L'Universo astronomico

Storia

Fin dall'antichità l'uomo si è interrogato sull'Universo sia per motivi pratici (alternarsi delle stagioni, tempo) sia perché lo ha sempre affascinato. Da sempre si è cercato di determinare la sua vera forma, ma nessuno è mai riuscito a dettare una legge universale: fin dall'antichità si sono succeduti vari modelli.

Talete pensava che il nostro pianeta galleggiasse sull'acqua;

Anassimandro concepiva il nostro pianeta come un cilindro sostenuto da qualcosa immobile nell'aria ed al centro del mondo. Riteneva che ci fossero infiniti mondi e che il nostro fosse circondato da una sfera di fuoco rivestita da un materiale freddo: le stelle erano i piccoli buchi esistenti su questa crosta;

Anassagora intendeva la Terra come un disco piatto il cui centro era rappresentato dalle foci del Nilo, l'Universo era per lui un vortice e gli altri corpi celesti erano masse incandescenti staccatesi dalla terra per la rotazione;

Aristarco (scuola pitagorica) arrivò a pensare la sfericità della Terra e a determinare la sua dimensione in relazione all'Universo, riteneva che il centro del cosmo fosse il sole e che la terra gli girasse intorno (eliocentrismo), capì anche che l'Universo era retto da leggi matematiche e fisiche, riteneva anche che il cosmo, ruotando armonicamente, producesse una musica impercettibile all'uomo. Ipotizzava anche la presenza dell'Antiterra. La maggior parte dei pitagorici riteneva l'Universo chiuso e finito;

Democrito (atomisti) credeva che l'Universo fosse infinito e che esistesse il vuoto;

Platone riteneva che l'Universo avesse un'anima e che da qui derivasse il moto con l'influsso diretto della divinità;

Aristotele dichiarò che il cosmo era finito e geocentrico, composto dalla materia celeste perfetta e incorruttibile e la materia terrestre

Eudosso ipotizzò l'esistenza di un complesso sistema di sfere concentriche tra loro e composte da materia incorruttibile.

La luce e i sistemi di riferimento

La luce è un insieme di radiazioni elettromagnetiche che da una sorgente si proano nello spazio con velocità costante.

Un raggio di luce solare passando attraverso un prisma, si scompone in un fascio di luce a diversi colori che corrispondono ad insiemi di radiazioni elettromagnetiche con diverse caratteristiche. La luce si differenzia per:

Frequenza: numero di volte in cui essa si ripete nell'unità di tempo

lunghezza d'onda: distanza tra due massimi o due minimi successivi dell'onda

intensità: data dall'altezza delle creste.

Le radiazioni elettromagnetiche trasportano nello spazio l'energia prodotta da una sorgente e tale energia è trasportata sotto forma di "pacchetti", ovvero fotoni. Tali fotoni trasportano una quantità di energia definita che dipende dalla frequenza delle radiazioni.

La luce in un mezzo omogeneo si proa in modo rettilineo, ma quando questa incontra sul suo cammino un ostacolo può subire una riflessione od una rifrazione, e quest'ultimo fenomeno è quello che accade quando la luce entra nell'atmosfera. Inoltre questo fenomeno provoca sul raggio di luce una scomposizione che, raccolta su uno schermo, dà origine ad uno spettro. Lo spettro si basa sulla differente lunghezza d'onda e si definisce attraverso i diversi colori in cui si scompone il raggio.

Spettri di emissione continui: si ottengono scaldando un corpo nero fino all'incandescenza. Un corpo nero è in grado di assorbire tutte le radiazioni senza rifletterne alcuna, se sufficientemente riscaldato questo genera uno spettro continuo che contiene tutte le lunghezze d'onda. L'intensità dei colori dipende dalla temperatura;

Spettri di emissione a righe o bande: si ottiene usando come sorgente un gas rarefatto a elevata temperatura. Lo spettro che deriva è costituito da un insieme di righe su uno sfondo nero;

Spettri di assorbimento: si ottiene quando la luce continua viene fatta passare attraverso una sostanza gassosa a bassa pressione in grado di assorbire determinate lunghezze d'onda. Il risultato è uno spettro colorato con righe scure che corrispondono alle lunghezze d'onda assorbite dal gas.

Attraverso gli spettri è possibile studiare le radiazioni emesse dalle stelle. Attraverso questi strumenti è stato possibile stabilire la temperatura e la composizione delle stelle. Le stelle emettendo luce dovrebbero provocare spettri ad emissione continui ed invece si è notato che si creavano spettri d'assorbimento. E' stato possibile scoprire che la superficie esterna delle stelle è formata da gas a bassa temperatura e composta da vari elementi. Le righe che si generano sullo spettro riflettono la composizione dello strato esterno. Approssimativamente la composizione chimica delle stelle è uguale: idrogeno ed elio.

La temperatura può essere dedotta misurando l'intensità delle radiazioni: le stelle calde emettono radiazioni prevalentemente nel campo del blu, mentre le stelle fredde nel campo del rosso. Le righe di assorbimento possono dare indicazioni sulla temperatura del gas che assorbe: infatti l'efficienza d'assorbimento dipende dalla temperatura e dalla pressione.

Guardando il cielo abbiamo l'impressione di essere circondati da una sfera cava detta sfera celeste, sulla quale sono disposti vari corpi celesti: stelle, galassie, pianeti, satelliti.

Le stelle possono essere raggruppate in insiemi detti costellazioni, ovvero insiemi di stelle vicine aventi la stessa luminosità. Ma spesso le stelle appartenenti ad una stessa costellazione non sono affatto vicine: spesso si trovano addirittura su piani sfalsati. Inoltre le costellazioni sono il modo migliore per orientarsi: esse infatti non si muovono mai sostanzialmente.

Per stabilire la posizione esatta di un astro però, c'è bisogno di un sistema di riferimento.

E' possibile individuare un polo nord celeste ed un polo sud celeste, sul prolungamento dell'asse passante per i poli terrestri. La linea ideale che congiunge i poli celesti è detta asse del mondo. Intorno a questo asse la volta celeste ruota da est verso ovest in senso orario. Questo moto è solo apparente perché la Terra ruota in senso antiorario da ovest verso est.

Le stelle ruotando descrivono dei cerchi paralleli, il massimo dei quali, l'equatore celeste (intersezione della volta celeste con il piano perpendicolare all'asse del mondo), divide la sfera in emisfero settentrionale ed emisfero meridionale

Come la terra, anche la volta celeste può essere divisa in un reticolo grazie ai paralleli celesti, cerchi orizzontali, e meridiani celesti, semicerchi verticali. Il parallelo celeste fondamentale è l'equatore celeste, mentre il circolo massimo passante per i poli è il coluro.

Le stelle

Le stelle sono enormi masse di gas ad alta temperatura tenute insieme dalla forza di gravità e che emettono energia sotto forma di luce. L'energia delle stelle viene prodotta da reazioni termonucleari.

La distanza delle stelle

La luminosità delle stelle è influenzata da un fattore che, se non presa in considerazione, può portare a conclusioni errate: la distanza.

Per calcolare la distanza di un astro da noi, si utilizza il metodo delle parallassi (vedi disegno . 18)

Parsec: unità astronomica che corrisponde alla distanza alla quale dovrebbe trovarsi un corpo per avere una parallasse di 1'' d'arco.

La luminosità delle stelle

Ogni stella ha una propria luminosità. La luminosità apparente di una stella, cioè misurata dalla Terra, dipende dalla quantità di luce che emette, ma anche dalla distanza dall'osservatore. Invece la luminosità assoluta è l'energia radiante totale emessa dalla stella nell'unità di tempo. Me non per tutte le stelle è possibile determinare la luminosità, per cui viene adottata un'altra misurazione che si basa sul confronto, la magnitudine. La magnitudine può essere:

apparente: quando la si calcola in confronto alla stella campione (Stelle Polare). Più una stella è luminosa, minore sarà la sua magnitudine.

assoluta: rappresenta la magnitudine apparente che avrebbero le stelle se si trovassero ad uguale distanza da noi. Per cui per calcolare la magnitudine assoluta è necessario calcolare la sua distanza dalla Terra.

La misura delle temperature stellari

Il colore che assume una stella dipende dalla temperatura superficiale. Le stelle più calde sono blu, quelle più fredde sono rosse.

L'indice di colore è la differenza tra la magnitudine blu e la magnitudine gialla di una stella. La luce viene fatta passare in un filtro e in seguito vengono misurate le intensità delle radiazioni isolate e si calcola la magnitudine soprattutto nel campo del blu e del giallo. Le stelle più calde hanno una magnitudine blu molto bassa perché emettono radiazioni soprattutto in questo campo. A seconda dei dati raccolti le stelle vengono divise in tipi o classi spettrali

La massa delle stelle

La massa è un elemento importante nello studio delle stelle, perché la sua evoluzione dipende principalmente da questa. La massa di una stella non può essere misurata con precisione ammesso che non ci si trovi di fronte a sistemi di stelle doppie. Queste sono un sistema binario di stelle che sono unite da attrazione gravitazionale. Misurando il periodo orbitale e la distanza tra le due stelle è possibile calcolare la massa. Questi tipi di stelle possono essere:

stelle doppie visuali: quando sono distanti tra loro e sono distinguibili come due puntini;

stelle doppie variabili a eclisse: caratterizzate da periodiche variazioni di luminosità, dovuto all'eclissamento di una da parte dell'altra;

stelle doppie spettroscopiche: riconoscibili grazie al periodico spostamento delle righe spettrali.

(vedi diagramma H - R a . 24)

L'evoluzione di una stella

Con il termine evoluzione, si intendono i cambiamenti che si susseguono dal momento in cui la stella comincia a brillare fino al momento in cui la stella si spegne.

La stella emette radiazioni elettromagnetiche, e lo fa grazie a varie fonti:

energia gravitazionale: la riduzione della massa a causa di questa energia provocherebbe l'emissione di energia. Ma l'energia irraggiata è troppo piccola per garantire un tale flusso energetico per miliardi di anni;

reazioni termonucleari: queste sono reazioni di fusione tra nuclei leggeri per formare nuclei pesanti. Ma lo studio delle reazioni nucleari ha dimostrato che il nucleo formatosi con la fusione è minore rispetto alla somma dei nuclei di partenza, quindi la perdita di massa provocherebbe una produzione di energia secondo la relazione . Queste reazioni hanno comunque bisogno di energia di attivazione molto alta, per cui queste possono avvenire solo all'interno della stella dove si realizzano le condizioni necessarie.

4H à He + 2e + energia  (vedi . 28)

Le stelle si formano per condensazione di polveri e gas interstellari (nebulose interstellari). Queste nubi contengono prevalentemente idrogeno ed elio che vengono attratti da forza gravitazionale. Al momento in cui la nube collassa, si forma la stella. In breve tempo al centro della nube si forma una protostella, una massa gassosa più densa che lentamente si scalda grazie all'energia gravitazionale. Con il procedere della contrazione la temperatura si innalza notevolmente anche perché, aumentando la densità, il calore emanato all'esterno diminuisce. Quando la temperatura nella zona interna, nocciolo, raggiunge i 10 milioni di kelvin, si crea la vera e propria stella. Questa prima fase ha una durata che dipende dalla massa della stella: più la stella è grande, la forza gravitazionale è maggiore, la contrazione avviene più velocemente. Le stelle con masse troppo piccole non arrivano ad ottenere temperature adeguate a far iniziare le reazioni termonucleari e quindi muoiono.

Quando invece la stella è in grado di raggiungere elevate temperature, al suo interno iniziano le reazioni di trasformazione da idrogeno ad elio. L'energia prodotta nella fusione contrasta la forza gravitazionale e impedisce alla stella di collassare su se stessa. La stella permane in questo stato finché le due forze si equilibrano. Ma l'idrogeno all'interno di una stella può terminare e, a questo punto, l'evoluzione della stella dipende dalla sua massa: se la stella ha massa inferiore a 0,5 masse solari, la forza gravitazionale prevale e la stella collassa fino a trasformarsi in nana bianca che poi si raffredda e si spegne; se invece la stella ha massa superiore a 0,5 masse solari, la reazione continua in uno strato più esterno dove l'elio si trasforma in carbonio. Dopo questa operazione l'involucro esterno comincia a riscaldarsi e ad espandersi e la stella si trasforma in una gigante rossa. Se la gigante rossa ha una massa inferiore a 1,44 masse solari, questa consuma l'elio e lentamente si spegne; se invece ha massa superiore a 1,44 masse solari, continua le sue reazioni, producendo elementi via via sempre più pesanti.  Queste reazioni continuano fino alla produzione di ferro dopo la quale se la stella ha massa inferiore a 1,44 masse solari espelle gli strati più esterni e si trasforma in una nebulosa etaria. Il nucleo della stella diventa una nana bianca. All'interno della nana bianca i nuclei si separano e la stella si raffredda fino a diventare una nana nera.

Invece quando la stella ha una massa superiore a 1,44 masse solari si trasforma in supernova ovvero una stella che esplode violentemente aumentando la sua luminosità. Questa esplosione è dovuta ad un rapido collassamento del nucleo che libera un'enorme quantità di energia gravitazionale. Al termine dell'esplosione rimane il nucleo che a seconda della sua massa può assumere aspetti diversi:

se la sua massa è minore di 1,44 masse solari si trasforma in nana bianca;

se ha una massa compresa tra 1,44 e 3 masse solari si trasforma in una stella a neutroni (corpi costituiti da neutroni) creata dall'unione di elettroni e protoni che riescono a penetrare nel nucleo, dopo di ciò si crea un fluido con energia in grado di evitare un ulteriore collasso

se ha una massa maggiore di 3 masse solari si trasforma in buco nero ovvero una stella in cui la forza gravitazionale è talmente elevata da attrarre tutto a sé.

Le galassie

Le stelle non sono mai isolate ma fanno parte di sistemi chiamati galassie. In una galassia sono presenti miliardi di stelle, polveri e gas trattenuti dalla forza di gravità. Tutte le stelle che noi vediamo fanno parte della nostra galassia, la Via Lattea. Le galassie non emettono luce propria ma la luminosità è dovuta alla stelle in esse presenti. Le galassie hanno diverse forme:

Galassie ellittiche: hanno forma sferica o ovoidale e al loro interno mancano stelle giovani e non si osservano polveri e gas;

Galassie a spirale: hanno bracci a spirale con un massimo di luminosità al centro, contengono molte polveri e hanno stelle giovani. A seconda della forma si distinguono: le spirali ordinarie, in cui i bracci partono direttamente dal centro; e le spirali barrate, dove il corpo centrale è attraversato da una barra dalla quale partono i bracci;

Galassie irregolari: non hanno una forma geometrica definita nelle quali ci sono stelle molto giovani e polvere e gas in grandi quantità.

Molte galassie fanno parte di ammassi che comprendono anche altre galassie, all'interno dei quali le galassie si muovono.

La Via Lattea

La Via Lattea non è che la traccia nell'Universo della nostra galassia. La nostra galassia è a spirale ordinaria con al centro un rigonfiamento. Intorno al disco si trova un alone costituito da stelle vecchie tenute insieme dalla forza di gravità. Le stelle si muovono intorno al centro galattico sulla propria orbita. Le stelle all'interno della Via Lattea si distinguono in stelle di popolazione II che sono le stelle più vecchie prive di materiali pesanti; e stelle di popolazione I cioè stelle formatesi quando nell'Universo si erano già creati elementi pesanti.

L'origine dell'Universo

Nessuno sa come sia nato l'Universo e anche le teorie che sono state formulate non possono essere dimostrate. Attraverso le nuove scoperte nel campo della fisica e della matematica si è arrivati alla conclusione che l'Universo muta nel tempo e per la precisione è in espansione. Questo è stato ipotizzato grazie all'effetto Doppler: le stelle emanano radiazioni con lunghezza d'onda grande, ciò significa che si stanno allontanando secondo una velocità v=Hd, dove H è la costante di Hubble. La velocità dell'allontanamento è uniforme e per spigare questo allontanamento è stata formulata la teoria del big bang (esplosione dell'ammasso di materia, raffreddamento della materia). 

Ma c'è anche l'ipotesi opposta, ovvero l'idea di un Universo stazionario uniforme nello spazio e nel tempo. Secondo questa teoria l'Universo crea materia che prenderebbe il posto di quella esistente e quindi la densità rimane costante.  Ma la prova convincente in favore del big bang è la radiazione cosmica di fondo, insieme di radiazioni che vengono rilevate come un debole rumore di fondo che provengono in modo uniforme da tutto l'Universo e questo dimostra che non si tratta di una sorgente ma si ipotizza che siano le radiazioni rimanenti dell'enorme esplosione.

L'unico fattore che contrasta l'idea che l'Universo è in espansione è la forza di gravità che dovrebbe fermare questo movimento: forse tra qualche milione di anni la forza prevarrà e l'Universo si contrarrà.

Si è sviluppata un'altra ipotesi, quella dell'Universo inflazionario secondo la quale in un secondo l'Universo ha subito una crescita rapidissima.