Cosmologia: Universo, Stelle e Pianeti

Lo spettro e la teoria dell'Universo in espansione — Nascita ed evoluzione dell'Universo
Nascita e morte delle stelle — I mattoni della vita dall'agonia delle grandi stelle
I pianeti del Sistema Solare e gli esopianeti — L'oblio dell'Universo

a cura di Paolo Botton
aggiornato: 25 giugno 2015


AVVISO: questo è un documento divulgativo, estratto dalle presentazioni e dai seminari che offro gratuitamente alle scuole pubbliche del ciclo primario e secondario.
A causa del ricorso ad animazioni, è probabile che il tempo di caricamento di tutte le sezioni sia un po' lungo, pertanto abbiate pazienza.
I contenuti sono periodicamente aggiornati, sia in base alle segnalazioni che mi pervengono, sia in funzione dei risultati della ricerca svolta nel settore.
L'icona del binocolo indica la presenza di esempi molto banali, che ho utilizzato per spiegare concetti complessi agli studenti del ciclo scolastico primario.

Universo — nascita

Una necessaria premessa: lo spettro

Una luce bianca prodotta da un solido incandescente (ad esempio una coppia di elettrodi percorsi da corrente elettrica), che attraversi una fenditura sottile e quindi un prisma di vetro, crea un arcobaleno artificiale: uno spettro.

Grazie a prove condotte in laboratorio, si scoprì che ogni elemento chimico, osservato con uno spettroscopio, è caratterizzato da una collocazione specifica all'interno di una o più porzioni dello spettro, infatti furono notate delle discontinuità a carico di questo arcobaleno, chiamate righe di emissione ed assorbimento a causa del loro aspetto.
Ad esempio, poggiando un cristallo di sodio sulla fiamma di un becco Bunsen, ed osservando lo spettro dei suoi vapori, si nota chiaramente un'unica, marcata, linea gialla in campo nero. Siamo chiaramente in presenza di un gas caldo a bassa densità, e questi produce uno spettro a righe brillanti ad emissione, tipiche del particolare elemento chimico di cui è composto il gas. Possiamo equiparare le linee di emissione come le impronte digitali di quello specifico elemento.

Se davanti ai vapori di sodio incandescenti si piazza un solido incandescete (come la coppia di elettrodi percorsi da corrente elettrica), si noterà uno spettro continuo solcato da righe scure, dette di assorbimento. Pertanto se un elemento chimico può emettere in una precisa banda dello spettro, lo stesso elemento che si trovi frapposto tra una sorgente luminosa e l'osservatore, può assorbire le stesse lunghezze d'onda, privando lo spettro continuo di una sua porzione.

Furono Kirchhoff e Bunsen a formulare le tre leggi sulle righe spettrali:

    un solido incandescente o un gas molto denso e caldo produce uno spettro continuo, ossia senza righe.
    un gas caldo a bassa densità produce uno spettro a righe brillanti ad emissione.
    una sorgente che emette uno spettro continuo osservato attraverso un gas a bassa densità più freddo produce uno spettro continuo con righe scure di assorbimento.

Non sono risultati banali, perchè negli anni, gli spettri di emissione e assorbimento dei vari atomi divennero noti e sono oggi ben distinti e molto ben conosciuti. Si dice quindi che ogni elemento è responsabile di una determinata serie di righe spettrali e che pertanto l'osservazione delle righe spettrali è l'indicatore della presenza di un dato elemento chimico, anche nelle stelle.
Il Sole si comporta come un gas incandescente la cui luce bianca attraversa lo strato esterno (cioè la fotosfera, più fredda e meno densa) creando uno spettro con righe di assorbimento, dette Righe di Fraunhofer, dal nome di Joseph von Fraunhofer (1787-1826) che le osservò per prime (pur non comprendendone ancora il significato).
La corona solare, un gas caldo a bassa densità, produce righe brillanti di emissione, osservabili solo durante le eclissi di sole.
Lo studio dello spettro solare indica che l'intensità massima di luce si ha in corrispondenza del giallo, pertanto, grazie ai modelli noti alla Fisica, questo indica che la temperatura superficiale dell'astro è di circa 5.700 °K (gradi Kelvin. Per ottenere i gradi Centigradi, sottrarre 273,15).

È possibile discriminare gli elementi chimici analizzando lo spettro grazie alla legenda; la lunghezza d'onda è espressa in Angstroms (dove 1 Angstrom = 1,0 x 10-10 metri).
A (banda di righe) - O2 (ossigeno atmosferico) - 7594, 7621
B (banda di righe) - O2 (ossigeno atmosferico) - 6867, 6884
C - H Idrogeno - 6563
a (banda di righe) - O2 (ossigeno atmosferico) - 6276, 6287
D1, D2 - Na doppietto del sodio - 5896 e 5890
E - Fe Ferro - 5270
b1, b2 - Mg tripletto del magnesio - 5184 e 5173
c - Fe - 4958
F - H - 4861
d - Fe - 4668
e - Fe - 4384
f - H - 4340
G - Fe e Ca ferro e calcio - 4308
g - Ca - 4227
h - H - 4102
H - Ca - 3968
K - Ca - 3934

L'astronomo Vesto Melvin Slipher, attorno alla fine del 1800, studiò gli spettri delle radiazioni luminose emesse da stelle appartenenti a galassie lontane e scoprì che analizzando la scomposizione della luce proveniente da tali corpi, le linee di assorbimento apparivano spostate verso frequenze minori, se confrontato con lo spettro dei corrispondenti più vicini; in altre parole, gli oggetti più lontani mostrano in genere uno spostamento delle linee spettrali verso la componente rossa.

L'immagine creata ad hoc mostra un esempio di spostamento verso il rosso degli spettri di assorbimento di due sorgenti: in basso, lo spettro solare; in alto quello di un oggetto stellare in una galassia lontana.
Dato che nella luce visibile il rosso è il colore con frequenza più piccola, il fenomeno è noto come Red Shift, ossia spostamento verso il rosso.
Per contro, se la sorgente luminosa si avvicina all'osservatore, la frequenza delle radiazioni aumenta (quindi diminuisce la lunghezza d'onda), causando un leggero spostamento dello spettro verso l'estremo blu (in questo caso si chiama blue shift o spostamento verso il blu).
Un fenomeno tipico di variazione della frequenza, che tutti noi possiamo percepire, è noto come Effetto Doppler, ma deve essere chiaro che il Red Shift è un effetto cosmologico e non è legato all'Effetto Doppler, che si utilizza solo come paradigma per spiegare il fenomeno.


Noi percepiamo bene l'Effetto Doppler quando vediamo sopraggiungere un'autovettura a sirene spiegate: sentiamo il suono divenire più acuto man mano che si avvicina alla nostra posizione, cioè la frequenza del suono aumenta con l'avvicinarsi del veicolo a chi osserva.
Una volta che ci è passato davanti, esso si allontana ed il suono diventa man mano più basso, cioè la frequenza del suono diminuisce mentre l'automezzo si allontana da chi osserva.
È un po' come se tra noi ed il veicolo ci fosse una molla: il veicolo si avvicina e la molla si comprime, il veicolo si allontana e la molla si distende.

Noi non lo possiamo percepire direttamente, ma lo stesso fenomeno si verifica in termini analoghi nello spettro, sia visibile (luce) sia invisibile e può essere evidenziato utilizzando opportuni strumenti.


Nel primo quarto del XX secolo, Edwin Hubble, partendo dai lavori di Vesto Melvin Slipher, e di altri ricercatori che lo avevavo preceduto, intuì ed elaborò la teoria dell'universo in espansione, uno dei più importanti risultati della cosmologia.
Se la luce della galassia lontana, mentre si sposta verso di noi attraversando lo spazio, sperimenta uno spostamento verso il rosso, dovuto allo stiramento dello spazio tra una cresta e l'altra dell'onda luminosa, allora lo spazio è in espansione.
Dire che l'Universo è in espansione significa affermare che ogni oggetto che ne fa parte si allontana da ogni altro oggetto, per il progressivo dilatarsi dello spazio, quindi non sono le galassie a muoversi, ma è lo spazio tra l'oggetto e l'osservatore che si espande.
Lo spazio deve essere idealizzato come pallone che si gonfia, o come un tessuto che è tirato in tutte le direzioni e che quindi allontana tra loro i disegni (quindi gli astri) dipinti sulla sua superficie.

Non solo: pensate ad una scatola contenente dei granelli di polvere al suo interno. Se questa raddoppia di dimensioni, i granelli di polvere distanti 1 cm si muovono di moto relativo a 1cm/s, quelli distanti un metro, ad 1m/s, con una velocità proporzionale alla distanza.
Questa affermazione ha una grande implicazione: la velocità di espansione dello spazio può tranquillamente superare la velocità della luce, mentre un oggetto non può farlo (per approfondire questo concetto, si veda la relazione "Relatività Speciale o Ristretta: semplici concetti e implicazioni", nella sezione [Studio e Ricerca —› Articoli e relazioni]).
Hubble, grazie alla quantità di dati osservativi accumulati, si rese conto che a galassie più lontane corrispondevano spettri sempre più spostati verso il rosso e poiché maggiori scostamenti verso il rosso denotavano la maggiore velocità con cui la sorgente si stava allontanando, egli arrivò a dedurre la legge secondo cui quanto più le galassie sono lontane da noi, tanto più grande è la loro velocità di allontanamento.
Studi e misurazioni condotte negli anni successivi lo portarono inizialmente a scoprire che le velocità delle galassie (detta velocità di recessione) aumentava di 170 kms-1 ogni milione di anni luce di distanza... Aveva trovato l'esistenza di un rapporto di proporzionalità tra velocità di allontanamento e distanza.
Tale rapporto era pari a una costante che chiamò H0, oggi nota come la Costante di Hubble.
I calcoli effettuati portano oggi a stimare il valore di questa costante pari a 71,0±2,5 km /(s × Mpc), che si legge "settantuno, più o meno due virgola cinque chilometri al secondo per megaparsec".
Questo valore, applicato alla Legge di Hubble, c × z = H0 × d, noto il valore del Red Shift z e sapendo che c è la velocità della luce, ci permette di calcolare la distanza di un oggetto.
Come?
La percentuale di spostamento verso il rosso (red-shift z) di una riga spettrale rispetto ad una simile di riferimento è dato dal rapporto tra la velocità di recessione della galassia e la velocità della luce c. Si tratta quindi di un numero calcolabile analizzando semplicemente uno spettro.
z = Vrec ÷ c
da cui
Vrec = z × c
Ora che conosco la velocità di recessione, applico la Legge di Hubble, che mi indica che la velocità di recessione è proporzionale alla distanza dell'oggetto osservato:
Vrec = H0 × D
da cui
D = Vrec ÷ H0
Ossia il calcolo della distanza diventa quindi una semplice divisione.
Recenti osservazioni e l'uso dell'equazione di Hubble, hanno confermato che alcune galassie lontane hanno una velocità di recessione prossima a quella della luce.

Se ricorriamo ad un'espansione regressiva (sgonfiamo il pallone sperimentando l'avvicinamento dei disegni dipinti sulla sua superficie), indietro nel tempo s'incontra un luogo singolare, in corrispondenza del quale tutte le distanze dovrebbero annullarsi e perfino temperatura e pressione tenderebbero ad un valore infinito.
Il concetto d'infinito mal si coniuga con grandezze fisiche ben definite, per lo scopo prefisso in questo mio documento, possiamo asserire che ci troviamo di fronte alla singolarità iniziale puntiforme, un luogo con energia e densità estreme, dove si sarebbe concentrata tutta la materia dell'universo.
Questa regressione temporale ha dato origine alla teoria del Big Bang, il modello dominante della cosmologia moderna.
Il tempo zero, l'istante che nella teoria segna letteralmente l'inizio del tempo come noi lo conosciamo, è stimato a 13,7 miliardi di anni fa, con un'incertezza di 200 milioni di anni.

Detto questo, ci addentriamo in un ambito ad oggi oggetto di studio e tentativo di verifica, anche grazie all'acceleratore/collisore LHC (Large Adron Collider) del CERN di Ginevra: quell'istante, che ha generato tutto lo spazio oggi osservabile, secondo le teorie più accreditate, è riconducibile ad un evento sorto dal nulla a causa di un'anomalia quantistica.
Quando si dice nulla si parla dell'eterno nulla fisico, in cui particelle e antiparticelle elementari, o di natura ancora non nota, coesistevano condividendo un destino particolare.
Particelle e antiparticelle, ossia quark e antiquark, elettroni e positroni, neutrini e antineutrini annichilivano continuamente in un lampo di luce (radiazione).
Ma a temperature e densità elevatissime, la radiazione elettromagnetica, scontrandosi, genera unovamente una coppia di particelle e antiparticelle. Questo fenomeno non ha nulla di magico ed è spiegabile grazie alla fisica moderna: in presenza di campi elettromagnetici molto intensi (al costo di enormi quantità di energia), si generano come dal nulla una coppia elettrone-positrone che, annichilendosi, genera un lampo di luce.
Va da sé che, in un contesto del genere, nulla di fisicamentre tangibile rimane come traccia del continuo spazio-temporale.
Questo eterna annichilazione e rigenerazione andò avanti finché lo spazio-tempo non si dilatò, riducendo densità e temperatura.
Solo in quel momento gli scontri diminuirono sensibilmente. L'anomalia aveva però generato più materia che antimateria, come dire che per ogni miliardo di antiparticelle vi fossero un miliardo e uno particelle: la particella isolata non fu più soggetta ad alcuna annichilazione.
Questo processo di salvataggio della particella isolata, integrato su scala cosmica a ritmi temporali infinitesimi, non facilmente idealizzabili dalla mente umana, ha improvvisamente prodotto una quantità tale di particelle da creare i mattoni da cui è originata, nel tempo, la materia fisica di cui ora è composto l'Universo conosciuto.
Poiché numericamente la materia sopravissuta all'annichilazione non era molta, si potrebbe pensare che il cosmo sia più ricco di radiazione che di materia... Infatti è così e vedremo tra breve qual è l'implicazione di questa affermazione.
Con il raffreddamento i quark si aggregarono per generare i neutroni. I neutroni, scontrandosi con i neutrini, si spezzarono in protoni ed elettroni sino a raggiungere la proporzione di 4:1 a favore delle coppie protoni-elettroni
Solo con il raffreddamento del cosmo, i neutroni riuscirono a fare da collante per i protoni e solo più tardi gli elettroni furono attirati dai nuclei, creando atomi con carica neutra, quelli che conosciamo in natura, oggi.
Era iniziata la storia della materia che avrebbe portato alla formazione delle molecole, delle stelle, delle galassie e di tutte le forme viventi che popolano l'Universo.
Mi rendo conto che non sia facilmente intuibile, ma è corretto precisare che il Big Bang s'è verificato, ovunque e non in un singolo punto dello spazio o ipotetico centro, l'Universo, al momento del Big Bang, non è esploso nello spazio, come in genere ci viene mostrato a titolo d'esempio; il Big Bang ha creato lo spazio-tempo, un concetto che la mente umana non è in grado di modellizzare perchè abituata a ragionare in termini di tre sole dimensioni.
Di conseguenza non esiste un centro dell'Universo.
Si deduce anche che la teoria del Big Bang descrive come il nostro Universo evolve, non come esso iniziò.
Il discorso sull'origine dell'Universo può suonare difficile, ma questo processo mentale rappresenta uno sforzo per dare una spiegazione razionale e quanto più pragmatico e naturale possibile, senza ricorrere all'intervento di un deus ex machina.
Di primo acchito il Big Bang risulta un'ipotesi inverosimile sulla base di tutte le leggi fisiche note, in particolare perché viola il principio di conservazione dell'energia totale (uno dei punti a favore dei detrattori della teoria del Big Bang).
Dobbiamo, in questo, considerare anche la nostra limitata comprensione delle leggi della fisica, in particolare necessitiamo sicuramente di una nuova teoria sulla gravitazione, a compendio della teoria classica di Newton e che leghi la Meccanica Quantistica alla Teoria della Relatività di Einstein. Questa teoria, che potrebbe aprire novi confini per la fisica e la cosmologia, esiste ed è definita Teoria della Gravità Quantistica o Quantum Gravity in inglese.
Sfruttando la matematica e le costanti universali che hanno dato riscontri pratici negli ultimi due secoli, ci siamo persuasi che per ora risulta formalmente impossibile per la fisica accedere ad eventi antecedenti un tempo pari a 5,391 × 10-44 secondi dopo il Big Bang (detto Tempo di Planck).
Inoltre, poiché la luce percorre 300000 km al secondo, la minore dimensione sondabile risulta essere 1,6173×10-33 centimetri, detta distanza di Plank.
Ovviamente non siamo attualmente in grado di sondare tempi e spazi così ridotti, pertanto accettare il Big Bang, l'anomalia che ha interrotto il nulla fisico, significa accettare l'impossibilità di conoscere cos'è accaduto prima.

Tuttavia...

Nel 2001, due fisici, Neil Turok dell'Università di Cambridge e Paul Steinhardt dell'Università di Princeton, forti degli sviluppi della Teoria delle Stringhe, che prevede l'esistenza di entità extradimensionali, ossia strutture con un numero maggiore di tre dimensioni spaziali, hanno ipotizzato un fenomeno d'interazione tra oggetti definiti brane.
Le brane non sono fisicamente visibili, ma possono essere considerate la trama su cui poggia l'universo reale e fisico in cui viviamo attualmente. Definisco banalmente la superstruttura che ospita le brane come una pane che si possa tagliare a fette; ogni fetta indica una brana che ospita un possibile universo.


Le brane, paragonabili a fette di pane

Ora, senza scendere nei dettagli di una fisica teorica che si basa su una matematica complessa, idealizziamo semplicemente le brane come una coppia di fogli di carta affacciati uno all'altro che si avvicinano lentamente.
Non essendo rigidi, una parte delle loro superfici perverrà ad un contatto reciproco.
I due fisici hanno ipotizzato che nel punto di contatto si inneschi quella serie di fenomeni raccolti sotto il termine di Big Bang, ossia quella complessa serie di interazioni quantistiche che portano all'origine del tempo, dello spazio e alla generazione delle particelle elementari e che hanno come conseguenza la nascita di un universo, che inizia la sua espansione nello spazio-brana in cui si genera.
Per utilizzare un esempio banale, ciò che si verifica nel punto di collisione, è un po' ciò che accade quando avviciniamo tra loro i cavi di ricarica delle batterie, collegati al polo positivo e negativo dell'accumulatore: se provate, sperimenterete a vostre spese la generazione una violento arco elettrico, accompagnato da un lampo di luce molto intenso.


Sequenza delle collisioni tra brane

È molto verosimile che la genesi su una brana sia dotata di reciprocità, ossia è praticamente certo che anche nell'altra brana si generi un universo, non necessariamente governato dalle stesse leggi fisiche e di uguale durata.
Ora, una generazione di energia così importante, avrebbe un effetto repulsivo sulle due brane, tale da allontanarle nuovamente tra loro.
Nel contempo, i due neonati universi iniziano la loro espansione nello spazio-brana.
Con il trascorrere del tempo si avvia il processo di degrado dell'energia in essi contenuta, pertanto l'universo tende a raffreddarsi, riducendo l'effetto repulsivo tra le due brane.
Il fenomeno fa sì che le due brane tendano nuovamente ad avvicinarsi e solo quando i due universi avranno raggiunto un livello energetico sufficientemente basso (o nullo) potrà avvenire nuovamente una collisione in un punto qualsiasi, con lo sviluppo di nuovi universi, magari non in grado di ospitare osservatori o addirittura di durata di qualche nanosecondo.
Questo modello, sotto molti aspetti, si coniuga bene anche con le teorie sulla probabile fine dell'universo; a ben interpretare la cosa, non sembra neppure in contrasto diretto con la teoria dell'universo pulsante, ma è immediatamente evidente che non spiega cosa governi le brane e come siano state create.
Al momento questa teoria non è dimostrabile come vorrebbe il filosofo della scienza Karl Popper; si tratta di un piccolo e teorico passo avanti, non è detto che sia accantonato, così come non posso escludere che nuovi fisici teorici e nuovi strumenti, più evoluti del collisore LHC, possano, più avanti nel tempo, fornire spiegazioni razionali o evidenze sperimentali sulle strighe, supercorde e quindi anche sulle brane.


Cronistoria dell'Universo

Vediamo ora alcune date riassuntive, che devono essere considerate come approssimative e che ci danno un'idea di come si sia evoluto l'Universo, e dove siamo noi sulla linea del tempo:

13,7 ± 0,2 miliardi di anni fa: ha luogo il Big Bang che segna la nascita dell'Universo.
5,391 × 10-44 s dal Big Bang o Tempo di Planck dopo il Big Bang: tempo prima del quale non ci è possibile risalire ad alcun evento.
10-43 s dal Big Bang: più precisamente è a questo momento che, secondo le conoscenze attuali, si può far risalire la nascita dello spazio-tempo così come lo conosciamo. È definita Era della Grande Unificazione, le temperature superavano i 1034 °C e lo spazio era costituito probabilmente da un campo gravitazionale quantizzato (lumi potranno venire dalla teoria della Gravità Quantistica).
In seguito, tra 10-34s e 10-32s l'universo si dilatò forse di un fattore 1050, la cosiddetta Inflazione dell'universo.
Il periodo successivo, fino a 10-23s dopo il Big Bang, viene detto Era dei Quark, poiché fu il momento in cui furono generati i quark (o meglio sopravvissero all'annichilazione, con gli antiquark). Come visto, sono i costituenti fondamentali di protoni e neutroni.
10-6 s dal Big Bang: era degli adroni. La temperatura scese a 1012 °C. I quark si uniscono in terne e si formarono le particelle elementari pesanti (adroni), cioè protoni, neutroni, e le relative antiparticelle.
10-4 s dal Big Bang: era dei leptoni (elettrone, muone e neutrino).
1 s dopo il Big Bang: la temperatura è di 10 miliardi di gradi, ossia 10 × 109 °C.
100 s dopo il Big Bang: la temperatura è di 1 miliardo di gradi.
Circa 390.000 anni dopo il Big Bang: la temperatura è di 300.000-400.000 °C, si forma il primo atomo, l'idrogeno, costituito da 1 protone e 1 elettrone.
Fino a 1 miliardo di anni dopo il Big Bang si colloca l'Era delle Radiazioni; l'idrogeno iniziò a fondersi in deuterio, trizio ed elio. Elementi ancora più pesanti non poterono formarsi o si formarono solo in quantità minime perché le temperature diminuirono drasticamente, probabilmente attorno ai 3000 °C.
È presumibile che da quel momento iniziarono a prodursi le condensazioni delle galassie (protogalassie) ed i fenomeni di genesi stellare (formazione delle stelle).
10 miliardi di anni fa: formazione della nostra galassia, la Via Lattea.
5 miliardi di anni fa: nasce il sistema solare.
4,5 miliardi di anni fa: formazione del pianeta Terra.
4÷3,5 miliardi di anni fa: sulla Terra compaiono le prime forme di vita.


Due tesi a favore del Big Bang

Ne 1964 - Penzias e Wilson, durante il processo di taratura di alcuni radiotelescopi, scoprirono per caso una radiazione di fondo compresa in uno spettro di lunghezze d'onda da pochi millimetri a diversi centimetri che riempiva in modo uniforme lo spazio. Furono Dicke e Peebles, più tardi, che si resero conto della natura del segnale a cui fu dato il nome di radiazione cosmica di fondo dell'Universo o CMBR - Cosmic Microwaves Background Radiation, che fu comunque prevista già negli anni quaranta dal fisico George Gamow.
La CMBR è una radiazione che permea il nostro Universo fin dalle sue epoche primordiali. È la famosa radiazione residua dei processi di annichilazione della materia di cui ho scritto in precedenza. Fu libera di diffondersi solo circa 390.000 anni dopo il Big Bang; prima di questa emissione, l'Universo era estremamente caldo e denso, tanto che la radiazione, gli elettroni e i protoni (e le altre particelle subatomiche), costituivano un unico plasma primordiale.
Per questo motivo l'Universo era opaco e la radiazione non poteva diffondersi liberamente.
Quando elettroni e protoni si combinarono per la prima volta per formare atomi neutri di idrogeno, la radiazione elettromagnetica fu libera di propagarsi nello spazio.


Pensate alla nebbia, densa e fitta tale da impedire di vedere sia gli oggetti che ci circondano, sia le luci dei lampioni...
La nebbia rappresenta la materia densa dell'universo nel primo milione di anni dalla sua creazione.
Quando la nebbia si dirada, iniziamo a percepire luci e forme, la stessa cosa avvenne quando l'Universo si raffreddò e divenne trasparente alla radiazione elettromagnetica.


Il satellite Plank, che sostituisce il vecchio COBE (COsmic Background Explorer) per misurare lo spettro della radiazione cosmica di fondo a microonde (CMBR), sta fornendo risultati che sono di conforto alle tesi cosmologiche sul Big Bang. Si nota infatti che la CMBR permea uniformemente l'Universo, qualunque sia la direzione di osservazione e questo concorre a confermare che non esiste un centro dell'Universo.
Un'ulteriore segnale riguardo l'evoluzione del cosmo nell'ambito della teoria del Big Bang è dato dalla massiccia presenza di elio.
Tutto l'elio contenuto nel gas interstellare (di cui costituisce circa il 25%) non può derivare soltanto dai processi di fusione nucleare che hanno luogo (come vedremo più avanti in questa pagina) durante l'evoluzione delle stelle; può essere stato generato solo nei primi minuti o nelle prime ore dopo la nascita dello spazio-tempo, quando la temperatura era ancora di molti milioni di gradi e poteva permettere la nucleosintesi dell'elio.


Galassie, ammassi aperti e globulari

Le galassie si possono definire le strutture base dell'Universo e sono tali solo dal 1929 grazie a Edwin Hubble; prima si pensava fossero oggetti appartenenti alla nostra galassia, unica espressione di tutto l'Universo.
Il primo riferimento ad un oggetto, che oggi chiamiamo Galassia di Andromeda, risalire al 964 d.C. ed è attribuito all'astronomo persiano Abd al-Rahman al-Sufi che descrisse Andromeda come "piccola nube" nel suo scritto Il Libro delle Stelle Fisse.
Bisogna aspettare il 1781 e la pubblicazione del libro Catalogue des nébuleuses et des amas d'étoiles da parte di Charles Messier, per ritrovare una trattazione analoga: tra i 103 oggetti da lui catalogati, Andromeda ha il codice M31.
Hubble, disegnò il famoso diapason di Hubble con cui suddivise le galassie in base alla loro forma. Senza scendere nei dettagli (non è lo scopo di questo articolo), principalmente esistono quelle a disco (S0) con braccia a spirale (Sa, Sb, Sc), e quelle ellittiche (E0, E3, E5, E7). Tra quelle a spirale esistono quelle barrate, la cui regione centrale non è circolare ma si presenta allungata (SBa, SBb, SBc).
La classificazione di Hubble non dice nulla su come le galassie si sono formate, pertanto la galassia ellittica di tipo E0 non è la progenitrice di una galassia a spirale.

Di una tipica galassia a spirale, vista di taglio, come la nostra Via Lattea o la vicina Andromeda, già visibile con un binocolo nei cieli autunnali, distinguiamo il profilo del disco, composto dalle braccia e dal nucleo (detto bulge - bozzo, gobba protuberanza, prominenza), che rappresenta la zona più brillante e poi si nota bene l'alone, che possiamo rappresentare come una sfera lattiginosa che si estende da entrambe le parti del disco. L'alone è composto da gas, frutto dell'attività dei miliardi di stelle che popolano la galassia.
Qui, a differenza della galassia, mancano le polveri per cui non si possono formare nuove stelle.


semplice schema di una galassia a spirale, vista di taglio

Ogni galassia è a sua volta formata da una grandissima quantità di stelle e da materia interstellare, concentrata in alcuni punti in nebulose.
Prendendo ad esempio la nostra galassia, essa ha un diametro di circa 80.000 anni luce, mentre il suo alone sferico raggiunge i 100.000 anni luce. Esistono - secondo una stima - almeno 300 miliardi di stelle; sebbene i calcoli indichino una massa totale paria almeno a 100 miliardi di masse solari, il numero di nane rosse è maggiore di quanto teorizzato, il che porta ad elevare la quantità di stelle presenti.
Stelle e nebulose formano nel complesso il disco, il cui spessore è di circa 6000 anni luce.
Tutte le stelle dei bracci ruotano intorno al centro della Galassia, con velocità decrescenti andando verso la periferia; tutte le stelle presentano inoltre un movimento proprio.
Il Sistema Solare dista circa 30.000 anni luce dal bulge, trascinato nella rotazione del disco alla velocità di 250 kms-1.
In una galassia vi sono ammassi stellari, gruppi di stelle relativamente vicine tra loro, originate da una stessa nube di gas, che si muovono tutte insieme. Possono essere aperti, con le stelle distribuite in modo irregolare, o globulari, con le stelle disposte a disegnare una sfera.

Gli ammassi globulari, si trovano nell'alone galattico, sono aggregati sferici di stelle molto vecchie: di quelli che ospita la Via Lattea, ne conosciamo almeno 150. Ad esempio M13, il Grande Ammasso di Ercole, è visibile come un piccolo batuffolo di cotone, nei cieli autunnali, lungo un lato del quarilatero della cotellazione di Ercole, con l'ausilio di un buon binocolo.
Gli ammassi globulari sono legati assieme dalla forza di gravità e al suo interno, nonostante l'eccezionale presenza di stelle in un volume così ristretto, a causa delle forze di marea è improbabile l'esistenza di pianeti.
Poiché nell'Universo tutto si muove, anche le galassie ruotano attorno al loro centro, trascinandosi le braccia in una spirale che così risulta sfilacciata ai bordi.
All'interno delle galassie, le stelle non sono addensate come in genere di pensa: se riducessimo le dimensioni delle stelle a quelle delle biglie di vetro, quella più vicina a noi si troverebbe ad una distanza di 250 chilometri, quindi lo spazio tra le due è decisamente vuoto.
Se invece fossero le galassie ad essere ridotte alle dimensioni di biglie, le stesse sarebbero distanti solo 13 centimetri, e questo ci fa comprendere che la densità delle galassie è maggiore di quella delle stelle.
Poichè le galassie sono soggette alla forza di gravità, la precedente affermazione ci porta a pensare che gli scontri tra queste grosse strutture siano inevitabili; così è, infatti, ma questi scontri non si esauriscono con la compenetrazione reciproca dei sui componenti, la fusione dura milioni di anni in un gioco di forze che può mutare la natura di una o entrambe le galassie.
La Via Lattea e la Grande Galassia di Andromeda, che distano 2,4 milioni di anni luce, si avvicinano con una velocità reciproca di 200 km s-1, questo vuol dire che tra circa 3,6 miliardi di anni le due sperimenteranno uno scontro cosmico.
Può capitare che le due galassie interagenti di separino nuovamente, diverse nella forma, per poi ricadere nella spirale dell'attrazione gravitazionale e così proseguire per milioni di anni, prima di trovare una configurazione stabile.


simulazione numerica accelerata dello scontro tra due galassie

Si formano così le galassie peculiari che non posseggono una forma definita (non sono spirali e neppure ellittiche), frutto di un reciproco dare e avere di stelle.
Si potrebbe pensare che uno scontro di queste proporzioni possa portare ad uno sconvolgimento su scala stellare, ma ciò, in realtà, non avviene. Ricordiamo la distanza delle due biglie-stella: è tale da rendere statisticamente basso lo scontro tra due stelle durante la fusione di due galassie.

Le galassie di un gruppo locale come quello in cui si trova la nostra concorrono a formare gli ammassi di galassie, a loro volta raggruppati in super ammassi che, se visti da lontano, danno all'Universo una struttura filamentosa, una sorta di schiuma luminosa nel buio più assoluto del cosmo. Si parla di schiuma in quanto si può definire l'Universo come un insieme di bolle di sapone dove i punti di contatto identificano i filamenti che sono gli insemi dei super ammassi, mentre e le bolle rappresentano lo spazio tra queste enormi strutture.


Utilizzare un piattino di plastica con acqua e detersivo.
Soffiare all'interno del fluido con una cannuccia: noterete sia le bolle, sia i punti di giunzione delle stesse.
Le bolle sono le regioni di spazio vuote, mentre i punti di contatto rapprentano le regioni dello spazio in cui si concentra la materia ordinaria e rappresentano i superammassi di galassie.


Risulta quindi chiaro che il cosmo è occupato solo in parte dalla materia visibile, il resto è vuoto, oppure occupato da una forma di materia di cui si presuppone l'esistenza: la materia oscura che non interagisce in modo diretto con quella ordinaria di cui siamo composti anche noi, ma su di essa fa sentire i suoi effetti. Si pensa che sia una sorta di collante cosmico, in grado di mantenere coese le grandi strutture dell'Universo.


Espansione dell'Universo e la sua forma

Nella cosmologia basata sul Big Bang, l'energia oscura è un'ipotetica forma di energia che si trova in tutto lo spazio.
L'introduzione dell'energia oscura è un metodo fra i cosmologi per spiegare le osservazioni d'un universo in accelerazione (e quindi in espansione), come pure per colmare una significativa porzione di massa mancante dell'universo (circa il 90%).


La "composizione" approssimativa dell'Universo

Puntualizzato questo aspetto, non si può dire a priori se l'Universo sia finito o infinito in dimensione e in volume, al momento qualunque teoria è ancora frutto di mere speculazioni mentali.
L'Universo osservabile è finito perché la velocità della luce, è limitata e finita.
L'orizzonte cosmico si trova quindi a 13,7 miliardi di anni luce di distanza ma la distanza effettiva di questo orizzonte è più grande, perché nel tempo trascorso affinché la luce emessa 13,7 miliardi di anni fa sia arrivata fino a noi, questo bordo ha continuato ad espandersi.
La Radiazione Cosmica di Fondo a Microonde (CMBR) ha un red-shift a z = 1089, che corrisponde ad un'età approssimativa di 379.000 anni dopo il Big Bang ed una distanza comovente di oltre 46 miliardi di anni (fonte: Lineweaver, Charles; Tamara M. Davis - 2005. "Misconceptions about the Big Bang". Scientific American.).
46 miliardi di anni luce è un valore che sembra in contrasto con l'età stimata del Cosmo, questo perché, di solito, non si tiene in conto l'espansione dell'universo intervenuta nel frattempo.
La radiazione cosmica di fondo emessa poco dopo il Big Bang, quindi, proviene da materia che oggi si trova già a circa 46 miliardi di anni luce. Questa è la distanza che definisce approssimativamente i limiti dell'universo osservabile.


Stelle - nascita e morte

"Una stella è una sfera di gas caldissimo che produce energia attraverso un processo di fusione nucleare e la restituisce sotto forma di radiazione elettromagnetica di qualunque lunghezza d'onda, dai raggi X alle onde radio".
Questa sfera di gas è in equilibrio stabile fra la pressione radiativa dovuta alle reazioni termonucleari (la fusione - di cui parleremo tra breve) e la contrazione gravitazionale (ossia il peso dei gas di cui è composta la stella).


Pensate ad una pentola con acqua in ebollizione:
il vapore (pressione radiativa generata dalla fusione nucleare) tende a sollevare il coperchio che, essendo pesante (peso dei gas), tende a ricadere (contrazione gravitazionale).
Il peso del coperchio compensa la pressione del vapore o viceversa, proprio come avviene per le stelle.


I gas o elementi che compongono una stella sono, in percentuale, i seguenti:

70%    idrogeno,
28%    elio,
1,5%    carbonio, ossigeno, neon e silicio
0,5%    tra ferro, cobalto, nichel ed altri elementi pesanti.

I corpi celesti hanno una loro vita: alcune stelle nascono e muoiono nel giro di pochi milioni di anni mentre altre continueranno a brillare per decine di miliardi di anni.
L'origine delle stelle va ricercata nelle regioni fredde del mezzo interstellare, dove esiste un'alta densità di gas e polveri (pochi atomi per cm3, ben oltre il vuoto più spinto che riusciamo a creare artificialmente nei rilevatori di particelle); queste zone sono definite nubi molecolari.
Se una qualche perturbazione, come l'esplosione di una supernova o un vento stellare di particolare intensità, crea instabilità gravitazionale nella zona della nube interessata dall'onda d'urto, e le molecole presenti, fino a quel momento in equilibrio, iniziano ad avvicinarsi sempre di più.


Ricorro anche qui ad un esempio banale: in autunno cadono le foglie e le stesse si spargono al suolo; se la loro distribuzione è molto rada, quasi non ci accorgiamo della loro presenza. Quando si susseguono giornate ventose, le foglie si raccolgono in enormi mucchi, negli angoli dei cortili o in masse disordinate, trascinate dall'impeto della corrente d'aria.
Ebbene, lo tesso fenomeno d'accumulo avviene, in altre scale, nello spazio, addensando materia in forma di globuli.


Così si formano i globuli di Bok, zone dove esiste un maggiore addensamento di materia, e che, in futuro, a causa della forza gravitazionale, saranno destinate a diventare stelle.


Sequenza della nascita di una stella

Nella fase iniziale la pressione interna o di radiazione non è più sufficiente a contrastare il collasso gravitazionale e quindi la protostella si contrae. L'energia gravitazionale viene convertita in energia termica: il nucleo comincia a scaldarsi.
Tra tutte le protostelle solo quelle con una massa compresa tra 0,08 e 100 masse solari possono raggiungere la fase di stabilità.
Le altre stelle terminano la loro vita in due modi:

    ⇒ Se la massa di partenza è inferiore a 0,08 masse solari allora resteranno oggetti freddi e con bassissima luminosità detti nane brune, dove sono assenti fenomeni di fusione nucleare;
    ⇒ Se la massa iniziale supera le 100 masse solari allora si verificherà un'esplosione detta ipernova, perché la forza gravitazionale ha il sopravvento sulla pressione radiativa, si hanno bruciamenti esplosivi, il nucleo collassa e l'onda d'urto che ne consegue espelle tutti gli strati esterni nello spazio. Gli elementi espulsi, di cui è composta la stella, concorreranno a formare altri oggetti cosmici.

Dopo la sua formazione, la stella diventa stabile quando incomincia a produrre energia attraverso la fusione nucleare dell'idrogeno e si stabilisce un equilibrio idrostatico al suo interno, cioè la pressione degli strati esterni che gravano sul nucleo, eguaglia quella della radiazione prodotta all'interno dello stesso.
Affinché la stella raggiunga una temperatura centrale di circa 10 milioni di gradi, quella necessaria per la fusione dell'idrogeno in elio, sono necessarie alcune decine di milioni di anni.
La fusione di due nuclei atomici è ostacolata dalla reciproca repulsione elettrostatica (chiamata repulsione Coulombiana), pertanto, è necessario che il gas abbia altissime pressioni e temperature, cioè una grande energia cinetica, per poter vincere la repulsione dei nuclei e riuscire a fonderli.


due magneti con la stessa polarità tendono a respingersi, proprio come due protoni che hanno carica identica.

Risulta evidente che più grandi sono i nuclei atomici, maggiore è la repulsione elettrica, quindi temperatura e pressione necessarie per i processi di fusione.


La fusione utilizza due atomi d'idrogeno (1.), l'elemento più semplice dell'universo, composto da un protone ed un elettrone, per produrre un atomo di deuterio, formato da un protone, un neutrone e un elettrone. Nella reazione di trasformazione di un protone in un neutrone viene emessa energia sotto forma di radiazione ed il rilascio di un neutrino ν e un positrone e+.
La fase successiva (2.) prevede la fusione di un atomo di deuterio con un atomo d'idrogeno e la generazione di un atomo di elio-3 (3He).
La terza fase (3.) utilizza due atomi di elio-3, la cui fusione dà origine ad un atomo di elio (4He) ed il rilascio di due protoni.
La fase (2) si ripete due volte per produrre due atomi di elio-3, con il coinvolgimento di 6 atomi d'idrogeno; poiché la produzione di elio rilascia a sua volta due protoni, per ogni atomo di elio prodotto si consumano 4 atomi di idrogeno.


Usiamo la cera di una candela: due cilindretti alti 1cm e due alti 2cm.
Simuliamo a mano la fusione dell'idrogeno (cilindri da 1 cm) in elio.
Lavorare bene la cera fintanto che non otterremo una sfera dalla consistenza omogenea.
Come sono le mani?

    Calde: perché la fusione necessita di alte temperature e pressioni.
    Un po' sporche: perché durante la fusione un po' di massa si perde (il difetto di massa che genera energia secondo la relazione E = mc2, e la produzione di altre particelle come neutrini e positroni).
Abbiamo in mano una sfera più pesante: l'elio.
Provare con i cilindri più alti: serve più calore e pressione per amalgamarli, proprio come accade con gli elementi via-via più pesanti nelle stelle.
La fusione sintetizza nuovi elementi, via via più pesanti, che prima non esistevano.
Allora la fusione nelle stelle è responsabile degli elementi che si trovano nell'universo, compresi quelli di cui siamo composti tutti noi!


Tutte le stelle iniziano la propria vita bruciando idrogeno nel nucleo e trasformandolo in elio, ma la loro evoluzione successiva dipende dalla loro massa iniziale, quella che possiedono al momento della nascita; la massa di una stella determina ovviamente la quantità di combustibile a disposizione per le reazioni di fusione nucleare.
Una volta che la stella ha avviato il ciclo di fusione s'inserisce nella sequenza principale del Diagramma Hertzsprung-Russel, che cataloga le stelle in funzione della luminosità e della classe spettrale/temperatura cui appartengono.


il diagramma di Hertzsprung-Russel

La luminosità è il parametro di misura del ritmo con il quale la materia viene consumata... Il tempo di vita di una stella, cioè il tempo necessario affinché essa consumi tutto il combustibile a sua disposizione, è circa pari al rapporto tra la sua massa e la sua luminosità:

Tvitastella = Massa / Luminosità

Dato che la luminosità L aumenta con la massa M secondo una legge di potenza del tipo L = Mx — dove x è un numero compreso fra 3 e 4 — il precedente rapporto è tanto più piccolo quanto più massiccia è la stella.


Esempio del fornello a GAS: a parità di gas nella bombola, maggiore è la luminosità richiesta, minore sarà la durata della cartuccia del gas. Quindi il fornello più luminoso si estinguerà prima (come una stella troppo luminosa).


Le stelle più calde, massicce e luminose, quelle che popolano la parte alta della sequenza principale, sono dunque quelle che vivono meno a lungo.


Il colore delle stelle e cosa lo determina

Se prendiamo una barra di metallo e la surriscaldiamo su un letto di carboni ardenti attizzati con un mantice, essa tenderà a surriscaldarsi ed emetterà luminosità, il cui colore sarà funzione della temperatura raggiunta.
Man mano che il metallo tenderà a raffreddarsi, la sua luminosità passerà dal bianco al giallo al rosso. Oltre alla luce il metallo incandescente emette anche radiazione infrarossa (il calore) invisibile ai nostri occhi.

Così accade anche per le stelle, che hanno colori diversi a temperature diverse; come accade alla barra di metallo, la lunghezza d'onda alla quale la stella emette il massimo della radiazione è inversamente proporzionale alla temperatura superficiale.
In altre parole maggiore è la temperatura superficiale, più la luce visibile si avvicinerà al colore azzurro o blu; minore è la temperatura superficiale, più la luce visibile si avvicinerà al colore rosso.
Come la barra incandescente, anche le stelle non emettono soltanto luce visibile, ma anche radiazione ultravioletta (quella che ci abbronza ma che provoca anche il Melanoma), radiazione infrarossa (il calore), raggi X, eccetera.


La tabella indica quale colore assume una stella in funzione degli intervalli di temperatura raggiunti sulla sua superficie.
Per ricordare la sequenza, esiste una frase inglese: " Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me"

Quando una stella come il nostro Sole ha consumato la maggior parte dell'idrogeno, nel suo nucleo si riduce la temperatura. Come conseguenza, venendo meno la pressione radiativa (ossia quella forza che tendeva a far espandere la stella - cioè il vapore dell'acqua bollente che voleva far saltare il coperchio alla pentola) il peso degli strati superiori ha la meglio e iniziano a collassare verso il centro. Questa caduta innalza pressione e temperatura che, raggiunti i 100 milioni di gradi, innesca un bruciamento rapido dell'elio, detto appunto Flash dell'elio, trasformandolo in carbonio ed altri prodotti secondari della fusione, tra cui l'ossigeno.


         

La fusione sfrutta due atomi di elio e origina un isotopo instabile del berillio. Questi è instabile e tende a decadere nuovamente nei due nuclei di elio (d). Se la temperatura è dell'ordine di 100 × 106 °C, si instaura un equilibrio per il quale il berillio è sempre in presenza di elio; la fusione di elio e berillio produce carbonio.
Questo processo è detto TRIPLO-ALFA, perché l'atomo di elio è anche indicato come particella alfa.

La fusione dell'idrogeno residuo nelle zone prossime all'inviluppo produce un sovrariscaldamento. Non essendoci nulla in grado di contrastare la pressione radiativa generata dalla fusione dell'idrogeno, l'inviluppo di espande e la successiva rarefazione induce un conseguente raffreddamento.
La serie di espansioni e successive contrazioni, creano una sorta di pulsazione che tende a rilasciare radialemente i gas dell'inviluppo attorno alla stella.


Flash dell'elio ed espansione dell'inviluppo

Poichè s'è visto che i colori di una stella dipendono dalla sua temperatura superficiale, diminuendo questa, l'inviluppo della stella da giallo diventa rosso e per giunta l'astro diventa gigantesco a causa dell'espansione cui è soggetto. Il nostro Sole ingloberà l'orbita di Marte... Ma solo tra 4,5 miliardi di anni. Si dice che la stella è divenuta una gigante rossa.

L'astro esce dalla sequenza principale del diagramma di Hertzsprung-Russel per entrare nel ramo laterale delle giganti (vedi il diagramma, poco sopra).

A questo punto si delineano due possibilità, in base alla massa della stella (Mstella):

Se Mstella < 2 Msole (ad esempio il nostro Sole)

Terminato l'elio, la massa dei nuovi prodotti di sintesi che compongono la stella non è sufficiente ad aumentare nuovamente la pressione e la temperatura del nucleo per avviare la fusione del carbonio. Mancando la pressione radiativa, il nucleo collassa ma l'astro declina in un corpo noto come nana bianca, composto di carbonio ed ossigeno, estremamente densa (circa 1 tonnellata per centimetro cubo) e calda sulla superficie (circa 10000 gradi). La radiazione ultravioletta emessa da questo corpo ionizza la nube di gas e polveri che erano il suo inviluppo, rendendola visibile in alcuni casi già con modesti telescopi amatoriali. L'astro composto da una nana bianca e dalla nube di polveri ed elementi è definita nebulosa planetaria e rappresenta la fase finale della vita di una stella di media grandezza come il nostro Sole. La nana bianca si spegnerà lentamente nell'arco di 15 miliardi di anni.

Una nana bianca molto densa, ricca di carbonio e ossigeno, che si trovi vicino ad una compagna gigante rossa, ne attira la materia e quando la pressione della massa acquisita supera il limite d'innesco, si ha una combustione improvvisa (bruciamento esplosivo o cataclisma) con il rilascio di una rilevante quantità d'energia anche nello spettro visibile. È il fenomeno della Nova.
Se la nana bianca non riesce a bruciare il combustibile acquisito e prosegue a strappare materia alla compagna gigante, è possibile che la sua massa superi un specifica soglia d'innesco, pari a 1,44 masse solari (detto limite di Chandrasekhar). In questo caso la pressione è tale da provocare l'implosione del nucleo a cui fa seguito un evento di esplosione distruttiva, che trascina con se anche la gigante rossa in quella che viene definita esplosione di Supernova di tipo Ia.


Ho sintetizzato in una sola animazione i due eventi, di NOVA e di SUPERNOVA Ia
La prima pulsazione della nana bianca indica un evento di NOVA.
Nel prosieguo ho inserito il superamento della soglia critica, che provoca l'esplosione distruttiva del sistema binario

Si tratta dell'evento più energetico attualmente noto ed il risultato è la vaporizzazione dell'intero sistema binario.
La curva della luminosità delle supernove è sempre uguale, pertanto dalla sua analisi, grazie alla specifica relazione magnitudine-distanza (che spiego più avanti - vedi: Stelle Valriabili), è possibile calcolare quanto distano questi oggetti dal nostro pianeta. Le Supernovae di Tipo Ia sono quindi dette anche candele standard perché sono utilizzate come punti di riferimento.
Le esplosioni di Supernovae di Tipo Ia sono anche prodotte da fenomeni di merging, ossia dalla fusione di due nane bianche o di fue stele di neutroni in orbita stretta una attorno all'altra.
Di fatto, i due astri, molto densi, esercitano un'attrazione gravitazionale reciproca tale da avvicinare la loro orbita.


Sintesi del fenomeno di merging. I due astri, nella realtà, ruotano lungo un'orbita circolare, mentre collassano verso il centro di massa del sistema binario.

I nuclei, a causa della reciproca attrazione gravitazionale, si deformano, assumendo prima l'aspetto di un uovo, poi di un fuso, fintanto che le superfici non collidono e le due entità si fondono, superando la mssa critica, il che porta all'esplosione distruttiva del sistema binario.
NOTA
Un'esplosione di questo genere sintetizza gli elementi più pesanti che le supernovae di tipo II non sono in grado di produrre a causa delle energie meno intense che si manifestano durantre l'evento esplosivo.

Se Mstella > 2 Msole

La pressione degli strati esterni è tale da far aumentare pressione, densità e temperatura del nucleo e quando questi ha raggiunto circa 700-800 milioni di gradi, i nuclei di carbonio incominciano a fondersi.
La stella si sposta dalla regione delle giganti rosse di nuovo verso la sequenza principale.
Grazie alla massa di gas che grava sul nucleo, queste stelle ripetono più volte il ciclo di contrazione ed espansione, innescando ogni volta la fusione di un elemento più pesante all'esaurirsi del combustibile precedente, mentre il loro nucleo si riscalda sempre più.
Non scendo nei particolari dei vari isotopi degli elementi prodotti, limitandomi ad indicare gli elementi coinvolti nei bruciamenti nucleari (nucleosintesi) con il loro nome originale. Lo scopo è di elencare la serie dei prodotti di sintesi originati dall'iniziale fusione di elementari atomi di idrogeno.

Ricordo solo brevemente che un isotopo è un atomo di uno stesso elemento chimico con un diverso numero di neutroni presenti nel nucleo dell'atomo a parità di numero atomico (che è il numero di protoni contenuti in un nucleo).
Se due nuclei contengono lo stesso numero di protoni, ma un numero differente di neutroni, i due nuclei avranno lo stesso comportamento chimico, ma comportamenti fisici differenti, essendo uno più pesante dell'altro.

    COMBUSTIONE DEL CARBONIO
    A circa 700-800 milioni di gradi incomincia la fusione dei nuclei di carbonio con la produzione di ossigeno, magnesio, sodio e neon. I bruciamenti rilasciano come prodotti secondari nuovo idrogeno, elio, neutroni e raggi gamma (γ).
    COMBUSTIONE DEL NEON
    La fusione del neon avviene a temperature di circa 1,2 miliardi di gradi, dopo che il processo precedente ha consumato tutto il carbonio. Il nucleo si raffredda e la forza di gravità prende il sopravvento comprimendolo ed aumentandone densità e temperatura finché non raggiunge il punto di innesco della fusione del neon. Durante la fusione del neon si ha la produzione di ossigeno e magnesio, assieme a elio, neutroni, e neodimio. In pochi anni la stella esaurisce il neon, il nucleo si raffredda dando inizio ad una nuovo incremento della pressione gravitazionale che innalza densità e temperatura.
    COMBUSTIONE DELL'OSSIGENO
    A temperature di circa 1,4 miliardi di gradi i nuclei di ossigeno si fondono, proseguendo nella catena dei bruciamenti stellari, formando silicio, zolfo, fosforo e nuovamente - come prodotti secondari - magnesio, idrogeno, elio, neutroni e raggi gamma (γ)
    COMBUSTIONE DEL SILICIO
    Oltre i 2,7-3 miliardi di gradi i nuclei di silicio si fondono formando nichel che decade prima in cobalto che a sua volta decade in ferro che è stabile. Nel processo di decadimento sono rilasciati positroni (e+), e neutrini (νe)
    Il silicio accumulato dalla stella si consuma in appena un giorno o poco più.

In queste condizioni, a causa del susseguirsi dei bruciamenti, la stella assume una struttura a cipolla, in cui ogni strato è interessato alla fusione di un elemento (o relativo isotopo, indicato con un numero in alto a sinistra del simbolo).

La temperatura, la pressione e la densità (la lettera greca rho - ρ) crescono con la profondità, come è possibile verificare nel disegno.
Solo le stelle con massa superiore a 10-12 volte quella del Sole percorrono tutto il ciclo dei bruciamenti nucleari, arrivando a sintetizzare il ferro nel proprio nucleo con la fusione del silicio.

Dopo la combustione del silicio, il nucleo della stella non può produrre ulteriore energia e quindi si raffredda; la contrazione gravitazionale non è più compensata dalla produzione di energia e quindi dalla pressione radiativa, pertanto la stella collassa su se stessa.
I nuclei di ferro si frantumano e, sotto l'enorme pressione alla quale sono sottoposti dagli strati di gas sovrastanti, collassano su se stessi.
Il nucleo si contrae, alla ricerca di una nuova configurazione di equilibrio idrostatico. Gli strati esterni cadono sul nucleo a grande velocità, urtando contro la sua superficie estremamente densa. Il successivo rimbalzo provoca un'onda d'urto che riscalda il gas fino a temperature altissime (decine o centinaia di miliardi di gradi), caratteristica di un'esplosione definita Supernova di tipo II.
Il tutto avviene in una decina di secondi.


Si predispone un palloncino molto gonfio con dentro un po' di farina bianca, di mais e anche qualche brillantino. Questa è la nostra stella prossima al collasso.
Si buca con un ago il palloncino e si osserva cosa accade:
gli elementi di cui è composta la stella si spargono nello spazio e a loro volta concorreranno a formare altri astri, molecole organiche e quindi la vita.

Come diceva l'astronoma Margherita Hack: "Siamo tutti figli delle stelle."


L'onda d'urto fa sì che il gas, arricchito di elementi pesanti sintetizzati dalla fusione nucleare, sia restituito al mezzo interstellare: l'esplosione delle supernovae rappresenta il principale meccanismo di arricchimento chimico delle galassie.
La supernova rilascia una enorme quantità di energia che rende possibile la formazione di nuclei più pesanti del ferro entro pochi secondi dall'esplosione tramite il processo di cattura rapida di neutroni (definito processo-r). Il ruolo delle supernovae nell'evoluzione delle galassie è quindi fondamentale, non soltanto perché esse arricchiscono il gas interstellare di elementi pesanti, ma anche perché, attraverso una compressione dello stesso gas, inducono la formazione di nubi dense e quindi di nuove stelle.

La sorte del nucleo residuo (che non è esploso), a questo punto, dipende dalla sua massa:

    se il nucleo è inferiore a 3,2 masse solari (definito limite di Volkoff-Oppenhmaier), i protoni si fondono con gli elettroni, formando una stella compatta e densissima di neutroni;
    se invece la massa del nucleo è superiore al limite di Volkoff-Oppenhmaier nulla può fermare il suo collasso, che diventa irreversibile. Mentre il nucleo si contrae la forza di gravità in superficie aumenta. In accordo con la teoria della Relatività Generale, lo spazio intorno alla stella si deforma, incurvandosi e modificando le traiettorie dei corpi che vi passano vicino.
    La stella scompare, perché perfino la luce resta intrappolata all'interno del suo enorme campo gravitazionale: si è formato un buco nero.


Il campo gravitazionale e il buco nero.
Montare un quadrato di stoffa elasticizzata nera su un telaio di legno poggiato su quattro gambe. Si posi sul tavolo una pallina da ping-pong, una da golf e una di piombo.
Si spargano sulla superficie tesa della stoffa alcune sferette gialle di plastica, dimostrando che senza alcuna perturbazione, gli oggetti rimangono immobili.
Mettendo poi al centro la pallina da ping-pong, si nota una flebile incurvatura della superficie - il pozzo gravitazionale o deformazione dello spazio - generato dalla massa della pallina.
Sostituendola con la pallina da golf, l'effetto è stato accentuato e le sferette gialle sono finite tutte dentro il cono creato dalla massa della palla.
Abbiamo così intuito il concetto di attrazione gravitazionale
Lanciando opportunamente una sferetta, la stessa finisce sì nel pozzo, ma ruota pure attorno alla palla da golf. Abbiamo così intuito come orbitano i pianeti attorno al sole e la luna attorno alla Terra.
La sfera di piombo deforma a tal punto la superficie della stoffa da creare una sorta d'imbuto da cui le sferette, comunque si lancino, non potranno più sfuggire.
Abbiamo infine intuito il concetto di buco nero e di gravità infinita.
Un buco nero può essere visualizzato come un imbuto, se una sferetta vi finisce dentro, passa per il becco e cade per terra.


Quanto è grande una stella?

Non andiamo lontano, per scoprirlo: il Sole ha un raggio equatoriale di circa 109 volte quello terrestre cioè di quasi 697 mila chilometri. Sapendo che la stella ha una forma "quasi sferica", il volume di essa è proporzionale alla terza potenza del raggio (Volume = 4/3 × π × r3) e si può quindi affermare che la nostra Stella occupa un volume pari a circa 1093 = 1.295.029 di volumi terrestri.
Se questo numero sembra grosso, osservate ora come si pone il Sole nei confronti dei veri giganti del cosmo.


Confronto tra le dimensioni delle stelle, a partire da quelle della Terra (immagine di 1,06 MB)
A seconda delle loro dimensioni rispetto al Sole le stelle si distinguono in sette classi:
1 - nane (Stella di Kapteyn, Stella di Barnard, Sirio B,...)
2 - subnane (Proxima Centauri, Mira B,.)
3 - sequenza principale (Sirio A, Alfa Centauri, Sole, Procione, Vega, Altair,...)
4 - subgiganti (Capella, Spica, Mintaka, Alnilam, Alnitak, Saiph, Bellatrix,...)
5 - giganti (Menkar, Arturo, Polare, Mirfak, Rigel, Schedar e Aldebaran,...)
6 - supergiganti (Deneb, Sadir, Scheat, Enif, Betelgeuse, Gamma Velorum,...)
7 - ipergiganti (Antares, R Sculptoris, R Leporis, Erakis, La Superba)


Come si pone il Sole, rispetto a una stella gigante e ipergigante?
Ho messo a disposizione una sferetta gialla da softair di 4mm, una pallina da ping-pong, un pallone da pallacanestro e una fitness-ball (in sua assenza, un palloncino gonfiabile gigante).
Se il Sole è la sferetta gialla, una girante rossa è la pallina di ping-pong la supergigante è quasi come il pallone da pallacanestro, mentre una ipergigante ha quasi le dimensioni di una fitness-ball (o del pallone gigante).


Stelle doppie o binarie

Molte stelle condividono lo spazio in cui sono nate con una compagna; si parla in questo caso di stelle doppie.
Le stelle doppie sono coppie di stelle che, all'osservazione visuale, appaiono molto vicine tra loro. I due astri sono definiti componenti del sistema doppio e la loro distanza è definita separazione angolare ed è misurata in secondi d'arco (1" = 1/3600 gradi).
Alcune possono essere risolte, ossia è possibile osservare le due componenti, già con un binocolo, altre solo con telescopi. Minore è la loro separazione angolare, maggiore dovrà essere la capacità dello strumento ottico (diametro, qualità delle lenti e ingrandimenti).
Ci sono binarie propriamente dette o doppie fisiche, e le doppie prospettiche, dette anche doppie ottiche.
Proprio per questa catalogazione generica, qualora un astrofilo scoprisse un sistema binario, di primo acchito non sarebbe in grado di discriminarne il gruppo di appartenenza.
Le doppie fisiche sono stelle che orbitano l'una attorno all'altra rispetto al centro di massa del sistema e sono quindi legate gravitazionalmente, come si può notare nel disegno. I sistemi binari fisici tendono a riunirsi in coppie gerarchiche, ossia sistemi che rimangono accoppiati in orbite stabili per tutta la loro vita. Possono iniziare come sistemi multipli, ad esempio tripli, ma lo fanno in configurazione instabile, con orbite non determinabili e disordinate a causa del problema noto in meccanica celeste come il problema dei tre corpi.
Nel tempo solo due stelle del sistema prenderanno una configurazione stabile e deterministica, orbitando attorno al comune centro di massa; la terza stella assumerà una posizione nello spazio in un'orbita che non potrà perturbare la binaria.
Le stelle doppie o sistemi binari comprendono anche sistemi più complessi: abbiamo esempi di quattro stelle che hanno trovato la loro stabilità creando due coppie gerarchiche in mutua orbita tra loro; è il caso della doppia-doppia ε (Epsilon) Lyrae, nei pressi di Vega, costellazione della Lyra.
Come si intuisce dal sinonimo con cui sono anche definite, le doppie ottiche sono tali solo grazie ad un effetto prospettico che le mostra vicine se proiettate su un ipotetico piano. Data l'enorme distanza che ci separa da loro, quando le osserviamo, molte stelle ci appaiono proprio come proiettate su una superficie e quindi le indichiamo come "vicine", anche se magari distano tra loro centinaia di anni luce. L'effetto prospettico è esemplificato nel disegno.

Quando si trova il termine di binarie visuali vuol dire che la coppia è discriminabile con l'osservazione diretta.
Quando questo non è possibile, ci si avvale di metodi indiretti per la loro individuazione.
Se le orbite sono inclinate, oppure avvengono fenomeni di mutua eclisse, è possibile notare variazioni periodiche di luminosità; per questo fenomeno sono dette binarie ad eclisse o binarie fotometriche.
Nel caso di piccole dimensioni di uno degli astri o di una luminosità ridotta, la presenza di una binaria è rilevabile analizzando le flebili variazioni nel moto della stella principale lungo la propria orbita.
Poiché per l'identificazione ci si avvale di misure astronomiche, si definiscono doppie astrometriche.
Se la presenza di un sistema binario è evinto grazie alla variazione delle righe spettrali, a causa dell'Effetto Doppler provocato dalla leggera variazione di posizione della stella analizzata rispetto al punto di osservazione, si parlerà di binarie spettroscopiche. Il numero dei sistemi binari conosciuti costituisce più del venti percento delle stelle, ma le stelle doppie sono sicuramente in percentuale più alta (pare siano il 56 percento); solo a causa della grande distanza che li separa da noi molti sistemi binari non sono ancora stati scoperti.
L'importanza dei sistemi doppi risiede nel fatto che sono le sole stelle di cui è possibile determinare i valori della massa, della densità e del raggio.
Com'è possibile calcolare la distanza reale tra le due componenti di un sistema binario?
Occorre conoscere almeno la distanza D in anni luce del sistema dalla Terra quindi, acquisita la separazione angolare α si ricorre ad una semplice formula di trigonometria:

d = D × (α ÷ 206265)

dove d rappresenta la distanza tra le componenti, e 206265 sono i secondi d'arco in 1 radiante.
Se la doppia osservata ha una separazione angolare α = 6,2" (secondi d'arco) e dista da noi 11,3 anni luce, le due stelle orbitano ad una distanza pari a:
d = 11,3 × (6,2 ÷ 206265) = 3,396×10-4 A.L.
dato che 1 A.L. = 9460800000000 km, allora d = 3,396×10-4 × 9460800000000 = 3,212 miliardi di chilometri. Tale è la distanza tra le due stelle.


Stelle variabili

La variazione di luminosità rilevata a carico di alcune stelle, introduce il concetto di Stelle Variabili, ossia oggetti la cui luminosità è soggetta a variazioni periodiche nel tempo, di cui le binarie ad eclisse sono solo un esempio banale.
Esiste un'intera classe di variabili definite pulsanti ci cui le più famose sono le Cefeidi (dal nome della prima, Delta Cephei), stelle giganti la cui luminosità varia con periodi tra 2 e 150 giorni, grazie al movimento periodico di contrazione ed espansione dell'inviluppo che si ripete con estrema regolarità.
Questo comportamento permette di utilizzarle per la misura delle distanze cosmiche fino a qualche decina di milioni di anni luce.
Come?
Henrietta Swan Leavitt (un'astronoma statunitense che visse a cavallo del XIX e XX secolo) dimostrò che ad un dato periodo è associato un solo valore di luminosità: s'inferisce quindi che le Cefeidi posseggono una luminosità assoluta funzione del periodo della loro variabilità.
La relazione periodo-luminosità è data dall'equazione:

M = -2,87 log P - 1,35

dove M rappresenta la magnitudine assoluta, e P il periodo della variazione di luminosità.
Una volta acquisito il periodo (curva di luce) con metodi fotometrici, dalla relazione periodo-luminosità si può ottenere la luminosità assoluta della stella.
Dato che la fisica insegna che l'intensità luminosa della luce diminuisce con il quadrato della distanza percorsa, gli astronomi hanno introdotto il concetto di Modulo della Distanza, un termine funzione della Magnitudine Assoluta e Magnitudine Apparente.
La magnitudine assoluta M (ricavata con l'equazione precedente) è la magnitudine che la stella avrebbe alla distanza di 10 parsec (1 pc = 3,26 anni luce).
La magnitudine apparente m di una stella è un'espressione di quanto luminosi appaiono gli oggetti celesti osservati dalla Terra (con metodi visuali o fotometrici).
Il modulo della distanza è dato dalla differenza tra magnitudine apparente e magnitudine assoluta e tale differenza di magnitudini è in relazione alla distanza D (in parsec), secondo la formula:

m - M = 5 log D - 5

pertanto D rappresenta la distanza in Parsec e log D è il logaritmo in base 10 della distanza D.
Così, un modulo di distanza 5, ossia una differenza calcolata di 5 magnitudini, significa una distanza di 100pc, infatti:
se m - M = 5 (magnitudini), allora si ha 5 = 5 log D - 5, da cui
5 + 5 = 5 log D, pertanto si perviene a 10 ÷ 5 = log D, ossia log D = 2.
La matematica insegna che il logaritmo in base b di un numero k è l'esponente che si deve assegnare alla base b per ottenere k. Dato che la base b = 10 e il logaritmo calcolato vale 2, applicando la definizione ho: D = 102, ossia D = 100 parsec
Se il modulo della distanza fosse pari a 20, riapplicando il procedimento, ottengo una distanza pari a 100000 parsec, 326000 anni luce.

curiosità: noi sappiamo che il Sole ha una magnitudine assoluta pari a 4,8. Quale sarà la sua magnitudine apparente, se osservato da 100 parsec? Si applica la formula m - M = 5 × log D - 5, con D = 100: m - 4,8 = 5 × log 100 - 5. log 100 = 2, per cui m = 5 × 2 - 5 + 4,8 m = 9,8... Una magnitudine apparente che lo rende invisibile a occhio nudo
In definitiva, noti il periodo di variabilità, rilevato il valore di magnitudine apparente della stella, si ricava facilmente la distanza dall'osservatore, pertanto, se occorre determinare la distanza di una galassia vicina, si cercano le sue Cefeidi e se ne misura il periodo.
In quest'ambito, una stella con le caratteristiche di una Cefeide è definita candela standard poiché nota la luminosità assoluta ed una misura del flusso è possibile determinarne la distanza.
Per questo ed altri motivi, lo studio delle stelle variabili offre all'astrofilo una concreta possibilità di ricerca e di collaborazione, anche con gli Osservatori Astronomici Nazionali, con l'unione Astrofili Italiana o la AAVSO (American Association of Variable Star Observers).
Utilizzando un raro tipo di stelle variabili Cefeidi è possibile arrivare a 300 milioni di anni luce. Queste candele standard sono le cosiddette Cefeidi a lungo periodo (Ultra Long Period Cepheids, o ULP Cepheids). Si tratta di stelle pulsanti che, a differenza delle altre Cefeidi, sono massicce ed estremamente luminose.
Altre stelle variabili sono le variabili cataclismatiche, note anche come novae o variabili eruttive. Esse subiscono occasionali, violente esplosioni non distruttive oppure vanno incontro a drammatici e conclusivi aumenti di luminosità (esplosioni distruttive) a causa di processi termonucleari negli strati superficiali (inviluppo) o in quelli interni.
Una classe peculiare è data dalla variabili rotanti, la cui variazione luminosa è dovuta a chiazze opache o brillanti oppure gruppi di macchie stellari superficiali. La casistica di studio le colloca sovente in sistemi binari.


Lo spazio, culla della vita

Lo spazio non è quel luogo vuoto e sterile come si crede, concetto comune da non deridere ma classico nell'immaginario collettivo; è in realtà un posto estremamente ricco.
Se le stelle sono la fabbrica di tutti gli elementi a noi noti, la materia interstellare lo è per le molecole organiche formate da catene di idrogeno, carbonio, azoto e ossigeno; i mattoni della vita, e di questi mattoni lo spazio, in certe aree, ne è pervaso.
Osservazioni di nubi dense interstellari nella banda radio, hanno rilevato la presenza di composti inorganici ed organici (tra i quali i prebiotici), di cui riporto due elenchi, probabilmente non esaustivi dato che la lista si allunga continuamente - comunque sufficiente per dare l'idea.

    Numero di atomi
(Idrogeno = 1)
H     Idrogeno    1,0 × 100
He    Elio     1,2 × 10-1
C     Carbonio    3,7 × 10-4
N     Azoto     1,2 × 10-4
O     Ossigeno    6,8 × 10-4
Ne    Neodimio    6,3 × 10-4
Mg    Magnesio    3,4 × 10-5
Si    Silicio     3,2 × 10-5
S     Zolfo     2,8 × 10-5
Fe    Ferro     2,6 × 10-5
Na    Sodio     1,3 × 10-6
Ca    Calcio     1,6 × 10-6
abbondanza degli elementi nella materia interstellare
           
CH     radicale chimico di C e H  H2S     idrogeno solforato
CN     radicale cianogeno   H2CNH     metanimina
CH+     radicale ionizzato   SO     monosolfuro di zolfo
OH     ossidrile   N2H+     azoto protonato
NH3     ammoniaca   C2H     etinile
H2O     acqua   CH3NH2     metilammina
H2CO     formaldeide   (CH3)2O     etere dimetile
CO     monossido di carbonio   CH3CH2OH    alcol etilico
HCN     cianuro d'idrogeno   SO2     anidride solforosa
HC3N     cianoacetilene   SiS     solfuro di silicio
H2     idrogeno molecolare   H2CCHCN     acrilonitrina
CH3OH     alcol metilico   COOH-CH3     formiato di metile
HCO2H     acido formico   NS     solfito d'azoto
HCO+     ione formico   NH2CN     cianammide
HCO-NH2    formammide   HC3N     cianodiacetilene
CS     monosolfuro di carbonio   HCO     formile
SiO     monossido di silicio   C2H2     acetilene
OCS     solfuro di carbonile   HC7N     cianotriacetilene
CH3CN     metilcianuro   C3N     radicale cianoetinile
HNCO     acido isocianico   H2C2O     chetene
CH3C2H    metilacetilene   HNO     nitrosile
CH3CHO     acetaldeide   CH3CH2CN    cianuro d'etile
H2CS     tioformaldeide   CH3     metano
HCN     isocianuro d'idrogeno   HC9N     ciano-octatetraina
HCOOH     acido formico   H3CCHCN     cianuro di vinile
C14H10    antracene   H3C2H5NO2    glicina
molecole organiche nella materia interstellare


Radiosorgenti nello spazio profondo

Le Quasar sono sorgenti radio quasi stellari che emettono onde radio di grandissima intensità e fortemente concentrate; un quasar è mille miliardi di volte più luminoso del sole ma è molto più piccolo di una galassia e si sta allontanando da noi (perché lo spazio si dilata) con una velocità pari al 90% della velocità della luce.
I modelli unificati inquadrano quasar in una classe di galassie attive, la cui luminosità è riconducibile alla frizione causata da gas e polveri che cadono in un buco nero supermassiccio formando un disco di accrescimento, convertendo la metà della massa di un oggetto in energia.
La produzione di energia, ovviamente, cessa quando il buco nero supermassiccio ha consumato tutto il gas, polveri e stelle attorno a lui. Si presume che la maggior parte delle galassie, compresa la nostra Via Lattea, siano passate attraverso una fase di quasar e siano adesso quiescenti per mancanza di rifornimento di materia del buco nero. Il fatto che il motore di un quasar sia un buco nero, porta a presumere che un quasar si possa riaccendere, se nuova materia viene sospinta verso il centro della galassia.
Questo è quello che succede in molte galassie interagenti, e in effetti la proporzione di quasar tra queste è più alta che tra le galassie normali.
Ci sono anche dei modelli alternativi che come sempre danno origine a dispute accademiche, dove una ha visto implicato un esperto di quasar, Halton Arp, le cui asserzioni sembrano implicare che i quasar interagiscano fisicamente con galassie vicine, e che siano stati espulsi dalle galassie stesse.
Un quasar famoso, osservabile dagli astrofili come una stella, è il seguente:

Quasar 3C 273
Costellazione:Vergine
Ascensione retta:12h 29m 06,7s
Declinazione:+02° 03' 09"
Distanza stimata:2,44 miliardi a.l.
Magnitudine apparente:12,9


Il Sistema Solare ed i suoi pianeti

Pianeti e Sole si sono formati insieme.
Gas e polvere di una nebulosa si sono addensati in masse più o meno grandi finché alcune hanno attirato le altre che sono loro cadute addosso in gran numero: gli astri in cui successivamente non è avvenuta rifusione totale o erosione superficiale mantengono ancora i segni dell'ultimo bombardamento che li ha formati e così è per la Luna, Mercurio e molti satelliti dei pianeti maggiori.
Successivamente nell'astro, che spesso si è mantenuto caldo all'interno per più di un miliardo di anni dopo la sua formazione, i materiali più pesanti si sono separati da quelli leggeri e sono caduti verso il centro, mentre i più leggeri sono venuti in superficie.
Questo fenomeno si chiama catastrofe del ferro, perché più spesso, nei pianeti piccoli, è il ferro l'elemento che è stato interessato alla discesa nel nucleo.
Finché il movimento ha avuto corso, il pianeta è rimasto ben caldo, poi la temperatura è scesa ai valori attuali che dipendono essenzialmente dall'equilibrio tra il calore ricevuto dal Sole e quello irraggiato nell'universo durante la notte.

Il nostro sistema solare è costituito da nove pianeti e da altri corpi più piccoli, che sono i satelliti.


I nove pianeti del sistema solare in ordine dalla distanza dal Sole sono: Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano, Nettuno e Plutone.
I pianeti hanno composizioni diverse: alcuni pianeti sono di consistenza gassosa (di solito sono i pianeti più grandi come Giove); sono detti pianeti giganti e definiti pianeti esterni perché oltre la fascia degli asteroidi. Sono composti da un nucleo solido e non hanno superficie.
I pianeti, come il pianeta Terra, sono pianeti di consistenza rocciosa, hanno un nucleo interno solido accompagnato da strati più o meno fluidi, una superficie ed alcuni hanno anche atmosfera dalla composizione variabile. Nel nostro sistema planetario sono detti pianeti interni.
Tutti i pianeti del nostro sistema solare, inclusi i satelliti che sono sempre di consistenza rocciosa, sono caratterizzati da due tipi di moti: il moto di rotazione, che è il moto in cui i pianeti girano su se stessi, sul loro asse; il moto di rivoluzione, che è il moto in cui i pianeti girano attorno al Sole. I pianeti eseguono questi due moti nello stesso momento.
Alcuni pianeti possiedono dei satelliti più piccoli che a loro volta ruotano ai loro rispettivi pianeti, come la Luna ruota attorno al pianeta Terra.
Più i pianeti sono grandi e più tendono ad essere schiacciati ai poli; questo perché maggiore è il loro diametro, più ruotano velocemente su se stessi e più sono soggetti alla forza centrifuga, che tende quindi a deformarli verso l'esterno.
Altra cosa che caratterizza alcuni pianeti sono gli anelli, presenti in modo evidente attorno a Saturno e Urano, ed in genere composti da rocce, detriti e polveri di varia dimensione e composizione.

Distanza e moti dei pianeti

La distanza media dei pianeti dal Sole non si scosta molto dalla massima e minima che i pianeti raggiungono nella loro orbita ellittica nei due punti estremi, detti perielio - quello più vicino (raggiunto, nel caso della Terra, nel periodo dell'inverno boreale), e l'afelio - quello più lontano (raggiunto, nel caso della Terra, nel periodo dell'estate boreale).

La tabella che segue contiene alcuni dati relativi al Sole e ai pianeti del nostro Sistema Solare.
Il diametro equatoriale, nei pianeti in rapida rotazione, è maggiore di quello polare.
I periodi di rivoluzione e rotazione dei pianeti sono da considerare siderali (ricordate la definizione già incontrata nei precedenti articoli), ossia corrispondono al riallineamento dell'astro con una stella fissa.
Parlando di inclinazione dell'asse si deve intendere quella della rotazione sul piano dell'orbita.
La velocità di fuga è quella imprimibile ad un razzo per farlo decollare dalla superficie dell'astro e portarlo fuori del campo gravitazionale senza che vi possa più ricadere.

Massa — kgDensità — kg/m3Luminosità — W
    SOLE       1,9891 × 1030   14113,8 × 1026

Distanza media
dal Sole
km
Ø in kmCampo
Magnetico
Periodo di
rivoluzione
Periodo di
rotazione
Incl.ne
asse
Massa
(Terra = 1)
Velocità
media
orbitale
km/s
Velocità
di fuga
km/s
Gravità
m / s2
Temp.
media
SOLE   1.392.000 SI   27g 06h 36m 7° 15'333.003,00000 617,54274,005.500°C
MERCURIO 57.850.000 4.879 SI 87,97g58g 15h 36m 0° 36' 0,05527 47,90 4,25 3,70 167°C
VENERE 108.145.000 12.104 NO 224,70g 243g117° 24' 0,81500 34,90 10,35 8,90 464°C
TERRA 149.500.000 12.756 SI 365,26g23h 56m 04s 23° 27' 1,00000 29,80 11,18 9,81 15°C
MARTE 227.900.000 6.794 NO 686,98g24h 37m 23s 25° 12' 0,10745 24,10 5,02 3,70 -65°C
GIOVE 778.260.000 142.984 SI 4.332,59g 9h 50m 30s 3° 06' 317,83000 13,00 59,50 23,10 -110°C
SATURNO 1.427.000.000 120.536 SI 10.759,22g10h 14m 00s 26° 42' 95,15900 9,60 35,50 9,00 -140°C
URANO 2.869.600.000 51.118 SI 30.685,40g15h 36m 00s 97° 48' 14,50000 6,80 21,30 8,70 -195°C
NETTUNO 4.496.600.000 49.528 SI 60.195,00g16h 48m 00s 28° 18' 17,20400 5,40 23,51 11,00 -200°C
PLUTONE 5.900.000.000 2.750 90.475,00g 6g 09h 17m118° 00' 0,80000 4,70 6,00  -230°C

Sole e pianeti: dati numerici

Informazioni sui pianeti e sul Sistema Solare

Mercurio è circa 2/5 della Terra; è il pianeta più vicino al Sole tra i pianeti del sistema solare. Sebbene rifletta intensamente, è difficile da osservare perché il suo moto è rapidissimo. Proprio a causa della sua vicinanza al Sole, Mercurio è sempre immerso nei chiarori del crepuscolo e nelle foschie dell'orizzonte.
Non ha satelliti.

Venere ha un diametro quasi identico a quello terrestre. Ha un'atmosfera densa composta da anidride carbonica (CO2), che lo rende simile al nostro pianeta; in realtà è inospitale per la presenza di gas venefici e della temperatura superficiale elevata a causa dell'effetto serra. Il pianeta Venere è infatti coperto da molti strati di nubi e riflette efficacemente la luce del Sole, così da apparire, in assoluto, come l'astro e pianeta più luminoso, talmente splendente che in certe condizioni è visibile anche di giorno.
Venere non possiede un campo magnetico e non ha satelliti.

La Terra è un pianeta vivo con colori vivaci e contrastanti, ospita oceani d'acqua, continenti, atmosfera composta da azoto (N), ossigeno (O2), Anidride Carbonica (CO2) e vari gas nobili inerti, possiede masse d'aria circolanti e ospita la vita organica.
Ha 1 satellite: la Luna.

Marte è grande la metà della Terra. Splende in cielo con luce rossastra per la presenza di polveri di questo colore sulla sua superficie e di una flebile atmosfera, composta principalmente da anidride carbonica (CO2) e Argo (Ar). Sulle calotte polari è presente uno strato di ghiaccio. Per due mesi, ogni due anni, il pianeta Marte risulta tra i pianeti più luminosi del sistema solare, eguagliando in luminosità il pianeta Giove. È solo in queste occasioni che il pianeta può essere osservato anche con i piccoli strumenti.
Marte non possiede un campo magnetico. Ha 2 satelliti: Deimos e Phobos.

Gli asteroidi sono piccoli corpi celesti, tutti invisibili a occhio nudo, ma osservabili con piccoli telescopi. Formano una loro orbita tra Marte e Giove.
L'asteroide più grande è Cerere, di forma sferica con un diametro di quasi 700 km, dove da recenti rilevamenti pare vi sia acqua (la notizia sarà confermata dalla missione Dawn attorno al 20 Agosto 2014 ). Gli asteroidi di dimensioni inferiori al centinaio di chilometri sono di forma irregolare e talvolta allungati a sigaro.
La fascia degli asteroidi separa i pianeti rocciosi o interni - di tipo terrestre - da quelli gassosi o esterni, di tipo gioviano.

Giove ha un diametro 11 volte quello terrestre; è sempre più splendente di ogni astro (a parte Venere) e riflette un colore bianco-avorio.
È un pianeta gassoso, senza superficie. La composizione principale dell'atmosfera è idrogeno (H) ed elio (He).
Qualcuno pensava che fosse una stella mancata, invece la sua massa è almeno 75 volte inferiore al limite minimo altre il quale si possono avviare reazioni nucleari.
Il pianeta possiede un anello di polveri non individuabile con i telescopi amatoriali.
La Grande Macchia Rossa, presente nella fascia subequatoriale, è un gigantesco ciclone che fu scoperto già nel 1610 da Galileo Galilei, assieme ai quattro satelliti maggiori e alle fasce di nubi tutte parallele all'equatore (particolari visibili anche con piccoli telescopi).
Giove ha 63 satelliti ma 16 sono quelli storici: Adrastea, Amalthea, Ananke, Callisto(M), Carme, Elara, Europa(M), Ganimede(M), Himalia, Io(M), Leda, Lysithea, Metis, Pasiphae, Sinope e Thebe.
Io è l'unico corpo del sistema solare (oltre la terra) su cui sia evidente un'intensa attività vulcanica.
(M) = Satelliti Medicei, scoperti da Galileo Galilei.

Saturno è 9,4 volte la Terra; luminoso come le stelle più splendenti, è ben visibile, con i suoi anelli, anche con piccoli telescopi.
Gli anelli del pianeta Saturno si presentano di taglio all'osservazione da Terra a intervalli di 13,75 e 15,75 anni. In questa configurazione di taglio, sono al limite della visibilità. Nella seconda metà del 2009 Saturno presenterà gli anelli di taglio e dovremo attendere circa 7 anni per ritrovarli inclinati in modo da poterli apprezzare bene.
È un pianeta gassoso, composto principalmente da idrogeno (H) ed elio (He), assieme a parti inferiori di metano, ammoniaca, etano.
La sua densità è talmente bassa che se esistesse un oceano sufficientemente vasto da ospitarlo, galleggerebbe sulla sua superficie.
Possiede 63 satelliti di cui i principali sono 18: Atlas, Calipso, Dione, Enceladus, Epimetheus, Helene, Hyperion, Iapetus, Janus, Mimas, Pan, Pandora, Phoebe, Prometeus, Rhea, Telesto, Tethys e Titano - il più grosso.

Urano è circa 4 volte la Terra; è quasi visibile a occhio nudo, lo si osserva bene con un binocolo; il suo anello di polveri non è individuabile.
È l'unico pianeta il cui asse di rotazione giace sul piano dell'orbita intorno al sole; ruota in senso retrogrado.
L'interno del pianeta è costituito da tre strati: superficiale (idrogeno molecolare) intermedio (stato liquido) e nucleo roccioso.
È definito un pianeta gassoso, con l'atmosfera composta principalmente da idrogeno (H), elio (He) e Metano (CH4) che causa la colorazione turchese del pianeta.
Ha 27 satelliti ma i principali sono 15: Ariel, Belinda, Bianca, Cordelia, Cressida, Desdemona, Giulietta, Miranda, Oberon, Ofelia, Portia, Puck, Rosalind, Titania e Umbriel.

Anche Nettuno ha una dimensione pari a circa 4 volte la Terra; è invisibile a occhio nudo, ma percettibile con un binocolo e con l'aiuto di una carta celeste dettagliata; anche in questo caso, il suo anello di polveri non è individuabile
È un pianeta gassoso, con l'atmosfera composta principalmente da idrogeno (H), elio (He) e Metano (CH4) con struttura a bande (simile a quella di Giove).
Ha 13 satelliti, di cui 8 principali: Triton, Nereid, Despida, Galatea, Larissa, Naiad, Proteus e Thalassa.

Plutone, grande appena 2/9 della Terra, non è più considerato un pianeta ma una sorta di asteroide o roccia cosmica. Scoperto indirettamente tramite misure astrometriche, è visibile solo con potenti telescopi, perché splende circa quattromila volte meno di una stella appena visibile a occhio nudo.
È un pianeta roccioso, con la superficie rivestita da azoto (N), Metano (CH4) e Ossido di carbonio (CO).
Quando di trova al perielio (il punto dell'orbita più vicina al Sole), la temperatura alla superficie aumenta e le sostanze ghiacciate sublimano (passano dalo stato solido a quello gassoso), formando così l'atmosfera, la cui cortina è centomila volte più tenue di quella terrestre.
Quando Plutone si trova lontano dal sole (afelio), la sua atmosfera si raffredda e si congela fino al punto che le sostanze che la compongono precipitano allo stato solido sulla superficie.
Plutone è affiancato da 1 satellite poco minore come diametro: Caronte.


I pianeti extrasolari

Che esistano altri pianeti, orbitanti attorno ad altre stelle, è un'affermazione che non dovrebbe stupire nessuno, del resto il satellite Kepler, nella sua esigua finestra osservativa, ne ha scoperti a centinaia, anche se pochi simili alla Terra o orbitanti nella zona di abitabilità.
Come si scoprono i pianeti extrasolari?.
Ad oggi (2015) non si riescono a scorgere in modo diretto pianeti orbitanti attorno a stelle con i telescopi posati sulla superficie terrestre ed anche nello spazio ci sono problemi nell'individuare astri dalle piccole dimensioni. A causa di questo limite, si prediligono metodi di misura indiretta, tra cui:

    Effetto Doppler
    Lo abbiamo visto all'inizio della pagina... Analizzando lo spettro della luce stellare, si possono rilevare delle piccole oscillazioni della stella, che orbitando assieme al pianeta attorno al comune centro di massa, si allontana e si avvicina alla Terra, provocando uno spostamento delle righe spettrali rispettivamente verso il rosso o verso il blu.
    Misure astrometriche
    Misurando quei piccoli spostamenti angolari della stella rispetto allo sfondo celeste, che sono causati dalla sua rivoluzione attorno al comune centro di massa.
    Transito
    Rilevando le periodiche variazioni di luminosità causati dal passaggio del pianeta davanti alla stella.
    Osservazione diretta
    Attraverso tecniche interferometriche (soppressione della luce stellare e conseguente rafforzamento di quella del pianeta) e coronografiche (creazione di eclissi artificiali).

Si stima che gli esopianeti simili alla terra, con atmosfera, temperatura superficiale tra zero e quaranta gradi centigradi, orbitanti attorno a stelle a lunga vita di classe spettrale G, potrebbero essere circa dieci miliardi solo nella nostra galassia.
Poiché le ultime stime indicano la presenza di almeno cento miliardi di galassie nell'Universo visibile, il numero di pianeti in grado di ospitare forme di vita (al più pure intelligenti), inizia ad essere di un certo peso.

Un esempio interessante è rappresentato dal sistema di Gliese 581, attorno cui orbitano alcuni pianeti. Gliese è nota anche con il nome di Ross 780, una stella situata a 15,34 anni luce dal Sistema solare, nella costellazione dell'Acquario, le cui coordinate equatoriali J2000 sono: ascensione retta 22h53m 16,7s, declinazione -14° 15' 49").

Alcuni pianeti sarebbero prossimi alla zona abitabile, con temperature superficiali tra 0°C e 51°, ma i pareri sono estremamente discordi; il punto non è se siano o meno in grado di ospitare vita, l'essenziale è che si stiano scoprendo sempre più pianeti dall'aspetto terrestre.


Universo — morte

Ci sono diverse idee sul futuro dell'universo.

Il modello del Big Bang prevede che, a seconda del valore della densità media di materia ed energia, l'Universo continuerà ad espandersi per sempre oppure che sarà frenato dalla sua stessa gravitazione e collasserà su sé stesso in quello che è stato chiamato un Big Crunch.
Al momento le osservazioni suggeriscono che non solo la densità di massa/energia è troppo piccola per causare un collasso, ma che l'espansione dell'Universo sembra addirittura in accelerazione, e che questa accelerazione debba verosimilmente continuare in eterno.

Tutta la materia dell'Universo in espansione è gravitazionalmente attratta a tutto il resto della materia che si trova nell'orizzonte osservabile (che è definito dall'età dell'Universo). Questo dovrebbe causare un rallentamento progressivo del ritmo di espansione dell'Universo. Il rapporto esatto tra quanta materia è presente in un certo volume, relativamente a quanto è grande l'orizzonte e a quanto veloce l'Universo si sta espandendo in questo momento può portare ad uno di tre scenari diversi:

Se l'attrazione gravitazionale di tutta la materia nell'orizzonte osservabile è abbastanza alta, allora essa può rallentare l'espansione fino a fermarla. Seguirebbe un moto di contrazione dell'universo che andrebbe inevitabilmente a finire in una grande implosione (in inglese Big Crunch).
Perché questo scenario sia possibile la densità media dell'universo deve superare un certo limite critico solitamente indicato con Ω (omega), stimato in 3 protoni al metro cubo o energia equivalente (essendo la materia una forma di energia, come dimostrato da Albert Einstein con la formula E = mc2).
Fino agli anni novanta sembrava probabile che la densità fosse inferiore al valore critico. Da altri rilevamenti suggeriscono che la densità possa essere esattamente uguale o molto vicina a Ω.
Sul raggiungimento della densità critica, come abbiamo visto in precedenza, hanno un grande peso la materia oscura e l'energia oscura.
Nell'ambito della teoria dell'Universo ciclico, formato da una sequenza infinita di esplosioni e successivi collassi gravitazionali, si innesta la teoria del Big Bounce (Grande Rimbalzo), secondo la quale nella fase finale del collasso la temperatura e la densità della massa-energia arrivano a valori talmente elevati (ma comunque non infiniti) da modificare le proprietà attrattive della gravità rendendole repulsive ed in grado di far rimbalzare l'Universo, creando un nuovo ciclo sempre diverso dal precedente.
Il Grande Rimbalzo avverrebbe molto prima di arrivare alla singolarità iniziale puntiforme, prevista dalla teoria classica del Big Bang, proprio grazie a delle caratteristiche assunte della gravità in queste particolari condizioni, per ora solo teorizzate dalla teoria della gravità quantistica.


Da: Le Scienze, numero 484, Dicembre 2008.
La teoria del Big Bang non descrive la struttura quantistica fine dello spazio-tempo, che pone un limite alla concentrazione della materia e all'intensità della forza di gravità. Per ricostruire l'accaduto, i fisici hanno bisogno di eviscerare la teoria quantistica della gravità.
Secondo la teoria candidata a colmare questa lacuna, ovvero la teoria della gravità quantistica a loop, lo spazio è suddiviso in atomi di volume e ha una capacità finita di contenere materia ed energia, impedendo l'esistenza di una singolarità.
Se così fosse, il tempo potrebbe essere esistito anche prima del Big Bang. L'universo pre-Big Bang potrebbe aver subito una catastrofica implosione che ha raggiunto un punto di massima densità, per poi invertire la rotta. Ovvero, una grande compressione avrebbe portato a un grande rimbalzo e poi al Big Bang.


Se l'attrazione gravitazionale di tutta la materia nell'orizzonte osservabile è troppo bassa, allora l'espansione non si fermerà mai. Mentre la materia verrebbe a distribuirsi in volumi sempre maggiori, le stelle smetterebbero di formarsi. La temperatura media dell'Universo si avvicinerebbe asintoticamente allo zero assoluto, e l'Universo diventerebbe immobile e quieto.
Alla fine, tutti i protoni decadrebbero, i buchi neri evaporerebbero (secondo l'equazione di Hawking), e l'Universo consisterebbe di particelle subatomiche sparse.
Ci troviamo di fronte al Grande Congelamento, più noto come la morte termica dell'Universo.

Se l'attrazione gravitazionale di tutta la materia nell'orizzonte osservabile è esattamente quella giusta, allora l'espansione dell'Universo rallenterebbe sempre più fino a fermarsi.
La temperatura dell'Universo si avvicinerebbe asintoticamente ad un valore stabile poco sopra lo zero assoluto.
L'entropia continuerebbe però a crescere, e il risultato finale sarebbe simile alla morte termica.


Prendiamo un bel lingotto di ferro e facciamone tondini.
Un po' del ferro si perderà nella fusione, un po' sarà vaporizzato nel processo.
I tondini sono quindi usati per costruire una ringhiera.
La stessa tenderà ad arrugginirsi negli anni ed un po' del nostro ferro si perderà in polvere rossiccia.
Ora, se prendo la ringhiera e la rifondo per creare un lingotto di ferro, il nuovo lingotto sarà più piccolo di quello originario, a causa delle perdite che si sono susseguite nel primo processo di trasformazione e a causa della ruggine quando era una ringhiera.
Se ripetiamo più volte il procedimento, arriveremo ad un punto in cui non avremo più ferro per fare un lingotto.
L'entropia, in termini molto semplici e superficiali, è un fenomeno analogo.


Nonostante tutte le idee non siano supportate da osservazioni, non vengono nemmeno scartate; gli studi in corso e le misurazioni dell'accelerazione saranno importanti nella determinazione del destino ultimo dell'universo nell'ambito della teoria del Big Bang.


© Paolo B.
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