SCIENZE della TERRA

Il Big Bang è l'evento iniziale di un modello cosmogonico riguardante lo sviluppo e l'espansione dell'universo predominante nella comunità scientifica e che ha le maggiori conferme dal punto di vista delle prove e delle osservazioni. Con il termine Big Bang i cosmologi si riferiscono generalmente all'idea che l'universo iniziò ad espandersi a partire da una condizione iniziale estremamente calda e densa e che questo processo di espansione è durato per un intervallo di tempo finito e continua tuttora.

La scoperta fondamentale che sta alla base di questa teoria si deve a Edwin HUBBLE (1929) che assieme a Milton Humason, scoprì che la distanza delle galassie più lontane è proporzionale al loro redshift, come ipotizzato da Lemaître nel 1927, e tale osservazione fu usata come prova del fatto che le galassie e gli ammassi hanno una velocità apparente di allontanamento rispetto ad un determinato punto di osservazione: tanto più sono lontane, tanto più è elevata la loro velocità apparente.

Se la distanza fra gli ammassi di galassie sta aumentando oggi, ciò suggerisce che tutti gli oggetti spaziali fossero più vicini in passato;andando a ritroso nel tempo, densità e temperatura tendono a infinito e si arriva perciò a un istante in cui tali valori sono così elevati che le attuali teorie fisiche non sono più applicabili (stato di SINGOLARITA')

• E' un sistema di coordinate astronomiche che ha come direzione fondamentale l'asse del mondo (NS) e come piano fondamentale quello dell'equatore celeste. I poli del sistema sono i poli celesti nord e sud. I cerchi ausiliari si chiamano cerchi orari o meridiani celesti. I cerchi minori, paralleli all'equatore, si chiamano paralleli celesti.

• Ascensione retta (AR o a): è l'ascissa sferica del sistema equatoriale. L'origine è il punto gamma (g): l'ascensione retta si misura di solito in ore, minuti e secondi, lungo l'equatore celeste, partendo dal punto gamma e con senso di percorrenza antiorario. Nel nostro disegno corrisponde all'angolo gCB dove C è il cento della Terra e B l'intersezione del cerchio orario che passa per T con l'equatore celeste.

• Declinazione (D o d): è l'ordinata sferica di questo sistema. Rappresenta la distanza angolare tra un punto della sfera celeste e l'equatore, misurata lungo il cerchio orario che passa per tale punto. Si misura in gradi e frazioni di grado con segno positivo verso il polo nord celeste e negativo verso il polo sud. Nel nostro primo disegno la declinazione del punto T corrisponde all'angolo TCB.

• In questa immagina a fianco riproduciamo la volta celeste con il sistema di riferimento equatoriale. L'intero sistema di riferimento equatoriale (equatore celeste, asse del mondo, punto gamma) partecipa alla rotazione diurna della sfera celeste e quindi l'ascensione retta e la declinazione di un astro sono praticamente costanti nel tempo. 

Una stella di neutroni è una stella compatta il cui peso è sostenuto dalla pressione di neutroni liberi. Si tratta di una fase finale dell'evoluzione stellare

I neutroni sono costituenti del nucleo atomico e sono così chiamati in quanto elettricamente neutri; a differenza dei protoni essi possono essere uniti a formare enormi nuclei fino a diverse volte la massa del sole. Le stelle di neutroni sono state i primi oggetti astronomici notevoli a essere predetti teoricamente (1933) e, in seguito, scoperti (nel 1968 e chiamate anche PULSAR)

Le stelle di neutroni hanno una massa simile a quella del sole sebbene il loro raggio sia di qualche decina di chilometri, vale a dire un ordine di grandezza 70.000 volte inferiore.

La loro massa è perciò impacchettata in un volume 70.000³ (circa 10¹⁴) volte più piccolo, e la densità media è quindi 10¹⁴ volte più alta.

Tali valori di densità sono i più alti conosciuti e impossibili da riprodurre in laboratorio: a titolo esemplificativo, per riprodurre una densità pari a quella dell'oggetto in questione occorrerebbe comprimere una portaerei nello spazio occupato da un granello di sabbia.

A causa dell'altissima densità e delle piccole dimensioni, una stella di neutroni possiede un campo gravitazionale superficiale cento miliardi (10¹¹) di volte più intenso di quello della Terra.

Una delle misure di un campo gravitazionale è la sua velocità di fuga, cioè la velocità che un oggetto deve avere per potergli sfuggire. Sulla superficie terrestre essa è di circa 11 km/s, mentre su quella di una stella di neutroni si aggira intorno ai 100.000 km/s, cioè un terzo della velocità della luce.

Le stelle di neutroni sono uno dei possibili stadi finali dell'evoluzione stellare, e sono quindi a volte chiamate stelle morte o cadaveri stellari. Si formano nelle esplosioni di supernova, come il residuo collassato di una stella di grande massa (nelle supernovae di tipo II o Ib), o come il residuo di una nana bianca (nelle supernovae di tipo Ia; ipotesi oggi controversa).

Una tipica stella di neutroni ha un diametro di 20 chilometri, ha una massa minima di 1,4 volte quella del Sole (altrimenti sarebbe rimasta una nana bianca), e una massima di 3 volte quella del Sole (altrimenti collasserebbe in un buco nero). La loro rotazione è spesso molto rapida: la maggior parte delle stelle di neutroni ruota con periodi da 1 a 30 secondi, ma esistono alcune che arrivano a pochi millesimi di secondo ed è per questo che captando daterra le onde radio emesse ad ogni rotazione sono dette PULSAR