Dalla sfera celeste all'espansione dell'universo: un viaggio tra le stelle

Le stelle e la sfera celeste

Le stelle visibili ad occhio nudo si raggruppano in costellazioni. Guardando il cielo notturno, si ha l’impressione che la Terra sia al centro di un’enorme sfera cava, sulla cui superficie interna vediamo proiettati tutti gli astri. Essa è la Sfera Celeste. Prolungando l’asse terrestre nello spazio, dalla parte del Polo Nord, si sfiora una stella, la Stella polare. Ci sono nella sfera celeste degli elementi di riferimento:

1. Poli celesti Nord e Sud: i due punti in cui l’asse terrestre prolungato incontra la sfera celeste

2. Zenit: il punto in cui la verticale innalzata sopra la testa di un osservatore incontra la volta celeste

3. Nadir: il punto opposto allo zenit

4. Orizzonte celeste: la circonferenza massima che divide la sfera celeste in un emisfero superiore e uno inferiore

Unità di misura astronomiche

Per esprimere le distanze astronomiche, si utilizzano diverse unità di misura:

1. Unità astronomica (U.A): la distanza media Terra-Sole, cioè 149milioni di chilometri

2. Anno-luce (a.l): la distanza percorsa in un anno dalla radiazione luminosa, che si muove alla velocità di 300mila km/s. Quindi corrisponde a circa 9mila miliardi di chilometri

3. Parsec: la distanza di un punto dal quale un osservatore vedrebbe il semiasse maggiore dell’orbita terrestre, perpendicolarmente, sotto l’angolo di 1’’. Corrisponde a 30mila miliardi di chilometri o 3,26 anni luce.

• Le stelle

Composizione e struttura delle stelle

La stella è un corpo celeste che brilla di luce propria, dovuta all’azione di reazioni termonucleari che avvengono all’interno del suo nucleo. Sono composte chimicamente in genere al 80% da idrogeno e al 19% di elio.

L’ammasso gassoso che compone la stella è in equilibrio dinamico. Non si contrae (per via della forza gravitazionale, che è sempre maggiore più si è vicini al nucleo), né si espande (perché la pressione è alta, per via del calore emesso dal nucleo, e così equilibra la gravità).

La temperatura interna è di circa 15 milioni di K. Non sono presenti molecole, ma soltanto elettroni scissi dai loro nuclei. Quando la stella è ancora nata, sono presenti tanti nuclei di idrogeno, in veloce movimento per via delle alte temperature. Avvengono quindi delle collissioni tra di loro, che provocano fusioni termonucleari. Quattro nuclei di idrogeno si fondono in uno di elio, con massa minore, perché viene rilasciata come energia. (E = mc2).

Diagramma H-R e magnitudine

Il diagramma H-R (luminosità sulle ordinate; temperatura, decrescente, sulle ascisse), mostra la completa evoluzione durante la vita di un astro. La maggior parte di essi si collocano su di un frequenza principale: più sono calde, più sono luminose. Naturalmente ciò è vero soltanto quando è l’idrogeno il combustibile nelle fusioni nucleari. Ci sono quindi casi isolati in cui una stella ha temperatura bassa e grande luminosità (angolo in alto a destra, supergiganti  più superfice riflettente) oppure alta temperatura ma bassa luminosità (angolo in basso a sinistra, nane bianche  poca superfice riflettente).

La magnitudine indica la luminosità di una stella. Si può distinguere:

1. Magnitudine apparente (m): la luce che effettivamente emette più o meno

2. Magnitudine assoluta (M): la luminosità intrinseca di una stella, cioè la luminosità che assumerebbero le stelle se poste tutte ad una stessa distanza da noi (10parsec)

Non tutte le stelle hanno magnitudine costante. La luminosità, nel caso delle variabili costanti, si indebolisce e cresce ad intervalli regolari, perché a cicli regolari viene emessa maggiore o minore energia.

Esistono stelle che ruotano l’una intorno all’altra, o meglio, intorno ad un baricentro comune. Sono le stelle doppie, che si eclissano ad intervalli regolari.

Sono noti anche sistemi multipli, con tre o più stelle associate.

Ogni stella è composta da gas, determinabili grazie a spettroscopi. Infatti ogni elemento da origine a spettri luminosi di diverse lunghezze d’onda, che formano quindi colori diversi. Il rosso ha la lunghezza d’onda massima (700nm) e il blu quella minore (300nm).

Il tipo spettrale di una stella dipende dalla sua temperatura. All’aumentare della temperatura, diminuisce la lunghezza d’onda. Si determinano allora diverse classi spettrali: stelle ad alta temperatura superficiale (bianche-azzurre); stelle a media temperatura superficiale (gialle); stelle a bassa temperatura superficiale (rosse). In sintesi, ad ogni lunghezza d’onda si associa in modo inversamente proporzionale un’energia. Le stelle con minore lunghezza d’onda sono le più calde, e viceversa.

Movimento e spettroscopia delle stelle

Le stelle si muovono nello spazio. Tale movimento si studia controllando la posizione dell’astro rispetto a stelle circostanti e ripetendo l’osservazione a lunghi intervalli di tempo. Le stime della velocità dello spostemento possono essere ottenute tramite spettroscopia: gli spettri di molte stelle appaiono spostati verso il blu o il rosso, come se le lunghezze d’onda venissero rispettivamente “schiacciate” o “allungate”. È l’effetto Doppler: una stella che si allontana velocemente da noi aumenta la lunghezza d’onda della luce che emette. Quindi la stella appare più colorata sul rosso. Viceversa, se una stella si avvicina a noi, la lunghezza d’onda della luce da essa emessa si accorcerebbe. Di conseguenza l’astro ci appare colorato più sul blu.

• Nascita e vita di una stella

Nascita delle stelle e nebulose

L’origine delle stelle sono le nebulose, ammassi di materia interstellare, gas, polveri finissime. Si distinguono in:

1. Nebulose oscure: ammassi scuri perché privi di luce

2. Nebulose a riflessione: si stagliano come ombre su un fondo luminoso di stelle. Oppure attraversate dalla luce di stelle vicine

3. Nebulose a emissione: tenue luce propria. È un fenomeno di fluorescenza: la luce di stelle attraversa gli atomi delle polveri. Gli elettroni acquistano energia e per pochi secondo passano ad uno stato eccitato. Poi ritornano allo stato di equilibrio, rilasciando l’energia, a volto sotto forma di radiazione luminosa.

Evoluzione delle stelle

Il progressivo ammassamento dei materiali che compongono le nebulose genera i globuli di Bok. Al loro interno si innescano moti turbolenti che frammentano i globuli in ammassi più piccoli. Su di essi agisce l’attrazzione gravitazionale tra particelle, che quindi iniziano ad aggregarsi. L’energia gravitazionale si trasforma in energia cinetica, quindi alta temperatura. Si ha una protostella.

Se la massa di essa è sufficiente, il nucleo si riscalda a tal punto (15milioni di K) che si innescano i processi termonucleari di trasformazione di idrogeno in elio. Altrimenti la protostella rimane un corpo freddo, una stella mancata (nana bruna).

Il calore liberato dalle reazioni nucleari fa aumentare la pressione dei gas verso l’esterno, fino a contrastare la forza di gravità. Si ha quindi una fase di stabilità, ed è il periodo di permanenza nella sequenza principale. In basa alla massa della stella, questo periodo può essere più o meno lungo. Maggiore massa, maggiore idrogeno bruciato (stelle blu, quindi vita breve). Minore massa, minore idrogeno bruciato (stelle rosse, vita lunga).

Quando tutto l’idrogeno è stato consumato, si è formato un nucleo interamente di elio, che è più denso di quello originario in idrogeno. Quindi collassa, riscaldandosi fino ai 100milioni di K. Essi sono sufficienti per innescare nuove reazioni termonucleari, fondendo l’elio in carbonio. Data l’alta temperatura, il rivestimento esterno gassoso si espande, la superficie si dilata e si raffredda. Dopo un po’ la gravità fa ritornare l’equilibrio. C’è ora una gigante rossa.

Se la massa inizia è molto grande, si innescano via via reazioni nucleari che avvengono a temperature sempre più alte e che coinvolgono elementi sempre più pesanti.

L’evoluzione ora segue vie diverse in basa alla massa iniziale dell’astro:

1. Massa inferiore a quella solare: le stelle collassano gradualmente fino a diventare nane bianche, prive di energia nucleare e quindi destinate a raffreddarsi. Densità altissima, la materia di presenta in stato degenerato (nuclei immersi in un mare di elettroni).

2. Massa uguale a quella solare: si finisce lo stesso come nane bianche. Prima però c’è una fase in cui, arrivate allo stadio di giganti rosse, espellono gli strati gassosi più esterni, che, trascinati via da un vento stellare, danno origine alle nebulose planetarie. Perso l’involucro esterno, la gigante rossa è un nucleo rovente che si contrae ulteriormente, finchè non cessano le reazioni termonucleari.

A volte, se queste nane bianche sono in sistemi binari con giganti rosse, attirano i suoi gas esterni, che, a contatto con la superficie, danno il via a reazioni nucleari ed esplosioni stelalri  nova

3. Massa una decina di volte di quella solare: le temperature interne arrivano a miliardi di gradi, finchè non si forma un nucleo di ferro, denso e pesante. Il collasso di tale nucleo è quindi così violento che libera un’enorme quantità di energia, con immensa esplosione. A questo punto la stella, detta supernova, si disintegra. Il materiale rimasto dovrebbe collassare per gravità, ma la temperatura è ancora così alta che si raggiunge una densità milioni di volte maggiore rispetto una nana bianca. È una stella di neutroni: elettroni e protoni si sono fusi.

4. Massa decine di volte quella solare: dopo la fase di supernova, il collasso gravitazionale non viene contrastato, finchè si crea un corpo tanto piccolo e tanto denso da essere circondato da un campo gravitazionale immenso, alla cui attrazione non puà sfuggire nemmeno la luce. È un buco nero.

• Le galassie

Galassie e loro struttura

Tutte le stelle e le nebulose visibili dalla Terra fanno parte della nostra Galassia: iniseme di corpi celesti circondato da un vastissimo spazio vuoto. La Via Lattea è la porzione di essa da noi visibile.

Ha una forma di un disco centrale (nucleo galattico) da cui si dipartono lunghi bracci a spirale.

Le stelle che la compongono si raggruppano in ammassi stellari, che possono essere aperti o globulari.

Esistono molti altri tipi di galassia: ellittiche, a spirale, a spirale sbarrata, globulari, irregolari.

Esse tendono ad unirsi in gruppi, cioè ammassi galattici. Quello a cui appartiene la nostra è il Gruppo Locale. Amassi galattici a loro volta si uniscono in struttura più grandi: i superammassi di galassie. Le galassie è come se si distribuissero lungo la superficie di bolle di spazio vuoto. Visto a scala globale quindi, l’Universo sembra avere stuttura cellulare, o spugnosa.

Nell’Universo sono presenti numerose radiosorgenti, cioè oggetti che emettono onde radio: radiogalassie, quasar.

• L’Universo

Espansione dell'universo e legge di Hubble

Nel 1929 lo scienziato Hubble osservò un sistematico spostamento verso il rosso della lunghezza d’onda degli spettri luminosi di tutte le galassie osservabili dalla Terra. Da ciò ne dedusse che esse si stanno allontanando le une dalle altre ad una velocità di migliaia di km/s. Ma non solo: lo spostamento verso il rosso è tanto maggiore quanto più le Galassie sono lontane, quindi si spostano a maggiore velocità. Accelerano. Questa è la legge di Hubble, che lega il rapporto tra velocità di allontanamento e la loro distanza dalla Terra, che è costante (costante di Hubble). Tutto ciò indica che l’Universo è in espansione.

Come si prefigura il suo futuro?

Dipende dalla densità media della materia che lo costituisce, la cui attrazione gravitazionale rallenta l’espansione nello spazio. Se la densità raggiunge un determinato valore critico, l’espansione rallenta tendendo a zero, ma senza mai giungervi. Quindi ci sono varie possibilità:

1. Densità inferiore al valore critico: l’espansione continua senza fine. Le stelle consumeranno tutto il loro combustibile e le galassie diventeranno sistemi oscuri di corpi freddi e inerti. Dopo un certo periodo solo i buchi neri rimarranno le uniche concentrazioni di massa, ma finiranno anche loro per dissolversi. Rimarranno quindi solo poche particelle su orbite tra loro infinitamente lontane.

2. Densità superiore al valore critico: la forza di gravità frena l’espansione, finchè le galassie non si fermano. Invertiranno quindi il loro movimento, dando inizio ad una contrazione dell’Universo, ritornando allo stato primordiale (big crunch).