Le nebulose

Nei precedenti articoli abbiamo imparato a riconoscere le principali costellazioni e le stelle più brillanti, suddivise in classi spettrali in base alla loro luminosità e al colore, legato alla temperatura superficiale. A questo punto sorge spontanea una domanda: come si forma una stella?

Prima di affrontare l’argomento, bisogna però approfondire il discorso sulle “nebulose”, per l’importanza che rivestono nella formazione delle stelle.

Il termine nebulose è intuitivo e significa proprio ”nuvole”: non nuvole che portano pioggia, ma aggregazioni di materia dall’aspetto diffuso, formate da polveri e gas, specialmente idrogeno, spesso ionizzato. Esse si trovano nel mezzo interstellare, lo spazio tra le stelle all’interno delle galassie, di cui rappresentano circa il 10 per cento della massa totale. Prima delle scoperte di Edwin Hubble, nei primi decenni del ‘900, il termine veniva impiegato per indicare un qualsiasi oggetto celeste di grandi dimensioni, escluse le stelle, i pianeti, e le comete; quindi, anche le galassie erano considerate nebulose. 

Ma cosa intendono gli astronomi per “polveri”? Le polveri sono delle piccole particelle di materia, prevalentemente silicati, grafite e altri composti del carbonio, che possono assorbire o riflettere la luce. La percentuale di polveri nelle nebulose è compresa fra l’uno e il due per cento, mentre il resto è costituito da gas. Gli astronomi ipotizzano che le polveri interstellari fossero assenti nei primi istanti di vita dell’universo (18 miliardi di anni fa) e che si siano formate alcuni miliardi di anni dopo, in seguito all’esplosione di stelle massicce giunte rapidamente a fine vita. 

Vi sono nebulose che emettono o riflettono la luce visibile e che quindi possono essere osservate ed altre che appaiono oscure perché non irradiano luce visibile, anche se talvolta possono essere osservate a lunghezze d’onda maggiori (infrarosso e radioonde).

Le nebulose a emissione emettono luce visibile quando sono eccitate dalla radiazione proveniente, generalmente, da una vicina stella calda, in grado di ionizzare una parte significativa della nube.

Il colore della nebulosa (o, se preferite, la lunghezza d’onda della radiazione emessa) dipende dalla sua composizione chimica e dal livello di ionizzazione. Il colore rosso di molte nebulose a emissione deriva dalla ionizzazione dell’idrogeno, gas molto diffuso nello spazio interstellare e facile da ionizzare. Se sono in gioco energie maggiori, possono essere ionizzati altri elementi, che danno una colorazione verde e blu. La maggior parte delle nebulose a emissione è composta per circa il 90% da idrogeno, da tracce di elio, ossigeno, azoto e altri elementi.

Vi sono nebulose a emissione formate dai resti di una stella che, giunta a fine vita, ha espulso materiale nello spazio circostante ed è poi collassata a formare una stella di dimensioni planetarie, ma di densità elevatissima, detta nana bianca per il colore della sua superficie (e quindi per l’elevata temperatura); la nebulosa che circonda la stella viene chiamata impropriamente nebulosa planetaria ed è costituita da un involucro incandescente di gas in espansione, ionizzato dalla radiazione emessa dalla nana bianca. Il termine fu introdotto nel 1780 da William Herschel, che aveva interpretato (erroneamente) l’oggetto come un sistema planetario in fase di formazione.

Le nebulose a emissione hanno spesso macchie scure che sono causate da nubi di polvere che bloccano la luce. Le combinazioni di nebulose a emissione e nubi di polvere “disegnano” forme che assomigliano ad oggetti noti e che ne portano il nome, come la nebulosa Testa di Cavallo(B33).

Le nebulose a riflessione sono nubi fredde di gas e polvere che non emettono luce propria, ma riflettono quella degli oggetti vicini, generalmente stelle, diffondendone la luce. Si formano quando la stella che le illumina non emette radiazione sufficiente per causare la ionizzazione del gas, come nel caso delle nebulose a emissione. Le nebulose a riflessione sono solitamente blu perché il fenomeno di diffusione è più efficiente per la luce blu che per la luce rossa (per lo stesso motivo vediamo il cielo blu).

Alcune nebulose hanno delle parti a riflessione ed altre a emissione, come la Nebulosa di Orione (M42) e la Nebulosa Trifida (M20).

Le nebulose oscure sono tra gli oggetti più freddi conosciuti, con temperature interne dell’ordine di 10 K. Esse sono formate per la maggior parte da idrogeno ed elio e da una frazione di polveri, responsabile dell’assorbimento della luce.

Queste nebulose non emettono luce propria (nel visibile) e quindi si possono osservare solo se oscurano un oggetto celeste luminoso, come una porzione di una nebulosa a emissione o a riflessione o le stelle di fondo. Mediante immagini nell’infrarosso è talvolta possibile rendere visibili gli oggetti che vengono oscurati.

Vediamo ora alcune tra le nebulose più note e spettacolari.

La Nebulosa di Orione (M42) è una nebulosa ad emissione e riflessione, tra le più brillanti del cielo notturno, riconoscibile ad occhio nudo a sud della Cintura di Orione (HST 2006).

È una regione ricca di gas diffuso e di polveri, cioè di minuscole particelle solide di grafite, silicati e ghiaccio, con impurità di ferro e altri elementi, aventi diametri inferiori al millesimo di millimetro. Le striature scure che si stagliano sulla massa luminosa sono regioni in cui si addensano le polveri nascondendoci la luce delle stelle che vi sono immerse – Margherita Hack

WFC di Hubble Space Telescope, 2004

La Nebulosa Elica (NGC 7293) è una nebulosa planetaria formatasi da una stella simile al Sole giunta a fine vita. Gli strati gassosi esterni della stella sono stati espulsi nello spazio, mentre il nucleo centrale della stella è una nana bianca (il puntino al centro), che risplende così intensamente da rendere fluorescente il gas espulso. 

La nebulosa si trova nella costellazione dell’Aquario.

Foto del telescopio ESO di La Silla, in Cile, 2011

La nebulosa a riflessione M78 è la più brillante del cielo, illuminata da due stelle di magnitudine 10.

La Testa di Cavallo (B33) in Orione è una nebulosa oscura in luce visibile, che appare trasparente ed eterea alle lunghezze d’onda dell’infrarosso.

La grande nebulosa oscura Testa di cavallo (la somiglianza con la testa dell’animale è davvero straordinaria) si erge su uno sfondo luminoso di luce delle stelle nascoste dalle polveri e da esse diffusa, che ricorda quella del Sole nascosto da una grossa nuvola. – Margherita Hack

Le nebulose sono oggetti sfuggenti e spettacolari, difficili da osservare perché deboli, ma fantastici da riprendere con attrezzature adeguate. Proprio da alcune nebulose, come vedremo, nascono le stelle.

Telescopi e coordinate celesti

Certamente qualche lettore si sarà chiesto quale possa essere l’impiego pratico delle coordinate celesti per chi osserva il cielo. Cercherò quindi di parlarne facendo riferimento, in particolare, all’impiego del telescopio.

Che cos’è il telescopio

Il telescopio è lo strumento più importante per l’astronomo, strumento imprescindibile per chi voglia dedicarsi allo studio del cielo e dei fenomeni celesti.

L’occhio umano, infatti, ha delle capacità visive limitate, che non gli permettono di vedere oggetti poco luminosi o di risolvere oggetti troppo lontani. Il telescopio aiuta quindi l’astronomo a “vedere” più lontano. Ne ha ben compreso il grande vantaggio Galileo Galilei quando, nel lontano 1609, per primo lo rivolse verso il cielo, scoprendo i satelliti medicei di Giove e le fasi di Venere.

Sarebbe impossibile in un breve articolo esaminare le numerose configurazioni di un telescopio. Ci limitiamo a dire che esso è formato da un obiettivo di lunga focale ed un oculare, che permette di osservare l’immagine reale prodotta dall’obiettivo. L’obiettivo può essere costituito da lenti (rifrattore), oppure da uno specchio di varia forma (riflettore). Fu Newton a costruire il primo telescopio riflettore, cha aveva il vantaggio di evitare le forti aberrazioni ottiche dei primi rifrattori.

La montatura del telescopio

L’accessorio fondamentaledi un telescopio è la montatura, che sostiene l’ottica e provvede ai suoi movimenti, come il puntamento e l’inseguimento degli oggetti celesti. La montatura deve essere molto stabile e rigida per evitare vibrazioni dello strumento e, nello stesso tempo, deve consentire movimenti fluidi e regolari. Sono due le montature che trovano largo impiego: quella altazimutale e quella equatoriale.

Montatura altazimutale

La montatura altazimutale è certamente quella più semplice da realizzare. Essa consente al telescopio di muoversi secondo due assi perpendicolari fra loro, uno verticale (asse di azimut) ed uno orizzontale (asse di altezza). 

Questa soluzione è utilizzata anche in applicazioni diverse dall’astronomia, come nel caso del treppiedi per fotografia.

La montatura altazimutale presenta due cerchi graduati che fanno riferimento al sistema di coordinate altazimutali: altezza azimut. Quello solidale all’asse orizzontale misura l’altezza (distanza angolare dell’astro dall’orizzonte). Il secondo, solidale all’asse verticale, serve a determinare l’azimut (distanza angolare tra il meridiano locale e il meridiano passante per l’astro).

Le montature altazimutali sono molto diffuse su strumenti ottici come binocoli e cannocchiali terrestri, ad esempio per osservare l’avifauna o altri oggetti posti sopra l’orizzonte, come la cima di una montagna. Il loro impiego prima dell’era digitale risultava, invece, problematico per l’uso astronomico. Per osservare e inseguire un oggetto celeste è infatti necessario cambiare continuamente sia l’azimut che l’altezza, e questo non solo rende necessario motorizzare entrambi gli assi, ma richiede anche un complesso controllo dei loro spostamenti. L’avvento del computer ha reso queste operazioni particolarmente semplici, per cui oggi anche i grandi telescopi professionali hanno prevalentemente una montatura altazimutale.

Montatura equatoriale

La montatura equatoriale è particolarmente adatta per l’uso astronomico. Anche in questo caso sono presenti due assi perpendicolari fra di loro: il primo, detto asse polare, va orientato parallelamente all’asse di rotazione terrestre, il secondo, detto asse di declinazione, è sempre perpendicolare all’asse polare.  

Prima di utilizzare un telescopio con montatura equatoriale è necessario metterlo in postazione (metterlo in polo, stazionarlo, allinearlo), cioè far si che l’asse polare punti esattamente il polo nord celeste. Per effettuare questa non semplice operazione la montatura è provvista di due ulteriori regolazioni in altezza ed in azimut.

Innanzitutto va regolata l’altezza in modo che l’angolo tra l’asse polare e il piano orizzontale corrisponda alla latitudine del luogo di osservazione. Poi va regolato l’azimut in modo che l’asse polare punti il polo nord o, con buona approssimazione, punti la stella polare.

Una volta messo in postazione, per seguire un oggetto celeste nel suo movimento da est verso ovest basterà ruotare lo strumento attorno all’asse polare, muovendolo alla stessa velocità angolare della Terra, ma in senso contrario, in modo che il moto del telescopio compensi quello terrestre.

Per inseguire un astro con una montatura equatoriale, è quindi sufficiente motorizzare il solo asse polare.

La montatura equatoriale fa riferimento alle coordinate equatoriali, che sono l’ascensione retta (AR, detta anche angolo orario) e la declinazione (δ, delta). L’ascensione retta è la distanza angolare tra il meridiano celeste passante per l’astro e il meridiano celeste che passa per il punto d’ariete; la declinazione è la distanza angolare che separa l’astro dall’equatore celeste.

La montatura equatoriale è dotata di due cerchi graduati: il cerchio di AR è solidale all’asse polare e indica l’ascensione retta dell’astro. Il cerchio di declinazione è invece solidale all’asse di declinazione ed indica, appunto, la declinazione dell’astro.

I manuali astronomici e gli atlanti stellari identificano sempre gli oggetti celesti attraverso le loro coordinate equatoriali. Disponendo di una montatura equatoriale perfettamente allineata si può così individuare un oggetto in cielo usando i cerchi graduati.

Con questo spero di aver soddisfatto la curiosità di chi è interessato anche all’osservazione del cielo mediante il telescopio.

Le coordinate celesti

Quando osserviamo il cielo abbiamo la sensazione che le stelle, i pianeti e gli altri oggetti celesti appartengano a una sfera immaginaria, di raggio arbitrario, ma molto grande, che ha per centro l’osservatore: è la sfera celeste o volta celeste. A causa del moto di rotazione della Terra intorno al proprio asse, la sfera sembra ruotare da est verso ovest assieme a tutte le stelle, che appaiono “fissate” ad essa e mantengono quindi inalterate le distanze reciproche: per questo vengono dette “stelle fisse”. I popoli antichi, infatti, avevano collocato le stelle su una sfera che ruotava attorno alla Terra, fissa al centro, mentre i pianeti, che si muovono rispetto alle stelle, venivano collocati su sfere differenti, concentriche alla prima.

Nell’articolo su Marte avevamo descritto la traiettoria apparente del pianeta prendendo come riferimento le stelle fisse. Dovremo ora fare un ulteriore passo e definire la posizione del pianeta mediante un sistema condiviso di coordinate. Vediamo come si può fare.

Le coordinate geografiche

Prima di trattare le coordinate celesti, richiamiamo il ben noto sistema delle coordinate geografiche, che permette di individuare la posizione di un punto qualsiasi sulla superficie terrestre.

Il globo terrestre è stato suddiviso con un reticolo di linee immaginarie: i paralleli e i meridiani. I paralleli sono circonferenze ideali, di lunghezza variabile, che si ottengono intersecando la superficie terrestre con un piano perpendicolare all’asse di rotazione della Terra; il cerchio massimo, equidistante dai poli, è l’equatore

I meridiani sono semicirconferenze, tutte della stessa lunghezza, che congiungono il Polo Nord con il Polo Sud, ottenuti dalle intersezioni della superficie terrestre con i piani passanti per l’asse di rotazione terrestre.

Le intersezioni di queste due linee danno le coordinate geografiche di ogni punto della superficie terrestre, e si chiamano rispettivamente latitudinelongitudine. La latitudine è la distanza angolare del punto (P) dall’equatore; la longitudine è la distanza angolare dal meridiano di riferimento, che, dal 1884, è quello che passa per Greenwich, nei pressi di Londra. La latitudine e la longitudine sono grandezze angolari e sono misurate in gradi.

Le coordinate celesti

Ma torniamo all’argomento dell’articolo. Le coordinate celesti servono per identificare la posizione degli astri sulla sfera celeste. In realtà, gli oggetti celesti (le stelle, i pianeti ed altro) hanno distanze dalla Terra differenti tra di loro: quella che noi percepiamo è la loro proiezione sulla sfera celeste. Quindi le coordinate celesti individuano la direzione lungo la quale si trova l’oggetto. In altre parole, l’oggetto si trova sulla semiretta che ha origine dall’osservatore e passa per il punto della sfera celeste che lo individua, ad una distanza che all’osservatore non è nota. 

Esistono diversi sistemi di coordinate celesti, ma qui esamineremo i due più comuni: le coordinate celesti equatoriali e le coordinate altazimutali.

Le coordinate celesti equatoriali

Se la sfera celeste sembra ruotare da est verso ovest, come è possibile creare un sistema di coordinate che ci dia la posizione di un astro rispetto ad un riferimento (quello delle stelle fisse) che ruota? La risposta è apparentemente abbastanza semplice: facciamo in modo che anche il sistema di coordinate ruoti allo stesso modo della volta celeste! È quello che è stato fatto con le coordinate celesti equatoriali.

Con un po’ di fantasia, proiettiamo sulla sfera celeste i paralleli e i meridiani che abbiamo individuato sulla Terra: otterremo sulla sfera celeste un reticolo del tutto simile a quello che abbiamo tracciato sul nostro pianeta.La proiezione sulla volta celeste dell’equatore terrestre diventa l’equatore celeste; le proiezioni dei meridiani e dei poli sono i meridiani celesti e i poli celesti

Richiamiamo qui la definizione di eclittica, già riportata nell’articolo Il cielo di primavera”. L’eclittica è il percorso apparente del Sole sulla volta celeste nel corso dell’anno. Il piano dell’eclittica è il piano geometrico su cui giace l’eclittica.

Come ho scritto nell’articolo citato, per tracciare l’eclittica dobbiamo munirci di una mappa del cielo ed osservare verso est le stelle appena prima del sorgere del Sole; in questo modo potremo anticipare la posizione che assumerà il Sole rispetto alle stelle e segnarla sulla nostra mappa. Si dice, ad esempio, che il Sole “entra nel Cancro” quando, all’alba, il Sole sorge proprio nella posizione in cui si trova la costellazione del Cancro.

Il piano a cui appartiene l’equatore celeste è inclinato rispetto al piano dell’eclittica di 23° 26’ 32”, che corrispondono all’inclinazione dell’asse terrestre rispetto alla perpendicolare al piano dell’eclittica. Quindi i due piani, quello equatoriale e quello dell’eclittica, si intersecano lungo una linea; i due punti in cui questa linea interseca la sfera celeste sono detti nodi e individuano la posizione del Sole ai due equinozi. La posizione occupata dal Sole all’equinozio di primavera è detta punto vernale o primo punto d’Ariete o punto γ (gamma). La posizione occupata dal Sole all’equinozio d’autunno è detta nodo autunnale o punto Ω (omega).

Dopo queste premesse possiamo finalmente definire le coordinate equatoriali.

La declinazione (DEC) è la distanza angolare che separa l’astro (A) dall’equatore celeste, misurata in gradi (da -90° al polo sud celeste a +90° al polo nord celeste).

L’ascensione retta (AR) è la distanza angolare tra il meridiano celeste passante per l’astro e il meridiano celeste che passa per il punto d’ariete, misurata a partire dal punto d’ariete in senso antiorario (visto dal polo nord celeste) in gradi (0°- 360°) o in ore (0-24, 1h = 15°).

La griglia di coordinate definite da ascensione retta e declinazione è solidale con le stelle fisse e quindi ruota insieme alla volta celeste nel corso della giornata. Di conseguenza, una stella fissa ha una posizione sulla volta celeste che è identificata in modo univoco dalle coordinate equatoriali, indipendentemente dal luogo di osservazione e dal tempo, almeno per periodi non troppo lunghi.

Infatti, la precessione degli equinozi fa scorrere l’equinozio di primavera (il punto γ)lungo l’eclittica e sposta i poli celesti con un ciclo di circa 26.000 anni. Il fenomeno modifica molto lentamente entrambe le coordinate equatoriali: per questa ragione gli atlanti del cielo e i planetari digitali indicano sempre l’anno a cui si riferiscono le coordinate (generalmente l’anno 2000).

Possiamo, infine, concludere che le coordinate equatoriali non dipendono dal luogo di osservazione e cambiano molto lentamente nel tempo.

Le coordinate altazimutali

Le coordinate altazimutalicostituiscono un riferimento locale, cioè strettamente legato al luogo di osservazione, e permettono di individuare la posizione di un oggetto qualunque sopra l’orizzonte.

Per osservare il cielo scegliamo un luogo aperto, ove l’orizzonte sia il più possibile libero da ostacoli; sopra di noi si stende l’emisfero celeste a noi visibile, sotto l’orizzonte l’emisfero non visibile. Conosciamo la posizione geografica del luogo di osservazione, la posizione del sud e del nord ed abbiamo un orologio per annotare il tempo. Nel cielo scorgiamo una stella, di cui vogliamo determinare le coordinate. 

Per cominciare, individuiamo sulla sfera celeste alcuni riferimenti.

L’ orizzonte astronomico è la linea di intersezione fra la sfera celeste e il piano orizzontale che passa per l’occhio dell’osservatore; esso separa l’emisfero celeste visibile da quello non visibile (quello posto al di sotto dell’orizzonte).

Lo zenit è il punto immaginario dell’emisfero celeste visibile che sta esattamente sulla verticale dell’osservatore; il punto diametralmente opposto allo zenit è detto nadir

Intersecando la sfera celeste con dei piani verticali passanti per lo zenit e il nadir, otteniamo sulla sfera celeste un sistema di cerchi verticali, che costituiscono, nel loro insieme, i meridiani della sfera celeste per il sistema altazimutale.

Il meridiano locale: è quello che incontra l’orizzonte nei punti Nord e Sud, passando anche per il polo celeste (nord nel nostro caso).

Ciò premesso, le coordinate utilizzate dal sistema altazimutale sono l’altezza e l’azimut.

L’altezza è la distanza angolare dell’astro dall’orizzonte, e varia tra 0°e +90° per le stelle del nostro emisfero (quello a noi visibile), e tra 0° e -90° per l’emisfero opposto.

L’azimut è la distanza angolare tra il meridiano locale e il meridiano passante per l’astro, misurata in senso orario (visto dallo zenit) a partire dal Nord e varia tra 0° e 360°.

Poiché il nord e lo zenit di una posizione geografica non cambiano nel tempo, il meridiano locale ha una posizione che dipende solo dal luogo di osservazione. Ma, se ci spostiamo in un luogo di osservazione diverso, cambiano sia la posizione dello zenit che quella del meridiano locale a cui fare riferimento. Ne consegue che le coordinate altazimutali dipendono dalla posizione dell’osservatore.

La stella che stiamo osservando, inoltre, si sposta, col trascorrere del tempo, da est verso ovest, a causa della rotazione terrestre, e cambia sia la sua altezza sull’orizzonte che la sua distanza angolare dal meridiano locale: quindi le coordinate altazimutali variano continuamente nel tempo. In conclusione, le coordinate altazimutali sono prive di significato se non si specificano anche la latitudine e la longitudine del luogo di osservazione e l’ora esatta in cui si compie l’osservazione.Nel prossimo articolo vedremo come i due sistemi di coordinate citati abbiano trovato applicazione pratica nell’uso dei telescopi, sia amatoriali che professionali.

Un nuovo inquilino

Spero che gli affezionati lettori non me ne vogliano se devo lasciare per un attimo le stelle, perché è arrivato un nuovo inquilino nel cielo notturno.

Se guardate verso sud-est appena viene buio vedrete un oggetto molto luminoso, un faro arancione sospeso nel cielo, che tempo fa non c’era. Vi chiederete: sarà un aereo (ma non si muove), un satellite, magari un UFO? Niente di tutto questo: si tratta di Marte, il pianeta “rosso”, dal marcato colore giallo-arancione.

Ma perché è così luminoso, mi chiederete? Perché in questo momento Marte si trova molto vicino alla Terra, alla minima distanza possibile, 62 milioni di chilometri, e per averlo nuovamente così vicino dovremo aspettare il 2033! Vale dunque la pena approfittarne.

Il 13 ottobre 2020 Marte si trova infatti all’opposizione, ossia nella posizione opposta al Sole rispetto alla Terra, così che il Sole, la Terra e Marte sono allineati e quando tramonta il Sole sorge Marte e rimane visibile per tutta la notte.

Un pianeta è un corpo celeste che orbita attorno ad una stella, ma che, a differenza di questa, non produce energia tramite fusione nucleare. Inoltre un pianeta deve avere una massa sufficiente a conferirgli una forma sferoidale, in grado di “ripulire” la propria fascia orbitale da altri oggetti di dimensioni confrontabili (quest’ultimo carattere ha fatto declassare Plutone a pianeta nano).

Un pianeta del sistema solare percorre attorno al Sole un’orbita ellittica, regolata dalle tre leggi di Keplero. Marte è il pianeta esterno più vicino alla Terra.

Approfondiremo questi concetti quando parleremo del sistema solare.

La figura 1 mostra la posizione di Marte in opposizione: si intuisce come questa sia la configurazione in cui la distanza dalla Terra è minima.

Il moto apparente di Marte

Un aspetto di Marte che ha dato del filo da torcere agli astronomi fin dai tempi antichi è il suo bizzarro moto apparente rispetto alle stelle fisse. Il pianeta, infatti, per un certo periodo procede da est verso ovest (moto diretto), ma poi a un certo punto sembra quasi fermarsi per poi tornare indietro (moto retrogrado) e, infine, procedere di nuovo verso ovest (figura 2).

Per cercare di spiegare tale comportamento nel III secolo a.C., quando era opinione comune che il Sole e i pianeti ruotassero attorno alla Terra, Apollonio immaginò un sistema ingegnoso nel quale il pianeta ruotava su un cerchio detto epiciclo, il cui centro ruotava a sua volta su un cerchio di raggio maggiore detto deferente (figura 3). Inoltre i due movimenti erano indipendenti tra di loro. In questo modo veniva riprodotto con buona approssimazione il moto reale del pianeta. Il sistema venne poi perfezionato dai grandi astronomi Ipparco e Tolomeo. 

Per capire quale fosse la spiegazione corretta di questo strano comportamento non basterà nemmeno il contributo di Copernico, che rimette al centro il Sole, ma non riesce a liberarsi completamente dal modello tolemaico. Sarà infine Keplero, nel XVII secolo, a spiegare in modo semplice e corretto il moto dei pianeti mediante le leggi che prendono il suo nome, grazie anche alle precise misure sul moto di Marte ereditate da Tycho Brahe.

Il moto retrogrado di Marte è, come dire, un semplice effetto prospettico Il pianeta procede nella sua orbita sempre nello stesso verso e con una velocità pressoché costante, ma si sposta anche la Terra e con velocità più elevata di Marte (circa il doppio). Capita quindi che quando la Terra “non ha ancora raggiunto” Marte vediamo il moto di quest’ultimo avanzare da est verso ovest rispetto alle stelle; quando la Terra “raggiunge” Marte lo vediamo fermarsi; quando la Terra “sorpassa” Marte lo vediamo tornare indietro (figura 4). Il fenomeno dura circa 72 giorni, dopo di che Marte riprende il suo cammino verso ovest.

A questo punto aggiungo qualche notizia sul pianeta.

Marte è il quarto pianeta del sistema solare in ordine di distanza dal Sole e l’ultimo dei pianeti rocciosi, come la Terra. Il suo colore caratteristico è dovuto alle grandi quantità di ossido di ferro che lo ricoprono. Il pianeta è il più simile alla Terra tra quelli del sistema solare. Presenta formazioni vulcaniche, valli, calotte polari e deserti sabbiosi, oltre a formazioni geologiche che suggeriscono la presenza, in un lontano passato, di acqua.

Marte è più piccolo della Terra: il suo raggio è poco più della metà di quello terrestre e la sua massa circa un decimo. Fra le formazioni geologiche segnaliamo il Monte Olimpo, alto 27 km, il vulcano più grande del sistema solare, e la Valles Marineris, un lungo canyon più esteso di quelli terrestri.

L’esplorazione di Marte

L’ipotesi che i “canali” rilevati nel 1877 dall’astronomo italiano Giovanni Schiaparelli, fossero di origine artificiale spinse alcuni studiosi a ipotizzare la presenza di vita sul pianeta; nacque così una abbondante letteratura sui “marziani” diventati emblema delle creature extra-terrestri. Le aspettative del grande pubblico vennero però disattese quando, nel 1965, la sonda Mariner 4 raggiunse per la prima volta il pianeta, non rilevando segni di costruzioni.

Il primo atterraggio di sonde automatiche su Marte avvenne nel 1976, con le missioni Viking I e II, che non rilevarono tracce di vita o di composti organici in superficie.

Marte è stato, ed è tutt’ora, meta di numerose missioni che hanno portato a un significativo miglioramento delle nostre conoscenze sul pianeta. Tra le tante ricordiamo la missione Mars Global Surveyor, terminata nel 2006, che ha prodotto mappe molto dettagliate dell’intera superficie di Marte, e le numerose immagini inviate dal rover Curiositya partire dal 2012 (in figura). Ai nostri giorni si sta progettando una possibile missione umana fino a Marte. Arrivederci, dunque, su Marte!

Il cielo estivo

Innanzitutto cerchiamo di orientarci. Appostiamoci in un luogo abbastanza buio nelle prime ore della notte e volgiamo lo sguardo verso sud. Quest’anno (ma non è sempre così) noteremo due oggetti molto luminosi abbastanza bassi sull’orizzonte. Si tratta dei due pianeti Giove, il più brillante, e Saturno. È sufficiente un piccolo telescopio per osservare i 4 satelliti medicei di Giove, quelli scoperti da Galileo Galilei oltre 4 secoli fa, e gli anelli di Saturno.

Ma torniamo al cielo. Partendo dai due pianeti alziamo lo sguardo verso l’alto per osservare le stelle più brillanti del cielo estivo; ce ne sono tre che risaltano fra le altre: Vega, Deneb e Altair. Esse formano il cosiddetto triangolo estivo.

Triangolo estivo
Triangolo estivo

Vega deriva dall’arabo e significa “avvoltoio in caduta”, nome che è legato alla raffigurazione della costellazione, spesso rappresentata da un lira trasportata da un avvoltoio.

Più a sinistra notiamo Deneb, della costellazione del Cigno, anch’essa molto luminosa. Il suo nome deriva dall’arabo e significa “coda della gallina”. Da sempre la costellazione è stata legata a un grosso uccello e i greci hanno visto nella forma della costellazione il collo lungo, le ali distese e la coda tozza di un cigno.

La forma della costellazione ricorda anche una grande croce, con l’asse maggiore formato dalle stelle Deneb e Albireo, asterismo (un asterismo è un gruppo di stelle riconoscibile per la sua particolare configurazione geometrica) noto come Croce del Nord, simbolico opposto della Croce del Sud.

Più in basso brilla Altair, della costellazione dell’Aquila.

Viste da terra le tre stelle hanno luminosità poco differenti. Ma è davvero così? La tabella mostra come Deneb, la meno luminosa da Terra, sia in realtà una stella molto più distante (almeno 100 volte) e di dimensioni molto maggiori rispetto alle altre due: si tratta infatti di una supergigante bianca la cui luminosità assoluta è di gran lunga maggiore di quelle di Vega e Altair.

La costellazione della Lira è legata al mito di Orfeo ed Euridice. Alle costellazioni del Cigno e dell’Aquila i greci hanno associato due delle molte imprese del dio Giove, trasformatosi in cigno per sedurre la ninfa Nemesi ed in aquila per rapire il bel Ganimede e farlo diventare il coppiere degli dei.

La Via Lattea

Se ci troviamo in un luogo abbastanza buio e se il cielo è limpido, allora noteremo una banda luminosa biancastra dall’aspetto lattiginoso, che attraversa diagonalmente la volta celeste in corrispondenza delle costellazioni dell’Aquila e del Cigno: è la Via Lattea.

La Via Lattea vista dalla Terra
La Via Lattea vista dalla Terra

Il nome deriva dalla mitologia greca e da un’altra impresa del solito Giove. Alcmena, sedotta da Giove, diede alla luce Ercole, ma lo abbandonò temendo la reazione di Giunone. La dea lo trovò e decise di allattarlo, ma questo si attaccò al seno con una tale veemenza che Giunone si ritrasse con forza, tanto che uno schizzo del suo latte andò a finire in cielo, solcandolo da parte a parte. E così Ercole divenne immortale, mentre quella striscia di latte rimase visibile nel cielo e venne chiamata Via Lattea.

Ma che cos’è in realtà la Via Lattea? Almeno 4 secoli a.C. i filosofi Anassagora e Democrito avanzarono per primi l’idea che la Via Lattea fosse una lunga scia di stelle molto distanti. Nel 1610 Galileo Galilei confermò questa ipotesi osservando il cielo con il suo cannocchiale.

Oggi sappiamo che la Via Lattea è formata da miliardi di stelle, ma anche da “nebulose”, che sono formazioni di gas e polveri.

La Via Lattea vista dall’alto

Ma c’è di più! La Via Lattea è la galassia a cui appartiene il nostro sistema solare, la galassia per eccellenza (in greco galaxias significa latteo). Una galassia è appunto un insieme di stelle, polveri e gas legati dalla forza di gravità.

Secondo gli studi più recenti la Via Lattea è una galassia a spirale, un disco di stelle e materiale interstellare che ruota attorno ad un nucleo da cui si dipartono dei bracci a forma di spirale, come nella figura qui riprodotta. 

Le sue dimensioni sono davvero enormi: si pensa che possa avere un diametro di 100.000 anni luce; lo spessore dei bracci è stimato solamente 1.000 anni luce, mentre il nucleo centrale ha uno spessore maggiore. Quello che noi osserviamo è il piano della galassia: essendo infatti il sistema solare situato all’interno di uno dei bracci, vediamo il disco galattico “di taglio”.

-12 a Natale: perché Natale cade il 25 dicembre

Qualche lettore si sarà forse chiesto come mai il Natale cade proprio il 25 dicembre. Per scoprirlo dobbiamo andare molto indietro nel tempo, quando a dicembre veniva festeggiata la nascita di personaggi divini legati al culto del Sole. In Mesopotamia, almeno 4000 anni fa, i Sumeri celebravano la rinascita del dio Sole al solstizio d’inverno. Dopo i caldi giorni estivi e il calare progressivo della durata della luce, finalmente, a fine dicembre, le giornate si allungano gradatamente, il Sole riprende lentamente il suo vigore, non sprofonda nelle tenebre, ma rinasce a nuova vita.

Collegati alla stessa tematica sono i miti che si ispirano al mistero della vita, che si risveglia a primavera dopo il lungo sonno invernale. Tra questi, uno dei più antichi ci è giunto ancora dalla Mesopotamia: Dumuzi (Tammuz), sposo di Inanna (Ishtar, la dea madre, incarnazione delle forze produttive della natura), era il dio della vegetazione, che scompariva nel regno dell’oltretomba durante la calura estiva e poi risorgeva proprio al solstizio invernale.

Anche nell’antica Roma il tempo natalizio era momento di festa: dal 17 al 24 dicembre si festeggiavano i Saturnali in onore di Saturno, dio dell’agricoltura, durante i quali avvenivano scambi di doni e sontuosi banchetti.

Eliogabalo e il Sol Invictus

Sol invictus (3° sec. D.C.)

Ma l’influenza più significativa sulla istituzione del Natale è storicamente quella siriana. Vediamo perché.

Nel 218 d.C. divenne imperatore Eliogabalo, originario di Emesa, città della Siria, ove il culto del Sole era molto diffuso. Eliogabalo, che era gran sacerdote del dio Sole, impose quel culto anche a Roma e sostituì Giove, signore del pantheon romano, con El-Gabal (dio delle alture), rinominato Deus Sol Invictus.

Nel 222, a causa della sua politica religiosa e degli eccessi sessuali, Eliogabalo fu assassinato dalla guardia pretoriana, ma il culto del Sole ebbe poco dopo una ulteriore opportunità.

Infatti nel 272 Aureliano sconfisse la Regina Zenobia del Regno di Palmira grazie all’aiuto provvidenziale della città stato di Emesa. Grato per il sostegno ricevuto, Aureliano trasferì a Roma i sacerdoti del dio Sol Invictuse ufficializzò il culto solare di Emesa, edificando un tempio e creando un nuovo corpo di sacerdoti (pontifices solis invicti). Aureliano si proclamò a sua volta suo supremo sacerdote.

Le celebrazioni del rito della nascita del Sole (Dies Natalis Solis Invicti), avvenivano il 25 dicembre, data che corrispondeva per i romani al solstizio d’inverno. Il rito prevedeva che i celebranti, ritiratisi in appositi santuari, ne uscissero a mezzanotte, annunciando che la Vergine aveva partorito il Sole, raffigurato nelle sembianze di un infante.Dopo aver abbracciato la fede cristiana, nel 330 l’imperatore Costantino fece coincidere, con un decreto, il Dies Natalis Solis Invicticon la data di nascita di Gesù, considerato dai cristiani il “Sole di giustizia” profetizzato da Malachia (Ml 3, 20). Nel 337 papa Giulio I ufficializzò la data liturgica del Natale da parte della Chiesa cristiana, data mantenuta ancora ai nostri giorni.

Le stelle e il diagramma H-R

Nei primi anni del ‘900 gli astronomi iniziarono a raccogliere gli spettri di decine di migliaia di stelle, rendendo disponibili una gran quantità di dati riguardanti la loro temperatura e luminosità. Un gran lavoro! Ma che cosa si può ricavare da tutto questo? Lo vedremo in questo articolo.

Le premesse

La rappresentazione grafica è uno strumento essenziale, utilizzato dagli scienziati per mettere in relazione due o più quantità. Se, ad esempio, consideriamo un gruppo di persone e tracciamo un grafico del loro peso rispetto alla loro altezza, troveremo una correlazione tra l’altezza di una persona e il suo peso: in generale, più una persona è alta, maggiore è il suo peso.

All’inizio del ‘900 gli astronomi Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell, utilizzando proprio questo strumento, misero in relazione la temperatura e la luminosità delle stelle.

Ejnar Hertzsprung (1873-1967) è stato un astronomo danese, direttore dell’osservatorio di Leida, che si interessò principalmente di questioni fotometriche. Henry Norris Russell (1877–1957) è stato un astronomo statunitense, professore di astronomia all’università di Princeton, pioniere dell’uso della fisica atomica per l’analisi degli spettri stellari.

Il diagramma H-R

Nel 1911 Hertzsprung tracciò un grafico che rapportava la magnitudine assoluta delle stelle con il loro colore (e quindi con la loro temperatura superficiale). Ogni stella rappresentava un punto del diagramma. Nel 1913 Russell, indipendentemente da Hertzsprung, mise in relazione la classe spettrale delle stelle (quindi la temperatura) con la loro magnitudine assoluta.

Ma, ahimè, la magnitudine assoluta richiede la conoscenza della distanza delle stelle che, come abbiamo già detto, è assai complicata da misurare. Come fecero, quindi, i due a venirne a capo?

Già agli inizi del ‘900 erano stati scoperti dei gruppi di stelle visualmente vicine tra di loro; tali raggruppamenti furono chiamati ammassi. La cosa interessante è che le stelle degli ammassi sono anche vicine fisicamente, e quindi si trovano alla stessa distanza dalla Terra.

Gli astronomi hanno individuato due tipi di ammassi: gli ammassi aperti e gli ammassi globulari.Gli ammassi aperti (come l’ammasso delle Pleiadi) hanno forma generalmente irregolare e sono formati da centinaia, a volte migliaia di stelle. Gli ammassi globulari hanno una forma sferoidale (come l’ammasso M13) e sono formati da decine di migliaia, a volte milioni di stelle. 

Poiché i membri dell’ammasso sono tutti alla stessa distanza dalla Terra, la differenza tra le magnitudini apparenti e quelle assolute è una costante, chiamata modulo di distanza. Ma allora, se ci limitiamo alle stelle di un ammasso, per costruire il diagramma possiamo utilizzare le magnitudini relative e il colore.

Ecco quindi trovata la soluzione! 

Hertzsprung e Russel cominciarono infatti col tracciare il grafico Temperatura-Magnitudine per le stelle appartenenti ad ammassi. Il diagramma prese il nome dai due autori che lo tracciarono per primi: diagramma Hertzsprung Russell, o diagramma H-R. Nel corso degli anni gli astronomi hanno risolto il problema di come misurare la distanza delle stelle, e quindi di unire in un solo diagramma tutte le stelle conosciute. La figura 1 mostra un esempio di diagramma H-R.

Cosa si aspettavano di trovare H-R nel loro diagramma? Forse dei punti distribuiti ovunque? Oppure dei punti ordinati in una retta? Ed ecco la sorpresa! 

Nel diagramma HR le stelle non si dispongono a caso, ma si addensano in alcune aree preferenziali. La maggior parte di esse si dispone lungo una fascia che attraversa diagonalmente il diagramma, che prende il nome di sequenza principale e che comprende stelle che hanno luminosità molto diverse a seconda della loro temperatura. In alto a sinistra ci sono quelle più calde e luminose, mentre dall’altro capo della sequenza trovano posto le stelle più fredde. 

Tuttavia, oltre alle stelle della sequenza principale, se ne sono trovate altre, pure raggruppate in fasce. In alto a destra si trovano stelle di bassa temperatura e alta luminosità: giganti e supergiganti rosse, rispettivamente decine e centinaia di volte più grandi del Sole. In basso a sinistra vi sono stelle di alta temperatura e bassa luminosità: nane bianche, stelle piccole con dimensioni fino a quelle planetarie.

L’85% delle stelle appartiene alla sequenza principale, circa il 10% sono giganti e supergiganti rosse, mentre il 3-6% sono nane bianche.

In figura 1 l’asse delle ascisse mostra in basso la temperatura superficiale e in alto la classe spettrale (O,B,A,F,G,K,M). Spesso viene anche utilizzato l’indice di colore B-V perché la sua misura è abbastanza semplice. B-V è definito come differenza tra la magnitudine apparente B misurata con un filtro blu e la magnitudine apparente V misurata con un filtro giallo-verde. Si tratta di un indice diretto della temperatura e quindi del colore della stella: stelle più fredde hanno indice di colore maggiore di stelle più calde.

A questo punto, gli astronomi si sono fatti tante domande: perché queste divisioni? Come si collega il diagramma H-R con l’evoluzione delle stelle? Considerate che, ad ogni momento, nell’Universo ci sono stelle con tutte le età possibili: appena nate, nel corso della vita, quasi estinte, estinte! 

Ebbene, quello che sembrava un esercizio senza troppe pretese si è dimostrata la scoperta più importante in campo astronomico del secolo XX. Grazie al diagramma H-R è possibile non solo suddividere le stelle in classi, ma soprattutto capire quale fase della propria vita stanno attraversando. 

Le stelle della sequenza principale si trovano in uno stato di equilibrio, in cui la pressione generata dalle reazioni nucleari che avvengono nel nucleo contrasta la forza gravitazionale che tende a farle collassare: sono in una fase della loro vita caratterizzata da una certa stabilità.

Quando la stella giunge a fine vita si discosta dalla sequenza principale e segue un ramo quasi orizzontale che piega verso destra. Il diagramma di figura 2 mostra, ad esempio, cosa succederà al nostro Sole. Ma allora anche il Sole morirà? Tranquilli, ne riparleremo tra qualche miliardo di anni!

La temperatura delle stelle

Le stelle sono buchi nel cielo da cui filtra la luce dell’infinito.” – Confucio

Nell’articolo precedente abbiamo scritto che la luminosità di una stella esprime la quantità di energia che proviene dalla stella e che viene misurata in modo oggettivo per mezzo di uno strumento, il fotometro. Oggi vedremo come il colore di una stella è collegato alla sua temperatura superficiale; nel far ciò, faremo riferimento al Sole, la stella a noi più vicina.

Lo spettro di emissione

Cominciamo con una domanda: di che colore è la luce del Sole? Risposta, in coro: gialla! Ebbene, no: la luce del Sole è bianca; ci appare gialla perché attraversa l’atmosfera, e per il comportamento del nostro occhio. 

Nel 1665 il grande scienziato inglese Isaac Newton scoprì che la luce bianca del Sole attraversando un prisma di vetro si scompone nei colori che la formano. Il fenomeno è dovuto alla rifrazione della luce: il prisma “piega” le componenti della luce ad angoli diversi a seconda del colore. 

RadiazioneLunghezza d’onda
Onde Radio10000m ¸10 cm
Microonde1m ¸ 1 mm
Raggi Infrarossi1 mm ¸700 nm
Luce visibile700 nm ¸400 nm
Raggi Ultravioletti400 nm ¸10 nm
Raggi X10 nm ¸0,006 nm
Raggi Gamma< 0,006 nm

L’insieme di tutti i colori dispersi dal prisma costituisce lo spettroelettromagnetico della luce emessa dal Sole, o in altri termini della radiazione solare. Lo spettro è quindi l’insieme di tutte le radiazioni a cui è associato un trasferimento di energia (in fisica spettro = insieme, niente fantasmi!).

Nel 1678 il danese Christiaan Huygens interpretò la luce come un’onda che si propaga in un mezzo che chiamò etere, in modo simile alle onde del mare. Un’onda è caratterizzata dalla lunghezza d’onda “l” (la lettera greca lambda, che indica la distanza fra due creste) e dalla frequenza (il numero di oscillazioni al secondo). Questo modello spiega bene il fenomeno della rifrazione a cui abbiamo accennato.

Il nostro occhio è in grado di percepire solo una piccola porzione della radiazione emessa da una stella, quella che chiamiamo luce visibile.

La luce visibile copre uno stretto intervallo delle lunghezze d’onda, che va dalla luce violetta, circa 400 nm (1nm = 1 miliardesimo di metro) fino alla luce rossa, circa 700 nm. Le radiazioni che hanno lunghezza d’onda minore di 400 nm sono i raggi ultravioletti (quelli che ci abbronzano), i raggi X e i raggi gamma, altamente energetici. Le radiazioni che hanno lunghezza d’onda maggiore di 700 nm sono i raggi infrarossi (quelli usati nei termometri a distanza), le microonde e le onde radio.

Possiamo quindi trarre una prima conclusione: ogni colore è caratterizzato da una lunghezza d’onda specifica.

Se disponiamo di un telescopio munito di un fotometro adeguatamente attrezzato possiamo misurare l’intensità della radiazione emessa da una stella al variare della lunghezza d’onda, quindi l’intensità di ogni singolo colore che riceviamo. Nel caso del Sole otterremo una curva “a campana” che ha un massimo attorno a 500 nm.

La temperatura delle stelle

Se osserviamo attentamente il cielo in una notte limpida è possibile notare la diversa colorazione delle stelle più brillanti: alcune appaiono bianche-blu (Sirio) e altre rossicce (Betelgeuse). Nell’articolo precedente, con l’esempio del fabbro che riscalda il ferro nella fucina, abbiamo intuito che il colore del ferro che si riscalda è legato alla sua temperatura: il colore rosso indica una temperatura relativamente bassa, mentre l’azzurro è legato ad una temperatura molto più elevata. I fisici parlano di “Temperatura di colore[1]. Possiamo allora affermare che c’è un legame fra la temperatura di un corpo caldo e il suo colore: quindi le stelle blu hanno superfici più calde delle stelle rosse.

Nel 1893 il fisico tedesco Wilhelm Wien scoprì una legge sperimentale che lega la temperatura superficiale di una stella alla lunghezza d’onda alla quale è massima la radiazione emessa dalla stella[2]. La relazione è la seguente: T xlmax= 2897768 nm K, dove T è la temperatura in gradi Kelvin, lmax è la lunghezza d’onda in nm alla quale l’emissione è massima.Quindi se disponiamo di uno spettro di emissione della stella, risulta relativamente semplice calcolarne la temperatura superficiale.

Ad esempio Sirio ha il picco massimo di emissione a 315 nm, nell’ultravioletto, ed ha quindi una temperatura superficiale di 9200 K. Betelgeuse ha il picco di massima emissione a 950 nm, corrispondente alla temperatura superficiale di 3050 K.

Le classi spettrali 

ClasseTemperatura superficiale (K)Colore convenzionale
O≥ 33 000 blu 
B10000–33000azzurro
A7500–10000bianco
F6000–7500bianco-giallo
G5200–6000giallo
K3700–5200arancione
M≤ 3700 K rosso 

Le stelle sono classificate in classi spettrali in base al loro colore che è legato, come abbiamo mostrato, alla loro temperatura superficiale, stimata mediante la legge di Wien.

La classificazione delle stelle, proposta agli inizi del XX secolo dall’Harvard College Observatory, utilizza le lettere O, B, A, F, G, K, M per indicare le classi, a loro volta suddivise in sottoclassi numerate da 0 a 9. Il Sole appartiene alla classe G ed ha una temperatura superficiale media di 5777 K.

Per ricordare questa strana scala, che ha motivi storici, è stata coniata la frase in lingua inglese “OBA Fine Girl Kiss Me”, cioè “Oh, sii una brava ragazza; baciami!”. Il significato della frase regge solo in inglese, ma indica che anche gli astronomi sono uomini!


[1]È definita temperatura di colore la temperatura a cui un corpo nero emanerebbe una luce di quella determinata tonalità cromatica, ossia di quella lunghezza d’onda. Un corpo nero è un oggetto teorico che assorbe ogni radiazione incidente, senza rifletterla e che emette una radiazione elettromagnetica che dipende solo dalla sua temperatura. 

[2]In realtà la legge di Wien si applica ad un corpo nero, ma poiché la radiazione emessa dalle stelle è quasi quella di corpo nero la legge di Wien può essere applicata anche alle stelle.

Le Stelle

«Per gli antichi le stelle, a causa della loro grande distanza, formavano uno sfondo apparentemente fisso, il cosiddetto cielo delle stelle fisse. Senza quello sfondo … essi non sarebbero mai stati capaci di determinare il moto della Terra, … della Luna, del Sole e dei pianeti». – Fred Hoyle

Negli articoli precedenti abbiamo imparato a conoscere le principali costellazioni visibili nelle notti di primavera e, per orientarci, ci siamo fatti guidare dalle stelle più brillanti del cielo di questa stagione, come le sette stelle del Carro maggiore, Arturo, Regolo e Spica.

Ma che cos’è una stella?

La definizione corrente afferma che una stella è un corpo celeste che brilla di luce propria, al contrario dei pianeti che riflettono la luce che ricevono da una stella attorno alla quale orbitano.

Bisognerebbe però aggiungere a questa definizione che una stella ha forma sferoidale, che genera energia attraverso processi di fusione nucleare e che irradia tale energia sotto forma di radiazione elettromagnetica. Cercheremo di illustrare questi concetti più avanti.

La stella più vicina alla Terra è il Sole, l’unica stella di cui si può apprezzare visualmente la forma grazie al suo diametro angolare di circa mezzo grado. Le stelle che popolano il cielo notturno, invece, sono così lontane che appaiono come punti luminosi, nonostante siano dei corpi celesti enormi. La loro distanza è talmente grande che esse sembrano immobili, “fisse” appunto, così che costituiscono un reticolo di riferimento sul quale proiettare le posizioni degli altri corpi celesti che si muovono rispetto alle stelle. 

Proprio questa loro caratteristica ha permesso all’uomo di determinare i moti del Sole, della Luna e dei pianeti, ma anche di orientarsi nello spazio e nel tempo. In particolare il moto apparente del Sole sullo sfondo delle stelle fisse fu utilizzato per redigere calendari necessari per regolare le pratiche agricole e le attività civili, quando l’uomo divenne stanziale e furono fondati i villaggi e le città.

La magnitudine

Quando osserviamo il cielo notiamo che le stelle mostrano una vastissima gamma di luminosità: alcune, come Arturo, sono ben visibili, altre sono molto più tenui, altre ancora non sono visibili ad occhio nudo, ma solo con l’aiuto di strumenti ottici (binocolo, telescopio). La differente luminosità delle stelle che osserviamo è dovuta a due fattori: la loro distanza e la loro luminosità intrinseca, che dipende dalle dimensioni e dalla temperatura superficiale.

La distanza: una sorgente luminosa diventa più debole quando si allontana, fino a diventare invisibile. Pensiamo ad un aereo che si allontana di notte nel cielo e le cui luci si attenuano man mano che si allontana.

Le dimensioni: se consideriamo due sorgenti con le stesse caratteristiche, ma di dimensioni diverse, produce più luce quella di dimensioni maggiori.

Dimensioni di alcune grandi stelle confrontate col Sole

La temperatura: più è elevata, maggiore è la luminosità irradiata. Pensiamo al fabbro che riscalda il ferro nella fornace: dapprima il ferro è rossastro e produce una luce fioca, ma poi diventa giallo e infine tende all’azzurro e diventa molto più luminoso. 

Ipparco di Nicea (190 – 120 a.C.) fu uno dei più grandi astronomi dell’antichità. Egli compilò per primo un catalogo che comprendeva 850 stelle visibili ad occhio nudo indicandone anche la luminosità in una scala di sei grandezze che oggi conosciamo come magnitudinistellari. Quindi il termine magnitudine esprime la luminosità di una stella. Ipparco assegnò la magnitudine 1 (prima grandezza) alle stelle più luminose, la magnitudine 2 a quelle con luminosità pari alla metà di queste, e così via fino alla magnitudine 6, attribuita alle stelle appena visibili. Quindi maggiore è la luminosità della stella, minore è il valore che ne esprime la magnitudine.

Il metodo di Ipparco era basato su una stima soggettiva. Nel 1856 Pogson formalizzò il sistema delle magnitudini ipotizzando che una stella di magnitudine 1 fosse 100 volte più luminosa di una di magnitudine 6, cioè che il rapporto fra le loro luminosità fosse pari a 100. Pogson ipotizzò anche che fossero costanti i rapporti fra una delle magnitudini e quella seguente[1]. Ne consegue che una stella di prima magnitudine sarà 2,512 volte più luminosa di una di seconda, una di seconda 2,512 volte una di terza e così via. Pogson regolò la scala delle magnitudini in modo che la Stella Polare avesse magnitudine 2. Con questo sistema le stelle più luminose, come Sirio, possono avere magnitudine negativa.

Le magnitudini così definite si dicono apparenti, in quanto non stabiliscono la reale luminosità dell’astro, che dipende anche dalla sua distanza dalla Terra, ma la luminosità come appare dalla Terra. Per definire la luminosità intrinseca della stella si ricorre alla magnitudine assoluta, che è la magnitudine apparente che l’astro avrebbe se fosse posto alla distanza di riferimento di 10 parsec (32,6 anni luce) dalla Terra.

Esiste una relazione fra magnitudine assoluta e magnitudine apparente, ma questa implica la conoscenza della distanza dell’astro dalla Terra, parametro piuttosto difficile da determinare[2].

La misura della luminosità

La luminosità di una stellaesprime la quantità di energia che proviene dalla stella e viene misurata in modo oggettivo per mezzo di un fotometro, dispositivo fotosensibile che raccoglie il flusso di luce proveniente dalla stella e lo trasforma in un segnale elettrico. Il fotometro vien montato su potenti telescopi o su sonde spaziali, quando è necessario annullare l’assorbimento dell’atmosfera terrestre.

Ecco alcuni esempi della magnitudine apparente ed assoluta di alcune stelle e della loro distanza dalla Terra.

Magnitudine apparenteStellaMagnitudine assolutaDistanza [anni luce]
–1,47Sirio, la stella più luminosa del cielo boreale1,408,6
–0,74Canopo, la seconda stella più luminosa del cielo-5,53312,7
–0,05Arturo, la quarta stella più luminosa del cielo boreale-0,3836,7
0,03Vega, scelta anche come definizione della magnitudine zero0,5825,3
1,04Spica, la stella più luminosa della costellazione della Vergine-3,55250
1,07Antares, la stella più luminosa della dello Scorpione-5,28604
1,40Regolo,  la stella più luminosa della costellazione del Leone-0,5279,3
1,98Stella Polare, la stella che indica il Nord-3,64325

[1]Detta M la magnitudine, Pogson ipotizzò che fossero costanti i rapporti M1/M2, M2/M3, M3/M4, M4/M5ed M5/M6. Quindi ognuno di questi 5 rapporti vale la radice quinta di 100 (2,512).

[2]Detta M la magnitudine assoluta, m quella apparente e d la distanza della stella in parsec (1 parsec = 3,26 al), la relazione fra M ed m è la seguente: M=m+5-5log10d.

Il cielo di primavera (Parte 2)

«Le costellazioni sono invenzioni dell’immaginazione umana, non già della natura. Sono un’espressione del desiderio dell’uomo di imprimere il proprio ordine nel caos apparente del cielo notturno». – Ian Ridpath

Nel primo articolo, dopo aver localizzato il Grande Carro, avevamo individuato la stella Arturo della costellazione di Bootes e la stella Regolo del Leone, costellazione, quest’ultima, che fa parte dello zodiaco, termine ben noto a chi si interessa soprattutto di astrologia. Ma che cos’è lo zodiaco?

L’eclittica

Per comprenderne il significato bisogna prima osservare il percorso del Sole durante lo scorrere dei giorni, impresa che sembra quasi impossibile, perché durante il giorno mancano in cielo dei riferimenti. Ma se osserviamo il cielo appena prima del sorgere del Sole, quando ancora si vedono le stelle più luminose, possiamo con buona approssimazione segnare la posizione del Sole su una mappa del cielo che avremo nel frattempo preparato. In questo modo potremo tracciare sulla mappa la traiettoria (apparente) che il Sole percorre di giorno in giorno: questa traiettoria si chiama eclittica e il periodo di tempo che il Sole impiega a percorrerla completamente è chiamato anno.

Lo Zodiaco

Lo Zodiaco è quella fascia della volta celeste che si estende per 9° da entrambi i lati dell’eclittica. Nella fascia zodiacale sono state individuate 12 costellazioni, alle quali sono stati assegnati nomi di esseri viventi, reali o fantastici. Ciò spiega l’etimologia del nome, che deriva dal greco zòon, “animale, essere vivente” e hodòs, “strada, percorso”.

L’ eclittica e la fascia dello Zodiaco

L’origine dello zodiaco è molto antica e risale agli astronomi babilonesi che verso il 500 a.C. suddivisero quello che loro chiamavano sentiero di Anu in dodici parti uguali, ognuna corrispondente a una costellazione.

Le dodici costellazioni dello zodiaco sono oggi: Ariete (Aries), Toro (Taurus), Gemelli (Gemini), Cancro (Cancer), Leone (Leo), Vergine (Virgo), Bilancia (Libra), Scorpione (Scorpio), Sagittario (Sagittarius), Capricorno (Capricornus), Acquario (Aquarius) e Pesci (Pisces).

La prima rappresentazione completa giunta fino a noi dello Zodiaco é quella del complesso templare di Denderarisalente al I secolo d.C.: si tratta di un bassorilievo egizio di forma circolare che riprende integralmente lo zodiaco mesopotamico.

Le costellazioni primaverili dello Zodiaco

Il Leone è una estesa costellazione zodiacale le cui stelle principali formano un grande trapezio, al quale è connesso un famoso asterismo (gruppo di stelle), noto come La Falce

Regolo (α Leo) è la stella più brillante della costellazione seguita dalla stella che indica la coda del Leone, chiamata Denebola (bLeo).

Osserviamo ora il cielo a sud e dopo aver individuato la stella Regolo spostiamoci lungo l’eclittica verso est (verso sinistra guardando a sud) e noteremo un’altra stella piuttosto brillante, Spica della costellazione della Vergine. Possiamo ora immaginare un triangolo con ai vertici le stelle Arturo, DenebolaSpica: si tratta del Triangolo di primavera, un riferimento che ci aiuta ad orientarci nel cielo durante questa stagione. 

La Vergine è una costellazione dello zodiaco associata fin dall’antichità al periodo dei raccolti, come la mietitura, e per questo la stella più brillante della costellazione è chiamata Spica (aVir), cioè spiga.

La rappresentazione classica della Vergine mostra una figura femminile legata alla fertilità con in mano una spiga di grano.

Duemila anni fa, a causa della precessione degli equinozi, di cui parleremo in un prossimo articolo, la Vergine precedeva il sorgere del Sole nel mese di settembre ed era quindi associata alla vendemmia: per questo la stella Virginis venne chiamata Vindemiatrix

Non ci resta a questo punto che sperare in una bella e limpida serata per ammirare la volta celeste e familiarizzare con le costellazioni primaverili.