Stupore dell'uomo di fronte alle meraviglie del cosmo, tesina

Questo percorso tematico vuole evidenziare i diversi modi con cui l’uomo, nel corso dei secoli, si è posto di fronte

alle meraviglie del cosmo. Scienziati, filosofi e artisti di ogni genere hanno infatti tentato, sin dall’antichità, di

scoprire cosa ci fosse al di là della Terra, e quindi di creare un collegamento tra questo Oltre misterioso e la propria

vita. In questa tesina ho voluto in particolare riferirmi allo sguardo degli scienziati di fronte all’universo, e quindi

il loro tentativo di spiegare la sua struttura e le leggi che regolano i rapporti tra i vari oggetti cosmici; a quello dei

poeti, in particolare Leopardi e Keats, che hanno cercato di mettere in relazione il senso della vita dell’uomo e di

quella celeste, e Dante, che esprime la grandezza di Dio attraverso la descrizione della bellezza del cosmo da lui

creato; infine a quello dei pittori, con la figura di Van Gogh, che nei suoi tre dipinti “Notte stellata”, “Notte

stellata sul Rodano”e “Terrazza del caffè in Place du Forum ad Arles la sera” ha riprodotto sulla tela il cielo

stellato in modo fedele in seguito a precise osservazioni.

Piccola nube di Magellano 3

I corpi celesti

Per gli antichi il cielo costituiva una grande volta al di sopra dell’orizzonte, nella quale pensavano fossero inserite

le stelle, poste tutte alla stessa distanza dalla Terra. Era dunque la parte visibile della cosiddetta sfera celeste, una

sfera cava ruotante attorno alla Terra, che veniva a trovarsi pertanto al centro dell’Universo. Anche se oggi

sappiamo che ciò non corrisponde a realtà, tuttavia è ancora comodo utilizzare tale sfera celeste come sistema di

riferimento per determinare la posizione dei corpi celesti.

Il diagramma H-R e l’evoluzione stellare

Gli scienziati hanno individuato due metodi principali di classificazione per le stelle. Essi sono la magnitudine (la

loro luminosità) e le classi spettrali (il loro calore superficiale). Questi due metodi sono stati assemblati dai fisici

Hertzsprung e Russel in un diagramma, chiamato appunto diagramma H-R dai loro nomi, che era in grado di

classificare le stelle secondo entrambi i metodi (posti in ascissa e in ordinata del diagramma). Inserendo i dati di

vari esperimenti nel diagramma, come primi risultati i due fisici trovarono due gruppi di stelle: il primo in basso a

sinistra, chiamato con il nome di nane bianche, e il secondo in alto a destra (le giganti). Le nane bianche erano

quindi stelle piccole, o poco luminose, ma molto calde, mentre le giganti erano stelle particolarmente luminose ma

relativamente fredde. In seguito essi scoprirono che le stelle non si disponevano nel diagramma casualmente, ma

che formavano, oltre ad alcuni gruppi separati (giganti rosse, supergiganti, nane bianche e sub-nane), una

diagonale, chiamata sequenza principale. Sulla sequenza principale si posizionano tutte quelle stelle che si trovano

in una condizione di stabilità, cioè nelle quali si stanno compiendo delle fusioni nucleari. Il diagramma H-R

assume una funzione fondamentale in quanto è in grado di racchiudere in sé tutte le fasi dell’evoluzione stellare.

Le stelle con massa pari a quella del Sole si formano da globuli di materia relativamente fredda, i globuli di Bock,

mentre le stelle massicce hanno origine da un’instabilità gravitazionale nella materia interstellare provocata da

onde d’urto. Si forma in entrambi i casi una protostella, cioè una nube di gas nella quale le particelle di materia

sono legate tra loro da interazioni gravitazionali (che farebbero contrarre la protostella) le quali convivono con la

tendenza all’espansione del gas che si riscalda. Prevalendo la forza gravitazionale, la nube si contrae, facendone

aumentare densità e temperatura. Quando la temperatura del nucleo stellare raggiunge i 10 milioni di gradi, viene

nucleare dell’idrogeno in elio, e la stella appena creatasi si inserisce nella sequenza principale

innescata a fusione

del diagramma, sul quale è possibile seguirne l’evoluzione a seconda della massa. Durante il periodo della

permanenza sulla sequenza principale (periodo di stabilità) si realizza l’equilibrio tra la forza gravitazionale e la

pressione di radiazione (diretta dal nucleo verso l’esterno). Quanto più è massiccia la stella, quanto più

rapidamente consuma l’idrogeno e quindi staziona meno sulla sequenza principale. Quando l’idrogeno diminuisce,

la fusione nucleare si sposta nello strato intorno al nucleo; l’equilibrio si rompe e la parte centrale si contrae e si

riscalda. Il calore prodotto viene dissipato dalla stella con l’espansione dello stato più esterno: essa si sposta dalla

sequenza principale al gruppo delle giganti rosse. La contrazione ricomincia fino al raggiungimento di una

temperatura pari a 100 milioni di gradi con l’innesco della fusione nucleare dell’elio in carbonio. La nuova

pressione di radiazione prodotta dalla fusione riporta ad un equilibrio, perciò la stella torna sulla sequenza

principale. È però uno stato instabile con variazioni periodiche di luminosità (variabile intrinseca).

Le stelle con massa solare (o minore di 1,44 ms), consumato l’elio, innescano la fusione del carbonio in ossigeno,

creando una stella formata da sfere concentriche: ossigeno, carbonio, elio, idrogeno. La nuova contrazione

gravitazionale non è sufficiente per innescare nuove fusioni, perciò la stella si raffredda, diventando densa e poco

luminosa: una nana bianca. 4

Le stelle massicce invece hanno ancora una massa sufficientemente grande da raggiungere, attraverso la

contrazione, la temperatura necessaria per nuove fusioni: si ottengono magnesio, silicio e ferro, l’aggregato più

stabile. La stella, diventata una supernova, si contrae nuovamente così rapidamente da esplodere. La massa

restante dopo l’esplosione è minore di quella solare, perciò si trasforma in una nana bianca.

Se la stella fosse supermassiccia, la massa restante dopo l’esplosione sarebbe sufficiente per nuove reazioni: la

materia è sempre più compressa, e i protoni si uniscono agli elettroni dando luogo ad un fluido composto da

neutroni e neutrini: si tratta di una stella di neutroni, oggetto densissimo che emette onde radio. Se queste stelle

superano una massa limite prefissata, il fluido neutronico non può più autosostenersi: la stella va incontro ad un

collasso gravitazionale, che procede fino al raggiungimento dello stadio di buco nero. I buchi neri sono oggetti

supermassicci, che appaiono oscuri perché la luce rimane sospesa in una superficie sferica detta orizzonte degli

eventi (in quanto costituisce il limite oltre il quale non hanno più luogo eventi fisici), che si può immaginare come il

“contorno” del buco nero. L’astronomo tedesco Schwarzschild, studiando le equazioni di Einstein sulla

gravitazione (teoria della relatività generale), definì l’esistenza di una distanza, rispetto al centro del campo

gravitazionale, alla quale la velocità di fuga diventa uguale alla velocità della luce: a questa distanza fu dato il

nome di raggio di Schwarzschild. Nei buchi neri tale raggio è minore del raggio stellare, perciò la luce non esce

dalla stella. Fin dall’inizio degli studi tecnici sui buchi neri, si sono cercati metodi per identificarli

nell’Universo,almeno in via indiretta, visto che nessuna osservazione diretta è possibile. Si deve quindi analizzare

l’effetto che esercitano sui corpi celesti circostanti, dal momento che hanno un fortissimo campo gravitazionale. Gli

studi sono stati così rivolti verso particolari stelle, dette binarie strette, in cui uno dei due componenti della coppia

è una stella oscura che attrae verso di sé la compagna. Analizzando le perturbazioni dell’orbita dell’unica stella

visibile, si può valutare la massa dell’intero sistema binario, dalla quale, sottratta la massa della stella visibile

ricavata con misure spettroscopiche, si ottiene la massa della compagna oscura. Si è ipotizzato che un buco nero

possa strappare materia alla stella compagna: questo gas andrebbe a disporsi ad anello attorno al buco nero, prima

di cadervi dentro definitivamente emettendo raggi X. Quindi, se si trova una stella oscura massiccia in un sistema

binario, e si manifesta emissione di raggi X, probabilmente ci si trova di fronte ad un buco nero. 5

La struttura dell’universo

I primi astronomi definirono nebulose tutte le nubi debolmente luminose visibili nel cielo. Con l’ausilio di strumenti

più potenti, si poté verificare che quelle nubi erano in realtà oggetti differenti tra loro: si trattava di galassie,

ammassi aperti, ammassi globulari e nebulose vere e proprie. Esse vengono oggi classificate in due gruppi: luminose

e oscure. Le nebulose luminose sono a loro volta planetarie (se sono composte da una stella centrale che illumina i

gas circostanti provocando l’emissione da essi di fotoni di particolare lunghezza d’onda), a emissione (se

comprendono stelle molto calde che causano la ionizzazione dell’idrogeno, accompagnata da una massiccia

emissione di radiazioni), a riflessione (se riflettono la luce di stelle vicine) e da supernova (se costituiscono i residui

rimasti dopo lo scoppio di una stella detta appunto Supernova). Le nebulose oscure prendono invece questo nome

dal fatto che la luce, proveniente da stelle poste dietro a un ammasso di polvere interstellare, viene completamente

assorbita dalla polvere stessa; appaiono perciò come macchie scure su un fondo luminoso: famosissima è la nebulosa

“Testa di Cavallo”.

Le stelle sono distribuite uniformemente sulla volta celeste: sono infatti raggruppate in galassie, le quali

costituiscono l’universo. È stato complicato individuare la struttura della nostra galassia, in quanto vi siamo

immersi: la striscia di stelle visibile dalla Terra non è altro che uno dei bracci appartenenti ad essa, la Via Lattea.

La nostra galassia ha un diametro di 30000 pc e uno spessore al centro di 4000-5000 pc e in periferia di 1000. La

parte centrale (nucleo galattico) è più luminosa, e intorno al nucleo si trova un alone costituito da stelle isolate e

da migliaia di stelle più giovani. I bracci della spirale della Via Lattea contengono abbondanti quantità di

idrogeno ed emettono onde radio. Il sistema solare si trova a due terzi del raggio galattico. Analizzando il nucleo

galattico, si scoprì che anch’esso emette onde radio: lo studio con i radiointerferometri rilevò che è sede di un

oggetto massiccio, verso il quale convergono tre grossi bracci a spirale, come a formare un gigantesco vortice che

qualcuno interpreta come un buco nero che sta inghiottendo le stelle circostanti. Le galassie sono state classificate

da Hubble nel 1920 in base alla loro forma:

Galassie ellittiche, indicate con la lettera E seguita da numeri relativi all’eccentricità;

 Galassie spirali normali, indicate con la lettera S seguita da a,b,c a seconda della proporzione esistente tra

 il nucleo e i bracci;

Galassie spirali barrate, indicate con SB e classificate anch’esse con a,b,c;

 Galassie irregolari, che non hanno forma definita.



Esse, pur sembrando isolate, sono riunite in sistemi. Per esempio, la Via Lattea e Andromeda sono un sistema

legato gravitazionalmente in cui Andromeda è la maggiore per massa. La Via Lattea si può inoltre considerare

legata ad altre due galassie, le Nubi di Magellano. Esse orbitano gravitazionalmente attorno alla Via Lattea,

sono cioè galassie satelliti. Anche la galassia di Andromeda ha galassie satelliti, perciò il sistema formato da

Andromeda e Via Lattea è un sistema multiplo. Le galassie, a loro volta, si raggruppano in ammassi; la Via

Lattea, per esempio, fa parte del Gruppo Locale, che comprende 18 oggetti celesti di forma e dimensioni diverse.

Nebulosa della Lyra Nebulosa “Testa di Cavallo” Nebulosa del Granchio 6

Classificazione delle galassie di Hubble

Via Lattea 7

La teoria della relatività

La moderna cosmologia non esisterebbe se, all’inizio del XX secolo, non avesse visto la luce la teoria della relatività