Le Stelle - RIFERIMENTI PER INDIVIDUARE LE STELLE: LE COSTELLAZIONE E LA SFERA CELESTE

- MERIDIANO CELESTE: è la circonferenza massima dove si trovano i poli celesti, lo zenit e il nadir;

- EQUATORE CELESTE: rappresenta il circolo massimo descritto dalle stelle nell'apparente moto di rotazione intorno all'asse;

- PARALLELI CELESTI: sono le circonferenze descritte dalle stelle che non si trovano sul circolo massimo, e sono di diametro più piccolo via via che si avvicinano ai poli.

- EST E OVEST: sono due punti determinati dall'intersezione di equatore e orizzonte celeste quando essi non coincidono (quando l'osservatore cioè non si trova ai poli);

- NRD E SUD: l'orizzonte celeste è tagliato in due punti notevoli dal meridiano del luogo: sono il Nord e il Sud che si trovano ognuno dalla parte del polo celeste dello stesso nome;

LE DISTANZE ASTORNOMICHE

UNITà ASTRONOMICA (U.A.): è usata generalmente entro i limiti del Sistema solare e corrisponde alla distanza media tra Terra e Sole, che è di circa 149 600 000 km;

ANNO LUCE (a.l.): è la distanza percorsa in un anno dalla radiazione luminosa, che si muove alla v 111g61b elocità di circa 300 000 km/s. Un anno luce corrisponde, quindi, a una distanza di circa 9463 miliardi di km;

PARSEC (parallasse-secondo, pc): è la distanza di un punto dal quale un osservatore vedrebbe il semiasse maggiore dell'orbita terrestre, perpendicolarmente, sotto l'angolo di 1''; tale distanza corrisponde a 30 900 miliardi di km.

STELLE A CONFRONTO

Magnitudine apparente e assoluta

Già gli antichi avevano suddiviso le stelle in classi sulla base del loro splendore, introducendo sei ordini di grandezze: la prima grandezza per le più luminose, la sesta per le più deboli. Oggi il termine grandezza è sostituito da MAGNITUDINE e la luminosità di una stella viene misurata da appositi fotometri fotoelettrici montati su telescopi. Si è così verificato che tra ognuna delle sei classi c'è una differenza di luminosità di 2, 5 volte. Con il tempo gli studiosi si sono resi conto che esistono stelle più e meno luminose rispetto alle classi standard: sono arrivati quindi ad utilizzare la magnitudine zero e le magnitudini negative per quelle più luminose e a magnitudini più elevate per quelle più deboli. Le misure citate fino ad ora si riferiscono ad una MAGNITUDINE APPARENTE (m) poiché essa dipende in parte dalla luminosità della stella ma in modo maggiore dalla sua vicinanza all'osservatore. Per conoscere la LUMINOSITà INTRINSECA di una stella si ricorre alla MAGNITUDINE ASSOLUTA (M) che corrisponde alla luminosità che le singole stelle mostrerebbero se fossero poste ad una distanza standard rispetto a noi di 10 parsec (32.6 a.l.).

Non tutte le stelle hanno poi una magnitudine costante: ve ne sono alcune la cui luminosità si indebolisce o si accresce a intervalli regolari. Si tratta delle VARIABILI PULSANTI o VARIABILI INTRINSECHE che a cicli regolari emettono maggiore o minore energia (Cefeidi: cambiano di luminosità con periodi molto regolari).

Stelle doppie e sistemi di stelle

STELLE DOPPIE: è un sistema di due stelle che ruotano entrambe intorno ad un baricentro comune, in un piano tale che, viste dalla terra si eclissano a vicenda ad intervalli regolari: è per questo che la stella ALGOL studiata da Goodricke splendeva di meno ad un intervallo fisso di tempo (ogni 2 giorni e 21 minuti).

SISTEMI MULTIPLI: si tratta di sistemi con tre o più stelle associate, rilevabili per variazioni di luminosità.

Le stelle binarie vengono studiate approfonditamente poiché dall'analisi delle loro orbite è possibile risalire alla loro massa; il diametro delle stelle è invece deducibile dall'analisi dei periodi di occultamento.

Colori, temperature e spettri stellari

Lo studio dei corpi luminosi e lontani avviene in gran parte con esami spettroscopici. Con l'impiego degli SPETTROSCOPI un qualunque raggio luminoso dà origine ad uno SPETTRO, cioè ad una striscia (visibile su una lastra fotografica) formata da bande con tutti i colori dell'iride (dal rosso (bassa temperatura, lunghezza d'onda maggiore) al blu (alta temperatura, lunghezza d'onda minore) oppure da una serie di righe luminose la cui disposizione e numero dipendono dalla natura chimica della sorgente luminosa. Il "tipo spettrale" dipende dalla temperatura del corpo emittente e poiché le stelle non hanno tutte temperatura uguale, come dimostrano i differenti colori con cui appaiono, si distinguono differenti tipi spettrali: le stelle vengono dunque classificate in una serie di CLASSI SPETTRALI, ordinate in funzione di valori decrescenti della temperatura. La luminosità delle stelle diminuisce al diminuire della loro temperatura ed è quindi possibile risalire dalla classe spettrale alla sua magnitudine assoluta: è questa la relazione base del metodo per determinare le distanze stellari. Le analisi spettrali hanno inoltre messo in evidenza una notevole UNIFORMITà nella composizione chimica delle atmosfere stellari (la parte più esterna di una stella): per la maggior parte la materia è costituita di idrogeno (H: 80%) e di elio (He: 19%), mentre la parte rimanente (1%) comprende tutti gli altri elementi chimici.

Stelle in fuga e stelle in avvicinamento

Le stelle si muovono ne firmamento, anche a velocità ,molto elevate, ma ciò rimane per noi un fenomeno impercettibile. Il movimento di una stella viene studiato controllando la posizione dell'astro rispetto a stelle circostanti e ripetendo quest'operazione a lunghi intervalli di tempo. Se la direzione del movimento della stella è perpendicolare alla linea che unisce l'occhio dell'osservatore alla stella stessa è più facile stimarne la velocità. Ma alcuni corpi si allontanano o si avvicnano a noi: in questo caso le stime sono fornite ancora una volta dalla spettroscopia attraverso l'applicazione dell'effetto Doppler.

EFFETTO DOPPLER: tale fenomeno fu scoperto nel 1842 dal fisico viennese Christian Doppler che si accorse che dalle analisi spettroscopiche è possibile sapere quali corpi celesti hanno un movimento di allontanamento o di avvicinamento rispetto all'osservatore. Se un corpo celeste, infatti, si allontana velocemente da noi la lunghezza d'onda della luce che viene emessa aumenta: la stella ci apparirebbe quindi più rossa di quanto non lo sia in realtà. Se invece il corpo celeste si avvicina le righe del suo spettro si spostano verso il blu (accorciamento delle onde): la stella ci apparirebbe più blu di quanto non lo sia. Inoltre l'entità dello spostamento permette di calcolare la velocità di tale movimento relativo maggiore è l'Effetto Doppler, maggiore è la velocità.

TRA STELLA E STELLA: MATERIA INTERSTELLARE E NEBULOSE

MATERIA INTERSTELLARE: è l'insieme delle polveri finissime e dei gas diffusi negli spazi che separano le stelle.

NEBULOSE: sono ammassi di fine materia scuri perché privi di luce (nebulose oscure) che si posizionano come ombre su uno sfondo luminoso di stelle, o debolmente luminosi se attraversati dalla luce di stelle molto brillanti e molto vicine (nebulose a riflessione). Vi sono anche ammassi dotati di una tenue luce propria (nebulose ad emissione) che emettono luce per un fenomeno di fluorescenza provocato nei gas da radiazioni ultraviolette.

L'evoluzione dei corpi celesti

LA FORNACE NUCLEARE DEL SOLE E DELLE ALTRE STELLE

L'equilibrio del sole in particolare (ma anche delle altre stelle) è dovuto al progressivo aumento di temperatura dei gas (che aumenta la pressione interna di questi ultimi, pressione che si oppone alla gravità e tende a farli dilatare) con la profondità. Al centro dell'astro dove la densità è altissima la materia cambia caratteristiche: il gas non è più unito da legami molecolari ma è formato da elettroni liberi e da nuclei atomici. Tali nuclei sono di idrogeno e di elio e a causa delle elevate temperature sono in continuo veloce movimento e tra loro avvengono collisioni così violente da provocare una reazione di fusione termonucleare che trasforma l'idrogeno in elio. In tale reazione 4 protoni (cioè nuclei di idrogeno, si fondono in un singolo nucleo di elio. Nel corso della fusione parte della massa scompare e si converte in energia. Per ogni nucleo di He4 che si forma si perde lo 0.7% della massa, che si converte in energia secondo l'equazione di EINSTEIN:

E = mc

(E = energia; m = massa; c = velocità della luce nel vuoto)

UN'ISTANTANEA DELL'UNIVERSO: IL DIAGRAMMA H-R

Risulta evidente che le singole stelle hanno una loro evoluzione, tanto più che nuove stelle nascono continuamente da nubi cosmiche di gas e polvere. Ciò di cui disponiamo per ricostruire tale evoluzione, che si svolge nell'arco di tempi lunghissimi, è solo una specie di "istantanea" dell'Universo, con gli innumerevoli corpi celesti così come ci appaiono oggi. La chiave per leggere l'istantanea del nostro universo è stata fornita dagli astronomi E. Hertzsprung e N.H. Russel, che hanno ideato un diagramma in cui si possono collocare le varie stelle, ponendo in ascissa la loro temperatura (da cui dipende il loro colore e la loro classe spettrale) e in ordinata la luminosità (posto il Sole = 1). In questo diagramma le stelle si raccolgono in grandissima parte lungo una fascia, chiamata sequenza principale,disposte secondo un ordine regolare, mentre altre si riuniscono in gruppi che occupano settori specifici del diagramma. Si tratta quindi di una distribuzione non casuale; in diagramma H-R è divenuto oggi un potente strumento per tracciare le tappe dell'evoluzione dei vari tipi di stelle.

DALLE NEBULOSE ALLE GIGANTI ROSSE

Probabilmente le stelle nascono dai Globuli di Bok, addensamenti di grandi quantità di polveri e gas che appaiono come nuclei oscuri e nettamente circoscritti all'interno della luminosità delle nebulose. All'interno di tali globuli possono scaturire moti turbolenti che li frammentano in ammassi più piccoli all'interno dei quali la reciproca attrazione gravitazionale tra particelle della nebulosa dà inizio ad un processo di aggregazione. Più l'addensamento e la contrazione aumentano più l'energia gravitazionale si trasforma in energia cinetica; di conseguenza aumenta la temperatura del corpo gassoso che si trasforma in una PROTOSTELLA, da cui partono numerose radiazioni infrarosse. A causa della contrazione il nucleo della protostella si riscalda: se la massa iniziale è scarsa la temperatura non arriva ad innescare le reazioni termonucleari e di conseguenza la contrazione si arresta e il corpo si raffredda lasciando un'oscura nana bruna (stella mancata); se la massa è sufficiente continua a riscaldarsi fino ad innescare il processo termonucleare di trasformazione dell'idrogeno in elio (si giunge così ad una fase di stabilità: la stella adulta si trova sulla sequenza principale del diagramma H-R). la posizione e la permanenza sulla sequenza principale dipendono dalla massa iniziale della nebulosa da cui la stella si è originata: quelle nate con grande massa diventano più calde (blu) e consumano l'idrogeno più rapidamente; quelle con massa piccola rimangono meno calde (rosse) e sono più longeve.

Quando l'idrogeno è consumato, il nucleo di elio venutosi a formare, molto più denso, tende a collassate (contrarsi su se stesso), si riscalda infatti fino a trasformare l'elio in carbonio. A causa dell'alta temperatura l'involucro esterno gassoso della stella si raffredda finché la forza di gravità ferma l'espansione e si raggiunge un nuovo equilibrio: GIGANTE ROSSA.

Quando il combustibile nucleare si esaurisce, la stella, sotto la pressione del suo enorme campo gravitazionale non più contrastato, deve lasciare la fase di gigante rossa per avviarsi alla fine: segue vie diverse a seconda della massa iniziale.

NANE BIANCHE: sono il risultato finale di stelle con massa iniziale inferiore a quella del Sole; la loro densità deve arrivare a milioni di volte quella dell'acqua e la materia si presenta in uno "stato degenerato", con i nuclei degli atomi immersi in un mare continuo di elettroni. Esse riscaldate dal processo di contrazione, ma prive di una fonte di energia nucleare sono destinate a raffreddarsi lentamente.

NEBULOSE PLANETARIE: stelle con massa iniziale come quella del Sole finiscono ugualmente come nane bianche ma attraversano una fase particolare: arrivate allo stadio di Giganti rosse espellono i loro strati più esterni che, trascinati via da un vento stellare danno origine a nubi sferiche di gas in espansione (nebulose planetarie).

In alcuni casi si verificano esplosioni stellari che si manifestano con un improvviso aumento di luminosità. (tali stelle sono dette NOVAE)

SUPERNOVA: se la massa di una stella supera di almeno una decina di volte quella del Sole le temperature interne arrivano a miliardi di gradi che portano ad un collasso rapido e violento ; viene infatti liberata un'enorme quantità di energia che provoca un'immane esplosione: gran parte della stella, chiamata SUPERNOVA, si disintegra e viene lanciata nello spazio. Il materiale che rimane dopo l'esplosione dà invece luogo a stelle di Neutroni.

BUCO NERO: Se la massa originaria della stella è qualche decina di volte quella del Sole, dopo la fase di supernova non c'è più niente che possa contrastare la forza gravitazionale; inoltre, secondo la Relatività generale, la pressione interna non viene più esercitata verso l'esterno (in modo da contrastare il campo gravitazionale), ma diventa essa stessa una sorgente del campo gravitazionale, rendendo così inevitabile il collasso infinito. A questo punto la densità della stella morente, ormai diventata un buco nero, raggiunge velocemente valori tali da creare un campo gravitazionale talmente intenso da non permettere a nulla di sfuggire alla sua attrazione, neppure alla luce: si ha una curvatura infinita dello spaziotempo, che può far nascere dei cunicoli all'interno di buchi neri in rotazione.

Le Galassie e la struttura dell'Universo

GALASSIE: sono formate da una grandissima quantità di stelle e da materia interstellare, qua e la concentrata in nebulose; risultano a loro volta riunite in gruppi e supergruppi.

LA NOSTRA GALASSIA

Oltre alle 6000 stelle visibili a occhio nudo la nostra Galassia comprende la Via Lattea, quella fascia di aspetto lattiginoso che disegna un cerchio massimo sull'intera Sfera Celeste e che, come dimostrò Galileo è formata da innumerevoli stelle. La Galassia ha la forma di un disco centrale (nucleo galattico) da cui si dipartono lunghi bracci a spirale e comprende oltre 100 miliardi di stelle. Il suo diametro è di circa 100 000 a.l. e lo spessore va dai 15 000 a.l., al centro, a circa 1000 a.l. verso il bordo. Il centro è in direzione della Costellazione del Sagittario. Il Sole occupa solo una posizione periferica(si trova sul bordo esterno del braccio di Orione); tutte le stelle dei bracci ruotano intorno al centro della Galassia con velocità decrescenti dal centro alla periferia. Oltre alla rotazione molte stelle mostrano anche un movimento proprio; lungo la Via Lattea abbonda inoltre la materia interstellare. Vi sono poi nella nostra Galassia degli ammassi stellari, gruppi di stelle relativamente vicine tra loro che si muovono tutte insieme. Alcuni sono aperti (con le stelle distribuite in modo irregolare, es: Pleiadi) mentre altri sono globulari (con le stelle distribuite regolarmente a formare una sfera). Gran parte di questi ammassi si trova al di fuori del disco della Galassia e forma una specie di nuvola sferica, molto rarefatta, chiamata alone Galattico, con un raggio di circa 50 000 a.l.; nell'alone non vi sono le polveri e quindi non si possono formare altre stelle, che continuano a formarsi invece nella Via Lattea.

GALASSIE E FAMIGLIE DI GALASSIE

Al di fuori della nostra Galassia esistono altre Galassie ognuna formata, come la nostra, di miliardi di stelle riunite in sistemi di varia forma. Vi sono galassie ELLITTICHE, altre A SPIRALE (come la nostra), altre ancora sono galassie A SPIRALE SBARRATA (il loro nucleo appare attraversato da una sbarra da cui partono le spire). Vi sono poi GALASSIE GLOBULARI (con le stelle addensate a forma di globo sferoidale più fitte al centro e più rade alla periferia) e GALASSIE IRREGOLARI (non hanno una forma definita). Fra quelle citate per la loro forma ve ne sono di PECULIARI, distorte forse per l'attrazione con galassie vicine. Il numero totale di galassie visibili è di qualche centinaio di miliardi; la distanza tra due galassie è inoltre orientativamente di 2,5 milioni di a.l.; Nella realtà però esse tendono a riunirsi in gruppi: ad esempio nel raggio di 3 milioni di a.l. dalla Via Lattea si trovano una trentina di galassie, che formano il Gruppo locale, ma si conoscono ormai numerosissimi ammassi galattici che comprendono ognuno da centinaia fino a migliaia di galassie. Questi ammassi, con diametri medi di 8 Mpc (megaparsec) sono circondati da ampi spazi vuoti e le galassie che li compongono sono legate gravitazionalmente tra loro (la Via Lattea fa parte dell'ammasso della Vergine). Infine sono stati identificati i superammassi di galassie, estesi per centinaia di megaparsec, ognuno dei quali comprende numerosi ammassi ed è circondato da enormi spazi vuoti che lo separano da insiemi simili. La distribuzione di ammassie superammassi non è uniforme: è come se tutte le galassie fossero distribuite lungo la superficie di enormi bolle di spazio vuoto, ognuna con un diametro di decine di Mpc ( l'Universo sembra quindi avere struttura cellulare o spugnosa).

RADIOGALASSIE E QUASAR

RADIOGALASSIE: sono galassie molto lontane ma che emettono onde radio (radiosorgenti) estremamente intense. In alcune di esse si osservano emissioni di giganteschi "getti" di materia, lunghi migliaia di a.l., che si allontanano dal loro nucleo a velocità di 1000 km/s; si tratta di esplosioni violentissime che in certi casi sembrano interessare l'intero nucleo della galassia.

QUASAR: sono corpi dall'apparenza quasi stellare che emettono onde radio di grandissima intensità; il loro spettroscopio mostra un grande spostamento verso il rosso: sono quindi in allontanamento. Sono tutti molto lontani da noi, in gran parte oltre un miliardo di a.l.; l'intensità dei segnali che giungono fino a noi, nonostante l'enorme lontananza, indica che un quasar è mille miliardi di volte più luminoso del Sole e molto più splendente quindi di un'intera galassia anche se questa potentissima energia si libera da un corpo molto più piccolo.

Origine ed evoluzione dell'Universo: ipotesi a confronto

LA LEGGE DI HUBBLE E L'ESPANSIONE DELL'UNIVERSO

Il quadro odierno dell'Universo non ci offre un'istantanea di come esso è oggi: si tratta più che altro di un'immagine composita in cui quanto più un oggetto è lontano tanto più antico è l'aspetto che ne osserviamo poiché le radiazione che ce lo rivelano viaggiano a velocità infinita. Fu quindi importante, a partire da questa considerazione, la scoperta fatta nel 1929 da HUBBLE, che osservò negli spettri di alcune decine di galassie un sistematico spostamento verso il rosso: le galassie si stanno allontanando alla velocità di migliaia di km/s. si è osservato inoltre che lo spostamento verso il rosso aumenta con l'aumento della distanza delle galassie prese in considerazione: le galassie si stanno quindi allontanando con velocità tanto più alta quanto più sono lontane, con un rapporto costante (legge di Hubble) tra velocità e distanza (indicato con Ho, costante di Hubble). Tutto ciò si può spiegare se si ammette che l'Universo è in espansione nella sua globalità, per cui ogni oggetto che ne faccia parte si allontana da ogni altro per il progressivo dilatarsi dello spazio. La legge di Hubble si è rivelata un proficuo strumento per calcolare distanze nello spazio più profondo: conoscendo la velocità di allontanamento di un oggetto se ne ricava subito la distanza in base alla costante di Hubble. Il valore esatto di tale costante non è tuttora preciso: le stime variano tra 80 e 50 (km/sec per 3.26 milioni di a.l.).

L'UNIVERSO STAZIONARIO

La fisica propone un Principio Cosmologico in base al qual l'Universo dovrebbe essere immutabile e uniforme; su tale principio si basava la teoria dell'Universo stazionario formulata e presentata singolarmente da Bondi, Gold e Hoyle. Il reciproco allontanamento delle galassie, cui conseguirebbe una diminuzione della densità media dell'Universo, verrebbe compensato da una continua creazione nello spazio di nuova materia , la cui aggregazione finirebbe pre produrre nuove galassie. Tale teoria ha però incontrato numerose difficoltà tra le quali l'assenza di una qualunque conferma della formazione di nuova materia e di conseguenza ha perso terreno ed è ormai poco seguita.

IL BIG BANG E L'UNIVERSO INFLAZIONARIO

UNIVERSO INFLAZIONARIO: si tratta di una teoria sviluppata intorno agli anni Ottanta del XX secolo da A.H. Guth, A.D. Linde, A. Albrecht e P. Steinhardt. All'inizio del tempo (forse 15 miliardi di anni fa) l'Universo era concentrato in un volume più piccolo di un atomo con temperatura e densità elevatissime. In un determinato istante questo "uovo cosmico" si è squarciato con un'esplosione immane (big bang) dalla quale fu generato anche lo spazio che prima non esisteva. In seguito all'esplosione si sarebbe verificata (grazie a condizioni particolari) una violentissima espansione che avrebbe fatto aumentare il volume dell'Universo di miliardi e miliardi di volte, mentre la temperatura sarebbe scesa rapidamente fin quasi allo zero assoluto. Al termine di questa fase di inflazione la sfera di fuoco avrebbe preso ad espandersi più lentamente.

RADIAZIONE DI FONDO: questa radiazione fu individuata nel 1965 da due ricercatori del Bell Telephone; essi osservarono che questa radiazione era rilevabile con i radiotelescopi in ogni direzione dello spazio; essa è come l'eco del Big Bang. Inoltre il satellite COBE, messo in orbita intorno alla Terra nel 1989 ha tracciato una mappa che mette in evidenza minuscole variazione nella radiazione di fondo. Tali variazioni sono interpretate come disuniformità nella distribuzione della materia individuatasi, una sorta di "increspature" dalle quali avrebbe tratto origine la distribuzione di galassie riconosciuta nella struttura dell'Universo, non omogenea, ma alla periferia di bolle vuote.