Esplorazione dell'universo: dalle stelle alle galassie e oltre

••• La posizione delle stelle

•• Le costellazioni e la Sfera celeste

Importanza delle costellazioni

I popoli dell’Asia minore hanno sempre dato molta importanza all’astronomia e all’astrologia e, osservando le stelle visibili a occhio nudo, le hanno raggruppate in costellazioni, chiamate con nomi fantasiosi. Ma spesso le stelle che le compongono sono molto distanti tra loro e in posizioni diverse nello spazio e solo per un fatto di prospettiva a noi sembrano vicine e sullo stesso piano. Le costellazioni quindi non hanno alcun significato, ma sono utili per orientarsi tra le stelle e i corpi celesti.
Sembra infatti che la Terra sia al centro di una sfera vuota di cui noi osserviamo solo la superficie interna sulla quale sono proiettati tutti gli altri corpi.

La Sfera celeste (ideale) ci sembra ruotare da Est a Ovest, invece è la Terra che ruota da Ovest a Est avendo come perno l'asse terrestre che passa per i poli e prolungandolo tocca la Stella polare.

La Sfera celeste è utile per determinare la posizione di un corpo rispetto alla Terra, prendendo come punti di riferimento: (1) i poli celesti Nord e Sud; (2) lo Zenit, sopra le testa dell'osservatore; (3) il Nadir, opposto allo Zenit; (4) l'orizzonte celeste, la circonferenza perpendicolare alla retta che passa per l'osservatore che divide a metà la Sfera in due emisferi.

I punti (1), (2) e (3) si trovano sulla circonferenza massima chiamata meridiano celeste.

Se l'osservatore sta al polo terrestre, i punti (1), (2) e (3) corrispondono ai poli celesti, mentre il (4) corrisponde all'equatore celeste, il circolo massimo descritto dalle stelle. Quando le stelle descrivono circonferenze minori di quella dell'equatore celeste, queste circonferenze si chiamano paralleli celesti. 

Se orizzonte celeste ed equatore celeste non coincidono, la loro intersezione individua due punti, Est e Ovest. 

L'orizzonte celeste individua i punti cardinali Nord e Sud con l'intersezione con il meridiano celeste. 

Per individuare la posizione di un corpo in modo univoco e non in base all'osservatore, si tiene conto del punto y (gamma), intersezione di equatore celeste e meridiano celeste. 

•• La declinazione celeste è la distanza angolare tra corpo ed equatore celeste.

•• L'ascensione retta è la distanza angolare tra corpo e meridiano celeste che passa per il punto y (gamma).

•• Le distanze astronomiche

Distanze astronomiche

Unità astronomica (U.A.): distanza media Terra-Sole, di 150’000’000 km.

Anno luce (a.l.): distanza percorsa in un anno dalla luce alla velocità di 300’000 km/s.

Parsec (pc, parallasse-secondo): è di 30’900 miliardi di km.

••• Le caratteristiche delle stelle

Luminosità delle stelle

Riusciamo a vedere a occhio nudo più o meno 6000 stelle e ognuna varia di intensità luminosa, di grandezza e di colore. 

•• Magnitudine apparente e assoluta
La diversa luminosità ha permesso sin dall'antica Grecia di suddividere le stelle in sei classi (1 per le molto luminose, 6 per le poco luminose) con una differenza di luminosità di circa 2,5 volte.

Oggi la diversa luminosità (misurata con i fotometri fotoelettrici) si esprime con il termine “magnitudine”. Ci si è poi accorti che alcune stelle erano più luminose di altre già nella classe 1, quindi le si è raggruppate in una classe 0 e in classi con magnitudini negative (-1, -2…). Si è arrivati a catalogare stelle non visibili a occhio nudo con magnitudine 30 e anche luminosissime con magnitudine -30. La luminosità dipende dalla massa (quindi dal calore e dalle reazioni) e dalla lontananza della stella. Infatti si parla di magnitudine apparente (m) (dipende dalla distanza). Per conoscere la vera luminosità si considera la magnitudine assoluta (M), cioè la luminosità delle stelle se fossero idealmente tutte alla stessa distanza di 10 parsec (portando il Sole a questa distanza sarebbe appena visibile a occhio nudo). La relazione tra M e m è: M = m + 5 - 5 log d ; dove d è la distanza in parsec. Alcune volte non si riesce a calcolare la distanza delle stelle, allora si ricorre agli spettri per determinare la magnitudine assoluta. La magnitudine di alcune stelle non è mai costante: sono le variabili pulsanti.

•• Stelle doppie e sistemi di stelle

Stelle doppie e sistemi multipli

Goodricke osservando Algol si accorge che questa stella varia di luminosità. In realtà si scopre che Algol è un sistema di due stelle che ruotano l’una intorno all’altra. A volte, dalla Terra, si eclissano a vicenda. Conosciamo migliaia di stelle doppie. Alcune volte è possibile osservare i singoli corpi al telescopio, altre volte ce ne accorgiamo per la variazione costante della luminosità. Possono esserci anche sistemi multipli, con più di due stelle. Studiando le loro orbite possiamo risalire alla loro massa (da 1/2 a 50 volte quella del Sole). Dai periodi di occultazione possiamo risalire al loro diametro.

•• Colori, temperature e spettri stellari

Colori e temperature stellari

La composizione chimica dei corpi celesti si studia attraverso lo spettroscopio. Ogni raggio luminoso dà origine a uno spettro (striscia formata da tutti i colori dell’iride). Con questo strumento si ottiene lo spettro anche di corpi lontanissimi e ogni spettro identifica un certo elemento. Se aumenta la temperatura di un corpo, il suo colore va dal rosso (lunghezza d’onda maggiore) al blu (lunghezza d’onda minore). Le stelle in base al loro colore e quindi alla loro temperatura vengono classificate in una serie di classi spettrali (O, B, A, N, G, K, M), dove la classe O contiene le stelle caldissime, bianche e blu (fino a 60’000 K), mentre la classe M quelle più fredde, rosse (fino a 3000 K). Il Sole, giallo, è in una classe intermedia (5000/6000 K). La maggior parte dei corpi celesti ha questa composizione chimica delle loro superfici: idrogeno (80%) ed elio (19%). Gli altri elementi chimici che conosciamo costituiscono l’1% della loro materia.

•• Stelle in fuga e stelle in avvicinamento

Movimento delle stelle

Le Stelle si muovono nello spazio, ma per noi il loro movimento è impercettibile per via della distanza. Il movimento di una stelle viene studiato osservando la sua posizione rispetto alle stelle vicine. Questa velocità può essere ben studiata se la Stella si muove perpendicolarmente alla linea immaginaria che collega l’osservatore (noi) alla Stella (a destra e a sinistra), ma molte volte le Stelle si muovono avvicinandosi o allontanandosi da noi: in questi casi la velocità si misura sempre con lo spettroscopio. Se le Stelle appaiono a volte più rosse e a volte più blu di quello che sono in realtà, vuol dire che sono in fuga o in avvicinamento: è l’effetto Doppler, secondo cui se un corpo si allontana velocemente da noi, le onde si allungano diventando più rosse, mentre se il corpo si avvicina, le onde si accorciano diventando più blu. Questo effetto Doppler vale per tutti i tipi di onde, anche per quelle del suono (esempio: quando l’autoambulanza è vicina a noi, le onde si fanno più vicine e si accorciano e il rumore è forte; quando è lontana, le onde si allungano e il rumore tende a svanire). Maggiore è l’effetto Doppler, maggiore è la velocità.

•• Tra stella e stella: materia interstellare e nebulose

Materia interstellare e nebulose

Tra le stelle si trovano polveri finissime e gas: è la materia interstellare, simile a nebbia e perciò detta nebulosa. Le nebulose sono ammassi scuri privi di luce (opache), ma a volte sono poco illuminate (nebulose a riflessione). Alcune invece hanno una debole luce propria (nebulose a emissione) e sono gassose (emettono luce per fluorescenza). Le stelle si formano proprio da questa materia interstellare.

••• L’evoluzione dei corpi celesti

Energia delle stelle

Le stelle creano e disperdono (nello spazio in varie forme) continuamente quantità enormi di energia, ma qual è la fonte di questa quantità inesauribile di energia?

•• La fornace nucleare del Sole e delle altre stelle
La massa di gas del Sole è in equilibrio dinamico (non si espande o contrae) perché a mano a mano che si va verso il centro la temperatura aumenta e quindi i gas tendono a dilatarsi, contrastando il collasso gravitazionale (il Sole si comprimerebbe su se stesso per via della forza gravitazionale). La temperatura interna del Sole è di 15 milioni di Kelvin permettendo così le reazioni termonucleari. A questa temperatura la materia cambia caratteristiche: non ci sono legami tra molecole né tra atomi né all’interno degli atomi, tanto è vero che gli elettroni sono liberi dai nuclei (protoni e neutroni). I gas nel nucleo del Sole sono principalmente idrogeno ed elio e le collisioni tra questi trasformano l’idrogeno in elio: quattro elementi di idrogeno si fondono in uno di elio. Il resto della massa si disperde sotto forma di energia. Secondo l’equazione di Einstein (E = mc2), basta una piccolissima trasformazione da idrogeno a elio per liberare grandissime quantità di energia (perché è il prodotto tra massa e velocità della luce al quadrato). Più l’idrogeno si trasforma in elio, più il Sole diventa più piccolo (ogni secondo). Infatti si trova a metà della sua vita: nato 5 miliardi di anni fa, morirà tra 5 miliardi di anni.

•• Il diagramma H-R

Diagramma H-R e evoluzione

Più le stelle sono calde, più consumano velocemente massa in energia e hanno quindi vita più breve. Le stelle blu sono caldissime, mentre le stelle rosse sono meno calde. Con il diagramma H-R possiamo studiare l’evoluzione delle singole stelle considerando due loro caratteristiche: temperatura (K) e luminosità (più sono luminose, più la loro superficie è grande. Il Sole è posto a luminosità = 1). Le stelle sono disposte, nel diagramma, soprattutto lungo una fascia con una forma a “s” chiamata sequenza principale. Altre stelle sono le giganti o supergiganti rosse (in alto a destra) e le nane bianche (in basso al centro-sinistra).

•• Dalle nebulose alle giganti rosse

Formazione delle giganti rosse

Le stelle vengono create dalle nebulose, formate da polvere e gas freddi (H: 90%). Le stelle nascono dai globuli di Bok, cioè addensamenti di queste nebulose che appaiono come nuclei neri e molto definiti all’interno della luminosità di queste nebulose. In questi globuli avvengono dei moti turbolenti i quali spezzettano sempre di più gli stessi globuli in ammassi più piccoli. Comincia un processo di aggregazione tra i globuli e la nebulosa e l’energia gravitazionale si trasforma in energia cinetica, che produce calore e fa aumentare la temperatura del globulo fino a farlo diventare una protostella. Se la massa è poca, la temperatura non arriverà a innescare le reazioni termonucleari e la protostella si raffredderà e diventerà una nana bruna (scura), chiamata anche “stella mancata”. Se la massa è sufficiente, invece, la protostella continuerà a riscaldarsi fino ad arrivare alla temperatura di 15 milioni di Kelvin, facendo innescare la trasformazione da idrogeno a elio. Si raggiunge una fase di stabilità (fino a quando tutto l’idrogeno non si sarà trasformato in elio) e la stella, sul diagramma H-R, occuperà proprio la sequenza principale. Quando resta solo l’elio nel nucleo, che è molto più denso dell’idrogeno, la stella collassa, contraendosi su se stessa: la temperatura si alzerà ancora di più, fino ad arrivare a 100 milioni di Kelvin, e l’elio si trasformerà in carbonio. L’involucro gassoso all’esterno si espande notevolmente per l’alta temperatura e la superficie che è dilatata si raffredderà molto velocemente. Si raggiunge un nuovo equilibrio e la stella è diventata una gigante rossa. A questo punto più volte la stella “pulserà” collassando su se stessa e poi dilatandosi. La temperatura sarà sempre più alta (a seconda della massa) e si creeranno nuovi elementi chimici, fino a quando tutto il combustibile non si esaurirà e la stella, che non potrà più contrastare la forza di gravità, si comprimerà su se stessa, avviandosi alla fine della sua vita.

•• Masse diverse, destini diversi

Destini delle stelle

Se la stella ha massa iniziale poco inferiore a quella del sole: collassa gradualmente fino a diventare della dimensione della Terra con un incredibile aumento di temperatura fino a diventare nane bianche, che si raffreddano lentamente.

Se la stella ha massa come quella del sole o di poco maggiore: prima di diventare nana bianca, allo stato di gigante rossa arriva a espellere i suoi strati più esterni che trascinati dal vento stellare danno origine alle nebulose planetarie. La gigante rossa di cui resta solo il nucleo sempre più caldo, si trasforma poi in una nana bianca. Altre stelle invece sono soggette a vere esplosioni che fanno aumentare all’improvviso la loro luminosità (anche di 150000 volte) e queste stelle sono chiamate novae (nuovve, perché gli antichi le notavano solo da un momento all’altro).

Se la stella ha massa almeno dieci volte più grande di quella del sole: le temperature interne sono così alte che si innescano reazioni nucleari sempre più forti (idrogeno-elio, elio-carbonio…) fino a creare un nucleo di ferro. Il collasso diventa così forte da dare vita a un’esplosione immane. Gran parte della stella, chiamata supernova, si disintegra e si disperde nello spazio circostante, ma la massa che resta è ancora enormemente più grande di quella di una nana bianca, quindi subisce ancora delle trasformazioni: gli elettroni e i protoni si fondono per formare neutroni e l’intera massa della stelle si fa piccolissima (20-30 km di diametro), fino a dare vita a una stella di neutroni.

Se la stella ha massa almeno qualche decina di volte più grande di quella del sole: dalla fase di supernova si contrae velocemente creando un campo gravitazionale immenso: all’interno di questo vortice, tutto viene attratto e niente può uscirne (compresa la luce): è il buco nero, un pauroso oggetto a senso unico, da cui tutto entra e niente esce. In teoria il nostro Universo, adesso in espansione, potrebbe un giorno comprimersi e precipitare in un unico buco nero.

•• L’origine degli elementi

Origine degli elementi

L’energia delle stelle è dovuta alle reazione termonucleari nel nucleo. Con stelle come il Sole l’elio si forma con l’idrogeno, ma nelle giganti rosse si raggiungono temperature molto più elevate e l’elio dà origine al carbonio. Con stelle ancora più calde, si arriva fino alla creazione del ferro.
L’origine degli elementi deriva dall’evoluzione di una stelle e diventa poi materia interstellare (nebulose), che servirà poi per creare nuove stelle. Infatti, nel nostro sole si individuano 60 elementi, anche più pesanti dell’idrogeno e dell’elio, questo perché la sua materia è di “seconda mano” e proviene da stelle antichissime, così anche la nostra Terra e i nostri corpi umani sono formati da atomi che vengono dalle stelle e serviranno tutti per formare nuove stelle. Infatti, noi siamo “polvere di stelle”.

••• Le galassie e la struttura dell’Universo

Struttura dell'Universo

Lo spazio non è uniforme. Ci sono grandi vuoti e numerose macchie biancastre di varie dimensioni: sono le galassie, formate da tantissime stelle e da materia interstellare, concentrata in nebulose. Le galassie sono riunire in gruppi e supergruppi.

•• Un angolo di Universo: la nostra Galassia

La nostra Galassia

Tutte le stelle e le nebulose visibili dalla Terra fanno parte della nostra Galassia, circondara da un vastissimo vuoto. Comprende 6000 stelle visibili a occhio nudo e la Via Lattea. La Galassia ha un nucleo galattico con una sbarra da cui partono lunghi bracci a spirale. Gli ammassi stellari possono essere aperti (centinaio di stelle distribuite in modo irregolare) o globulari (milioni di stelle distribuite regolarmente a formare una sfera).

•• Galassie e famiglie di galassie: un Universo “a bolle”

Galassie e loro famiglie

La nostra Galassia è solo un piccolo angolo di universo e contiene 100 miliardi di stelle. Esistono infatti altre galassie formate come la nostra da centinaia di miliardi di stelle riunite in sistemi di varia forma. Alcune galassie hanno forma ellittica, altre a spirale, a spirale sbarrata, globulari, irregolari. Il numero di galassie visibili dalla Terra è di qualche centinaio di miliardi. La distanza media tra due galassie è di 2,5 milioni di anni-luce. Le galassie si possono raggruppare in base alla vicinanza e alla collocazione nello spazio in ammassi e superammassi di galassie. Tra una galassia e l’altra ci sono molti spazi vuoti.

•• Radiogalassie e quasar

Radiogalassie e quasar

Nell’Universo sono presenti oggetti che emettono onde radio. Alcune galassie sono dette radiogalassie per la potenza delle onde che emettono. I quasar sono più piccoli di una galassia, sono distantissimi da noi e li vediamo come stelle per via delle loro reazioni chimiche.

••• Origine ed evoluzione dell’Universo: ipotesi a confronto

Origine dell'Universo

La cosmologia è la scienza che studia l’origine e l’evoluzione dell’universo. Si basa su dati e ipotesi, ma non applica pienamente il metodo scientifico. Non si possono fare esperimenti ripetuti perché tratta fenomeni irripetibili. Le due ipotesi dell’origine dell’universo provengono dalla legge di Hubble.

•• La legge di Hubble e l’espansione dell’Universo

Espansione dell'Universo

Osserviamo i corpi dell’universo non per come sono attualmente, ma solo “nel passato”, cioè in base alla loro distanza e al tempo che impiega la luce per arrivare da noi. Una galassia a 5 mld di anni-luce la osserviamo per com’era 5 mld di anni fa. Lo scienziato Hubble ha scoperto con gli spettri (effetto Doppler) che le galassie si stanno allontanando a una velocità di migliaia di km al secondo. In realtà, più sono lontane da noi, più le galassie si allontanano velocemente. Il rapporto tra allontanamento tra galassie e la distanza dalla Terra viene indicato con Ho, la costante di Hubble (v/d = Ho). Tenendo conto solo di questo effetto Doppler, allora l’Universo dal big bang è continuamente in espansione e ogni oggetto si distanzia dall’altro perché lo spazio stesso si dilata. La legge di Hubble ha permesso anche di scoprire la distanza conoscendo la velocità di allontanamento e la costante Ho.

•• L’Universo stazionario

Universo stazionario

Se l’universo è in espansione, allora vuol dire che nel passato i corpi dovevano essere tutti molto vicini. La Fisica però propone un Principio cosmologico secondo cui l’Universo sia immutabile e uniforme. Il principio è stato perfezionato affermando che l’Universo appare in media sempre uguale, quindi le evoluzioni sono localizzate e si compensano nel tempo e nello spazio (Principio cosmologico perfetto). Su questo principio si basa la teoria dell’Universo stazionario: siccome le galassie si allontanano e mediamente la densità di materia dell’Universo diminuisce, in un’altra parte dell’universo si sta creando nuova materia e nuove galassie che bilanciano la densità. La teoria però è incerta perché non si può avere la conferma di creazione della materia. In più, si crede che più si va avanti nel tempo, più sembra che la densità media dell’universo aumenti, quindi l’idea di un universo stazionario è scartata, anche dalla scoperta della radiazione di fondo (in tutto l’universo c’è una radiazione di 3 K, l’eco del big bang).

•• Il big bang e l’Universo inflazionario

Big bang e inflazione

In realtà, la tesi dell’universo stazionario è venuta fuori per non dover teorizzare alcun inizio di questo. Le teorie moderne credono nell’evoluzione e nell’espansione dell’universo, prevedendo anche un inizio. Gambow nel 1940 descrive l’universo come in continua evoluzione nato da un primordiale stato caldo e denso: un big bang iniziale. L’inflazione (aumento violentissimo di volume) è cominciata forse 13 mld di anni fa, quando tutto l’universo era concentrato nel volume di un atomo con densità e temperatura infinita. Non sappiamo come o perché si sia formato, ma all’improvviso è esploso (big bang) e lo spazio si è generato insieme alla sua dilatazione. In pochissimi secondi, l’universo si è dilatato miliardi e miliardi di volte e la temperatura è calata a picco. Dopo i tre minuti, tutto l’universo ha cominciato a espandersi con un ritmo più lento. Nei primi istanti minori al secondo, l’energia dell’universo si è condensata in particelle elementari (quark ed elettroni) e poi in particelle maggiori (protoni e neutroni). Dopo i tre minuti, la temperatura è scesa e si sono formati i primi nuclei atomici (idrogeno, litio, elio). Per trecentomila anni l’universo è rimasto una fitta nube di radiazioni e di gas ionizzati. La temperatura dopo è scesa ai 3000 K e gli elettroni vengono catturati dai nuclei. Poi la materia si è separata dalla radiazione e la luce viaggia liberamente nello spazio. Nel 1965 due scienziati osservano una radiazione di fondo presente in tutto l’universo (3 K, -270°C) considerata l’eco del big bang, e l’ipotesi di un universo stazionario non riusciva a spiegarla. Nel 1992, il satellite COBE scopre che la radiazione di fondo non è perfettamente uguale in tutte le parti e questo spiega che la materia non è perfettamente distribuita, quindi nello spazio ci sono delle “increspature”. Dopo il primo miliardo di anni l’universo è più simile a come lo conosciamo noi e questo è testimoniato dai quasar. Più l’universo si espande, più spariscono i quasar e più aumentano le galassie a spirale, ognuna formata da mld di stelle in continua evoluzione. Nei nuclei delle stelle e nelle loro esplosioni si formano gli elementi dal più leggero al più pesante. 5 mld di anni fa è nato il Sole.

•• Verso gli abissi. L’evoluzione futura

Evoluzione futura dell'Universo

Ma come si evolverà in futuro l’universo? Alcune tesi prevedono un freno futuro dell’espansione dell’universo. Se la densità è inferiore al valore critico, l’espansione continuerà senza fine, fino a quando tutte le stelle moriranno e l’universo diventerà un immenso cimitero buio, fatto solo di buchi neri. Se la densità è superiore a quella critica, la gravità frenerà l’espansione dell’universo e le galassie invece di allontanarsi cominceranno ad avvicinarsi, la temperatura ricomincerà ad aumentare fino a tornare al grande collasso. Tutto comincerà o si formerà un nuovo big bang?