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Articoli a cura di Jacopo Coletta

ASTRONAUTICA

MIR, copia per addestramento cosmonauti   -   Piscina a gravità zero per cosmonauti

Zvezdny Gorodok - Centro di Ricerca, Test e Addestramento Cosmonauti Yuri Gagarin

 

 


L’IMPULSO SPECIFICO


Gli impulsi specifici sono dei parametri di efficienza dei motori aerospaziali.

Per un velivolo destinato all’uso nello spazio si deve porre una grande attenzione a fattori quantomeno trascurabili per un mezzo da utilizzarsi sulla terra. Nello specifico è fondamentale sfruttare al massimo il carburante disponibile. Per un’automobile consumare poco significa economizzare qualche decina di euro sulla spesa mensile per la benzina, ma consumare poco per un velivolo spaziale significa risparmiare milioni di dollari.

I tre tipi di impulsi specifici misurano proprio la resa in impulso rapportata a parametri relativi al carburante.

L’impulso specifico semplice rapporta l’impulso totale dell’apparato propulsivo alla forza peso del carburante.

E’ questo il parametro maggiormente utilizzato.

 

L’impulso specifico volumetrico è invece visto come l’impulso specifico semplice per la densità del propellente. Rispetto al precedente parametro riesce ad analizzare la resa del carburante utilizzato in vista dello spazio che necessita per contenerlo.

 

L’ultima tipologia fa invece riferimento all’impulso totale rapportato alla massa dell’intero apparato che deve essere sospinto dal motore. Questo rappresenta un utile indicatore di merito variabile per ogni missione in base alla quantità di materiale che necessita portare in orbita.

L’impulso specifico varia molto in relazione al tipo di motore e al carburante impiegato. Ad esempio per un motore chimico simile a quello dello shuttle vale Is=250 s mentre per un motore a ioni elettrico questo valore arriverebbe a 5000 s.

I motori con impulsi specifici così alti li devono a tempi di applicazione della forza molto elevati, poiché dipendono da fonti di energia che si esauriscono molto lentamente (come ad esempio reattori nucleari).

Ricordiamo la formula dell’impulso classico da cui hanno origine tutte le precedenti:

Dp, ovvero I=F Dt.

I motori chimici producono una forza molto elevata che a causa dell’esaurimento del carburante termina dopo poco tempo generando un impulso specifico tutto sommato modesto. Tipologie di propulsione con Is molto elevato in realtà non producono una spinta sufficientemente alta da consentire di raggiungere la velocità di fuga per uscire dall’atmosfera e possono essere impiegati solamente nello spazio dove l’attrito è nullo. 

Conoscere l’impulso specifico di un motore è utilissimo per calcolare tutte le altre grandezze relative al moto.

Consideriamo una tipologia di propulsione reputata una delle più efficaci su viaggi di lunga durata: il razzo termico nucleare .

Esso fu testato nella seconda metà degli anni sessanta con il progetto Nerva, fortemente voluto dal presidente Kennedy, e lo si riteneva il miglior candidato per un eventuale volo verso Marte. Venne però abbandonato a causa delle proteste ambientaliste e dell’immenso costo, che doveva essere sostenuto durante il Progetto Apollo e la Guerra del Vietnam.

Cerchiamo ora proprio di rapportare l’efficienza di un motore chimico convenzionale a quella di un motore nucleare partendo dal fatto di disporre di un’uguale quantità di carburante: 700.000 kg, contenuti in un serbatoio di 25.000 kg, proprio la quantità presente nel serbatoio esterno principale dello Shuttle.

SPECIFICHE Nucleare                                                              SPECIFICHE Chimica

Spinta max: 100.000 N                                                               Spinta max: 10.000.000 N

Impulso specifico: 1000 s                                                           Impulso specifico: 250 s

Con questi due dati è possibile calcolare tutti i valori che desideriamo.

Con la formula inversa dell’Is, ammesso di avere 700.000 kg si carburante, si otterrebbe un impulso totale di 6.860.000.000 Ns per il nucleare e di 1.715.000.000 Ns per il motore chimico. 4 volte in più per la propulsione nucleare.

Calcoliamo ora in quanto tempo esso viene generato. Basta ricordare il teorema dell’impulso classico I = F Dt. Si ricava così un tempo di applicazione della forza di 19 ore per il primo tipo di motore e di 171,5 secondi per il razzo chimico.

Calcoliamo ora il Dv raggiungibile dalle due tipologie di propulsione ricordando che: I = m Dv, laddove m è uguale alla massa al momento dell’esaurimento del carburante, ovvero alla massa a vuoto del serbatoio sommata a quella degli altri componenti dei velivoli su cui sono montati i motori, presupponendo che siano uguali (10.000 kg). Dv per la prop. nucleare è pari a 196.000 m/s, mentre per la prop. chimica è di 49.000 m/s, esattamente ¼ della precedente.

Dobbiamo però considerare questi calcoli come ideali, con il solo scopo di confrontare le capacità di due tipi di propulsione, poiché è di fatto impossibile trasportare 700.000 kg di carburante nello spazio, luogo in cui è concepito l’esperimento data l’assenza di attriti e la completa validità della seconda legge della dinamica.


PROPULSIONE SPAZIALE

    Dagli albori dell’era spaziale, da quegli ormai passati tentativi di raggiungere il cielo, l’uomo ha cominciato a sognare di esplorare il cosmo e le infinite meraviglie che esso contiene. In più di mezzo secolo abbiamo cominciato a guardarci intorno, abbiamo messo il naso fuori dalla porta di casa e stiamo passeggiando per il vicinato. 

Il Sistema Solare è stato percorso da velivoli spaziali per decenni, ma lo spazio profondo, oltre i cancelli della fascia asteroidale di Kuiper è totalmente inesplorato. Siamo costretti ad osservarlo da casa, come un bambino che dalla finestra guarda il paesaggio e sogna di sfrecciare in autostrada per scoprire il mondo.

La difficoltà nell’esplorazione dello spazio sta nella mancanza di sistemi di propulsione efficienti. Dalla nascita dell’astronautica essi sono rimasti sostanzialmente inalterati, a base chimica, ma sono stati fatti numerosi esperimenti e fantasiose proposte che, speriamo, un giorno troveranno la loro conclusione.

I progetti più accessibili sono quelli già in fase sperimentale che consentirebbero un viaggio a una frazione considerevole della velocità della luce. Il record attuale è di 100.000 km/h, 10.000 volte meno. Esaminiamo le possibilità di migliorare l’attuale livello della propulsione spaziale.

PROPULSIONE SUBLUCE

NUCLEARE

    L’energia nucleare è da anni utilizzata con successo  per l’alimentazione delle sonde spaziali. Per quelle che viaggiano verso i pianeti interni del Sistema Solare sono sufficienti dei pannelli solari che forniscono elettricità agli strumenti; per le sonde che si dirigono invece in quelle zone più lontane dal Sole vengono utilizzati dei generatori termoelettrici a radioisotopi. Questo tipo di generatori sfrutta il calore naturalmente prodotto da elementi radioattivi per alimentare per molti anni le apparecchiature della sonda.

Progetto ORION: Nel 1955, ancor prima della nascita di qualunque mezzo spaziale, la mente umana aveva sognato, grazie ai nuovi orizzonti aperti dall’energia nucleare, un velivolo esplorativo di grande portata. Nel ‘58 il fisico statunitense Theodore Taylor ottenne il favore dell’Aeronautica e il suo progetto iniziò. Le sue idee, per quanto ad un approccio semplicistico possano sembrare quantomeno strampalate, riuscirono a convincere le maggiori menti dell’epoca come Freeman Dyson. Il progetto prevedeva la realizzazione di un’astronave spinta dalle onde d’urto prodotte da detonazioni atomiche che, colpendo un’apposita piastra metallica, avrebbero costituito il “motore” della nave. Dopo sette anni di ricerche, 10 milioni di dollari stanziati e la costruzione di un piccolo prototipo, il progetto venne abbandonato a causa del dissenso delle Nazioni Unite verso gli esperimenti nucleari. Sebbene i dettagli del progetto restino attualmente classificati (perché basati sulla tecnologia delle bombe atomiche), coloro che presero parte allo sviluppo assicurarono che non si era presentato nessun problema e che Orion poteva benissimo funzionare. E’ stato da più parti confermato che né le testate, né la piastra, né le radiazioni costituivano problemi considerevoli.

Attualmente gli esiti del progetto sono seriamente presi in considerazione per l’allontanamento di asteroidi pericolosi. 

Progetto NERVA: L’utilizzo dell’immensa energia prodotta dalla fissione artificiale per la propulsione è stato sperimentato dagli Stati Uniti negli anni ’60 con l’ormai estinto progetto NERVA (Nuclear Engine for Rocket Vehicle Application). Esso, fortemente sostenuto dal presidente Kennedy, ha comportato durante l’intero decennio la costruzione di 4 prototipi funzionanti: Kiwi, Phoebus, Peewee, per finire con lo XE nel 1969.

Il motore sviluppato consisteva in un reattore nucleare classico in cui veniva sparato un getto di idrogeno che, riscaldandosi improvvisamente, si espandeva e sospingeva la navetta. La potenza sviluppata in questo modo risulta minore di quella prodotta da un tipico motore chimico idrogeno-ossigeno, ma così facendo si elimina parte delle pesanti riserve di carburante necessarie ad un motore chimico. Il vantaggio maggiore di un motore nucleare è però quello di poter fornire una spinta abbastanza consistente per un tempo lunghissimo, di gran lunga superiore a quello in cui si esaurisce un booster chimico. Quindi, mentre poco dopo il lancio il carburante convenzionale finisce (tranne scorte per le manovre), un motore nucleare consente di accelerare molto più a lungo. Anche se i prototipi costruiti non hanno mai superato il 50% dell’efficienza prevista essi rappresentavano comunque un grande passo in avanti tanto che si pensava ad un sonda di nome NERVA-2 in grado di raggiungere Marte prima della fine del secolo. Le numerose proteste contro il nucleare hanno poi costretto l’amministrazione alla chiusura del progetto a causa delle emissioni radioattive da esso causate (sebbene assolutamente non paragonabili a quelle provocate dai test di ordigni nucleari eseguiti in quel periodo). Infatti l’idrogeno espulso dall’ugello risultava contaminato dai sottoprodotti pesantemente radioattivi della fissione.

Si è inoltre calcolato che un motore di tipo NERVA funzionante per mezzo della fusione nucleare (anche se ad oggi non è stato possibile ottenerla in maniera controllata) potrebbe rendere 150 volte di più.


ASTRONOMIA


 

     

CORPI CELESTI

        Già in tempi remoti, l'alternarsi del giorno e della notte e le osservazioni delle posizioni del Sole, della Luna e delle stelle suscitarono l'interesse dell’uomo, che ben presto iniziò a sfruttare il moto regolare degli astri per misurare il tempo e per orientarsi sulla superficie terrestre. L'astronomia si sviluppò a partire dalla necessità di risolvere piccoli problemi quotidiani quali, ad esempio, quello di individuare la propria posizione durante i lunghi viaggi, oppure di stabilire il periodo adatto per la semina e la mietitura delle messi, o per le celebrazioni religiose.

La storia dell'astronomia ebbe una svolta decisiva nel XVI secolo, con il lavoro dell'astronomo polacco Niccolò Copernico. Nella sua grande opera Sulla rivoluzione dei corpi celesti egli analizzò criticamente la teoria tolemaica (la quale sosteneva che tutti i corpi orbitassero intorno alla Terra), mostrando che i moti planetari potevano essere spiegati dal fatto che il Sole, anziché la Terra, occupasse una posizione centrale. Il sistema copernicano, o eliocentrico, ricevette scarsa attenzione nell'ambiente scientifico e filosofico del tempo fino a quando non venne confermato dalle osservazioni compiute dall'astronomo italiano Galileo Galilei. Audace sostenitore della teoria copernicana, Galileo costruì un piccolo telescopio rifrattore per mezzo del quale scoprì quattro lune di Giove e osservò le fasi di Venere, mostrando che quest'ultimo pianeta orbita attorno al Sole. Convinto che almeno alcuni corpi celesti non orbitassero attorno alla Terra, egli iniziò una lunga opera di diffusione della teoria copernicana, entrando in acceso contrasto con le autorità ecclesiastiche e con l'ambiente filosofico.

Dopo l'epoca di Galileo l'astronomia si ramificò in varie discipline. Con la legge della gravitazione, il vecchio problema dei moti planetari venne studiato alla luce della recente meccanica celeste; il miglioramento dei telescopi permise l'osservazione dettagliata delle superfici dei pianeti, la scoperta di molte stelle deboli e la misura delle distanze stellari. Nel XIX secolo anche i principi della spettroscopia furono applicati allo studio dei corpi celesti, consentendo la determinazione della loro composizione chimica e del loro stato di moto. Ne nacque una disciplina indipendente, comunemente chiamata astrofisica.

La principale forza regolatrice dell’universo è la forza di gravità, ipotizzata dal fisico inglese Isaac Newton, che formulò la legge di gravitazione universale. Essa dice che tutti i corpi si attraggono tra loro; maggiore è la massa del corpo, maggiore sarà la forza esercitata; maggiore è la distanza, minore sarà la forza propria di quel corpo. Nell’universo tutto dipende da ciò.

Secondo le ultime teorie l’universo avrebbe avuto origine da una primordiale esplosione, il cosiddetto big bang, e sarebbe ancora in fase di espansione. I primi milioni di anni dopo il big bang l’universo era solo una densissima  e caldissima miscela di atomi leggeri (come idrogeno ed elio), che man mano cominciò a raffreddarsi; atomo attraeva atomo e quindi cominciarono a formarsi all’interno del nostro sistema solare (prima solo una nebulosa, detta protoplanetaria) piccoli corpi.    Gran parte dell’idrogeno presente nella nebulosa protoplanetaria si raggruppò in una densa nube, con il passare del tempo vi si innescarono sporadiche reazioni termonucleari: era nata la nostra stella, il Sole. La fusione nucleare divenne continua e la temperatura aumentò, la pressione contribuiva a  formare atomi di elementi pesanti, come il ferro, che andavano a costituire il nucleo.

I pianeti erano ancora caldissimi corpi chiamati planetoidi; è in questo periodo che si pensa abbia avuto origine la luna, quando un corpo delle dimensioni di Marte impattò con la Terra e di conseguenza si depositarono nell’orbita terrestre enormi quantità di polvere e roccia che per effetto della gravità si aggregarono formando la luna.

I planetoidi si raffreddarono e buona parte delle polveri e del gas scomparve dal sistema solare, ormai “ripulito” dall’attrazione dei pianeti e del Sole. Quest’ultimo era giunto alla normale attività e riscaldava tutti i pianeti, ma uno solo si trovava nella cosiddetta “fascia di abitabilità”, con una temperatura adatta ad ospitare acqua liquida: la Terra.

Il magma interno alla Terra era molto più attivo di oggi e perciò si formarono un gran numero di vulcani; grazie ai gas da loro espulsi si formò buona parte dell’atmosfera e con lei il vapore acqueo che, condensandosi, formò mari ed oceani.

Si formarono anche gli altri pianeti, qui illustrati.

Il sistema solare

Mercurio – Vicinissimo al sole ha una temperatura molto elevata sull’emisfero illuminato, ma è gelido sull’altro (-180° e +430°) a causa della lentissima rotazione (59 gg. terrestri). Mercurio è solo leggermente più grande della luna. E’ fortemente craterizzato, come tutti i pianeti con una atmosfera debole e incapace di creare piogge, in quanto non vi sono gli agenti atmosferici a cancellare le tracce lasciate dagli impatti; il cratere chiamato Bacino Caloris include buona parte dell’emisfero settentrionale. La prima sonda che lo ha raggiunto è la Mariner 10. E’ privo di satelliti.

Venere – Pur essendo più lontano dal sole rispetto a Mercurio, ha una temperatura più elevata, dovuta all’atmosfera composta principalmente di anidride carbonica, la quale crea un potentissimo effetto serra; in media la sua superficie si aggira sui 480°. Sua particolarità è quella di avere un asse completamente capovolto (quasi 180°) con il risultato che, pur apparendo dritto, la sua rotazione è contraria a quella degli altri pianeti (Venere ruota in senso orario).

 La prima sonda che ha effettuato una mappatura radar è stata la Magellano. La sua superficie non è osservabile a causa della fittssima coltre di nubi. Anch’esso è privo di satelliti.

Marte – E’ appena fuori il limite della fascia di abitabilità, in quanto eccessivamente freddo, ma non sarebbe comunque adatto alla vita a causa dell’eccessiva escursione termica tra notte e giorno (-110°/0°). Si ipotizza che nell’antichità potesse ospitare forme di vita e sicuramente era presente acqua allo stato liquido, come confermato dai rover Spirit e Opportunity. Qui si trova il più alto vulcano del sistema solare: il monte Olimpo (21,5 Km circa). Marte ha due satelliti: Phobos e Deimos, probabilmente due asteroidi catturati dalla gravità marziana.

Giove – Giove è il primo dei pianeti gassosi, è composto solamente da gas (quasi totalmente idrogeno) molto denso in rotazione sul nucleo solido centrale. E’ il più grande pianeta del sistema solare, con un diametro all’equatore di circa 140.000 Km; anche se grandissimo, ha un tempo di rotazione molto breve (circa 10 ore), ma, data la distanza dal sole, il periodo di rivoluzione è di 12 anni circa. Ha un alto numero di satelliti, in continuo aumento grazie a nuove scoperte, che ora si aggira intorno alle 45 unità. I quattro più importanti, i cosiddetti Pianeti Medicei, sono: Ganimede, Callisto, Io e Europa; il più grande è Ganimede, il più piccolo è Europa, sotto la cui superficie si pensa vivano batteri, Io è caratterizzato da un’intensa attività vulcanica che mantiene la temperatura sopra un limite accettabile. Su Giove è presente un’intensa attività eolica, che crea numerosi uragani, il più grande e famoso dei quali è la grande macchia rossa, che perdura da secoli. Giove è dotato di un sottilissimo anello che hanno potuto registrare solamente le sonde. Questo pianeta “gigante” emette più luce di quanta sia quella ricevuta dal sole perché riesce ad innescare nel nucleo deboli e sporadiche reazioni termonucleari; se fosse stato più grande avrebbe potuto essere una stella.

Tra Marte e Giove si estende una regione popolata da uno sciame di asteroidi chiamati Troiani. Si ipotizza che possa essersi formata a causa della disgregazione di un altro pianeta. Il più grande di questi planetoidi è Cerere (con la nuova definizione di pianeta è stato promosso a pianeta nano).

Saturno – Anch’esso gigante gassoso, ma con un diametro minore rispetto a Giove (120.000 Km), è molto veloce nella rotazione sull’asse, riesce a compierne una in 10 ore e 40 minuti; per il moto di rivoluzione, invece, impiega 29,5 anni terrestri. Il suo estremo fascino è dovuto ad un complesso sistema di anelli, del diametro di 340.400 Km (la Terra ha un diametro equatoriale di 12.500 Km) probabilmente dovuto alla distruzione di un satellite; gli anelli non riescono ad aggregarsi nuovamente a causa dell’immane forza gravitazionale del pianeta (molto superiore a quella terrestre) e non fluttuano liberamente per l’orbita di Saturno grazie ai satelliti del pianeta situati all’interno degli anelli, che con la loro gravità  fungono da “cani pastori”. Il numero di satelliti è anche qui in continuo aumento e come numero hanno appena oltrepassato quelli di Giove; il più grande è Titano (5.150 Km). Anche su Saturno spirano venti violentissimi dell’ordine di migliaia di Km/h.                                                                                                            

Urano – Il terzo dei giganti gassosi, al contrario dei precedenti, non era noto fin dall’antichità perché molto più lontano e piccolo (51.000 Km di diametro). Venne scoperto e identificato come pianeta solamente nel 1781 dall’astronomo inglese William Herschel che inizialmente credeva di osservare una nuova cometa. La storia delle osservazioni di Urano fu molto travagliata; ci fu addirittura chi lo scambiò per una stella, come l’astronomo reale inglese John Flamsteed che lo incluse nel suo famoso catalogo stellare con il nome di 34 Tauri. La particolarità di questo pianeta è il suo asse inclinato di circa 90°, per cui il pianeta appare rovesciato e di conseguenza, con l’alternarsi delle sue stagioni, peraltro molto lunghe (un’intera rivoluzione dura 84 anni), Urano ci mostra sia l’equatore sia il polo. I satelliti sono numerosi, il più grande è Titania, che presenta una superficie composta da ghiaccio d’acqua e anidride carbonica data la bassissima temperatura (-200°). Urano ha anche un sistema di 11 deboli anelli, di cui ha confermato l’esistenza solo il progetto Voyager.

Nettuno – La scoperta di Nettuno è stata un vero trionfo per la legge di gravitazione universale in quanto è stata ipotizzata la sua esistenza osservando che la reale orbita di Urano non corrispondeva a quella prevista e si pensò che queste interferenze nell’orbita dovessero essere imputate al disturbo gravitazionale di un altro pianeta. Prima ancora della sua scoperta, furono ipotizzate massa e orbita del nuovo pianeta, cui due astronomi arrivarono per due vie diverse: John Adams e Urbain Le Verrier. Le Verrier affidò la ricerca dell’ottavo pianeta a Johann Galle che nel Settembre del 1846 scoprì Nettuno nella posizione indicatagli dall’astronomo francese.

L’ottavo pianeta è leggermente più piccolo di Urano (49.500 Km), ma molto più distante dal Sole (4,5 miliardi di Km). Anche Nettuno ha un asse piuttosto inclinato (50°). E’ detto “Pianeta Azzurro” in quanto la sua atmosfera, composta per buona parte di metano, lo fa apparire di questo colore all’osservazione. Come su tutti i giganti, i venti sono molto violenti; fino a qualche anno fa persisteva un uragano centenario, chiamato “macchia oscura”, ora dissipato. Nettuno ha un debole sistema di anelli, di cui ha confermato la presenza la sonda Voyager 2. I satelliti maggiori sono Tritone e Nereide.

Plutone – Il “nono pianeta” è stato sempre considerato particolare, in quanto non rispettava i canoni fissati dagli altri pianeti per i seguenti motivi:

§        la sua orbita è inclinata rispetto al piano del sistema solare;

§        è alquanto più piccolo degli altri pianeti conosciuti (2.250 Km; si consideri, per un confronto, che la luna ha un diametro di 3.500 Km);

§        è quasi privo di atmosfera;

§        ha una forza gravitazionale estremamente debole.

L’IAU ha ridefinito nel 2007 le caratteristiche che deve possedere un pianeta per essere chiamato tale:

§        deve avere un diametro equatoriale di almeno 800 Km;

§        la sua orbita deve essere priva di qualsiasi corpo estraneo (in quanto l’attrazione gravitazionale del pianeta deve aver assorbito gran parte del materiale al di fuori del sistema planetario);

§        deve possedere una determinata densità atmosferica.

Plutone risponde al primo termine, ma non al terzo (secondo gli attuali dati) e al secondo. E’ stato, quindi, declassato a pianeta nano, categoria cui appartengono anche i novelli Eris e Sedna assieme a Cerere e a molti altri oggetti della fascia di Kuiper.

Si sa molto poco su questo pianeta in quanto lontanissimo e mai raggiunto da sonde (la New Horizont lo raggiungerà nel 2015). E’ in pratica un sistema binario dato che non è il suo satellite, Caronte, che ruota attorno al pianeta, ma sono entrambi in orbita attorno a un fulcro gravitazionale comune. Caronte ha un’altra particolarità: è vicinissimo a Plutone (20.000 Km), quindi pur essendo più piccolo della luna apparirebbe nel cielo plutoniano molto più grande occupando 1/6 di tutta la volta celeste. Altro satellite recentemente scoperto è Hydra.

Oltre Plutone si estende una regione ricchissima di asteroidi e planetoidi vaganti: la fascia di Kuiper; qui si trovano buona parte dei pretendenti al titolo di “decimo pianeta”.

Ad una distanza esponenziale dai confini del sistema solare si trova una “bolla” di materiale roccioso che lo avvolge: la nube di Oort, da dove si pensa provengano buona parte delle comete.

Evoluzione solare

Nel tempo nella nube di idrogeno che diede origine al sole, per effetto della ormai elevata gravità solare, si innescarono delle sporadiche e via via sempre più intense reazioni termonucleari.

Il sole attuale ora si trova nella fase più tranquilla della sua esistenza perché può bruciare idrogeno per ben 5 miliardi di anni. Quando però esaurirà l’idrogeno, comincerà ad utilizzare come combustibile l’elio e via via gli altri elementi pesanti, i suoi strati esterni si espanderanno fino ad assorbire le orbite di Mercurio, Venere e forse della Terra ed allora il sole entrerà nella classe stellare di gigante rossa. Esauriti gli elementi pesanti,  il gas incomincerà ad essere espulso dalla stella; esso si raffredderà fino a formare una nebulosa intorno al sistema solare (nebulosa planetaria) ormai priva, però, degli elementi indispensabili alla formazione stellare, perché consumati interamente dal sole. Nella nostra stella, entrata allora nella classe di nana bianca, non avverranno più reazioni termonucleari per la mancanza di combustibile, essendo rimasto solo il vecchio nucleo solare composto da ferro e roccia fusa; il sole sarà costretto a raffreddarsi lentamente avviandosi verso un futuro da nana nera, ovvero un corpo freddo ed inospitale ormai privo di attività. Il destino della terra come pianeta abitabile sarà segnato già quando il sole  diventerà una gigante rossa.             

OSSERVAZIONE DEI FENOMENI SOLARI

Un amatore di medio livello può disporre di visori in luce bianca, h-alfa e al calcio. Ognuno di questi seleziona una parte diversa dello spettro solare. In luce h-alfa (idrogeno alfa) si possono osservare la maggior parte dei fenomeni solari:

Macchie: sono regioni più fredde della fotosfera (3500 – 4000 gradi rispetto ai normali 5000). Esse sono sede di potenti campi magnetici. Le macchie resistono sulla superficie per qualche settimana al massimo, appaiono al telescopio come macchie nere con una zona più fredda (ombra) e una leggermente più calda e luminosa (penombra).

Brillamenti: sono potenti tempeste magnetiche generate dall’incontro di due perturbazioni magnetiche di opposta polarità. La loro durata varia da pochi minuti a qualche ora in base alle dimensioni delle due perturbazioni. Essi sono fonte di un’ondata di radiazioni U.V. verso la terra; questo tipo di radiazioni, pur se in gran parte assorbito dall’atmosfera, è estremamente dannoso per la nostra pelle.

Facole: sono regioni di gas più caldo di quello circostante, solitamente associate alle macchie.

Protuberanze: sono getti di materia incandescente lanciati nello spazio da aumenti improvvisi dell’attività del campo magnetico; esse sono visibili solamente in luce h-alfa.

Granulazione: la superficie solare, specie se osservata in h-alfa, presenta un aspetto grumoso, dovuto alla presenza di granuli o, in un linguaggio più tecnico, di celle convettive costituite da bolle contenenti l’elio generato nel processo fusione. Ogni granulo ha una circonferenza di circa 2000 km e una vita di una decina di minuti.

 

In luce bianca sono visibili solamente macchie, facole e, con più difficoltà, brillamenti e granulazione. I filtri Ca-k (riga K del calcio) sono concepiti per uso fotografico perché, trovandosi questa particolare riga dello spettro al limite estremo della sensibilità dell’occhio, la sua percezione diminuisce con l’aumentare dell’età dell’osservatore; essa serve principalmente per osservare il campo magnetico solare.

Spazio profondo

L’intero universo è un continuo gioco di scatole cinesi.

Il nostro sistema solare è contenuto nella galassia chiamata Via Lattea, più precisamente nel braccio di Orione.

Le galassie sono immensi ammassi di corpi celesti che, per effetto della gravità, si sono riuniti in un grande “sciame”: nebulose, ammassi stellari, stelle e pianeti.

Per quanto riguarda la forma, esse si distinguono in:

§        galassie a spirale, come la Via Lattea e Andromeda, dotate di bracci concentrici;

§        galassie ellittiche, in genere di grandi dimensioni, perché nate dal riassestamento di due galassie in collisione (solitamente);

§        galassie irregolari, sono generalmente satelliti di altre galassie, come le Nubi di Magellano,  o risultato di eventi catastrofici, come M 82.

Corpi contenuti nelle galassie sono:

§        Le nebulose: nubi di gas nel cui interno si trovano normalmente zone di intensa formazione stellare. Si dividono in nebulose a riflessione, ad emissione e oscure per quanto riguarda la luce emessa; resti di supernove, planetarie e protoplaneterie per quanto riguarda la loro origine.

§        Gli ammassi stellari: si dividono in globulari (quando le stelle sono legate gravitazionalmente) e aperti (quando all’osservazione appaiono come un unico gruppo di stelle, ma solo prospetticamente).

§        Le stelle :

1.      Sequenza principale: sono le stelle di tipo solare.

2.      Giganti: sono un’evoluzione delle stelle di sequenza principale; espellendo gli stati esterni di gas danno origine alle nebulose planetarie.

3.      Nane bianche: sono gli ultimi resti delle stelle di tipo solare; dopo aver espulso gli strati esterni, il nucleo ferroso delle giganti si contrae diventando un “sasso” ferroso delle dimensioni della Terra e, privo di reazioni termonucleari, destinato a raffreddarsi.

4.      Nane brune: questa tipologia stellare è al confine tra stella e pianeta in quanto riesce ad innescare la fusione nucleare solo sporadicamente.

5.      Supergiganti: sono lo stadio evolutivo di stelle 10-50 volte più massive del sole. Quando i suoi strati esterni collassano si ha una nebulosa detta resto di supernova; a seconda della massa stellare la contrazione del suo nucleo può originare una stella di neutroni o un buco nero.

6.      Stelle di neutroni: la contrazione del nucleo di stelle 10-20 volte più massicce del sole genera stelle con una forza di gravità ed una densità tali da far sì che gli elettroni vengano spinti verso il nucleo dell’atomo e, collidendo con i protoni, diano origine a neutroni. Per effetto di questo meccanismo, l’intera stella è formata da neutroni (questa “sostanza” prende il nome di neutronio).

7.      Buchi neri: quando una stella di grande massa (30-50 masse solari) collassa, al suo posto rimane un buco nero, cioè un corpo dalle dimensioni di pochi Km, ma con una massa equivalente all’intero nucleo della stella collassata e, quindi, con una forza gravitazionale estrema, tanta da non far sfuggire neanche i fotoni (perciò appare “nero” all’osservazione).

 

La Via Lattea, Andromeda, la M33 e molte altre galassie formano il nostro ammasso di galassie chiamato Gruppo Locale.

Il Gruppo Locale e vari altri ammassi di galassie costituiscono un superammasso detto Superammasso Locale.

L’intero universo è perciò la “scatola” finale che racchiude tutte le altre. 

Appendice mitologica

Mercurio: Nella mitologia romana, messaggero degli dei. Hermes per i greci.

Venere: Nella mitologia romana era originariamente una dea dei giardini e degli orti, in seguito identificata con Afrodite, la dea greca dell'amore e della bellezza

Marte: Nella mitologia romana, dio della guerra. Ares per i greci.

Giove: Nella mitologia romana, il padre degli dei, figlio del dio Saturno. In origine dio e re del cielo, Giove era venerato come dio della pioggia, del tuono e del fulmine. Zeus per i greci.

Europa: Nella mitologia greca, figlia di Agenore e sorella di Cadmo, che secondo la leggenda fondò Tebe. Un giorno, mentre Europa giocava con alcune amiche sulla spiaggia, il dio Zeus la vide, se ne innamorò e la rapì trasformandosi in un toro.

Ganimede: Nella mitologia greca, principe troiano giovane e bello che il dio Zeus rapì e portò sul monte Olimpo.

Io: Nella mitologia greca, figlia del dio fluviale Inaco, primo re di Argo. Fu amata da Zeus, che la trasformò in una giovenca bianca per proteggerla dalla gelosia di Era.

Callisto: una delle ninfe di Diana, sedotta da Giove, che per avvicinarla assunse le sembianze di Diana stessa.

Saturno: Nella mitologia romana, dio dell'agricoltura. Nelle leggende più tarde fu identificato con il dio greco Crono, che, spodestato dal figlio Zeus (per i romani, Giove), fuggì in Italia, dove regnò nell'età dell'oro, epoca di perfetta pace e felicità.

Urano: Dio del Cielo e sposo di Gea, padre dei Titani

Nettuno: Nella mitologia romana, dio del mare. Poseidone per i greci.

Tritone: Nella mitologia greca, essere marino figlio di Poseidone

Nereide: Nella mitologia greca le nereidi sono divinità marine.

Plutone: Nella mitologia romana, dio degli inferi. Ade per i greci.

Caronte: Caronte era il vecchio barcaiolo che trasportava le anime dei morti sullo Stige fino ai cancelli degli Inferi. Accettava sulla sua barca soltanto le anime di coloro che avevano ricevuto la sepoltura e che gli pagavano un obolo consistente in una moneta che veniva posta sotto la lingua del cadavere al momento del rito funebre. Gli altri erano condannati ad attendere un secolo al di là dello Stige.

Cerere: Nella mitologia romana, dea dell'agricoltura corrispondente alla dea greca Demetra.


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