Universo tra luci ed ombre

Esposito Valeria V A ling «L’Universo tra luci ed ombre»

Introduzione

Sull’universo tanto è stato detto, ipotizzato, osservato, smentito, scoperto.

L’universo ha sempre rappresentato un mistero per l’uomo, e la paura superstiziosa che nell’antichità portava a considerarlo un altro mondo, divino ed irraggiungibile, si è da tempo tramutata in uno stimolo alla ricerca scientifica, portatrice di risposte che rendono l’umanità poco a poco sempre più consapevole delle leggi universali che regolano il mondo fisico, del quale la Terra non è che un puntino infinitesimale.

Ma che cosa sappiamo noi dell’universo?

Stephen Hawking, attuale detentore della cattedra lucasiana di matematica di Cambridge che fu di Isaac Newton, e senza dubbio l’astrofisico più illustre del nostro tempo, ha pubblicato diversi saggi di divulgazione sulla moderna teoria cosmologica, alla cui delineazione ha contribuito egli stesso con i suoi preziosissimi studi sui buchi neri e sulle dinamiche dell’universo. Su uno di questi, «Dal Big Bang ai buchi neri», si basa buona parte del presente lavoro.

In apertura del suo libro, Hawking presenta un aneddoto che risponde con ironico realismo alla nostra domanda:

Un famoso scienziato tenne una volta una conferenza pubblica su un argomento di astronomia. Egli parlò di come la Terra orbiti attorno al Sole e di come il Sole, a sua volta, compia un’ampia rivoluzione attorno al centro di un immenso aggregato di stelle noto come la nostra galassia. Al termine della conferenza, una piccola vecchia signora in fondo alla sala si alzò in piedi e disse:

“Quel che lei ha raccontato sono tutte frottole. Il mondo, in realtà, è un disco piatto che poggia sul dorso di una gigantesca tartaruga.” Lo scienziato si lasciò sfuggire un sorriso di superiorità prima di rispondere: “E su cosa poggia la tartaruga?” “Lei è molto intelligente, giovanotto” disse la vecchia signora. “Ma ogni tartaruga poggia su un’altra tartaruga!”

Questo per indicare che le attuali conoscenze che abbiamo dell’universo sono talmente vaghe, ed infinitesimamente limitate rispetto alla vastità dei fenomeni che ci circondano, che i modelli fisici attualmente accettati come veri sono frutto di semplici ipotesi, e in quanto tali potrebbero rivelarsi a seguito di scoperte future tanto infondati quanto lo è oggi una torre di tartarughe.

Ciò nonostante, partiamo dal presupposto che tutto ciò che può essere stato scoperto è partito dalla semplice osservazione; iniziamo quindi col considerare ciò che in prima persona possiamo percepire dell’universo, cioè il cielo stellato, quella distesa scura costellata di puntini più o meno luminosi. Ci rendiamo quindi conto che in realtà ciò che cogliamo non è altro che un’alternanza di luci e buio, un accostamento di chiaro e scuro; l’universo così come ci appare è un gioco di luce.

La luce

Percezione della luce

La luce si propaga sotto forma di onde, che noi riceviamo e codifichiamo grazie all’occhio, il ricevitore naturale della luce. L’occhio è uno strumento con una sensibilità limitata, ha cioè un intervallo limitato entro il quale riesce a misurare la luce che riceve. Le lunghezze d’onda più corte che il nostro occhio può percepire danno una sensazione che chiamiamo violetto, le più lunghe percettibili danno la sensazione che chiamiamo rosso. Tra questi estremi abbiamo nell’ordine: l’azzurro, il verde, il giallo, l’arancio.

Esistono però radiazioni con lunghezza d’onda minore del violetto e radiazioni con lunghezza d’onda maggiore del rosso:

• Oltre il violetto e per frequenze via via crescenti la radiazione viene chiamata ultravioletta, X e poi gamma;
• La radiazione che l’occhio è in grado di percepire viene chiamata radiazione ottica;
• Al di sotto del rosso la radiazione viene chiamata prima infrarossa e poi radio, man mano che la sua frequenza diminuisce.

Pagina 1 di 17

Esposito Valeria V A ling «L’Universo tra luci ed ombre»

Anche se noi non le percepiamo, ci sono strumenti in grado di rivelare la presenza di queste radiazioni. Gli apparecchi radiofonici, ad esempio, sono "occhi" che vedono radiazione di piccola frequenza. Ci sono binocoli in grado di rivelare la radiazione infrarossa, usati per vedere di notte. Gli effetti della radiazione X sono infine visibili nelle radiografie.

Colori della luce

Nella maggior parte dei casi conosciuti in natura, una sorgente non emette in un solo colore, ma in tutte le lunghezze d’onda, e con intensità diverse. Ad esempio il Sole emette la maggior parte dell’energia con onde di frequenza corrispondente al colore giallo, ma la luce del Sole è composta di una gradazione continua di colori, e quindi di frequenze. Una dimostrazione evidente di questo fatto è l’arcobaleno, fenomeno dato dalla luce del Sole suddivisa nelle sue componenti di differenti lunghezze d’onda. Le goccioline d’acqua sospese nell’aria che danno l’arcobaleno separano una dall’altra le radiazioni di differente lunghezza d’onda deviandole in misura diversa, cosicché l’occhio le distingua separate: danno cioè quello che si suole chiamare spettro.

Per studiare la composizione della luce e stabilire come è ripartita l’intensità fra i vari colori si usano appositi strumenti, gli spettrografi. La luce da esaminare viene fatta entrare nello spettrografo attraverso una fenditura ampia nell’ordine di centesimi di millimetro. La separazione delle onde di varia lunghezza d’onda è fatta da un prisma che sfrutta la deviazione che la luce subisce nel passare dall’aria al vetro e viceversa e che è differente per le differenti lunghezze d’onda. Ci sono inoltre due lenti, una per convogliare la luce che proviene dalla fenditura sul prisma e l’altra per mettere a fuoco, sulla lastra fotografica, la luce separata dal prisma nei vari colori. Le righe nello spettro appaiono tanto più lontane una dall’altra quanto maggiore è la differenza di lunghezza d’onda.

Pagina 2 di 17

Esposito Valeria V A ling «L’Universo tra luci ed ombre»

Se la sorgente emette radiazioni di qualsiasi lunghezza d’onda, allora le varie immagini della fenditura risulteranno attaccate l’una all’altra e lo spettro assume allora l’aspetto di una striscia continua dal violetto al rosso che si chiama spettro continuo.

Lo spettro di un gas non eccessivamente denso, invece di una striscia continua con i colori dell’iride, è una successione di righe luminose isolate di diverso colore. L’insieme delle righe che compaiono nello spettro è caratteristico ed inconfondibile di ogni elemento chimico; la loro posizione e l’intensità dipendono anche dalla temperatura.

Si può verificare tale fenomeno attraverso la seguente esperienza: si fa in modo che la luce di una sorgente di luce continua come una lampada, che emette radiazioni di ogni possibile lunghezza d’onda, attraversi un gas. Lo spettro continuo appare solcato da righe oscure, che rappresentano la luce mancante in quelle particolari lunghezze d’onda sottratta dal gas: questo perché gli atomi del gas assorbono, eccitandosi, una percentuale dei fotoni aventi energia pari ad uno dei salti di livello possibili (poiché, per saltare da un’orbita all’altra gli elettroni in un atomo hanno bisogno di energia di definita lunghezza d’onda). I fotoni assorbiti vengono riemessi entro un miliardesimo di secondo; però non tutti vengono riemessi nella direzione originaria ma bensì ciascuno in una direzione a caso, per cui solo una parte dei fotoni riprende la direzione dell’osservatore che guarda la lampada attraverso il gas. Perciò a questo osservatore arrivano meno fotoni aventi lunghezza d’onda caratteristica di quel gas di quanti ne ha emessi la lampada nella sua direzione. Conseguentemente, se di questa luce si osserva lo spettro, in corrispondenza alle lunghezze d’onda delle radiazioni assorbite appaiono delle righe oscure (luce che manca dal continuo emesso dalla lampada). Se invece si osserva il gas obliquamente, in modo che non giunga la luce diretta dalla lampada, si vedranno solo i fotoni riemessi dal gas in seguito alla diseccitazione degli atomi, e nello spettro appariranno soltanto le righe luminose caratteristiche di quel gas.

Le stelle

Iniziamo ora ad analizzare quelle che sono le fonti luminose del nostro universo, le stelle, e la luce che da esse è emanata. Pagina 3 di 17

Esposito Valeria V A ling «L’Universo tra luci ed ombre»

Classificazione spettrale delle stelle

Anche nello spettro delle stelle vi è la presenza di righe oscure che solcano la striscia iridata: la luce della stella proviene dalla sua superficie, detta fotosfera, sotto forma di spettro continuo. Attorno alla fotosfera sta l’atmosfera, ossia un involucro di gas trasparente; lo strato più basso dell’atmosfera, quello a contatto con la fotosfera, più freddo e più denso, assorbe dalla luce continua le radiazioni proprie dei gas che lo costituiscono, provocando le righe oscure che solcano lo spettro.

A partire dalla fine del secolo scorso si cominciarono a studiare gli spettri di centinaia di migliaia di stelle, arrivando alla famosa e moderna classificazione di Harvard. Questa distingue sette classi spettrali contrassegnate nell’ordine dalle lettere O, B, A, F, G, K, M. La classe O annovera le stelle azzurre, di più alta temperatura, la classe M le stelle rosse di più bassa temperatura. Vale infatti la relazione secondo cui tanto più alta è la temperatura del gas negli strati più superficiali della stella, tanto minore è la lunghezza d’onda alla quale essa emette il massimo della radiazione, che ne determina il colore visibile.

Magnitudini stellari

Che le stelle non appaiano tutte ugualmente brillanti è un fatto evidente ed esperibile da tutti.

Il primo catalogo stellare fu realizzato nel II secolo a.C., quando un grande astronomo greco, Ipparco di Nicea, decise di suddividere le stelle in base alla loro luminosità. Egli definì le più brillanti di 1° grandezza, quelle un po’ più deboli di 2°, fino alla 6°. La scala risultò congegnata in modo tale che una stella di 1° grandezza era all’incirca 100 volte più luminosa di una di 6°, con i numeri più piccoli che indicavano le brillantezze più intense. Ipparco parlava di “grandezze” non solo perché, secondo le idee correnti dell’epoca, pensava che le stelle più brillanti fossero fisicamente più grandi, ma anche perché queste sulla retina dell’occhio producono un’immagine di maggiori dimensioni. La scala di Ipparco, per quanto basata esclusivamente su impressioni visive, fu adottata tale e quale fino al XIX secolo.

Nella suddivisione moderna si è convenuto, seguendo la proposta di Pogson (1857), che le grandezze apparenti di due stelle le cui luminosità siano nel rapporto di 1:100 differiscano di 5 unità esatte. (Per evitare confusione con il concetto di grandezza inteso come dimensione, si utilizza il vocabolo “magnitudine”). Se una stella è cento, diecimila, un milione di volte meno luminosa di un’altra, la sua magnitudine è quindi rappresentata da un numero che supera rispettivamente di 5, 10, 15 unità quello che indica la magnitudine della stella più brillante. Il punto di riferimento nella scala delle magnitudini venne scelto nella stella Polare, assegnandole, nel massimo accordo possibile con la scala di Ipparco, una magnitudine di 2, con lo zero corrispondente al valore della stella Vega. Una volta così precisata la scala, si vide che Sirio (la più brillante) divenne di grandezza -1,5, e il Sole -26,7 m.

Con l’uso di strumenti, e soprattutto della lastra fotografica, già nel XIX secolo si notò che alcune stelle che all’osservazione visuale (sia a occhio nudo che attraverso un telescopio) mostravano una certa magnitudine, in fotografia ne esibivano un’altra. Questo è dovuto al fatto che all’epoca delle prime rassegne fotografiche del cielo (fine Ottocento) il materiale disponibile era sensibile solo alla regione violetto-blu dello spettro, cioè fino a onde di lunghezza pari a circa 520 nanometri. Di conseguenza, le fotografie non mostravano le stelle con le stesse magnitudini misurate a occhio, la cui massima sensibilità spettrale è intorno ai 560 nm, ciò che corrisponde ai colori verde-giallo. Per distinguere queste due diverse intensità, si definì magnitudine fotografica (mpg) quella ricavata dalle lastre dell’epoca e magnitudine visuale (mv) quella determinata a occhio. Soltanto con l’arrivo delle emulsioni pancromatiche (cioè sensibili a tutti i colori) divenne possibile registrare anche le

Pagina 4 di 17

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.