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GEOGRAFIA - ASTRONOMIA - L'UNIVERSO

INTRODUZIONE

L'universo è l'insieme di tutte le cose esistenti nello spazio e nel tempo. Secondo la maggior parte degli astronomi esso avrebbe avuto origine da un'enorme esplosione di un nucleo di infinita densità circa 15-20 miliardi di anni fa.
A causa di questa esplosione, chiamata «Big Bang», il nucleo originario si sarebbe sgretolato dando origine alla materia (galassie, stelle, pianeti), i cui componenti non sono in uno stato di stabilità, ma ancora oggi continuano ad espandersi ad altissima velocità. L'ipotesi del Big Bang, fondata sulla teoria della relatività generale di Einstein, è stata confermata nel 1965 da due radio astronomi americani, Arno Penzias e Robert Wilson (Premio Nobel 1978). Essi riuscirono a percepire un debole rumore diffuso in modo uniforme nello spazio, denominato «microonda cosmica», che, secondo la loro ipotesi, altro non era che una radiazione residua del calore provocato dall'esplosione, cioè l'eco del Big Bang.
L'universo era originariamente composto dal più semplice di tutti gli elementi, l'idrogeno. L'esplosione provocò una serie di reazioni nucleari che trasformarono 1/5 dell'idrogeno in elio. Le prime stelle quindi erano formate dall'80% di idrogeno e dal 20% di elio. In seguito si verificarono altre reazioni che portarono alla formazione di tutti gli altri elementi esistenti nell'universo.
Tutti gli astronomi sono oggi concordi nell'affermare che l'universo è in espansione. Ciò sarebbe confermato dal fatto che le onde luminose emesse dagli astri vengono registrate dallo spettroscopio sempre spostate verso il rosso, colore che sta a indicare lunghezze d'onda più elevate. Secondo l'«Effetto Doppler» l'onda emessa da un corpo in allontanamento giunge con una lunghezza superiore a quella che le sarebbe naturale (ed il suo allungamento è proporzionale alla velocità di allontanamento). Dal momento che lo spettroscopio segnala una elevata lunghezza d'onda della luce emessa dagli astri, si conclude che essi non sono fermi, ma si allontanano. Se la teoria dell'universo in espansione è uno dei pochi punti fermi accettati da tutti gli studiosi, sul futuro e l'evoluzione dell'universo le ipotesi sono invece discordanti. Alcuni affermano che l'universo continuerà indefinitamente il processo di espansione alla stessa velocità attuale. Altri invece sostengono che per effetto della forza di gravità, il cui centro coincide con il centro dell'universo, la velocità di fuga degli astri verrà a poco a poco ridotta fino ad essere annullata. Da quel momento tutta la materia, non avendo più forza centrifuga da opporre alla forza di gravità, subirà una contrazione. In altre parole tutti i corpi precipiteranno verso il centro dell'universo concentrandosi in un nucleo densissimo, analogo a quello da cui è nato l'universo attuale (Teoria dell'universo pulsante).
Nessuna delle precedenti ipotesi può comunque essere confermata o confutata, dal momento che le conoscenze e gli strumenti attualmente disponibili non sono ancora in grado di fornire risposte esaurienti.
Un altro elemento estremamente importante dell'universo è la sua estensione. Innanzitutto non è possibile una osservazione totale dell'universo con telescopi e radiotelescopi; ciò che noi possiamo conoscere e vedere dell'universo è una parte limitata.
Inoltre gli studiosi, accettando la teoria di Einstein secondo cui l'universo si definisce quadrimensionale (la quarta dimensione è quella del tempo, inscindibile dal concetto di spazio), affermano che la mente umana non è in grado di concepire l'universo secondo le sue dimensioni reali, ma solo di calcolarlo secondo regole matematiche.
Lo studio dell'astronomia è in continua evoluzione: i nuovi e sofisticati strumenti a disposizione degli studiosi permettono l'osservazione di corpi celesti un tempo sconosciuti e apportano nuove informazioni e conoscenze. Pertanto le teorie qui di seguito esposte potrebbero nel giro di pochi anni essere in parte o completamente rivoluzionate dalle nuove scoperte e dalle ricerche attualmente in corso.

LA RADIOASTRONOMIA

E' una delle più recenti branche dell'astronomia e si occupa dello studio dei corpi celesti attraverso le loro radiazioni emesse nella banda radio, cioè con lunghezze d'onda comprese tra 3 millimetri a 3 metri. La radioastronomia ebbe origine nel 1933 quando Karl Jansky, un ingegnere dei laboratori della Bell Telephone, incaricato di studiare i disturbi nelle trasmissioni radio intercontinentali, individuò una forte sorgente radio in direzione del centro della nostra galassia. Questa prima scoperta, seguita dalle osservazioni di Reber e dagli sviluppi tecnologici che si ebbero durante la II guerra mondiale, permise la nascita della radioastronomia come scienza. Lo studio dei corpi celesti tramite la loro emissione nella banda radio è facilitato dal fatto che le radioonde sono scarsamente assorbite dalla materia interstellare (nubi di gas, polvere ecc.), che assorbe invece la radiazione emessa nella banda ottica. Le onde radio provenienti dallo spazio possono essere sia di origine termica che non termica. Le onde radio di origine termica vengono emesse da corpi caldi (ad es. anche il sole) e dipendono dalla temperatura del corpo emittente. La radioemissione di origine non termica è dovuta invece essenzialmente al meccanismo di sincrotrone. Tale emissione è prodotta da particelle cariche (essenzialmente elettroni) che si muovono a velocità molto vicine a quella della luce in zone di spazio dove è presente un campo magnetico. La maggior parte delle radiosorgenti (quasar, radiogalassie, pulsar) emette onde radio per emissione di sincrotrone. La radioastronomia ha portato alla scoperta delle pulsar e delle quasar. Gli strumenti usati per le osservazioni radioastronomiche sono i radiotelescopi.

LE GALASSIE

Il termine «galassia» (gr. galaxìas, via lattea) indica un sistema stellare che comprende miliardi di stelle, grandi come e più del sole, gas e polvere cosmica. Il nome sta solitamente ad indicare quindi la nostra galassia, cioè la Via Lattea. Per estensione, con questo termine si suole indicare qualsiasi ammasso di stelle e di materia interstellare analogo alla Via Lattea. Un tempo tutti gli ammassi stellari al di fuori della Via Lattea, le galassie, erano chiamati «universi-isola» o «nebulose extragalattiche», benché si differenzino notevolmente dalle nebulose (nubi di gas e particelle solide).
La forma delle galassie è determinata dal movimento rotatorio delle stelle che le compongono, e proprio sulla base della loro forma esse vengono classificate in tre gruppi: gruppo E (ellittiche); gruppo S (spirale normale); gruppo SB (spirale barrata). Vi è inoltre un quarto gruppo che comprende le galassie irregolari, tra cui le più note sono le «Nubi di Magellano». Il gruppo E comprende galassie senza bracci, che contengono principalmente stelle molto vecchie.
Le galassie appartenenti al gruppo S hanno un nucleo di stelle vecchie e i bracci spiraliformi formati da gas, polvere interstellare e stelle molto giovani. Al gruppo SB appartengono le galassie con un nucleo a forma di barra luminosa, da cui si dipartono i bracci a spirale.
Si suppone inoltre che alle origini dell'Universo si sia formato un grande vortice primario, successivamente suddivisosi in vortici secondari, destinati a costituire le attuali galassie. Un tempo si pensava che dalla forma della galassia si potesse risalire alla sua età; oggi invece si è più propensi a credere che una galassia si formi direttamente come spirale barrata o ellittica senza evolversi da una forma all'altra.
Le galassie che noi riusciamo ad osservare sono un numero limitato e sono le più vicine a noi. Attraverso il miglioramento continuo degli strumenti di osservazione, aumenta il numero delle galassie osservabili. Tuttavia neanche i più potenti telescopi sono in grado di fotografare le galassie più lontane, che vengono quindi studiate con gli strumenti della radioastronomia e sono chiamate «radiogalassie».
La radioastronomia, studiando le onde-radio emesse dalle galassie, non solo ha permesso la scoperta di galassie non visibili per via ottica, ma ha anche fornito informazioni sulla distanza delle braccia di alcune galassie dal loro nucleo, oltre che sulla forma e la posizione di galassie delle quali erano visibili soltanto alcune parti.
Le dimensioni di una galassia possono variare moltissimo; possiamo tuttavia dire che mediamente esse hanno un diametro che si aggira intorno ai 100.000 anni-luce (l'anno-luce corrisponde allo spazio che la luce, alla velocità di 300.000 km/sec percorrerebbe in un anno) e uno spessore del nucleo centrale di circa 25.000 anni-luce. Per calcolare le distanze che ci separano dalle varie galassie vengono utilizzati diversi procedimenti. Uno di essi si basa sull'osservazione di alcune stelle di tipo cefeide, cioè quelle stelle che hanno luminosità variabile ma con periodicità costante. Per le galassie più lontane ci si basa invece sulla luminosità globale. Le distanze vengono solitamente misurate in parsec (3,26 anni-luce). Anche le distanze dalla terra sono estremamente variabili. Le Nubi di Magellano, che sono le più vicine a noi, distano circa 200.000 anni-luce, ma altre galassie raggiungono distanze di miliardi di anni-luce. La loro distribuzione non è uniforme nello spazio; si è rilevata infatti la presenza di vari addensamenti, chiamati clusters (ingl. grappoli) in determinate zone dello spazio. Questa particolare distribuzione non è ancora stata spiegata dagli studiosi.
Proprio a partire dall'osservazione delle galassie è stato possibile giungere alla teoria dell'universo in espansione. Infatti attraverso gli studi effettuati da Slipher, intorno agli anni Venti, si rivelò che le radiazioni emesse dalle galassie erano spostate verso il rosso, come precedentemente sottolineato, e si poté così formulare la teoria della «recessione delle galassie», cioè si verificò con attendibilità scientifica l'allontanamento delle une dalle altre.
Fino a pochi anni fa si pensava che non esistesse materia intergalattica, ma l'astronomo Zwickly ha rilevato, attraverso alcune lastre, la presenza di «ponti» di materia interstellare composta da singole molecole che formano gas estremamente rarefatti con predominio dell'idrogeno e da particelle solide. Questi ponti uniscono due galassie vicine tra loro.

LE NEBULOSE

Le nebulose sono masse gassose di idrogeno, elio, polvere e altri elementi, che si trovano all'interno della nostra galassia. Esse si possono dividere in nebulose diffuse e nebulose planetarie. Le nebulose diffuse si dividono a loro volta in brillanti (definite anche lucide), e oscure. Le prime si presentano come macchie, con una maggiore luminosità della parte centrale avvolta da un alone blu. Il colore bluastro caratteristico è dovuto al fatto che le stelle associate alla nebulosa eccitano i gas presenti, i quali riflettono e diffondono la luce ricevuta. Tra le più importanti nebulose lucide vi è quella di Orione, visibile anche a occhio nudo, che ha un diametro di circa 10 anni-luce. Essa dista dalla terra almeno 1.000 anni-luce.
Le nebulose oscure assorbono le radiazioni emesse dalle stelle; sono di per se stesse invisibili e vengono identificate quando nascondono all'osservazione le stelle retrostanti, che finiscono così per illuminarle da dietro, rendendole riscontrabili. Generalmente distano dal sistema solare centinaia di anni-luce. Le più note e studiate sono la Testa di Cavallo, visibile in Orione; il Sacco di Carbone australe, che dista da noi circa 300 anni-luce, e la nebulosa che apparentemente divide in due rami la Via Lattea.
Le nebulose planetarie, o anulari, sono solitamente disposte ad anello intorno ad una stella che raggiunge temperature elevatissime (da 100.000 a 200.000°C). La materia di cui sono composte queste nebulose è costituita spesso dai resti di novae o supernovae (stelle che aumentano il loro splendore in modo improvviso per poi esplodere e spegnersi).
Tra le nebulose planetarie ricordiamo la nebulosa del Granchio o Crab Nebula, e la nebulosa anulare della Lira. Le nebulose planetarie sono in costante espansione e raggiungono velocità molto elevate. Per questo e per la loro alta rarefazione sono destinate a scomparire.
La densità di tutti i tipi di nebulosa è sempre molto bassa, benché sia variabile da punto a punto, e le sue dimensioni possono raggiungere anche decine di anni-luce.
Su di esse agiscono diverse forze (gravità, magnetismo, radioattività), che provocano fenomeni spesso osservabili al telescopio.

LA VIA LATTEA

La Via Lattea, o Galassia, è un sistema costituito da oltre 100 miliardi di stelle, a cui appartiene anche il sistema solare. Il fatto che noi ci troviamo all'interno della Via Lattea rende meno evidente la sua forma. Infatti, osservando il cielo notturno vediamo, oltre alle stelle, una nebulosità biancastra che lo attraversa: è la parte a noi visibile del piano galattico. Se si guarda questa nebulosità, che viene comunemente chiamata Via Lattea, anche con un piccolo telescopio, ci si rende conto che è in effetti costituita da innumerevoli stelle. Lo studio della nostra galassia, attraverso le osservazioni ottiche, è fortemente limitato dalla presenza di gas o polveri presenti al suo interno: pertanto la conoscenza della struttura della Via Lattea proviene essenzialmente da osservazioni alle lunghezze d'onda radio.
La Via Lattea è una galassia a spirale con un diametro di 100.000 anni-luce e uno spessore al centro di circa 16.000 anni-luce. Si presenta come un disco schiacciato e leggermente rigonfio nella zona centrale e si stima che la Via Lattea abbia un'età di circa dieci miliardi di anni. Il sole si trova a 32.600 anni-luce dal centro.
E' costituita per il 90% da stelle e per il 10% da materia interstellare (gas e polvere). La maggior parte della materia è concentrata nel disco; sparse nella zona circostante il disco, chiamata alone o corona, vi sono numerose stelle isolate. I componenti della Galassia non sono statici (nel qual caso tenderebbero a cadere nel nucleo attratti dalla forza di gravità), ma hanno un movimento di rotazione intorno al centro di gravità che li mantiene in una situazione di equilibrio. Nel suo moto di rotazione la Galassia non si muove come un solido compatto, ma ogni stella conserva una certa autonomia. A volte, tuttavia, gruppi di stelle stanno in rapporto reciproco. Tali ammassi stellari si muovono lungo una stessa direzione e sono detti ammassi aperti, come ad esempio «le Pleiadi». In altri casi questi ammassi assumono forma sferica con una concentrazione di stelle maggiore verso il centro; essi vengono chiamati ammassi globulari e sono spesso formati da un elevatissimo numero di stelle, come nel caso dell'ammasso stellare di Ercole (100.000 stelle). Gli ammassi globulari costituiscono, insieme ad alcune stelle isolate, l'alone della Galassia.

LE STELLE

Le stelle sono corpi celesti splendenti di luce propria in quanto sono costituiti da materia incandescente.
Le stelle hanno generalmente forma globulare e la loro massa è in prevalenza formata da idrogeno condensatosi per effetto gravitazionale da ammassi di materia interstellare. A causa delle reazioni nucleari prodotte all'interno della loro massa, le stelle emettono onde di varia natura, prevalentemente onde radio e onde elettromagnetiche su lunghezze d'onda visibili. Nella loro massa, anziché reazioni nucleari, possono avvenire altri tipi di trasformazioni di materia in energia (ciclo di Bethe). Le stelle appaiono nel cielo come tanti punti luminosi; sia con l'osservazione a occhio nudo, sia servendosi di potenti telescopi non è possibile rilevare i particolari della loro superficie (l'unica eccezione è il sole).
Secondo le moderne teorie le stelle hanno un'origine comune e quindi massa e composizione molto simili. Possiedono invece una temperatura superficiale e soprattutto una grandezza assai differenti. Quando le stelle sono raggruppate in gruppi di miliardi, formano le cosiddette galassie; se, invece, i gruppi sono notevolmente minori per numero, si hanno gli ammassi stellari. Piccoli gruppi di stelle costituiscono le costellazioni, i cui limiti, un tempo definiti arbitrariamente, sono oggi stati determinati con grande precisione. La fantasia degli antichi scorgeva in esse figure mitologiche, animali, mostri, ecc. Tra le costellazioni più facili a distinguersi vi sono Orione, Cani, Scorpione, Orsa Maggiore e Minore, Leone e Cassiopea. Le più famose costellazioni sono le dodici che costituiscono la fascia dello Zodiaco. Poiché le costellazioni hanno subito nei secoli soltanto degli insignificanti spostamenti, le stelle che le compongono vengono denominate «stelle fisse», sebbene l'apparente fissità sia dovuta al fatto che la loro grande distanza dalla Terra non permette di rilevare i cambiamenti di posizione. In realtà una stella ha una velocità di circa 10 km al secondo.
La distanza delle stelle dalla Terra è enorme. La stella più vicina dista 4,5 anni-luce; Sirio dista 8,6 anni-luce. Per misurare le distanze fra stella e stella ci si serve del metodo trigonometrico.
La nascita delle stelle

LA GRANDEZZA DELLE STELLE

La grandezza apparente di una stella è determinata dall'intensità della sua luce. Le stelle sono divise in oltre venti ordini di grandezza, o magnitudine, di cui i primi sei sono visibili ad occhio nudo. La classificazione in sei classi era già stata elaborata dagli antichi, i quali credevano che tutte le stelle avessero uguale distanza dalla Terra. Oggi invece si sa che le stelle sono a distanze diverse e che la loro luminosità dipende anche dalla loro distanza da noi (una stella molto vicina sembra luminosissima, come per esempio il Sole, che tuttavia è soltanto di quarta grandezza). Per questa ragione, per conoscere la grandezza assoluta di una stella, si calcola quale luminosità avrebbe la stella se si trovasse ad una distanza prestabilita. La grandezza assoluta dipende quindi dalla luminosità effettiva (intrinseca) della stella.

LA CLASSIFICAZIONE DELLE STELLE

Il colore di una stella è in relazione alla sua temperatura alla superficie, che varia generalmente tra i 2.000 e i 5.000 gradi (nel nucleo la temperatura supera sempre i 10 milioni di gradi). La luce delle stelle appare rossastra se la loro temperatura superficiale è bassa; azzurra se è invece molto elevata. Gli astronomi Hertzsprung e Russel, nei primi anni del Novecento, scoprirono che esiste una relazione fra la luminosità di una stella e la sua temperatura, cioè tra la sua grandezza assoluta e il suo colore. Essi elaborarono un grafico («diagramma di Hertzsprung-Russel») in cui le stelle di cui si conoscevano grandezza e colore, si distribuivano non a caso, ma lungo una retta che partiva dalle stelle più calde e luminose a quelle più fredde e deboli. All'inizio della retta si trovano dunque le giganti azzurre caldissime, poi le gialle e le arancioni e infine le nane rosse, meno calde. Le stelle non inquadrate nella retta, cosiddetta «sequenza principale», sono le supergiganti rosse (stelle grandi, ma con temperatura poco elevata) e le nane bianche (piccole, ma molto calde).
Il diagramma Hertzsprung-Russel è di estrema utilità per lo studio dell'evoluzione stellare.

ORIGINE DELLE STELLE

Le stelle si formano dalla condensazione di materia interstellare. La loro vita è legata alla quantità di idrogeno che hanno a disposizione, cioè che possono bruciare. Dalla materia interstellare si costituisce una stella gigante che, consumando l'idrogeno, diventa presto molto calda.
Per effetto della gravità la massa si contrae e la stella, a mano a mano che brucia le proprie sostanze gassose, diventa meno luminosa e lentamente si raffredda sino a raggiungere la classe delle nane rosse. Le giganti azzurre sono quindi le stelle più giovani, le nane rosse le più vecchie. La fase finale della vita di una stella consiste in una violenta esplosione in cui tutta la materia viene scagliata nello spazio. Ha così origine una stella supernova o nova, cioè di eccezionale splendore e di breve durata. Si suppone infatti che dopo l'esplosione la materia si condensi nuovamente dando origine a nuove stelle. Questa contrazione, chiamata «collasso gravitazionale», può dare origine anche ad una stella di neutroni, costituita dal nucleo della stella, quindi con una densità elevatissima, o a un buco nero. In questo caso le condizioni di densità divengono elevatissime e fanno sì che le forze di gravità prevalgano su tutto: esse impediscono che la luce o qualsiasi altra forma di energia possa fuoriuscire: è per questo che si parla di buchi neri, proprio perché tutto accade come se si producesse un enorme buco dal quale nessun segnale può uscire.
La presenza dei buchi neri è rilevabile quindi solo nel momento in cui essi esercitano una forza di gravità su eventuali stelle vicine.

STELLE DOPPIE

Circa un terzo delle stelle a noi più vicine vive associato in gruppi di due, tre, quattro stelle. Le più comuni sono le stelle doppie, cioè sistemi di due stelle che descrivono la propria orbita attorno ad un centro di gravità comune (Sirio, Kruger).
Le stelle doppie più lontane, che non si possono vedere separate neppure con i grandi telescopi, vengono osservate con metodi spettrografici come è stato fatto per Mizar, una stella semplice ma consistente in due soli rotanti l'uno attorno all'altro in un intervallo di 20 giorni. Le stelle doppie vengono ripartite dagli astronomi in: stelle doppie visuali, vicine e osservabili separate fra loro al telescopio; stelle doppie fotometriche (variabili a eclisse) non separabili coi telescopi ma distinguibili dall'intensità luminosa a causa delle eclissi che si alternano periodicamente (una stella eclissa l'altra e la luce appare variabile a seconda che una eclissi l'altra o che aggiunga la sua luce a quella dell'altra), stelle doppie spettroscopiche che si rivelano solo attraverso l'osservazione del loro spettro.

STELLE VARIABILI

Le «variabili» sono stelle il cui splendore non è costante, ma subisce delle variazioni. I due gruppi principali delle variabili sono le pulsanti e le esplosive. Le pulsanti hanno variazioni di splendore abbastanza regolari e tra queste vi sono le cefeidi, il cui periodo pulsante è inferiore a 45 giorni.
Le esplosive hanno variazioni a volte anche molto irregolari con improvvisi aumenti di splendore dovuti a fenomeni esplosivi. Tra esse troviamo le novae, che passano bruscamente da una lluminosità ad una enormemente superiore, e le supernovae (in cui lo splendore aumenta di milioni di volte).

LE PULSAR

Nome dato a un tipo di radiosorgenti celesti scoperte dai radioastronomi dell'università di Cambridge, in Inghilterra, nel dicembre del 1967. Il nome pulsar è un'abbreviazione di pulsating radio source (sorgente radiopulsante). Le pulsar sono caratterizzate dal fatto che le radioonde emesse sono composte da impulsi della durata di qualche centesimo di secondo che si ripetono a intervalli costanti dell'ordine del secondo. Fino ad oggi non è stata formulata alcuna teoria adeguata sulla natura delle pulsar, ma considerazioni energetiche, unitamente alla caratteristica costanza del periodo di ripetizione dell'impulso, fanno supporre che si tratti di corpi di dimensioni stellari. Le pulsar hanno dimensioni fisiche pari a quelle dei piccoli pianeti, e si ritiene che siano stelle in stato di collasso, come le nane bianche, o le stelle di neutroni. Sebbene le conoscenze attuali sulla natura delle pulsar non consentano una scelta definitiva fra la teoria delle nane bianche e quella delle stelle di neutroni, esse risultano di grande importanza per diversi campi di ricerca.