Universo tra luci ed ombre

Esposito Valeria V A ling «L’Universo tra Luci ed Ombre»

lunghezze d’onda oltre i 590 nm. Quindi non soltanto le stelle appaiono variare la loro magnitudine

dall’osservazione visuale a quella fotografica, ma anche da pellicola a pellicola.

La nebulosa Trifida o M20

fotografata in luce blu, verde e rossa.

L’esigenza di conoscere la magnitudine a diverse lunghezze d’onda ha portato alla definizione di

indice di colore. Esso è la differenza tra due magnitudini della stessa stella ripresa in due diversi

colori.

Le magnitudini di cui normalmente si parla e quelle che abbiamo indicato finora, sia visuali che

fotografiche, sono quelle apparenti, cioè quelle che vengono osservate dalla Terra,

indipendentemente dal fatto che la stella sia più o meno luminosa o più o meno lontana. Una stella

può apparire più brillante di un’altra solo perché più vicina; per conoscere l’effettiva luminosità di

una stella è necessario calcolare quanto sarebbero brillanti se fossero situate alla stessa distanza. Si

è universalmente convenuto di fissare questa distanza standard uguale a 10 parsec o 32,6 anni-luce,

e in questo caso si parla di magnitudine assoluta.

MISURA DELLE DISTANZE STELLARI

La distanza delle stelle è così grande da rendere impossibile una misurazione diretta. Si ricorre

quindi a misurazioni indirette, ricavate da altri dati: una di queste si basa sul metodo spettroscopico,

che sfrutta tutti gli studi sulle emanazioni luminose degli astri analizzati finora. Scomponendo la

luce della stella nelle sue componenti fondamentali e analizzandone le righe oscure di assorbimento

dei gas che solcano le bande colorate dello spettro, è infatti facile risalire alla composizione chimica

ed alla magnitudine assoluta delle stelle, che poi posta a confronto con quella apparente ci darà la

distanza.

Per le stelle più vicine a noi, si ricorre invece al

cosiddetto metodo della parallasse, che è lo

spostamento apparente di un oggetto rispetto allo

sfondo, quando viene osservato da due punti

diversi. Per ottenere il massimo risultato è bene

adottare due punti di osservazione che siano alla

maggior distanza possibile tra loro: per questo si

compie questo tipo di osservazioni sulle stelle a

distanza di sei mesi, cosicché la terra si trovi in due

punti opposti della sua orbita (che distano circa 300

milioni di chilometri). L’angolo di cui la stella

apparirà spostata sullo sfondo celeste nella seconda

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osservazione sarà tanto più piccolo quanto essa sarà distante da noi. Misurando dunque l'entità di

tale angolo, e conoscendo il raggio dell'orbita terrestre, 1 Unità Astronomica, dalla trigonometria

avremo la distanza D = 1 : tgA espressa in parsec.

RED SHIFT Nel 1929 l’astronomo Edwin Hubble scoprì, nell'osservare lo

spettro della luce emessa dalle stelle lontane e constatando uno

spostamento delle frequenze verso il rosso (frequenze sempre

minori) rispetto alle fonti più vicine, che le galassie sono in

movimento, e si allontanano progressivamente da noi.

Questo fatto è dimostrato dall’effetto Doppler, esperibile

quotidianamente per quanto riguarda le onde sonore prodotte da

una sorgente in movimento: percepiamo infatti suoni più acuti

con la sorgente in avvicinamento, e più gravi se invece si allontana. Ciò accade in quanto nel primo

caso l'intervallo di tempo fra due onde successive ricevute diminuisce e quindi la frequenza

aumenta, mentre nel secondo l’intervallo di tempo aumenta, con conseguente diminuzione della

frequenza.

Allo stesso modo quando una sorgente di luce si avvicina, il suo spettro si sposta verso colori a

frequenze più alte, ossia verso il blu ("blueshift"). Se invece la sorgente si allontana dall'osservatore

si ha lo spostamento della luce verso il rosso ("redshift"). In realtà il fenomeno ha preso questo

nome poiché nella luce visibile il rosso è il colore con frequenza più piccola, anche se magari la

radiazione registrata rientra nelle radiofrequenze.

Il redshift si calcola misurando la differenza tra la lunghezza d'onda effettivamente registrata e

quella che le radiazioni avrebbero se venissero emesse da una sorgente in quiete, essendo

quest'ultima conosciuta.

Per galassie comprese entro una distanza di un migliaio di megaparsec, lo spostamento è

direttamente proporzionale alla velocità della sorgente luminosa.

L'interpretazione standard di questo fenomeno è che le galassie sono in allontanamento le une dalle

altre, e più in generale che l'Universo è in una fase di espansione, attualmente in accelerazione,

iniziata col Big Bang.

I Buchi Neri

Dato che la luce si propaga anche nel vuoto, si potrebbe pensare che ogni angolo dell’universo sia

raggiunto dalla luce emessa dalle stelle. Esistono però dei corpi celesti che non soltanto non

emettono luce, ma a causa del loro campo gravitazionale potentissimo attirano e catturano tutti i

raggi luminosi che passano entro una determinata distanza: ne deriva una totale mancanza di luce,

da cui il caratteristico nome di Buchi Neri. Possiamo quindi considerarli le “ombre” dell’universo;

ombre da intendersi non nel senso che metaforicamente diamo al termine, ossia gli elementi

negativi di un tutto, anche se in un certo senso la loro oscurità li ha resi materia di studio alquanto

problematica: la mancanza di radiazione luminosa emanata e l’impossibilità di avvicinarsi a

sufficienza per compiere ogni tipo di rilevazione diretta hanno costituito un notevole ostacolo

all’analisi dei buchi neri.

La loro esistenza fu ipotizzata nel 1783, quando John Michell (docente all’università di Cambridge)

pubblicò un saggio in cui evidenziava la possibilità che una stella di massa e densità

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sufficientemente grandi avrebbe creato un campo gravitazionale tanto forte da attirare anche i raggi

di luce; ci vollero però due secoli di studi per arrivare a delineare le implicazioni della forza di

gravità sulla luce, e soltanto nel 1969 il fisico americano John Wheeler coniò il termine “black

hole” ad indicare i corpi celesti che noi conosciamo.

ORIGINE

I buchi neri si possono originare dal declassamento di stelle di massa molto grande; il loro processo

di formazione inizia quindi al termine del ciclo vitale di una stella.

Quando il combustibile nucleare inizia ad esaurirsi, ossia quando tutto l'idrogeno è stato tramutato

in elio dalla fusione nucleare, il nucleo centrale della stella non riesce più a produrre quella quantità

di energia necessaria a contrastare le forze gravitazionali, che quindi comprimono la massa della

stella verso il suo centro, aumentandone la densità. Si innesca quindi la fusione nucleare dell'elio in

elementi sempre più pesanti; la contrazione si blocca in stelle di massa sufficientemente piccola

grazie al principio di esclusione di Pauli (secondo cui particelle molto vicine devono avere velocità

diverse, quindi si allontanano l’una dall’altra, tendendo ad espandere l’astro), poiché questa forza

contrasta il collasso gravitazionale. La stella quindi si raffredda e si stabilizza allo stadio di nana

bianca.

Se il nucleo della stella supera una massa critica, detta limite di Chandrasekhar e corrispondente a

1,4 volte la massa solare, la fusione interna continua fino all’esaurimento di tutte le risorse

energetiche; le reazioni nucleari non sono dunque più in grado di opporsi al collasso gravitazionale

e la stella subisce una contrazione fortissima. A questo punto la pressione di degenerazione della

materia può operare sui componenti dei nuclei atomici, protoni e neutroni, anziché sugli elettroni,

arrivando ad arrestare bruscamente il processo di contrazione e ristabilire, spesso in seguito ad

un’esplosione di supernova in cui la stella espelle buona parte della sua massa, una situazione di

equilibrio: si forma quindi una stella di neutroni.

Se il nucleo della stella supera invece le 3 masse solari, nulla può contrastare la forza gravitazionale

generatasi. La massa si contrae fino ad addensarsi in un punto teoricamente privo di dimensioni, e si

può dire che l’astro arrivi ad avere una densità infinita: siamo di fronte ad un buco nero.

ORIZZONTE DEGLI EVENTI

Ovviamente un buco nero non inghiotte tutto ciò che lo circonda, a qualsiasi distanza: come ogni

campo gravitazionale, esiste una velocità di fuga che permette di passare ad una determinata

distanza dalla sorgente senza cadere irrimediabilmente al suo interno. Consideriamo la luce, poiché

la sua velocità è la più alta raggiungibile in natura; la distanza minima a cui un raggio di luce deve

passare per evitare di essere catturato dalla forza di gravità del buco nero costituisce una sorta di

limite immaginario, all’interno del quale ogni cosa, anche la luce, è destinata a cadere nel buco

nero, e da cui nulla può uscire. E’ questo l’orizzonte degli eventi, superficie immaginaria formata

dalle traiettorie di raggi di luce che, risentendo del campo gravitazionale del buco nero, non

riescono a sfuggirgli, ma nonostante ciò la loro velocità non permette che ne vengano inghiottiti.

Hawking, durante i suoi studi, si rese conto che i raggi di luce intrappolati sull’orizzonte degli

eventi non possono scontrarsi, poiché questo significherebbe essere deviati e sfuggire al confine del

buco, allontanandosi o cadendovi. I raggi devono quindi essere paralleli tra loro, e, di conseguenza,

la superficie dell’orizzonte degli eventi non potrà mai diminuire, perché questo sovrapporrebbe le

traiettorie dei raggi di luce e ne devierebbe l’andamento.

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 Buco nero di Schwarzschild - non rotante e privo di carica elettrica; si tratta del modello

ideale, più semplice ma anche meno probabile nella realtà. In questo caso esiste un solo

orizzonte degli eventi, che è una sfera centrata nell'astro puntiforme e di raggio pari al raggio di

Schwarzschild (dipendente dalla massa del buco nero).

 Buco nero di Kerr - deriva da oggetti rotanti e privi di carica elettrica, caso che

presumibilmente corrisponde alla situazione reale. Il buco nero ruota ad una velocità costante; in

base ad essa, il corpo celeste può presentare un rigonfiamento equatoriale dovuto alla rotazione, e a

velocità molto elevate assume la forma di un anello. Per questa ragione si formeranno non uno ma

due orizzonti degli eventi distinti.

 Esistono poi altri due modelli di buco nero dotato di carica elettrica, fermo o rotante: si

chiamano, rispettivamente, Buco nero di Reissner-Nordstørm e Buco nero di Kerr-Newman.

RINTRACCIABILITA’ DEI BUCHI NERI

Nonostante l’impossibilità dell’osservazione diretta di un buco nero, esso può modificare lo spazio

circostante in modo tale da determinare fenomeni in qualche modo rilevabili.

 Un fenomeno che permette di scorgere indirettamente un buco nero è l'effetto di lente

gravitazionale che esso esercita. In condizioni normali, infatti, la luce percorre una traiettoria

rettilinea, ma quella che passa abbastanza vicino ad un buco nero viene incurvata a causa del

suo intenso campo gravitazionale. Questa deflessione dei raggi di luce produce una visione

distorta, formata da più immagini, del corpo celeste che si trova oltre la lente.

 Lo stesso Wheeler che diede il nome ai buchi neri coniò anche una frase significativa sulla

caratteristica di questi corpi celesti di non emettere alcun tipo di informazione fisica: ”Un buco

nero non ha capelli”. In realtà tra il 1973 e il 1974 Stephen Hawking dimostrò che i buchi neri

emettono una radiazione costante, come un qualsiasi corpo con una temperatura elevata (che nel

caso dei buchi neri è inversamente proporzionale alla sua massa): si tratta di una sorta di

evaporazione nota come radiazione di Hawking. Questo perché la materia interstellare che,

attratta dal campo gravitazionale, cade verso l’orizzonte degli eventi, si riscalda ed emette