Astronomia

La forma e le fluttuazioni dell'eliopausa possono essere attribuite a specifiche stelle e ammassi vicini?

La forma e le fluttuazioni dell'eliopausa possono essere attribuite a specifiche stelle e ammassi vicini?

L'eliopausa è dove il vento solare è controbilanciato dai venti di particelle di altre stelle. Questo confine sembra non essere sferico e anche fluttuare nella forma.

La forma dell'eliopausa può essere stimata dalla pressione delle stelle circostanti e degli ammassi aperti?

Le fluttuazioni possono essere attribuite a stelle specifiche nelle vicinanze del Sole? Ci sono stelle singole sia così attive che così vicine da dominare le fluttuazioni dell'Eliopausa? La Voyager in effetti ha osservato gli effetti di un evento specifico sulla superficie di una stella specifica quando il confine dell'eliopausa fluttuava avanti e indietro su di essa?


Il meccanismo di feedback del getto (JFM) in stelle, galassie e ammassi

Rivedo l'influenza che i getti e le bolle che gonfiano potrebbero avere sul loro gas ambientale mentre operano attraverso un meccanismo di feedback a getto negativo (JFM). Discuto i sistemi astrofisici in cui si osserva che i getti influenzano il gas ambientale, in molti casi gonfiando bolle grandi, calde e a bassa densità, e sistemi in cui il funzionamento del JFM è ancora un suggerimento teorico. Il primo gruppo include flussi di raffreddamento in galassie e ammassi di galassie, galassie che formano stelle, giovani oggetti stellari e nebulose planetarie bipolari. Il secondo gruppo comprende le supernove a collasso del nucleo, l'evoluzione dell'involucro comune, l'evoluzione dell'involucro radente e i transitori ottici di luminosità intermedia. Il suggerimento che il JFM operi in questi quattro tipi di sistemi si basa sul presupposto che i getti siano molto più comuni di quanto si deduce dagli oggetti in cui sono osservati direttamente. Comune a tutti gli otto tipi di sistemi qui esaminati è la presenza di un oggetto compatto all'interno di un gas ambiente esteso. Il gas ambientale funge da potenziale serbatoio di massa da accumulare sull'oggetto compatto. Se l'oggetto compatto lancia getti mentre accresce la massa, i getti potrebbero ridurre il tasso di accrescimento mentre depositano energia nel gas ambientale, o addirittura rimuovere l'intero gas ambientale, chiudendo così un ciclo di feedback negativo.


1 L'eliosfera e il suo ambiente interstellare

Il nostro sistema solare si trova tra i bracci a spirale della Galassia Perseo e Carina-Sagittario sul bordo interno dello Sperone di Orione, a circa 28.000 anni luce dal centro galattico (Figura 1 vedi anche Frisch [2006], Figura 1.1). Il suo ambiente galattico immediato—il mezzo interstellare locale (LISM)—è formato da una delle nubi calde e parzialmente ionizzate che si trovano vicino al Sole nella Bolla Locale, una grande cavità nel gas interstellare neutro e polvere che è riempita con un altamente rarefatto plasma e che è stato probabilmente prodotto da più esplosioni di supernova [ad esempio, Smith e Cox, 2001 Frisch, 1996 Fuchs et al., 2009]. (Per revisioni dettagliate dello stato attuale delle conoscenze sull'ambiente interstellare del Sole, vedere Frisch et al. [ 2009 , 2011 ] su recenti ricerche e controversie riguardanti specificamente la bolla locale, cfr Breitschwerdt e Cox [ 2004 ] Shelton [ 2009 ], e Shelton e altri. [ 2009 ].) L'origine delle nuvole calde all'interno della Bolla Locale non è stata determinata tuttavia, il loro movimento lontano dalla vicina associazione Scorpius-Centaurus di stelle massicce e giovani suggerisce una connessione con l'espansione di un guscio di superbolle da quella formazione stellare regione nelle vicinanze del Sole [Slavin, 2009 Frisch et al., 2011]. La nuvola che circonda il sistema solare è chiamata Local Interstellar Cloud (LIC). Le sue dimensioni e forma sono incerte [Redfield e Linsky, 2008] tuttavia, le sue proprietà sono state calcolate con modelli di fotoionizzazione del LIC vincolati da spettri di assorbimento ad alta risoluzione della luce proveniente da stelle vicine e misurazioni in situ di neutri interstellari all'interno del sistema solare [ad es. Slavin e Frisch, 2008 Frisch et al., 2009]. Inoltre, la direzione del campo magnetico interstellare (ISMF) nel LIC può essere dedotta dalla posizione del centro dell'Interstellar Boundary Explorer (IBEX) Ribbon [Funsten et al., 2009b , 2013 vedere la sezione 4 di seguito] ed è risultato essere simile a quello determinato dalle misurazioni della polarizzazione ottica della luce delle stelle vicine [Frisch et al., 2010 , 2012]. La magnitudo del campo non può essere misurata direttamente ma può essere stimata utilizzando modelli MHD dell'interazione eliosfera/LISM e il Ribbon [Heerikhuisen e Pogorelov, 2011 Pogorelov et al., 2011], con un vincolo cruciale fornito dalle osservazioni dell'assorbimento di Lyman-alfa nella parete dell'idrogeno [Zank et al., 2013]. Sebbene il sistema solare sembri ancora risiedere all'interno del LIC [Mobius et al., 2012], è molto vicino—all'interno di <0.1 pc o

20.000 unità astronomiche (AU) del bordo interno della nuvola e potrebbe "presto" (

4000 anni) passano nell'adiacente G (per “galattico”) Cloud [Frisch et al., 2011]. I cambiamenti nell'ambiente interstellare del sistema solare, ad esempio attraverso il passaggio del Sole dal LIC in una densa nube molecolare o in una regione completamente ionizzata come la Bolla Locale, sono stati modellati e hanno dimostrato di provocare cambiamenti significativi negli spettri e nei flussi dei raggi cosmici a 1 AU [ad es. Florinski e Zank, 2006 Müller et al., 2006 Scherer et al., 2008 Frisch e Müller, 2011 e riferimenti ivi contenuti].

Il sistema solare si sta muovendo con una velocità di 23,2 km/s rispetto al LIC [McComas et al., 2012a]. Mentre viaggia attraverso il LIC, è avvolto da un plasma magnetizzato che emana dal Sole in tutte le direzioni: il vento solare, l'espansione supersonica dell'atmosfera superiore del Sole (corona) nello spazio interplanetario. Durante i periodi di bassa attività solare (intorno al minimo solare), il vento solare è organizzato in un vento lento che ha origine da strutture di campo magnetico parzialmente chiuse (streamer) vicino all'equatore solare e un vento veloce che emana da grandi buchi coronali circumpolari (regioni di flusso magnetico aperto) ad alte eliolatitudini [ad es. McComas et al., 1998]. In periodi di elevata attività solare, la struttura magnetica della corona è molto diversa e il vento solare è costituito da un mix altamente variabile di flussi veloci e lenti da una varietà di sorgenti a tutte le eliolatitudini, invece della semplice struttura latitudinale bimodale del minimo solare . Oltre al deflusso continuo e quasi stazionario dalla corona, ci sono transitori nel vento solare sotto forma di eruzioni episodiche di materiale coronale e campi magnetici. Queste espulsioni di massa coronale derivano dal rilascio di energia immagazzinata in campi magnetici coronali stressati, possono spingere miliardi di tonnellate di plasma magnetizzato nello spazio interplanetario e, a seconda della loro velocità, possono guidare potenti onde d'urto interplanetarie e causare grandi tempeste meteorologiche spaziali sulla Terra.Kahler, 1992 Papera, 1993 Webb, 1995 ].

Poiché il vento solare scorre radialmente verso l'esterno dal Sole, crea una cavità all'interno del LISM. Questa cavità è chiamata eliosfera, è la regione dello spazio dominata dal vento solare e dal campo magnetico solare trascinato (il campo magnetico interplanetario, FMI) (Figura 2). Il vento solare continua la sua espansione verso l'esterno fino a quando le pressioni combinate di ariete, magnetico e particelle cariche del LISM, che l'eliosfera sperimenta come un vento interstellare, bilanciano la pressione del vento solare. Nella direzione sopravento, l'eliosfera forma un ostacolo smussato nel flusso del LISM, con un "naso" dove i flussi diretti opposti ristagnano e si equilibrano nella direzione sottovento, l'interazione con il LISM produce una "coda" eliosferica estesa o heliotail [McComas et al., 2013 ].

L'eliosfera è delimitata dall'eliopausa, una discontinuità che separa il plasma del vento solare magnetizzato e la componente ionizzata del LISM con il suo ISMF incorporato. Salvo qualche possibile riconnessione magnetica, l'eliopausa è impermeabile al plasma LISM, il cui flusso è deviato intorno all'eliosfera. Tuttavia, i neutri interstellari che sopravvivono alla "filtrazione" attraverso lo scambio di carica con i protoni interstellari nella regione vicino a monte [Izmodenov et al., 2004 Müller e Zank, 2004 ] possono passare attraverso l'eliopausa senza impedimenti nell'eliosfera, dove una parte di esse viene ionizzata dallo scambio di carica con il vento solare e, in misura minore, dalla fotoionizzazione UV e dalla ionizzazione per impatto elettronico. Questi ioni appena nati vengono captati dal vento solare e incorporati nel suo movimento verso l'esterno, formando una popolazione di ioni pickup (PUI) con un'energia di taglio 4 volte quella dei protoni del vento solare centrale.Gloeckler et al., 1993]. Quando il vento solare si avvicina al LISM, si forma uno shock in cui il vento solare e i PUI vengono rallentati, riscaldati e compressi. Questo shock, chiamato shock di terminazione, è il più interno dei confini esterni dell'eliosfera. Al di là di esso, nell'elioguaina interna (la regione a valle tra lo shock e l'eliopausa), il flusso del vento solare shock e delle PUI si allontana dal naso ed è diretto lungo la coda dell'elio.

Le posizioni dello shock di terminazione e dell'eliopausa sono determinate dal bilancio di pressione tra il vento solare e il LISM e variano con i cambiamenti nella pressione del pistone del vento solare o nell'ambiente interstellare. Gli incontri di Voyager 1 e 2 con lo shock di terminazione hanno rivelato che si trova più vicino al Sole nell'emisfero meridionale che in quello settentrionale [Stone e altri., 2005 , 2008 ]. La Voyager 1 ha attraversato l'urto a 34 ° N a una distanza eliocentrica di 94 AU La Voyager 2 ha attraversato la scossa a 26 ° S a 84 UA. Solo 2-3 UA della differenza tra le distanze alle quali i due veicoli spaziali hanno attraversato lo shock sembra essere attribuibile a un cambiamento nella posizione dello shock in risposta ai cambiamenti nella pressione del vento solare durante i 3 anni che hanno separato gli incontri [Richardson et al., 2008]. La maggior parte dell'asimmetria nord-sud nello shock di terminazione è quindi attribuita alla pressione esterna dell'ISMF, che avvolge l'eliosfera ed è inclinata dalla direzione del flusso LISM e inclinata rispetto all'eclittica [Lallement et al., 2005 ].

La regione del plasma LISM denso "immediatamente" all'esterno (cioè entro poche centinaia di AU) dall'eliopausa è definita elioguaina esterna. (Come Liu e altri. [2012] fanno notare, il termine “elioguaina esterna” si riferisce in senso stretto al plasma LISM shock tra l'eliopausa e l'arco shock e quindi non è più appropriato alla luce della recente scoperta che non esiste un arco shock a monte del eliopausa [McComas et al., 2012a ]. Tuttavia, la maggior parte degli articoli sulla fonte Ribbon trattati in questa recensione sono stati scritti prima di questa scoperta e usano la terminologia tradizionale, quindi, come Liu et al., continuiamo a usarla anche qui.) La maggior parte dei modelli dell'eliosfera/LISM interazione hanno incluso un arco shock a monte dell'eliopausa assumendo che la velocità dei flussi di plasma LISM sia maggiore della velocità magnetosonica veloce. L'elioguaina esterna sarebbe quindi popolata da plasma LISM che era stato rallentato, riscaldato e compresso allo shock. I neutri interstellari in entrata subirebbero uno scambio di carica con questa popolazione, producendo un denso "muro" di idrogeno neutro riscaldato, la cui presenza è indicata dalle osservazioni di assorbimento Lyman-alfa verso le stelle vicine.Baranov et al., 1991]. Tuttavia, recenti misurazioni in situ dell'elio neutro interstellare all'interno dell'eliosfera indicano che la velocità del flusso del LISM è più lenta di quanto si pensasse in precedenza.Mobius et al., 2012 Bzowski et al., 2012 McComas et al., 2012a ] e che la direzione del flusso è aumentata in longitudine eclittica negli ultimi decenni [Frisch et al., 2013]. Calcoli e modelli che utilizzano il nuovo valore della velocità del flusso e i valori recenti dell'ISMF mostrano che, invece del previsto shock d'arco, si forma un'ampia onda d'arco nel flusso LISM a monte dell'eliopausa [McComas et al., 2012a]. Come i modelli bow-shock, anche i modelli no-bow-shock producono una parete di idrogeno che è coerente con le osservazioni di assorbimento Lyman-alfa per magnitudini ISMF di


Elenco dei problemi irrisolti in fisica

I principali problemi irrisolti [1] in fisica sono o problematici per quanto riguarda i dati scientifici considerati teoricamente, il che significa che l'analisi e la teoria esistenti sembrano incapaci di spiegare certi fenomeni osservati o risultati sperimentali, o problematici per quanto riguarda il disegno sperimentale, il che significa che c'è un difficoltà nel creare un esperimento per testare una teoria proposta o indagare un fenomeno in modo più dettagliato.

Ci sono ancora alcune domande oltre il Modello Standard della fisica, come il problema CP forte, la massa dei neutrini, l'asimmetria materia-antimateria e la natura della materia oscura e dell'energia oscura. [2] [3] Un altro problema risiede all'interno della struttura matematica del Modello Standard stesso: il Modello Standard è incoerente con quello della relatività generale, al punto che una o entrambe le teorie falliscono in determinate condizioni (ad esempio all'interno di singolarità spazio-temporali note come il Big Bang e i centri dei buchi neri oltre l'orizzonte degli eventi).


Il mio blog

L'astronomia è una scienza naturale che si occupa dello studio degli oggetti celesti (come stelle, pianeti, comete, nebulose, ammassi stellari e galassie) e dei fenomeni che hanno origine al di fuori dell'atmosfera terrestre (come la radiazione cosmica di fondo). Si occupa dell'evoluzione, della fisica, della chimica, della meteorologia e del movimento degli oggetti celesti, nonché della formazione e dello sviluppo dell'universo.

L'astronomia è una delle scienze più antiche. Le culture preistoriche hanno lasciato manufatti astronomici come i monumenti egizi e Stonehenge, e le prime civiltà come i babilonesi, i greci, i cinesi e gli indiani hanno eseguito osservazioni metodiche del cielo notturno. Tuttavia, l'invenzione del telescopio era necessaria prima che l'astronomia potesse trasformarsi in una scienza moderna. Storicamente, l'astronomia ha incluso discipline diverse come l'astrometria, la navigazione celeste, l'astronomia osservativa, la creazione di calendari e persino l'astrologia, ma oggigiorno l'astronomia professionale è spesso considerata sinonimo di astrofisica.

Durante il XX secolo, il campo dell'astronomia professionale si divise in rami osservativi e teorici. L'astronomia osservativa è focalizzata sull'acquisizione di dati dalle osservazioni di oggetti celesti, che vengono poi analizzati utilizzando i principi di base della fisica. L'astronomia teorica è orientata allo sviluppo di computer o modelli analitici per descrivere oggetti e fenomeni astronomici. I due campi si completano a vicenda, con l'astronomia teorica che cerca di spiegare i risultati osservativi e le osservazioni che vengono utilizzate per confermare i risultati teorici.

Gli astrofili hanno contribuito a molte importanti scoperte astronomiche e l'astronomia è una delle poche scienze in cui i dilettanti possono ancora svolgere un ruolo attivo, soprattutto nella scoperta e nell'osservazione di fenomeni transitori.

L'astronomia antica non deve essere confusa con l'astrologia, il sistema di credenze che afferma che le vicende umane sono correlate alle posizioni degli oggetti celesti. Sebbene i due campi condividano un'origine comune e una parte dei loro metodi (vale a dire l'uso di effemeridi), sono distinti.

La parola astronomia (dalle parole greche astron (&#ον), “star” e -nomy da nomos (νόμος), “law” o “culture”) significa letteralmente “legge delle stelle” ( o “cultura delle stelle” a seconda della traduzione).
Uso dei termini “astronomia” e “astrofisica”

Generalmente, il termine “astronomia” o “astrofisica” può essere usato per riferirsi a questo argomento. Basato su rigorose definizioni del dizionario, “astronomia” si riferisce allo “lo studio di oggetti e materia al di fuori dell'atmosfera terrestre e delle loro proprietà fisiche e chimiche” e “astrofisica” si riferisce alla branca dell'astronomia che si occupa di “il comportamento, le proprietà fisiche e i processi dinamici di oggetti e fenomeni celesti”. In alcuni casi, come nell'introduzione del libro di testo introduttivo The Physical Universe di Frank Shu, “astronomia” può essere usato per descrivere lo studio qualitativo dell'argomento, mentre “astrofisica” è usato per descrivere lo studio orientato alla fisica. versione del soggetto. Tuttavia, poiché la maggior parte della ricerca astronomica moderna si occupa di argomenti legati alla fisica, l'astronomia moderna potrebbe effettivamente essere chiamata astrofisica. Vari dipartimenti che si occupano di questo argomento possono utilizzare “astronomia” e “astrofisica”, in parte a seconda che il dipartimento sia storicamente affiliato a un dipartimento di fisica, e molti astronomi professionisti hanno effettivamente una laurea in fisica. Una delle principali riviste scientifiche del settore si chiama Astronomia e Astrofisica.
Storia

Una mappa celeste del XVII secolo, del cartografo olandese Frederik de Wit.

Nei primi tempi, l'astronomia comprendeva solo l'osservazione e la previsione dei movimenti di oggetti visibili ad occhio nudo. In alcune località, come Stonehenge, le prime culture assemblavano enormi manufatti che probabilmente avevano uno scopo astronomico. Oltre ai loro usi cerimoniali, questi osservatori potrebbero essere impiegati per determinare le stagioni, un fattore importante per sapere quando piantare le colture, così come per capire la lunghezza dell'anno.

Prima che fossero inventati strumenti come il telescopio, i primi studi sulle stelle dovevano essere condotti dagli unici punti di osservazione disponibili, vale a dire edifici alti e alture a occhio nudo. Man mano che le civiltà si sviluppavano, in particolare in Mesopotamia, Cina, Egitto, Grecia, India e America Centrale, furono assemblati osservatori astronomici e iniziarono ad essere esplorate idee sulla natura dell'universo. La maggior parte della prima astronomia in realtà consisteva nel mappare le posizioni delle stelle e dei pianeti, una scienza ora chiamata astrometria. Da queste osservazioni si sono formate le prime idee sui moti dei pianeti e la natura del Sole, della Luna e della Terra nell'universo è stata esplorata filosoficamente. Si credeva che la Terra fosse il centro dell'universo con il Sole, la Luna e le stelle che ruotavano attorno ad essa. Questo è noto come il modello geocentrico dell'universo.

Uno sviluppo iniziale particolarmente importante fu l'inizio dell'astronomia matematica e scientifica, iniziata tra i Babilonesi, che gettarono le basi per le tradizioni astronomiche successive che si svilupparono in molte altre civiltà. I ​​Babilonesi scoprirono che le eclissi lunari si ripetevano in un ciclo ripetuto noto come saros.
Orologio solare equatoriale greco, Alessandria sull'Oxus, attuale Afghanistan III-II secolo a.C.

Dopo i Babilonesi, nell'antica Grecia e nel mondo ellenistico furono fatti progressi significativi nell'astronomia. L'astronomia greca è caratterizzata fin dall'inizio dalla ricerca di una spiegazione fisica razionale per i fenomeni celesti. Nel III secolo aC, Aristarco di Samo calcolò le dimensioni della Terra, misurò le dimensioni e la distanza della Luna e del Sole, e fu il primo a proporre un modello eliocentrico del sistema solare. Nel II secolo aC, Ipparco scoprì la precessione, calcolò le dimensioni e la distanza della Luna e inventò i primi dispositivi astronomici conosciuti come l'astrolabio. Ipparco creò anche un catalogo completo di 1020 stelle, e la maggior parte delle costellazioni dell'emisfero settentrionale derivano dall'astronomia greca. Il meccanismo di Antikythera (c. 150-80 a.C.) era un primo computer analogico progettato per calcolare la posizione del Sole, della Luna e dei pianeti per una determinata data. Manufatti tecnologici di simile complessità non ricomparvero fino al XIV secolo, quando in Europa apparvero gli orologi astronomici meccanici.

Durante il Medioevo, l'astronomia era per lo più stagnante nell'Europa medievale, almeno fino al XIII secolo. Tuttavia, l'astronomia fiorì nel mondo islamico e in altre parti del mondo. Ciò ha portato alla nascita dei primi osservatori astronomici nel mondo musulmano all'inizio del IX secolo. Nel 964, la galassia di Andromeda, la galassia più vicina alla Via Lattea, fu scoperta dall'astronomo persiano Azophi e descritta per la prima volta nel suo Libro delle stelle fisse. La supernova SN 1006, l'evento stellare di magnitudine apparente più brillante nella storia registrata, è stata osservata dall'astronomo arabo egiziano Ali ibn Ridwan e dagli astronomi cinesi nel 1006. Alcuni dei più importanti astronomi islamici (soprattutto persiani e arabi) che hanno dato contributi significativi alla la scienza include Al-Battani, Thebit, Azophi, Albumasar, Biruni, Arzachel, Al-Birjandi e gli astronomi degli osservatori di Maragheh e Samarcanda. Gli astronomi in quel periodo introdussero molti nomi arabi ora usati per le singole stelle. Si ritiene inoltre che le rovine di Great Zimbabwe e Timbuktu possano aver ospitato un osservatorio astronomico. Gli europei avevano precedentemente creduto che non ci fosse stata alcuna osservazione astronomica nell'Africa subsahariana del Medioevo precoloniale, ma le scoperte moderne mostrano il contrario.
Rivoluzione scientifica
Gli schizzi e le osservazioni della Luna di Galileo rivelarono che la superficie era montuosa.

Durante il Rinascimento, Niccolò Copernico propose un modello eliocentrico del sistema solare. Il suo lavoro è stato difeso, ampliato e corretto da Galileo Galilei e Johannes Kepler. Galileo ha innovato utilizzando i telescopi per migliorare le sue osservazioni.

Keplero fu il primo a ideare un sistema che descrivesse correttamente i dettagli del moto dei pianeti con il Sole al centro. Tuttavia, Keplero non è riuscito a formulare una teoria dietro le leggi che ha scritto. Toccò all'invenzione di Newton della dinamica celeste e alla sua legge di gravitazione spiegare finalmente i moti dei pianeti. Newton sviluppò anche il telescopio riflettore.

Ulteriori scoperte hanno messo in parallelo i miglioramenti nelle dimensioni e nella qualità del telescopio. Cataloghi stellari più estesi furono prodotti da Lacaille. L'astronomo William Herschel fece un catalogo dettagliato di nebulosità e ammassi e nel 1781 scoprì il pianeta Urano, il primo nuovo pianeta scoperto. La distanza di una stella fu annunciata per la prima volta nel 1838 quando la parallasse di 61 Cygni fu misurata da Friedrich Bessel.

Durante i secoli 18-19, l'attenzione al problema dei tre corpi di Eulero, Clairaut e D’Alembert ha portato a previsioni più accurate sui moti della Luna e dei pianeti. Questo lavoro è stato ulteriormente perfezionato da Lagrange e Laplace, consentendo di stimare le masse dei pianeti e delle lune dalle loro perturbazioni.

Significativi progressi in astronomia sono avvenuti con l'introduzione di nuove tecnologie, tra cui lo spettroscopio e la fotografia. Fraunhofer scoprì circa 600 bande nello spettro del Sole nel 1814–15, che, nel 1859, Kirchhoff attribuì alla presenza di diversi elementi. È stato dimostrato che le stelle sono simili al Sole della Terra, ma con un'ampia gamma di temperature, masse e dimensioni.

L'esistenza della galassia della Terra, la Via Lattea, come gruppo separato di stelle, è stata dimostrata solo nel XX secolo, insieme all'esistenza di galassie “esterne”, e poco dopo, l'espansione dell'Universo, visto nella recessione della maggior parte delle galassie da noi. L'astronomia moderna ha anche scoperto molti oggetti esotici come quasar, pulsar, blazar e radiogalassie, e ha usato queste osservazioni per sviluppare teorie fisiche che descrivono alcuni di questi oggetti in termini di oggetti altrettanto esotici come buchi neri e stelle di neutroni. La cosmologia fisica ha compiuto enormi progressi nel corso del XX secolo, con il modello del Big Bang fortemente supportato dalle prove fornite dall'astronomia e dalla fisica, come la radiazione cosmica di fondo a microonde, la legge di Hubble e le abbondanze cosmologiche degli elementi.
Astronomia osservativa
Il Very Large Array nel New Mexico, un esempio di radiotelescopio
Articolo principale: astronomia osservativa

In astronomia, la principale fonte di informazioni sui corpi celesti e altri oggetti è la luce visibile o più in generale la radiazione elettromagnetica. L'astronomia osservativa può essere suddivisa in base alla regione osservata dello spettro elettromagnetico. Alcune parti dello spettro possono essere osservate dalla superficie terrestre, mentre altre parti sono osservabili solo da alte quote o dallo spazio. Di seguito vengono fornite informazioni specifiche su questi sottocampi.
Radioastronomia

La radioastronomia studia le radiazioni con lunghezze d'onda maggiori di circa un millimetro. La radioastronomia è diversa dalla maggior parte delle altre forme di astronomia osservativa in quanto le onde radio osservate possono essere trattate come onde piuttosto che come fotoni discreti. Quindi, è relativamente più facile misurare sia l'ampiezza che la fase delle onde radio, mentre ciò non è altrettanto facile a lunghezze d'onda più corte.

Sebbene alcune onde radio siano prodotte da oggetti astronomici sotto forma di emissione termica, la maggior parte dell'emissione radio osservata dalla Terra è vista sotto forma di radiazione di sincrotrone, che viene prodotta quando gli elettroni oscillano attorno ai campi magnetici. Inoltre, un certo numero di righe spettrali prodotte dal gas interstellare, in particolare la riga spettrale dell'idrogeno a 21 cm, sono osservabili a lunghezze d'onda radio.

Un'ampia varietà di oggetti è osservabile a lunghezze d'onda radio, comprese supernovae, gas interstellari, pulsar e nuclei galattici attivi.
Astronomia a infrarossi
Articolo principale: astronomia a infrarossi

L'astronomia a infrarossi si occupa della rilevazione e dell'analisi della radiazione infrarossa (lunghezze d'onda più lunghe della luce rossa). Ad eccezione delle lunghezze d'onda vicine alla luce visibile, la radiazione infrarossa è pesantemente assorbita dall'atmosfera e l'atmosfera produce una significativa emissione infrarossa. Di conseguenza, gli osservatori a infrarossi devono essere posizionati in luoghi alti e asciutti o nello spazio. Lo spettro infrarosso è utile per studiare oggetti troppo freddi per irradiare luce visibile, come pianeti e dischi circumstellari. Le lunghezze d'onda infrarosse più lunghe possono anche penetrare nelle nuvole di polvere che bloccano la luce visibile, consentendo l'osservazione di giovani stelle nelle nuvole molecolari e nei nuclei delle galassie. Alcune molecole irradiano fortemente nell'infrarosso. Questo può essere usato per studiare la chimica nello spazio più specificamente può rilevare l'acqua nelle comete.
Astronomia Ottica
Il Subaru Telescope (a sinistra) e l'Osservatorio Keck (al centro) sul Mauna Kea, entrambi esempi di un osservatorio che opera alle lunghezze d'onda del vicino infrarosso e del visibile. L'Infrared Telescope Facility della NASA (a destra) è un esempio di telescopio che funziona solo a lunghezze d'onda del vicino infrarosso.
Articolo principale: astronomia ottica

Storicamente, l'astronomia ottica, chiamata anche astronomia della luce visibile, è la più antica forma di astronomia. Le immagini ottiche erano originariamente disegnate a mano. Alla fine del XIX secolo e per la maggior parte del XX secolo, le immagini sono state realizzate utilizzando attrezzature fotografiche. Le immagini moderne sono realizzate utilizzando rilevatori digitali, in particolare rilevatori che utilizzano dispositivi ad accoppiamento di carica (CCD). Sebbene la luce visibile stessa si estenda da circa 4000 Å a 7000 (da 400 nm a 700 nm), la stessa apparecchiatura utilizzata a queste lunghezze d'onda viene utilizzata anche per osservare alcune radiazioni del vicino ultravioletto e del vicino infrarosso.
Astronomia ultravioletta
Articolo principale: astronomia ultravioletta

L'astronomia ultravioletta viene generalmente utilizzata per riferirsi a osservazioni a lunghezze d'onda ultraviolette comprese tra circa 100 e 3200 (da 10 a 320 nm). La luce a queste lunghezze d'onda viene assorbita dall'atmosfera terrestre, quindi le osservazioni a queste lunghezze d'onda devono essere eseguite dall'atmosfera superiore o dallo spazio. L'astronomia ultravioletta è più adatta allo studio della radiazione termica e delle righe di emissione spettrale delle stelle blu calde (stelle OB) che sono molto luminose in questa banda d'onda. Ciò include le stelle blu in altre galassie, che sono state l'obiettivo di diversi rilevamenti nell'ultravioletto. Altri oggetti comunemente osservati nella luce ultravioletta includono nebulose planetarie, resti di supernova e nuclei galattici attivi. Tuttavia, poiché la luce ultravioletta viene facilmente assorbita dalla polvere interstellare, è necessaria un'adeguata regolazione delle misurazioni ultraviolette.
Astronomia a raggi X
Articolo principale: astronomia a raggi X

L'astronomia a raggi X è lo studio di oggetti astronomici alle lunghezze d'onda dei raggi X. Tipicamente, gli oggetti emettono raggi X come emissione di sincrotrone (prodotta da elettroni che oscillano attorno alle linee del campo magnetico), emissione termica da gas sottili sopra 107 (10 milioni) kelvin ed emissione termica da gas densi sopra 107 Kelvin. Poiché i raggi X vengono assorbiti dall'atmosfera terrestre, tutte le osservazioni a raggi X devono essere eseguite da palloni, razzi o veicoli spaziali ad alta quota. Sorgenti di raggi X notevoli includono binarie di raggi X, pulsar, resti di supernova, galassie ellittiche, ammassi di galassie e nuclei galattici attivi.

Secondo il sito web ufficiale della NASA, i raggi X furono osservati e documentati per la prima volta nel 1895 da Wilhelm Conrad Röntgen, uno scienziato tedesco che li trovò per caso durante gli esperimenti con i tubi a vuoto. Attraverso una serie di esperimenti, tra cui la famigerata fotografia a raggi X che ha scattato alla mano di sua moglie con sopra un anello nuziale, Röntgen è stato in grado di scoprire gli elementi iniziali delle radiazioni. Il “X”, infatti, ha il suo significato, in quanto rappresenta l'incapacità di Röntgen di identificare esattamente quale tipo di radiazione fosse.

Inoltre, secondo il sito web, in alcuni paesi di lingua tedesca, i raggi X sono ancora a volte indicati come raggi Röntgen, in onore dell'uomo che li ha scoperti.
Astronomia con raggi gamma
Articolo principale: astronomia a raggi gamma

L'astronomia dei raggi gamma è lo studio di oggetti astronomici alle lunghezze d'onda più corte dello spettro elettromagnetico. I raggi gamma possono essere osservati direttamente da satelliti come il Compton Gamma Ray Observatory o da telescopi specializzati chiamati telescopi atmosferici Cherenkov. I telescopi Cherenkov in realtà non rilevano direttamente i raggi gamma, ma rilevano invece i lampi di luce visibile prodotti quando i raggi gamma vengono assorbiti dall'atmosfera terrestre.

La maggior parte delle sorgenti che emettono raggi gamma sono in realtà lampi di raggi gamma, oggetti che producono radiazioni gamma solo da pochi millisecondi a migliaia di secondi prima di svanire. Solo il 10% delle sorgenti di raggi gamma sono sorgenti non transitorie. Questi emettitori di raggi gamma stabili includono pulsar, stelle di neutroni e candidati buchi neri come i nuclei galattici attivi.
Campi non basati sullo spettro elettromagnetico

Oltre alla radiazione elettromagnetica, dalla Terra si possono osservare alcuni altri eventi provenienti da grandi distanze.

Nell'astronomia dei neutrini, gli astronomi utilizzano strutture sotterranee speciali come SAGE, GALLEX e Kamioka II/III per rilevare i neutrini. Questi neutrini provengono principalmente dal Sole ma anche dalle supernove. I raggi cosmici, che consistono in particelle ad altissima energia che possono decadere o essere assorbite quando entrano nell'atmosfera terrestre, danno luogo a una cascata di particelle che possono essere rilevate dagli attuali osservatori. Inoltre, alcuni futuri rivelatori di neutrini potrebbero anche essere sensibili alle particelle prodotte quando i raggi cosmici colpiscono l'atmosfera terrestre. L'astronomia delle onde gravitazionali è un nuovo campo emergente dell'astronomia che mira a utilizzare i rivelatori di onde gravitazionali per raccogliere dati osservativi su oggetti compatti. Sono stati costruiti alcuni osservatori, come il Laser Interferometer Gravitational Observatory LIGO, ma le onde gravitazionali sono estremamente difficili da rilevare.

Gli astronomi planetari hanno osservato direttamente molti di questi fenomeni attraverso veicoli spaziali e missioni di ritorno campione. Queste osservazioni includono missioni di sorvolo con sensori remoti, veicoli di atterraggio che possono eseguire esperimenti sui materiali di superficie, dispositivi di impatto che consentono il rilevamento a distanza di materiale sepolto e missioni di restituzione del campione che consentono l'esame diretto di laboratorio.
Astrometria e meccanica celeste
Articoli principali: astrometria e meccanica celeste

Uno dei campi più antichi dell'astronomia, e di tutta la scienza, è la misurazione delle posizioni degli oggetti celesti. Storicamente, la conoscenza accurata delle posizioni del Sole, della Luna, dei pianeti e delle stelle è stata essenziale nella navigazione celeste e nella creazione dei calendari.

Un'attenta misurazione delle posizioni dei pianeti ha portato a una solida comprensione delle perturbazioni gravitazionali e alla capacità di determinare le posizioni passate e future dei pianeti con grande precisione, un campo noto come meccanica celeste. Più recentemente, il tracciamento di oggetti vicini alla Terra consentirà di prevedere incontri ravvicinati e potenziali collisioni con la Terra.

La misurazione della parallasse stellare delle stelle vicine fornisce una linea di base fondamentale nella scala delle distanze cosmiche che viene utilizzata per misurare la scala dell'universo. Le misurazioni della parallasse di stelle vicine forniscono una linea di base assoluta per le proprietà di stelle più lontane, perché le loro proprietà possono essere confrontate. Le misurazioni della velocità radiale e del moto proprio mostrano la cinematica di questi sistemi attraverso la galassia della Via Lattea. I risultati astrometrici vengono utilizzati anche per misurare la distribuzione della materia oscura nella galassia.

Durante gli anni '90, la tecnica astrometrica di misurazione dell'oscillazione stellare è stata utilizzata per rilevare grandi pianeti extrasolari in orbita attorno a stelle vicine.
Astronomia teorica
nucleosintesi
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* Nucleosintesi stellare
* Nucleosintesi del Big Bang
* Nucleosintesi di supernova
* Spallazione del raggio cosmico

* Astrofisica
* Fusione nucleare
o processo R
o Processo S
* Fissione nucleare

modificare
Articolo principale: astronomia teorica

Gli astronomi teorici utilizzano un'ampia varietà di strumenti che includono modelli analitici (ad esempio, politropi per approssimare il comportamento di una stella) e simulazioni numeriche computazionali. Ognuno ha alcuni vantaggi. I modelli analitici di un processo sono generalmente migliori per dare un'idea del cuore di ciò che sta accadendo. I modelli numerici possono rivelare l'esistenza di fenomeni ed effetti che altrimenti non si vedrebbero.

I teorici in astronomia si sforzano di creare modelli teorici e di capire le conseguenze osservative di quei modelli. Questo aiuta gli osservatori a cercare dati che possono confutare un modello o aiutare nella scelta tra diversi modelli alternativi o in conflitto.

I teorici cercano anche di generare o modificare modelli per tenere conto di nuovi dati. In caso di incoerenza, la tendenza generale è cercare di apportare modifiche minime al modello per adattare i dati. In alcuni casi, una grande quantità di dati incoerenti nel tempo può portare all'abbandono totale di un modello.

Gli argomenti studiati dagli astronomi teorici includono: dinamica stellare ed evoluzione formazione di galassie struttura della materia su larga scala nell'universo origine dei raggi cosmici relatività generale e cosmologia fisica, compresa la cosmologia delle stringhe e la fisica delle astroparticelle. La relatività astrofisica serve come strumento per misurare le proprietà di strutture su larga scala per le quali la gravitazione gioca un ruolo significativo nei fenomeni fisici studiati e come base per la (astro)fisica dei buchi neri e lo studio delle onde gravitazionali.

Alcune teorie e modelli ampiamente accettati e studiati in astronomia, ora inclusi nel modello Lambda-CDM sono il Big Bang, l'inflazione cosmica, la materia oscura e le teorie fondamentali della fisica.

Alcuni esempi di questo processo:
Processo fisico Strumento sperimentale Modello teorico Spiega/predice
Gravitazione Radiotelescopi Sistema autogravitante Emersione di un sistema stellare
Fusione nucleare Spettroscopia Evoluzione stellare Come brillano le stelle e come si formano i metalli
Il Big Bang Hubble Space Telescope, COBE Universo in espansione Age of the Universe
Fluttuazioni quantistiche
Inflazione cosmica Problema di planarità
Collasso gravitazionale Astronomia a raggi X Relatività generale Buchi neri al centro della galassia di Andromeda
Ciclo CNO nelle stelle

La materia oscura e l'energia oscura sono gli attuali argomenti principali in astronomia, poiché la loro scoperta e controversia ha avuto origine durante lo studio delle galassie.
Sottocampi specifici
Astronomia solare
Un'immagine ultravioletta della fotosfera attiva del Sole vista dal telescopio spaziale TRACE. Foto della NASA
Articolo principale: Sun

A una distanza di circa otto minuti luce, la stella più frequentemente studiata è il Sole, una tipica stella nana della sequenza principale di classe stellare G2 V, e di circa 4,6 Gyr di età. Il Sole non è considerato una stella variabile, ma subisce cambiamenti periodici nell'attività noti come ciclo delle macchie solari. Questa è una fluttuazione di 11 anni nei numeri delle macchie solari. Le macchie solari sono regioni con temperature inferiori alla media associate a un'intensa attività magnetica.

Il Sole è costantemente aumentato di luminosità nel corso della sua vita, aumentando del 40% da quando è diventato per la prima volta una stella di sequenza principale. Il Sole ha anche subito cambiamenti periodici di luminosità che possono avere un impatto significativo sulla Terra. Si ritiene che il minimo di Maunder, ad esempio, abbia causato il fenomeno della piccola era glaciale durante il Medioevo.

La superficie esterna visibile del Sole è chiamata fotosfera. Sopra questo strato c'è una regione sottile nota come cromosfera. Questo è circondato da una regione di transizione di temperature in rapido aumento, quindi dalla corona surriscaldata.

Al centro del Sole c'è la regione centrale, un volume di temperatura e pressione sufficienti perché avvenga la fusione nucleare. Al di sopra del nucleo si trova la zona di radiazione, dove il plasma trasmette il flusso di energia mediante radiazione. Gli strati esterni formano una zona di convezione in cui il materiale gassoso trasporta energia principalmente attraverso lo spostamento fisico del gas. Si ritiene che questa zona di convezione crei l'attività magnetica che genera macchie solari.

Un vento solare di particelle di plasma fluisce costantemente verso l'esterno dal Sole fino a raggiungere l'eliopausa. Questo vento solare interagisce con la magnetosfera della Terra per creare le fasce di radiazione di Van Allen, così come l'aurora dove le linee del campo magnetico terrestre scendono nell'atmosfera.
Scienze planetarie
Articoli principali: scienze planetarie e geologia planetaria

Questo campo astronomico esamina l'assemblaggio di pianeti, lune, pianeti nani, comete, asteroidi e altri corpi in orbita attorno al Sole, nonché pianeti extrasolari. Il sistema solare è stato studiato relativamente bene, inizialmente attraverso i telescopi e poi con i veicoli spaziali. Ciò ha fornito una buona comprensione generale della formazione e dell'evoluzione di questo sistema planetario, sebbene molte nuove scoperte siano ancora in corso.
La macchia nera in alto è un diavolo di polvere che si arrampica su una parete di un cratere su Marte. Questa colonna mobile e vorticosa dell'atmosfera marziana (paragonabile a un tornado terrestre) ha creato la lunga striscia scura. Immagine della NASA.

Il sistema solare è suddiviso in pianeti interni, cintura di asteroidi e pianeti esterni. I pianeti terrestri interni sono costituiti da Mercurio, Venere, Terra e Marte. I pianeti giganti gassosi esterni sono Giove, Saturno, Urano e Nettuno. Oltre Nettuno si trova la fascia di Kuiper e infine la nuvola di Oort, che può estendersi fino a un anno luce.

I pianeti si sono formati nel disco protoplanetario che circondava il primo Sole. Attraverso un processo che includeva attrazione gravitazionale, collisione e accrescimento, il disco ha formato grumi di materia che, con il tempo, sono diventati protopianeti. La pressione di radiazione del vento solare ha quindi espulso la maggior parte della materia non accresciuta e solo quei pianeti con massa sufficiente hanno mantenuto la loro atmosfera gassosa. I pianeti hanno continuato a spazzare via, o espellere, la materia rimanente durante un periodo di intenso bombardamento, evidenziato dai numerosi crateri da impatto sulla Luna. Durante questo periodo, alcuni dei protopianeti potrebbero essersi scontrati, l'ipotesi principale su come si sia formata la Luna.

Una volta che un pianeta raggiunge una massa sufficiente, i materiali con densità diverse si segregano all'interno, durante la differenziazione planetaria. Questo processo può formare un nucleo pietroso o metallico, circondato da un mantello e da una superficie esterna. Il nucleo può includere regioni solide e liquide e alcuni nuclei planetari generano il proprio campo magnetico, che può proteggere le loro atmosfere dallo stripping del vento solare.

Il calore interno di un pianeta o di una luna è prodotto dalle collisioni che hanno creato il corpo, i materiali radioattivi (ad esempio uranio, torio e alluminio) o il riscaldamento delle maree. Alcuni pianeti e lune accumulano abbastanza calore per guidare processi geologici come il vulcanismo e la tettonica. Quelli che accumulano o trattengono un'atmosfera possono anche subire erosione superficiale da vento o acqua. I corpi più piccoli, senza riscaldamento delle maree, si raffreddano più rapidamente e la loro attività geologica cessa ad eccezione dei crateri da impatto.Astronomia stellare
La nebulosa planetaria Ant. L'espulsione di gas dalla stella centrale morente mostra schemi simmetrici a differenza dei modelli caotici delle normali esplosioni.
Articolo principale: Stella

Lo studio delle stelle e dell'evoluzione stellare è fondamentale per la nostra comprensione dell'universo. L'astrofisica delle stelle è stata determinata attraverso l'osservazione e la comprensione teorica e da simulazioni al computer dell'interno.

La formazione stellare avviene in regioni dense di polvere e gas, note come nuvole molecolari giganti. Quando destabilizzati, i frammenti di nubi possono collassare sotto l'influenza della gravità, per formare una protostella. Una regione centrale sufficientemente densa e calda innescherà la fusione nucleare, creando così una stella di sequenza principale.

Quasi tutti gli elementi più pesanti dell'idrogeno e dell'elio sono stati creati all'interno dei nuclei delle stelle.

Le caratteristiche della stella risultante dipendono principalmente dalla sua massa iniziale. Più la stella è massiccia, maggiore è la sua luminosità e più rapidamente consuma idrogeno nel suo nucleo. Nel tempo, questo combustibile a idrogeno viene completamente convertito in elio e la stella inizia ad evolversi. La fusione dell'elio richiede una temperatura interna più elevata, in modo che la stella si espanda in dimensioni e aumenti nella densità del nucleo. Il gigante rosso che ne risulta gode di una breve durata di vita, prima che l'elio venga a sua volta consumato. Le stelle molto massicce possono anche subire una serie di fasi evolutive decrescenti, poiché fondono elementi sempre più pesanti.

Il destino finale della stella dipende dalla sua massa, con stelle di massa maggiore di circa otto volte il Sole che diventano supernovae a collasso del nucleo mentre le stelle più piccole formano nebulose planetarie ed evolvono in nane bianche. Il resto di una supernova è una densa stella di neutroni, oppure, se la massa stellare fosse almeno tre volte quella del Sole, un buco nero. Le stelle binarie vicine possono seguire percorsi evolutivi più complessi, come il trasferimento di massa su una compagna nana bianca che può potenzialmente causare una supernova. Nebulose e supernovae planetarie sono necessarie per la distribuzione dei metalli nel mezzo interstellare senza di loro, tutte nuove stelle (e le loro sistemi planetari) sarebbero formati solo da idrogeno ed elio.
Astronomia Galattica

Struttura osservata dei bracci a spirale della Via Lattea

Il nostro sistema solare orbita all'interno della Via Lattea, una galassia a spirale barrata che è un membro di spicco del Gruppo Locale di galassie. È una massa rotante di gas, polvere, stelle e altri oggetti, tenuti insieme dalla reciproca attrazione gravitazionale. Poiché la Terra si trova all'interno dei bracci esterni polverosi, ci sono grandi porzioni della Via Lattea che sono oscurate alla vista.

Al centro della Via Lattea c'è il nucleo, un rigonfiamento a forma di barra con quello che si crede sia un buco nero supermassiccio al centro. Questo è circondato da quattro bracci primari che si sviluppano a spirale dal nucleo. Questa è una regione di formazione stellare attiva che contiene molte stelle di popolazione I più giovani. Il disco è circondato da un alone sferoide di stelle più vecchie di popolazione II, nonché da concentrazioni relativamente dense di stelle note come ammassi globulari.

Tra le stelle si trova il mezzo interstellare, una regione di materia sparsa. Nelle regioni più dense, le nubi molecolari di idrogeno molecolare e altri elementi creano regioni di formazione stellare. Questi iniziano come un compatto nucleo pre-stellare o nebulose oscure, che si concentrano e collassano (in volumi determinati dalla lunghezza del Jeans) per formare protostelle compatte.

Quando le stelle più massicce appaiono, trasformano la nube in una regione H II di gas e plasma incandescente. Il vento stellare e le esplosioni di supernova di queste stelle alla fine servono a disperdere la nube, spesso lasciando dietro di sé uno o più giovani ammassi aperti di stelle. Questi ammassi si disperdono gradualmente e le stelle si uniscono alla popolazione della Via Lattea.

Gli studi cinematici della materia nella Via Lattea e in altre galassie hanno dimostrato che c'è più massa di quella che può essere spiegata dalla materia visibile. Un alone di materia oscura sembra dominare la massa, sebbene la natura di questa materia oscura rimanga indeterminata.
Astronomia extragalattica
Questa immagine mostra diversi oggetti blu a forma di anello che sono più immagini della stessa galassia, duplicati dall'effetto della lente gravitazionale dell'ammasso di galassie gialle vicino al centro della fotografia. La lente è prodotta dal campo gravitazionale dell'ammasso che piega la luce per ingrandire e distorcere l'immagine di un oggetto più distante.

Lo studio degli oggetti al di fuori della nostra galassia è una branca dell'astronomia che si occupa della formazione e dell'evoluzione delle galassie, della loro morfologia e classificazione e dell'esame delle galassie attive, dei gruppi e degli ammassi di galassie. Quest'ultimo è importante per la comprensione della struttura su larga scala del cosmo.

La maggior parte delle galassie è organizzata in forme distinte che consentono schemi di classificazione. Sono comunemente divise in galassie a spirale, ellittiche e irregolari.

Come suggerisce il nome, una galassia ellittica ha la forma in sezione trasversale di un'ellisse. Le stelle si muovono lungo orbite casuali senza direzione preferita. Queste galassie contengono poca o nessuna polvere interstellare, poche regioni di formazione stellare e stelle generalmente più vecchie. Le galassie ellittiche si trovano più comunemente al centro degli ammassi galattici e possono formarsi attraverso fusioni di grandi galassie.

Una galassia a spirale è organizzata in un disco piatto e rotante, di solito con un rigonfiamento o una barra prominente al centro, e bracci luminosi che si muovono a spirale verso l'esterno. Le braccia sono regioni polverose di formazione stellare dove giovani stelle massicce producono una tinta blu. Le galassie a spirale sono in genere circondate da un alone di stelle più vecchie. Sia la Via Lattea che la Galassia di Andromeda sono galassie a spirale.

Le galassie irregolari hanno un aspetto caotico e non sono né spirali né ellittiche. Circa un quarto di tutte le galassie sono irregolari e le forme peculiari di tali galassie possono essere il risultato dell'interazione gravitazionale.

Una galassia attiva è una formazione che emette una quantità significativa della sua energia da una fonte diversa da stelle, polvere e gas ed è alimentata da una regione compatta al centro, solitamente ritenuta un buco nero supermassiccio che emette radiazioni da materiale in caduta.

Una radiogalassia è una galassia attiva che è molto luminosa nella porzione radio dello spettro ed emette immensi pennacchi o lobi di gas. Le galassie attive che emettono radiazioni ad alta energia includono galassie di Seyfert, Quasar e Blazar. Si ritiene che i quasar siano gli oggetti più luminosi dell'universo conosciuto.

La struttura su larga scala del cosmo è rappresentata da gruppi e ammassi di galassie. Questa struttura è organizzata in una gerarchia di raggruppamenti, con il più grande dei quali sono i superammassi. La materia collettiva si forma in filamenti e pareti, lasciando grandi vuoti nel mezzo.
Cosmologia
Articolo principale: cosmologia fisica

La cosmologia (dal greco κόσμος “mondo, universo” e λόγος “parola, studio”) potrebbe essere considerata lo studio dell'universo nel suo insieme.

Le osservazioni della struttura su larga scala dell'universo, un ramo noto come cosmologia fisica, hanno fornito una profonda comprensione della formazione e dell'evoluzione del cosmo. Fondamentale per la moderna cosmologia è la teoria ben accettata del big bang, in cui il nostro universo è iniziato in un singolo punto nel tempo, e da allora in poi si è espanso nel corso di 13,7 Gyr fino alla sua condizione attuale. Il concetto di big bang può essere fatto risalire alla scoperta della radiazione di fondo a microonde nel 1965.

Nel corso di questa espansione, l'universo ha attraversato diversi stadi evolutivi. Nei primissimi momenti, si teorizza che l'universo abbia sperimentato un'inflazione cosmica molto rapida, che ha omogeneizzato le condizioni di partenza. Successivamente, la nucleosintesi ha prodotto l'abbondanza elementare dell'universo primordiale.

Quando si formarono i primi atomi, lo spazio divenne trasparente alle radiazioni, liberando l'energia vista oggi come radiazione di fondo a microonde. L'universo in espansione ha poi subito un'età oscura a causa della mancanza di fonti di energia stellare.

Una struttura gerarchica della materia cominciò a formarsi da minuscole variazioni nella densità di massa. La materia si è accumulata nelle regioni più dense, formando nubi di gas e le prime stelle. Queste stelle massicce hanno innescato il processo di reionizzazione e si ritiene che abbiano creato molti degli elementi pesanti nell'universo primordiale che tendono a decadere negli elementi più leggeri estendendo il ciclo.

Aggregazioni gravitazionali raggruppate in filamenti, lasciando vuoti negli spazi vuoti. Gradualmente, le organizzazioni di gas e polvere si fusero per formare le prime galassie primitive. Nel corso del tempo, questi hanno attirato più materia e sono stati spesso organizzati in gruppi e ammassi di galassie, quindi in superammassi di più grandi dimensioni.

Fondamentale per la struttura dell'universo è l'esistenza della materia oscura e dell'energia oscura. Questi sono ora considerati i componenti dominanti, formando il 96% della massa dell'universo. Per questo motivo si fa molto sforzo per cercare di capire la fisica di questi componenti.
Studi interdisciplinari

L'astronomia e l'astrofisica hanno sviluppato significativi collegamenti interdisciplinari con altri importanti campi scientifici. L'archeoastronomia è lo studio degli astronomi antichi o tradizionali nel loro contesto culturale, utilizzando prove archeologiche e antropologiche. L'astrobiologia è lo studio dell'avvento e dell'evoluzione dei sistemi biologici nell'universo, con particolare enfasi sulla possibilità di vita non terrestre.

Lo studio delle sostanze chimiche presenti nello spazio, compresa la loro formazione, interazione e distruzione, è chiamato astrochimica. Queste sostanze si trovano solitamente nelle nubi molecolari, sebbene possano apparire anche nelle stelle a bassa temperatura, nelle nane brune e nei pianeti. La cosmochimica è lo studio delle sostanze chimiche presenti nel Sistema Solare, comprese le origini degli elementi e le variazioni nei rapporti isotopici. Entrambi questi campi rappresentano una sovrapposizione delle discipline dell'astronomia e della chimica. Come “astronomia forense”, infine, i metodi dell'astronomia sono stati utilizzati per risolvere problemi di diritto e di storia.
Astronomia amatoriale
Gli astronomi dilettanti possono costruire la propria attrezzatura e possono organizzare feste e raduni stellari, come Stellafane.

L'astronomia è una delle scienze a cui i dilettanti possono contribuire maggiormente.

Collettivamente, gli astronomi dilettanti osservano una varietà di oggetti e fenomeni celesti a volte con apparecchiature che si costruiscono da soli. Gli obiettivi comuni degli astronomi dilettanti includono la Luna, i pianeti, le stelle, le comete, gli sciami meteorici e una varietà di oggetti del cielo profondo come ammassi stellari, galassie e nebulose. Una branca dell'astronomia amatoriale, l'astrofotografia amatoriale, prevede lo scatto di foto del cielo notturno. Molti dilettanti amano specializzarsi nell'osservazione di particolari oggetti, tipi di oggetti o tipi di eventi che li interessano.

La maggior parte dei dilettanti lavora a lunghezze d'onda visibili, ma una piccola minoranza sperimenta con lunghezze d'onda al di fuori dello spettro visibile. Ciò include l'uso di filtri a infrarossi sui telescopi convenzionali e anche l'uso di radiotelescopi. Il pioniere della radioastronomia amatoriale fu Karl Jansky, che iniziò a osservare il cielo a lunghezze d'onda radio negli anni '30. Un certo numero di astronomi dilettanti usa telescopi fatti in casa o radiotelescopi che sono stati originariamente costruiti per la ricerca astronomica ma che ora sono disponibili per i dilettanti (ad esempio il One-Mile Telescope).

Gli astrofili continuano a fornire contributi scientifici al campo dell'astronomia. Si tratta infatti di una delle poche discipline scientifiche in cui i dilettanti possono ancora dare contributi significativi. I dilettanti possono effettuare misurazioni dell'occultazione che vengono utilizzate per perfezionare le orbite dei pianeti minori. Possono anche scoprire comete ed eseguire osservazioni regolari di stelle variabili. I miglioramenti nella tecnologia digitale hanno permesso ai dilettanti di fare notevoli progressi nel campo dell'astrofotografia.
Problemi principali

Sebbene la disciplina scientifica dell'astronomia abbia compiuto enormi progressi nella comprensione della natura dell'universo e dei suoi contenuti, rimangono alcune importanti domande senza risposta. Le risposte a queste possono richiedere la costruzione di nuovi strumenti terrestri e spaziali e possibilmente nuovi sviluppi nella fisica teorica e sperimentale.

* Qual è l'origine dello spettro di massa stellare? Cioè, perché gli astronomi osservano la stessa distribuzione delle masse stellari – la funzione di massa iniziale – apparentemente indipendentemente dalle condizioni iniziali? È necessaria una comprensione più profonda della formazione di stelle e pianeti.
* C'è altra vita nell'Universo? Soprattutto, c'è un'altra vita intelligente? Se sì, qual è la spiegazione del paradosso di Fermi? L'esistenza della vita altrove ha importanti implicazioni scientifiche e filosofiche. Il Sistema Solare è normale o atipico? Cosa ha causato la formazione dell'Universo? La premessa dell'ipotesi dell'universo messo a punto è corretta? Se è così, potrebbe essere il risultato della selezione naturale cosmologica? Cosa ha causato l'inflazione cosmica che ha prodotto il nostro universo omogeneo? Perché c'è un'asimmetria barionica?
* Qual è la natura della materia oscura e dell'energia oscura? Questi dominano l'evoluzione e il destino del cosmo, ma la loro vera natura rimane sconosciuta. Quale sarà il destino ultimo dell'universo?
* Come si sono formate le prime galassie? Come si sono formati i buchi neri supermassicci?
* Cosa sta creando i raggi cosmici ad altissima energia?

Anno Internazionale dell'Astronomia 2009

Durante la 62a Assemblea Generale delle Nazioni Unite, il 2009 è stato dichiarato Anno Internazionale dell'Astronomia (IYA2009), con la risoluzione che è stata ufficializzata il 20 dicembre 2008. Uno schema globale predisposto dall'Unione Astronomica Internazionale (IAU), è stato approvato anche dall'UNESCO, l'organismo delle Nazioni Unite responsabile per le questioni educative, scientifiche e culturali. IYA2009 voleva essere una celebrazione globale dell'astronomia e dei suoi contributi alla società e alla cultura, stimolando l'interesse mondiale non solo per l'astronomia ma per la scienza in generale, con un'inclinazione particolare verso i giovani.


Astronomia


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Questo articolo è circa lo studio scientifico degli oggetti celesti. Per altri usi, vedi Astronomia (disambigua) .

Un gigantesco mosaico di Hubble della Nebulosa del Granchio, un residuo di supernova L'astronomia è una scienza naturale che si occupa dello studio degli oggetti celesti (come stelle, pianeti, comete, nebulose, ammassi stellari e galassie) e dei fenomeni che hanno origine al di fuori dell'atmosfera terrestre (come come radiazione cosmica di fondo). Si occupa dell'evoluzione, della fisica, della chimica, della meteorologia e del movimento degli oggetti celesti, nonché della formazione e dello sviluppo dell'universo.

L'astronomia è una delle scienze più antiche. Le culture preistoriche hanno lasciato manufatti astronomici come i monumenti egizi e Stonehenge, e le prime civiltà come i babilonesi, i greci, i cinesi e gli indiani hanno eseguito osservazioni metodiche del cielo notturno. Tuttavia, l'invenzione del telescopio era necessaria prima che l'astronomia potesse trasformarsi in una scienza moderna. Storicamente, l'astronomia ha incluso discipline diverse come l'astrometria, la navigazione celeste, l'astronomia osservativa, la creazione di calendari e persino l'astrologia, ma oggigiorno l'astronomia professionale è spesso considerata sinonimo di astrofisica.

Durante il XX secolo, il campo dell'astronomia professionale si divise in rami osservativi e teorici. L'astronomia osservativa è focalizzata sull'acquisizione di dati dalle osservazioni di oggetti celesti, che vengono poi analizzati utilizzando i principi di base della fisica. L'astronomia teorica è orientata allo sviluppo di computer o modelli analitici per descrivere oggetti e fenomeni astronomici. I due campi si completano a vicenda, con l'astronomia teorica che cerca di spiegare i risultati osservativi e le osservazioni che vengono utilizzate per confermare i risultati teorici.

Gli astrofili hanno contribuito a molte importanti scoperte astronomiche e l'astronomia è una delle poche scienze in cui i dilettanti possono ancora svolgere un ruolo attivo, soprattutto nella scoperta e nell'osservazione di fenomeni transitori.

L'astronomia antica non deve essere confusa con l'astrologia, il sistema di credenze che afferma che le vicende umane sono correlate alle posizioni degli oggetti celesti. Sebbene i due campi condividano un'origine comune e una parte dei loro metodi (vale a dire l'uso di effemeridi), sono distinti.[1]

La parola astronomia (dal greco astron (ἄστρον), "stella" e -nomy da nomos (νόμος), "legge" o "cultura") significa letteralmente "legge delle stelle" (o "cultura delle stelle" a seconda sulla traduzione).

Uso dei termini "astronomia" e "astrofisica"

In generale, si può usare il termine "astronomia" o "astrofisica" per riferirsi a questo argomento.[2][3][4] Basato su rigorose definizioni del dizionario, "astronomia" si riferisce allo "studio di oggetti e materia al di fuori dell'atmosfera terrestre e delle loro proprietà fisiche e chimiche"[5] e "astrofisica" si riferisce alla branca dell'astronomia che si occupa del "comportamento, proprietà e processi dinamici di oggetti e fenomeni celesti».[6] In alcuni casi, come nell'introduzione del libro di testo introduttivo The Physical Universe di Frank Shu, "astronomia" può essere usata per descrivere lo studio qualitativo del soggetto, mentre "astrofisica" è usata per descrivere la versione orientata alla fisica del soggetto .[7] Tuttavia, poiché la maggior parte della ricerca astronomica moderna si occupa di argomenti legati alla fisica, l'astronomia moderna potrebbe effettivamente essere chiamata astrofisica.[2] Vari dipartimenti che studiano questo argomento possono usare "astronomia" e "astrofisica", in parte a seconda che il dipartimento sia storicamente affiliato a un dipartimento di fisica,[3] e molti astronomi professionisti hanno effettivamente una laurea in fisica.[4] Una delle principali riviste scientifiche del settore si chiama Astronomia e Astrofisica.

Articolo principale: Storia dell'astronomia

Per ulteriori informazioni: Archeoastronomia

Una mappa celeste del XVII secolo, del cartografo olandese Frederik de Wit. Nei primi tempi, l'astronomia comprendeva solo l'osservazione e le previsioni dei movimenti degli oggetti visibili ad occhio nudo. In alcune località, come Stonehenge, le prime culture assemblavano enormi manufatti che probabilmente avevano uno scopo astronomico. Oltre ai loro usi cerimoniali, questi osservatori potrebbero essere impiegati per determinare le stagioni, un fattore importante per sapere quando piantare le colture, così come per capire la lunghezza dell'anno.[8]

Prima che fossero inventati strumenti come il telescopio, i primi studi sulle stelle dovevano essere condotti dagli unici punti di osservazione disponibili, vale a dire edifici alti e alture a occhio nudo. Man mano che le civiltà si sviluppavano, in particolare in Mesopotamia, Cina, Egitto, Grecia, India e America Centrale, furono assemblati osservatori astronomici e iniziarono ad essere esplorate idee sulla natura dell'universo. La maggior parte della prima astronomia in realtà consisteva nel mappare le posizioni delle stelle e dei pianeti, una scienza ora chiamata astrometria. Da queste osservazioni si sono formate le prime idee sui moti dei pianeti e la natura del Sole, della Luna e della Terra nell'universo è stata esplorata filosoficamente. Si credeva che la Terra fosse il centro dell'universo con il Sole, la Luna e le stelle che ruotavano attorno ad essa. Questo è noto come il modello geocentrico dell'universo.

Un primo sviluppo particolarmente importante fu l'inizio dell'astronomia matematica e scientifica, iniziata tra i Babilonesi, che gettarono le basi per le successive tradizioni astronomiche che si svilupparono in molte altre civiltà.[9] I babilonesi scoprirono che le eclissi lunari ricorrevano in un ciclo ripetuto noto come saros.[10]

Orologio solare equatoriale greco, Alessandria sull'Oxus, attuale Afghanistan III-II secolo a.C. Dopo i Babilonesi, nell'antica Grecia e nel mondo ellenistico furono fatti progressi significativi nell'astronomia. L'astronomia greca è caratterizzata fin dall'inizio dalla ricerca di una spiegazione razionale e fisica per i fenomeni celesti.[11] Nel III secolo aC, Aristarco di Samo calcolò le dimensioni della Terra, misurò le dimensioni e la distanza della Luna e del Sole, e fu il primo a proporre un modello eliocentrico del sistema solare. Nel II secolo aC, Ipparco scoprì la precessione, calcolò le dimensioni e la distanza della Luna e inventò i primi dispositivi astronomici conosciuti come l'astrolabio.[12] Ipparco creò anche un catalogo completo di 1020 stelle, e la maggior parte delle costellazioni dell'emisfero settentrionale derivano dall'astronomia greca.[13] Il meccanismo di Antikythera (c. 150/82180 a.C.) era un primo computer analogico progettato per calcolare la posizione del Sole, della Luna e dei pianeti per una determinata data. Manufatti tecnologici di simile complessità ricomparvero solo nel XIV secolo, quando in Europa apparvero gli orologi astronomici meccanici.[14]

Durante il Medioevo, l'astronomia era per lo più stagnante nell'Europa medievale, almeno fino al XIII secolo. Tuttavia, l'astronomia fiorì nel mondo islamico e in altre parti del mondo. Ciò ha portato alla nascita dei primi osservatori astronomici nel mondo musulmano all'inizio del IX secolo.[15][16][17] Nel 964, la galassia di Andromeda, la galassia più vicina alla Via Lattea, fu scoperta dall'astronomo persiano Azophi e descritta per la prima volta nel suo Libro delle stelle fisse.[18] La supernova SN 1006, l'evento stellare di magnitudine apparente più brillante nella storia registrata, è stata osservata dall'astronomo arabo egiziano Ali ibn Ridwan e dagli astronomi cinesi nel 1006. Alcuni dei più importanti astronomi islamici (soprattutto persiani e arabi) che hanno dato contributi significativi alla la scienza include Al-Battani, Thebit, Azophi, Albumasar, Biruni, Arzachel, Al-Birjandi e gli astronomi degli osservatori di Maragheh e Samarcanda. Gli astronomi in quel periodo introdussero molti nomi arabi ora usati per le singole stelle.[19][20] Si ritiene inoltre che le rovine di Great Zimbabwe e Timbuktu[21] possano aver ospitato un osservatorio astronomico.[22] Gli europei avevano precedentemente creduto che non ci fosse stata alcuna osservazione astronomica nell'Africa subsahariana del Medioevo precoloniale, ma le scoperte moderne mostrano il contrario.[23][24][25]

Gli schizzi e le osservazioni della Luna di Galileo rivelarono che la superficie era montuosa. Durante il Rinascimento, Niccolò Copernico propose un modello eliocentrico del sistema solare. Il suo lavoro è stato difeso, ampliato e corretto da Galileo Galilei e Johannes Kepler. Galileo innovò usando i telescopi per migliorare le sue osservazioni.[26]

Keplero fu il primo a ideare un sistema che descrivesse correttamente i dettagli del moto dei pianeti con il Sole al centro. Tuttavia, Keplero non riuscì a formulare una teoria dietro le leggi che scrisse.[27] Toccò all'invenzione di Newton della dinamica celeste e alla sua legge di gravitazione spiegare finalmente i moti dei pianeti. Newton sviluppò anche il telescopio riflettore.[26]

Ulteriori scoperte hanno messo in parallelo i miglioramenti nelle dimensioni e nella qualità del telescopio. Cataloghi stellari più estesi furono prodotti da Lacaille. L'astronomo William Herschel fece un catalogo dettagliato di nebulosità e ammassi e nel 1781 scoprì il pianeta Urano, il primo nuovo pianeta scoperto.[28] La distanza da una stella fu annunciata per la prima volta nel 1838 quando la parallasse di 61 Cygni fu misurata da Friedrich Bessel.[29]

Durante i secoli XVIII e 821119, l'attenzione al problema dei tre corpi di Eulero, Clairaut e D'Alembert portò a previsioni più accurate sui moti della Luna e dei pianeti. Questo lavoro è stato ulteriormente perfezionato da Lagrange e Laplace, consentendo di stimare le masse dei pianeti e delle lune dalle loro perturbazioni.[30]

Significativi progressi in astronomia sono avvenuti con l'introduzione di nuove tecnologie, tra cui lo spettroscopio e la fotografia. Fraunhofer scoprì circa 600 bande nello spettro del Sole nel 1814󈝻, che, nel 1859, Kirchhoff attribuì alla presenza di diversi elementi. È stato dimostrato che le stelle sono simili al Sole della Terra, ma con un'ampia gamma di temperature, masse e dimensioni.[19]

L'esistenza della galassia terrestre, la Via Lattea, come gruppo separato di stelle, è stata dimostrata solo nel XX secolo, insieme all'esistenza di galassie "esterne" e, poco dopo, all'espansione dell'Universo, vista nella recessione della maggior parte delle galassie da noi.[31] L'astronomia moderna ha anche scoperto molti oggetti esotici come quasar, pulsar, blazar e radiogalassie, e ha usato queste osservazioni per sviluppare teorie fisiche che descrivono alcuni di questi oggetti in termini di oggetti altrettanto esotici come buchi neri e stelle di neutroni. La cosmologia fisica ha fatto enormi progressi nel corso del XX secolo, con il modello del Big Bang fortemente supportato dalle prove fornite dall'astronomia e dalla fisica, come la radiazione cosmica di fondo a microonde, la legge di Hubble e le abbondanze cosmologiche degli elementi.

The Very Large Array nel New Mexico, un esempio di radiotelescopioArticolo principale: Astronomia osservativa

In astronomia, la principale fonte di informazioni sui corpi celesti e altri oggetti è la luce visibile o più in generale la radiazione elettromagnetica.[32] L'astronomia osservativa può essere suddivisa in base alla regione osservata dello spettro elettromagnetico. Alcune parti dello spettro possono essere osservate dalla superficie terrestre, mentre altre parti sono osservabili solo da alte quote o dallo spazio. Di seguito vengono fornite informazioni specifiche su questi sottocampi.

Articolo principale: Radioastronomia

La radioastronomia studia le radiazioni con lunghezze d'onda maggiori di circa un millimetro.[33] La radioastronomia è diversa dalla maggior parte delle altre forme di astronomia osservativa in quanto le onde radio osservate possono essere trattate come onde piuttosto che come fotoni discreti. Quindi, è relativamente più facile misurare sia l'ampiezza che la fase delle onde radio, mentre ciò non è altrettanto facile a lunghezze d'onda più corte.[33]

Sebbene alcune onde radio siano prodotte da oggetti astronomici sotto forma di emissione termica, la maggior parte dell'emissione radio osservata dalla Terra è vista sotto forma di radiazione di sincrotrone, prodotta quando gli elettroni oscillano attorno ai campi magnetici.[33] Inoltre, un certo numero di righe spettrali prodotte dal gas interstellare, in particolare la riga spettrale dell'idrogeno a 21 cm, sono osservabili a lunghezze d'onda radio.[7][33]

Un'ampia varietà di oggetti è osservabile alle lunghezze d'onda radio, incluse supernovae, gas interstellari, pulsar e nuclei galattici attivi.[7][33]

Articolo principale: astronomia a infrarossi

L'astronomia a infrarossi si occupa della rilevazione e dell'analisi della radiazione infrarossa (lunghezze d'onda più lunghe della luce rossa). Ad eccezione delle lunghezze d'onda vicine alla luce visibile, la radiazione infrarossa è pesantemente assorbita dall'atmosfera e l'atmosfera produce una significativa emissione infrarossa. Di conseguenza, gli osservatori a infrarossi devono essere posizionati in luoghi alti e asciutti o nello spazio. Lo spettro infrarosso è utile per studiare oggetti troppo freddi per irradiare luce visibile, come pianeti e dischi circumstellari. Le lunghezze d'onda infrarosse più lunghe possono anche penetrare le nuvole di polvere che bloccano la luce visibile, consentendo l'osservazione di giovani stelle nelle nuvole molecolari e nei nuclei delle galassie. Alcune molecole irradiano fortemente nell'infrarosso. Questo può essere usato per studiare la chimica nello spazio più specificamente può rilevare l'acqua nelle comete.[35]

Il Subaru Telescope (a sinistra) e l'Osservatorio Keck (al centro) sul Mauna Kea, entrambi esempi di un osservatorio che opera alle lunghezze d'onda del vicino infrarosso e del visibile. L'Infrared Telescope Facility della NASA (a destra) è un esempio di telescopio che funziona solo a lunghezze d'onda del vicino infrarosso. Articolo principale: astronomia ottica

Storicamente, l'astronomia ottica, chiamata anche astronomia della luce visibile, è la più antica forma di astronomia.[36] Le immagini ottiche erano originariamente disegnate a mano. Alla fine del XIX secolo e per la maggior parte del XX secolo, le immagini sono state realizzate utilizzando attrezzature fotografiche. Le immagini moderne sono realizzate utilizzando rilevatori digitali, in particolare rilevatori che utilizzano dispositivi ad accoppiamento di carica (CCD). Sebbene la luce visibile stessa si estenda da circa 4000 Å a 7000 (da 400 nm a 700 nm),[36] la stessa apparecchiatura utilizzata a queste lunghezze d'onda viene utilizzata anche per osservare alcune radiazioni del vicino ultravioletto e del vicino infrarosso.

Articolo principale: astronomia ultravioletta

L'astronomia ultravioletta viene generalmente utilizzata per riferirsi a osservazioni a lunghezze d'onda ultraviolette comprese tra circa 100 e 3200 (da 10 a 320 nm).[33] La luce a queste lunghezze d'onda viene assorbita dall'atmosfera terrestre, quindi le osservazioni a queste lunghezze d'onda devono essere eseguite dall'atmosfera superiore o dallo spazio. L'astronomia ultravioletta è più adatta allo studio della radiazione termica e delle righe di emissione spettrale delle stelle blu calde (stelle OB) che sono molto luminose in questa banda d'onda. Ciò include le stelle blu in altre galassie, che sono state l'obiettivo di diversi rilevamenti nell'ultravioletto. Altri oggetti comunemente osservati nella luce ultravioletta includono nebulose planetarie, resti di supernova e nuclei galattici attivi.[33] Tuttavia, poiché la luce ultravioletta viene facilmente assorbita dalla polvere interstellare, è necessaria un'adeguata regolazione delle misurazioni ultraviolette.[33]

Articolo principale: astronomia a raggi X

L'astronomia a raggi X è lo studio di oggetti astronomici alle lunghezze d'onda dei raggi X. Tipicamente, gli oggetti emettono raggi X come emissione di sincrotrone (prodotta da elettroni che oscillano attorno alle linee del campo magnetico), emissione termica da gas sottili sopra 107 (10 milioni) kelvin ed emissione termica da gas densi sopra 107 Kelvin. Poiché i raggi X vengono assorbiti dall'atmosfera terrestre, tutte le osservazioni a raggi X devono essere eseguite da palloni, razzi o veicoli spaziali ad alta quota. Sorgenti di raggi X notevoli includono binarie di raggi X, pulsar, resti di supernova, galassie ellittiche, ammassi di galassie e nuclei galattici attivi.[33]

Secondo il sito web ufficiale della NASA, i raggi X furono osservati e documentati per la prima volta nel 1895 da Wilhelm Conrad Röntgen, uno scienziato tedesco che li trovò quasi per caso durante gli esperimenti con i tubi a vuoto. Attraverso una serie di esperimenti, tra cui la famigerata fotografia a raggi X che ha scattato alla mano di sua moglie con sopra un anello nuziale, Röntgen è stato in grado di scoprire gli elementi iniziali della radiazione. La "X", infatti, ha un suo significato, in quanto rappresenta l'incapacità di Röntgen di identificare esattamente quale tipo di radiazione fosse.

Inoltre, secondo il sito web, in alcuni paesi di lingua tedesca, i raggi X sono ancora a volte indicati come raggi Röntgen, in onore dell'uomo che li ha scoperti.

Articolo principale: astronomia a raggi gamma

L'astronomia dei raggi gamma è lo studio di oggetti astronomici alle lunghezze d'onda più corte dello spettro elettromagnetico. I raggi gamma possono essere osservati direttamente da satelliti come il Compton Gamma Ray Observatory o da telescopi specializzati chiamati telescopi atmosferici Cherenkov.[33] I telescopi Cherenkov in realtà non rilevano direttamente i raggi gamma, ma rilevano invece i lampi di luce visibile prodotti quando i raggi gamma vengono assorbiti dall'atmosfera terrestre.[37]

La maggior parte delle sorgenti che emettono raggi gamma sono in realtà lampi di raggi gamma, oggetti che producono radiazioni gamma solo da pochi millisecondi a migliaia di secondi prima di svanire. Solo il 10% delle sorgenti di raggi gamma sono sorgenti non transitorie. Questi emettitori di raggi gamma stabili includono pulsar, stelle di neutroni e candidati buchi neri come i nuclei galattici attivi.[33]

Campi non basati sullo spettro elettromagnetico

Oltre alla radiazione elettromagnetica, dalla Terra si possono osservare alcuni altri eventi provenienti da grandi distanze.

Nell'astronomia dei neutrini, gli astronomi utilizzano strutture sotterranee speciali come SAGE, GALLEX e Kamioka II/III per rilevare i neutrini. Questi neutrini provengono principalmente dal Sole ma anche dalle supernove.[33] I raggi cosmici, che consistono in particelle ad altissima energia che possono decadere o essere assorbite quando entrano nell'atmosfera terrestre, danno luogo a una cascata di particelle che possono essere rilevate dagli attuali osservatori.[38] Inoltre, alcuni futuri rivelatori di neutrini potrebbero anche essere sensibili alle particelle prodotte quando i raggi cosmici colpiscono l'atmosfera terrestre.[33] L'astronomia delle onde gravitazionali è un nuovo campo emergente dell'astronomia che mira a utilizzare i rivelatori di onde gravitazionali per raccogliere dati osservativi su oggetti compatti. Sono stati costruiti alcuni osservatori, come il Laser Interferometer Gravitational Observatory LIGO, ma le onde gravitazionali sono estremamente difficili da rilevare.[39]

Gli astronomi planetari hanno osservato direttamente molti di questi fenomeni attraverso veicoli spaziali e missioni di ritorno campione. Queste osservazioni includono missioni di sorvolo con sensori remoti, veicoli di atterraggio che possono eseguire esperimenti sui materiali di superficie, dispositivi di impatto che consentono il rilevamento a distanza di materiale sepolto e missioni di restituzione del campione che consentono l'esame diretto di laboratorio.

Astrometria e meccanica celeste

Articoli principali: astrometria e meccanica celeste

Uno dei campi più antichi dell'astronomia, e di tutta la scienza, è la misurazione delle posizioni degli oggetti celesti. Storicamente, la conoscenza accurata delle posizioni del Sole, della Luna, dei pianeti e delle stelle è stata essenziale nella navigazione celeste e nella creazione dei calendari.

Un'attenta misurazione delle posizioni dei pianeti ha portato a una solida comprensione delle perturbazioni gravitazionali e alla capacità di determinare le posizioni passate e future dei pianeti con grande precisione, un campo noto come meccanica celeste. Più recentemente, il tracciamento di oggetti vicini alla Terra consentirà di prevedere incontri ravvicinati e potenziali collisioni con la Terra.[40]

La misurazione della parallasse stellare delle stelle vicine fornisce una linea di base fondamentale nella scala delle distanze cosmiche che viene utilizzata per misurare la scala dell'universo. Le misurazioni della parallasse di stelle vicine forniscono una linea di base assoluta per le proprietà di stelle più lontane, perché le loro proprietà possono essere confrontate. Le misurazioni della velocità radiale e del moto proprio mostrano la cinematica di questi sistemi attraverso la galassia della Via Lattea. I risultati astrometrici vengono utilizzati anche per misurare la distribuzione della materia oscura nella galassia.[41]

Durante gli anni '90, la tecnica astrometrica di misurazione dell'oscillazione stellare è stata utilizzata per rilevare grandi pianeti extrasolari in orbita attorno a stelle vicine.[42]


Seminari imminenti e precedenti

Seminario di Fisica/Astronomia C290C Cosmologia 2008-2009
La serie Fisica/Astronomia C290C è costituita dai seminari LBNL-Fisica-Astronomia Cosmologia tenuti Martedì 13:10-14:00 nella stanza 544 Campbell Hall (anche in videoconferenza a LBL 50A-5131). Sentiti libero di portare il tuo pranzo.
Si prega di contattare Joanne Cohn per aggiungere a questo elenco o per suggerire oratori.
Le informazioni sull'oratore/visitatore sono qui.

  • Seminari del Centro di Astrofisica Teorica (lunedì, 12:10, 544 Campbell)
  • Colloquia Dipartimento di Fisica (lunedì, 16:30, 1 LeConte)
  • Seminari RAL (di solito il lunedì 15:10, 544 Campbell)
  • Martedì caffè astro-ph (11:15, 6th floor lounge, Campbell)
  • Martedì e giovedì RPM a LBNL (16:00, 50A-5132)
  • Mercoledì pranzo teoria astronomica (12:10, 501 Campbell, può passare a 544)
  • INPA CANDi al LBL : Cosmologia, Astrofisica, Discussione sui neutrini (mercoledì 15:30)
  • Colloquio di Astronomia (giovedì 16:00, la sala varia)
  • Club di riviste INPA e Astronomy (entrambi venerdì a mezzogiorno, rispettivamente presso LBNL e nel campus).
  • Caffè astronomico del venerdì (11:15, 6° piano lounge Campbell)
  • Questa settimana in discorsi sulla teoria delle particelle al campus e al LBL

0.7. Gli errori statistici e sistematici in questa misurazione sono sufficientemente piccoli, in modo che ora possiamo osservare con sicurezza come la crescita della struttura a z 5 maggio, martedì 15:40
Eric Linder,UCB
402 Vecchio LeConte
"Comportamento Cosmologico Costante nella Teoria DBI"

10%. Mostrerò che i processi non termici (ad esempio turbolenza, raggi cosmici e fisica del plasma ICM) sono probabilmente importanti per la restante incertezza sistematica nella stima della massa dei cluster.

``coniugato'' delle linee OH 18cm del satellite, (2) confronti del redshift tra le linee OH18cm e HI21cm e (3) confronti del redshift tra le linee HI21cm e dell'ultravioletto CI. Infine, discuterò i miglioramenti che potrebbero essere possibili in tali studi con l'avvento di nuovi telescopi come EVLA e ALMA nel prossimo decennio.

9 il nostro esperimento al GMRT, in India, mira a misurare lo spettro di potenza di 21 cm dalla reionizzazione. Inoltre, a redshift intorno all'unità, proponiamo di misurare le caratteristiche dell'oscillazione acustica barionica utilizzando "Intensity Mapping" della linea di 21 cm, al fine di sondare in modo efficiente le proprietà dell'energia oscura ad alta precisione. Un primo tentativo di misurare il contenuto di idrogeno a z

1 incrociando i dati HI con l'indagine ottica DEEP2 mostra risultati promettenti.

250 SNLS SNe Ia a 0.1 marzo 12, giovedì 16:00 (RPM)
Katrin Heitmann, LANL
LBL 50A-5132
"The Coyote Universe: simulazioni di precisione della struttura su larga scala dell'Universo"
Le future osservazioni cosmologiche mirate alle indagini sull'energia oscura pongono requisiti stringenti sull'accuratezza delle previsioni teoriche per il raggruppamento della materia. Attualmente, le simulazioni con N-corpi costituiscono l'unico approccio praticabile a questo problema. In questo intervento introdurrò il "Coyote Universe", una suite di simulazione di quasi 1000 simulazioni, effettuate per ottenere previsioni ad alta precisione per sonde di struttura su larga scala della cosmologia. Per ottenere previsioni accurate al di sotto della percentuale per diversi modelli cosmologici, devono essere superate due sfide principali: (i) dimostrare che il regime non lineare di formazione della struttura può essere previsto alle scale mirate al livello di accuratezza richiesto, (ii) costruire uno schema di previsione per quantità statistiche di interesse come lo spettro di potenza della materia su una gamma di cosmologie con precisione corrispondente ma da un insieme ristretto di costose simulazioni. Questo discorso descrive il nostro recente lavoro per superare queste sfide.

8 volte al giorno, una capacità importante per osservare il cielo dinamico ad alta energia. Lo stato e i primi risultati del LAT, incluso il LAT Bright Source List e la missione di raggi gamma diffusi, saranno riassunti.

3 IGM (da osservazioni forestali Ly-alpha). A detta di tutti, la reionizzazione dell'elio dovrebbe essere un problema risolto. Eppure, ad oggi, ci sono forti disaccordi su quando e come è avvenuto, e osservazioni sconcertanti che mancano di un'interpretazione convincente. Ne esamino alcuni e mi concentro sugli effetti termici della reionizzazione dell'elio e sulle possibili firme della reionizzazione dell'elio nella foresta Ly-alpha dell'idrogeno.

0.06, e il suo catalogo sarà particolarmente utile in sinergia con indagini di vasta area condotte ad altre lunghezze d'onda. ALFALFA sta rilevando masse HI a partire da 10**6 masse solari e fino a 10**10,8 masse solari con precisioni di posizione tipicamente migliori di 20 arcsec, consentendo l'identificazione immediata della controparte ottica più probabile per ogni rilevamento HI. Nella regione dell'ammasso di galassie della Vergine sono state trovate numerose sorgenti HI otticamente scure. Questi si trovano tutti alla periferia del cluster e potrebbero essere un misto di detriti di "molestie" ed eventi di rimozione della pressione degli arieti. I primi risultati di ALFALFA indicano già, in accordo con i suggerimenti di precedenti studi più limitati, che non esiste una popolazione cosmologicamente significativa di galassie otticamente scure ma ricche di HI. Tuttavia, la maggior parte dei rilevamenti di ALFALFA sono troppo deboli dal punto di vista ottico o di bassa luminosità superficiale per essere stati inclusi in precedenti indagini HI mirate. ALFALFA promette un ricco set di dati per l'esplorazione di molti problemi nella cosmologia del campo vicino e negli studi sull'evoluzione delle galassie, ponendo le basi per la futura estensione di queste indagini a spostamenti verso il rosso più elevati con lo Square Kilometer Array.

6 quasar. Queste sono le uniche osservazioni dirette delle galassie ospiti di questi quasar Gunn-Peterson. Le galassie ospiti stanno subendo esplosioni stellari estreme, con velocità di formazione stellare > 1000 Mo/anno e masse di gas molecolari superiori a 1-10 Mo. Attraverso la dinamica del gas, possiamo stimare il rapporto tra la massa del rigonfiamento e la massa del buco nero. Queste osservazioni implicano che stiamo assistendo alla formazione coeva di galassie ellittiche massicce e buchi neri supermassicci, entro 1 Gyr dal Big Bang. Presenterò dettagli sull'eccitazione del gas, sulla temperatura della polvere e sulla relazione FIR-L'CO (la "legge di Kennicutt-Schmidt integrata"). I telescopi attuali si limitano a studiare gli oggetti più estremi a questi redshift. Discuterò di come i futuri telescopi, come ALMA, EVLA e, eventualmente, uno SKA, riveleranno il gas freddo, la polvere e la formazione stellare nelle normali galassie a redshift estremi (LAE e LBG).

10 Mpc, piuttosto che tramite il solito rilevamento del redshift della galassia. Questa nuova tecnica è chiamata mappatura dell'intensità. Per queste osservazioni è stato proposto un nuovo tipo di radiotelescopio basato su cilindri fissi, e riporterò lo stato di avanzamento della sperimentazione di un prototipo di telescopio cilindrico costruito a Pittsburgh. L'obiettivo principale del programma è dettagliare la storia dell'espansione, al fine di vincolare i modelli di energia oscura. Per fare ciò, il telescopio avrà una velocità di mappatura circa 1000 volte più veloce di qualsiasi radiotelescopio attuale. Ciò significa che il telescopio fornirà anche un ricco set di dati sinottici.

2 sono sferoidi compatti con velocità di formazione stellare soppressa (SFR), troppo abbondanti per essere spiegate da importanti fusioni. Le simulazioni idrocosmologiche rivelano che la maggior parte delle stelle che formano le stelle sono galassie alimentate dal flusso, che crescono attraverso flussi di gas freddi, stretti e costanti che penetrano attraverso i media riscaldati da massicci aloni di materia oscura e si trasformano rapidamente in stelle. In media, un terzo della massa del flusso è in ammassi di gas che portano a fusioni e il resto è in flussi più uniformi. Una semplice analisi teorica rivela che l'evoluzione dei dischi ad alto redshift è governata dall'interazione tra l'alimentazione da flussi lisci e agglomerati e la stabilizzazione da parte di uno sferoide di materia oscura e stelle, portando a una bimodalità nel tipo di galassia per z

3. Dischi di ciuffi giganti e alto SFR si formano quando i flussi sono relativamente lisci. I flussi mantengono un denso disco che subisce una frammentazione gravitazionale in giganteschi grumi, i cui reciproci incontri autoregolano l'instabilità con una dispersione ad alta velocità. Gli incontri e l'attrito dinamico inducono una rapida migrazione del gruppo verso l'interno mentre il disco si espande in risposta. I flussi riempiono il disco drenante ed estendono la durata della fase grumosa a diversi Gyr in uno stato stazionario. I gruppi formano stelle al tasso di accrescimento e ciascuno si trasforma in stelle in diversi tempi dinamici. I gruppi migratori si uniscono dissipativamente in un rigonfiamento compatto. Le galassie passive dominate da sferoidi si formano quando i flussi in arrivo sono più agglomerati. Questi ammassi esterni provocano turbolenze nel disco e creano un rigonfiamento dominante insieme stabilizzano il disco e sopprimono l'ammasso in situ e la formazione stellare. Questo scenario spiega la bimodalità osservata in z

2, di dischi estesi grumi formanti stelle insieme a sferoidi compatti di SFR soppresso. Le simulazioni cosmologiche ad alta risoluzione rivelano dischi agglomerati coerenti con questa analisi.

2, il/i processo/i mediante il quale viene estinta la formazione stellare in queste galassie e l'evoluzione delle galassie spente nell'attuale popolazione ellittica sono alcuni dei problemi fondamentali che vengono affrontati sia dagli osservatori che dai teorici. Dal punto di vista dell'osservazione, un ostacolo principale è rappresentato dalle piccole dimensioni del campione: i redshift spettroscopici e le misurazioni del tasso di formazione stellare a z=1-2 sono difficili da ottenere, specialmente per le galassie massicce ma relativamente deboli che sono oscurate dalla polvere o "rosse e morte". ." Per superare questo problema, combiniamo i redshift fotometrici, una nuova diagnostica che impiega due colori di riposo e l'imaging vicino all'infrarosso, ottico e Spitzer per il pubblico profondo per dividere

30000 galassie K-selezionate in sottocampioni di formazione stellare e quiescenti (gli analoghi delle galassie vicine "sequenza rossa" e "nuvola blu", rispettivamente) su z=0.3-2.0. Darò una panoramica dei dati e dell'analisi del colore del frame di riposo, confronterò e contrapporremo le proprietà di base dei campioni quiescenti e di formazione stellare e presenterò i primi risultati che mostreranno come tali grandi indagini statistiche possono essere utilizzate per affrontare i suddetti problemi in formazione di galassie.

0 interconnettendo una varietà di set di dati, inclusa la funzione di luminosità AGN, le loro proprietà di clustering e le distribuzioni del rapporto di Eddington. Mostrerò i risultati ottenuti attraverso un nuovo codice numerico che evolve la funzione di massa SMBH e il clustering adottando ampie distribuzioni dei rapporti di Eddington.

3. La reionizzazione HeII riscalda l'IGM di decine di migliaia di Kelvin e influenza le statistiche delle foreste HI e HeII Lyman-alfa. Presenterò una serie di simulazioni di HeII reionizzato dai quasar. Queste simulazioni portano a un quadro diverso per questo processo rispetto agli studi precedenti. Se i quasar hanno un indice spettrale medio di 1,5, trovo che la reionizzazione HeII riscalda le regioni nell'IGM fino a 30.000 K al di sopra della temperatura che ci si aspetterebbe altrimenti, con la temperatura media del volume che aumenta di

10.000 K e con grandi sbalzi di temperatura attivi

50 bilance Mpc in movimento. Tuttavia, la quantità di riscaldamento può essere molto maggiore se lo spettro è più duro. Discuto come le fluttuazioni di temperatura dalle misurazioni del bias di reionizzazione HeII dalla foresta HI Lyman-alpha della temperatura IGM e dei parametri cosmologici, e quantifico la rilevabilità di queste fluttuazioni con le statistiche wavelet. Concludo mettendo a confronto la morfologia della reionizzazione dell'HeII da parte dei quasar con quella della reionizzazione dell'idrogeno da parte delle stelle.

=L*, mentre altre popolazioni di galassie z>3, incluse le galassie Lyman Break e i nuclei galattici attivi, si evolvono tipicamente in galassie più massicce. Un adattamento di due popolazioni alla distribuzione spettrale dell'energia LAE rileva che il LAE tipico ha una massa stellare bassa (109 M_sole), un tasso di formazione stellare moderato (2 M_sole/anno), un'età del componente giovane di 20 Myr e poca polvere (A_V


Appunti

(Phi ) : potenziale gravitazionale, (r) : raggio, ( ho ) : densità del gas, (p) : pressione.

(M) : massa del cluster, (mu ) : peso molecolare medio.

(k_>) : costante di Boltzmann, T: temperatura, n: densità delle particelle, (Lambda ) : funzione di raffreddamento.

(r_>) : raggio di metà massa, (sigma ) : dispersione della velocità della linea di vista.

(epsilon _>) : massa stellare (M) sulla massa totale (stelle + gas) di un ammasso incorporato.

(punto) : tasso di perdita di massa totale (dot) tasso di rilascio di energia totale (V=4pi r^<3>/3) .

(gamma ) : indice adiabatico, (5/3) per il solito gas ideale monoatomico.

L'approssimazione a massa singola, quindi, si guasta anche per ammassi globulari con una popolazione di buchi neri di massa stellare (Breen e Heggie 2013 Giersz et al. 2019 Kremer et al. 2019 Wang 2020 Antonini e Gieles 2020).


Interazioni e propagazione delle onde d'urto

8.3.4.2.1 Interazioni ipersoniche

La modellizzazione delle interazioni ipersoniche solleva altre difficoltà a causa delle condizioni estreme incontrate ad alta temperatura.

La corretta rappresentazione della termodinamica di flusso richiede adeguate descrizioni dei comportamenti fisici e chimici dei gas, cosa non sempre possibile, non essendo ben nota la cinetica di alcune reazioni di non equilibrio. Le proprietà di trasferimento del gas (viscosità molecolare, conduzione del calore) devono essere ben note per prevedere correttamente l'attrito della pelle e il trasferimento di calore della parete.

Nel gas reagente, il trasferimento di calore dipende dallo stato chimico della parete. Per i flussi di non equilibrio, gli effetti catalitici hanno ripercussioni drammatiche, poiché il trasferimento di calore viene ridotto al minimo su una parete non catalitica o amplificato su una parete completamente catalitica. Come visto nella Sezione 8.3.2.4.3, il rilascio di energia che si verifica quando la parete è catalitica può influenzare notevolmente le dimensioni di una regione separata, agendo come un forte riscaldamento della superficie. In molte applicazioni le proprietà catalitiche del materiale costituente la superficie del veicolo non sono note con precisione.

La modellizzazione della turbolenza nei flussi ipersonici si confronta con problemi specifici. A numeri di Mach superiori a 6, i termini che implicano fluttuazioni di densità nelle equazioni della media temporale, i cosiddetti termini di comprimibilità, diventano significativi e non possono più essere ignorati (Grasso e Falconi, 1993). Come accennato in precedenza, ad alto numero di Mach le onde d'urto penetrano nello strato limite, portando all'interazione onda d'urto/turbolenza che influenza l'ulteriore sviluppo della turbolenza ( Jacquin et al., 1993). In condizioni estreme, c'è un accoppiamento tra turbolenza e attività chimica del flusso attraverso meccanismi complessi (Leclère e Aupoix, 1994).

Le maggiori discrepanze tra esperimento e teoria si osservano nella previsione del trasferimento di calore di picco al riattacco. Diversi approfonditi esami di questa domanda hanno mostrato che la causa delle scarse prestazioni del calcolo potrebbe essere attribuita ad una cattiva modellazione dei termini di comprimibilità, che dovrebbero essere essenziali nelle interazioni ad alto numero di Mach. La loro considerazione ha portato a risultati piuttosto deludenti nella previsione del trasferimento di calore al riattacco (Horstman, 1987 Knight, 1993 Douay, 1994). È anche possibile che una previsione scadente sia dovuta a un'accuratezza numerica insufficiente.


Formazione

I moderni modelli cosmologici dell'universo primordiale si basano sulla teoria del Big Bang. Circa 300.000 anni dopo il Big Bag, si teorizza che iniziarono a formarsi atomi di idrogeno ed elio.

Questo evento è chiamato ricombinazione. A quel tempo, la maggior parte degli atomi di idrogeno erano neutri, non ionizzati, e assorbivano facilmente la luce. Le fluttuazioni di densità in questa materia primordiale hanno portato alla creazione di strutture più grandi. Di conseguenza, masse di materia barionica hanno iniziato a condensarsi all'interno di aloni freddi di materia oscura. Queste strutture primordiali alla fine sarebbero diventate le galassie che vediamo oggi.


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