terrestre; La distanza fra la Terra ed il Sole, paragonata alla distanza fra la Terra e le stelle del Firmamento, è infinitamente piccola; Il movimento del Sole durante il giorno è solo apparente, e rappresenta l'effetto di una rotazione che la Terra compie intorno al proprio asse durante le 24 ore, rotazione sempre parallela a sé stessa; La Terra (insieme alla Luna, ed esattamente come gli altri pianeti) si muove intorno al Sole ed i movimenti che questo sembra compiere,  altro non sono che l'effetto del reale movimento della Terra; I movimenti della Terra e degli altri pianeti intorno al Sole possono spiegare le stazioni (punti di fermata apparente), le stagioni e le altre particolarità dei movimenti planetari.

Il Sistema tolemaico

Claudio Tolomeo, vissuto nel II secolo d.C. assorbì integralmente l'opera di precedenti astronomi senza introdurvi idee originali. Egli riuscì però a sviluppare e a esporre in forma ordinata e sistematica la sua teoria geocentrica. L'ipotesi di partenza di Tolomeo era che comunque tutti i moti dovevano essere circolari.  Nel modello di Tolomeo si mantiene la successione delle sfere collegate a ciascun astro, ma ciascuna ruota indipendentemente dalle altre. Il moto di ciascun pianeta avviene su un epiciclo, il cui centro percorre un’orbita circolare, chiamata deferente intorno alla terra, che si trova in posizione eccentrica. Il moto del centro dell'epiciclo lungo il deferente è uniforme rispetto ad un punto (equante) simmetrico della Terra rispetto al centro del deferente stesso.  I pianeti si muovono con velocità angolare costante rispetto all'equante.  La Terra comincia a perdere il proprio ruolo centrale nell'Universo mentre il Sole acquista un proprio ruolo nel moto di tutti i pianeti: infatti il periodo del moto lungo l'epiciclo per i pianeti esterni (Marte, Giove e Saturno) e quello dell'epiciclo lungo il deferente per i pianeti 'interni' (Mercurio e Venere) coincide con quello del moto apparente del Sole.

 

Cosa è il Parsec? Spiega il metodo della Parallasse.

Il Parsec è un'unità di lunghezza usata in astronomia. Significa parallasse al secondo. È basato sul metodo della parallasse trigonometrica, che è il modo più antico ed affidabile di misurare le distanze stellari, sebbene ancora oggi sia applicabile solo agli oggetti relativamente vicini.
Il parsec è definito come la distanza dalla Terra di un osservatore che vede il semiasse terra-sole perpendicolare sotto di sé, sotto l’angolo di un secondo.
Non sono misurabili distanze per le quali l’angolo di parallasse sia inferiore a un centesimo di secondo a causa del limite di sensibilità degli strumenti.
Per misurare l’angolo di parallasse, vengono effettuate due osservazioni a sei mesi di distanza l’una dall’altra, misurando l’angolo corrispondente allo spostamento apparente di un astro rispetto alle stelle lontane, che sarà esattamente il doppio dell’angolo da noi ricercato.

Spiega cosa sono la magnitudine apparente e assoluta e come si differenziano fra di loro

Gli astronomi usano due tipi di magnitudine: la magnitudine apparente e la magnitudine assoluta. La magnitudine apparente, m, di una stella è la misura della sua luminosità così come osservata da Terra. Viene valutata attraverso l’uso di fotometri fotoelettrici. La magnitudine apparente non fornisce informazioni sulle proprietà intrinseche delle stelle. La magnitudine assoluta , M , è definita come la magnitudine relativa che una stella avrebbe se fosse posta ad una distanza di 10 parsec dall’osservatore ed è un indicatore della luminosità intrinseca della stella. Stelle aventi la stessa M appartengono alla medesima classe stellare. Misurando la magnitudine apparente di una stella da Terra e determinando per via teorica la magnitudine assoluta della stessa stella è possibile conoscere la sua distanza. Esiste una relazione che lega le due grandezze: M - m = 5 - 5 log D.

Le classi spettrali

L'insieme delle radiazioni costituisce lo spettro elettromagnetico. Le radiazioni sono onde elettromagnetiche caratterizzate da una lunghezza d'onda e da una frequenza. Poiché la lunghezza d’onda, espressa in nanometri (nm), e la frequenza, espressa in Hertz (Hz), di una radiazione sono inversamente proporzionali, tanto minore è la lunghezza d'onda, tanto maggiore è la frequenza e quindi l'energia.
Con la vista riusciamo a percepire lunghezze d'onda comprese tra i 400 e i 700 nanometri a cui diamo il nome di luce visibile. Sulla base degli spettri di assorbimento possiamo dividere le stelle in classi spettrali. Attraverso l’analisi spettroscopica si possono identificare sette classi spettrali, indicate con le lettere O, B, A, F, G, K, M in un ordine decrescente di temperatura, che va dalle stelle più calde superficialmente a quelle più fredde.
Le stelle blu e molto calde appartengono alla classe O, le stelle rosse, con temperature superficiali più basse, sono di classe spettrale M. Conoscere la classe spettrale di una stella ci permette di risalire alla sua magnitudine assoluta e alla sua temperatura superficiale