La distanza della Luna e del Sole

Nei precedenti articoli abbiamo accennato all’evoluzione delle stelle, alla loro nascita, alla loro fine spesso catastrofica. A questo punto viene spontanea una domanda: ma quanto distano le stelle dalla Terra? E quanto distano il Sole e la Luna? Cominciamo andando indietro nel tempo.

Le stelle secondo gli antichi astronomi

Nel IV secolo a.C. Eudosso di Cnido (408 a.C.-355 a.C.) concepì un universo formato da una serie di sfere aventi un unico centro di rotazione (dette quindi omocentriche), nel quale era posta la Terra; le sfere ruotavano di moto uniforme e su ogni sfera vi era incastonato un corpo celeste. Per spiegare il moto dei pianeti, del Sole e della Luna Eudosso ricorse a serie di 3-4 sfere con assi di rotazione aventi direzioni diverse, per un totale di ben 27 sfere. Nelle sfere vi erano collocati, a partire dalla Terra, la Luna, Mercurio, Venere, il Sole, Marte, Giove, Saturno, ed infine le stelle fisse, incastonate nella sfera più esterna e quindi poste tutte alla medesima distanza dalla Terra. Noi oggi sappiamo che non è così.

Aristotele (384 a.C. – 322 a.C.) attribuì realtà fisica alle sfere di Eudosso, aggiungendone altre per spiegare meglio le traiettorie dei pianeti: in tutto ipotizzò ben 55 sfere, composte da un elemento, l’etere, privo di massa, invisibile, eterno ed inalterabile.

Nel III secolo a.C. Aristarco di Samo (310 a.C. – 230 a.C.), riprendendo la visione dell’universo di Eraclide Pontico, pose il Sole al centro dell’universo e propose il moto rotatorio della Terra su di un asse inclinato, spiegando così le stagioni. Ma la sua teoria non ebbe fortuna e fu respinta sia da Platone, che da Aristotele e Tolomeo. Sarà infine ripresa da Copernico, ma bisognerà aspettare ben 1800 anni!

Ancor prima di Aristarco Eratostene di Cirene (275 a.C.– 195 a.C.) aveva misurato il raggio della Terra, stimandolo di circa 6300 Km (252.000 stadi).

Aristarco misura il rapporto fra le distanze del Sole e della Luna

Aristarco fu il primo a calcolare il rapporto fra le distanze del Sole e della Luna dalla Terra. Egli cercò di misurare l’angolo tra Luna e Sole nell’istante esatto in cui la Luna si trovava in quadratura con il Sole, cioè quando le semirette congiungenti la Terra con la Luna e la Luna con il Sole formano un angolo di 90°.

L’osservazione va fatta quando la Luna è al primo quarto, poco prima del tramonto del Sole, mentre entrambi gli astri sono ben visibili. Nella figura, L è il centro della Luna, T il centro della Terra ed S il centro del Sole. Aristarco stimò che l’ampiezza dell’angolo STL fosse di 87°, da cui dedusse che il Sole era da 18 a 20 volte più lontano della Luna. Infatti, con l’uso della trigonometria, è facile calcolare il rapporto TS/TL, che vale 1/cos(87°) = 19,1.

Il suo calcolo, purtroppo è risultato errato perché la strumentazione di cui poteva disporre era grossolanamente imprecisa: l’angolo STL misura infatti 89° 51’ (89,85°), valore impossibile da stimare per l’epoca. La distanza del Sole è infatti circa 380 volte quella della Luna (1/cos (89,85°)).

Aristarco misura la distanza Terra-Luna

Ma Aristarco non si limitò a ideare questo ingegnoso metodo di calcolo. Egli osservò che il Sole, durante le eclissi totali, veniva coperto per intero dalla Luna: quindi ne dedusse che il Sole e la Luna sono visti dalla Terra sotto il medesimo angolo e che i loro diametri apparenti sono uguali. Allora, anche il diametro del Sole doveva essere da 18 a 20 volte quello della Luna.

Scrive G.V. Schiaparelli in Scritti sulla storia della astronomia antica: “Osservando poi il tempo, che nelle eclissi lunari impiega il nostro satellite a traversare l’ombra della Terra, Aristarco concluse che la larghezza di quest’ombra in quella regione dove passa la Luna, sia doppia del diametro lunare”.

Partendo da queste constatazioni Aristarco, nel suo breve trattato Sulle dimensioni e distanze del Sole e della Luna, pervenutoci da fonti greche e arabe, descrive un metodo geometricamente rigoroso per dedurre la distanza lunare in funzione del raggio terrestre.

Per i più curiosi e per chi vuol provare a ripetere il calcolo, vediamo come Aristarco ha operato.

dL, dS distanza Terra-Luna e Terra-Sole
RT, RL, RSraggio della Terra, della Luna e del Sole
Rraggio del cono d’ombra terrestre (per Aristarco pari a 2RL)
k=R/RLrapporto tra il raggio del cono d’ombra e della Luna (2 per Aristarco)
αL, αSdimensione angolare apparente della Luna e del Sole
βdimensione angolare del semicono d’ombra (per Aristarco β= αL)
nè il rapporto fra le distanze del Sole e della Luna (18-20 per Aristarco)

Dalla figura, ponendo α= αS/2, si ha: α+β=PS+PL (sono supplementari dello stesso angolo).

Poiché α, β, PS e PL sono angoli molto piccoli, esprimendo gli angoli in radianti, possiamo scrivere: PS=RT/dS, PL=RT/dL e quindi: α+β = RT/dS + RT/dL

Ma siccome β=k αL/2 e dS=n dL, si può anche scrivere:

Da questa relazione si ricava facilmente la distanza della Luna:

Aristarco stimò αLS=2° (0,0349 rad), k=2, n=19. Con questi valori si ricava che la distanza della Luna vale 20 volte il raggio terrestre (il valore corretto è circa 60 volte).

Il valore αL=2° è stranamente errato, perché nell’Arenario Archimede afferma che “Aristarco scoprì che il diametro del Sole appariva essere 1/720 del circolo dello zodiaco”, cioè mezzo grado.

Può darsi che Aristarco abbia eseguito la misura del diametro solare dopola scrittura della dimostrazione, oppure che fosse più interessato al metodo di calcolo che al risultato.

Ipparco affina il metodo di Aristarco

Ipparco di Nicea (190 a.C.-120 a.C.) fu, insieme a Tolomeo, il più grande astronomo dell’antichità. Grande osservatore, compilò un catalogo con 850 stelle, suddividendole in base alla luminosità in una scala di sei grandezze che oggi conosciamo come magnitudini stellari.

Ipparco riprese il metodo di Aristarco per la misura della distanza Terra-Luna e lo migliorò, grazie soprattutto alle sue precise osservazioni. Utilizzando la stessa figura, possiamo scrivere:

PL = α+β – PS e siccome PL=RT/dL si può scrivere

dalla quale si ricava:

Ipparco stimò αLS =0,554° (0,00967 rad), k=2,5; per PS, che è un angolo molto piccolo, non misurabile con gli strumenti a sua disposizione, Ipparco stimò un valore inferiore a 7’, ottenendo una distanza di 59 RT nel caso di PS=0, di 67 RT nel caso di PS=7’ (0,117° – 0,002036 rad). Questa volta ci siamo.

Nei prossimi articoli esamineremo alcuni dei metodi più recenti per ottenere le distanze degli astri.

Pulsar e buchi neri

Concludiamo, con questo breve articolo, la descrizione dell’evoluzione delle stelle con massa iniziale Mi superiore a 5-8 M¤ (masse solari).Abbiamo visto che queste stelle, al momento del collasso gravitazionale finale, esplodono dando origine a un oggetto brillantissimo, detto supernova, mentre gran parte della materia è lanciata nello spazio e forma un resto di supernova. Avevamo anche anticipato che il nucleo forma una stella di neutroni se, al momento del collasso, ha massa inferiore a 3 M¤, mentre dà origine a un buco nero se è più massiccio.

Le pulsar 

Secondo il modello più accreditato, la rotazione della stella di neutroni su sé stessa genera un campo magnetico molto intenso, le cui linee di forza si chiudono su se stesse, tranne che in corrispondenza dei poli magnetici, dove sono aperte (figura 1). La stella emette un fascio di radiazioni proprio dai poli magnetici in coni piuttosto ristretti, soprattutto nella banda delle radioonde. Per osservare la radiazione è necessario, ovviamente, essere allineati con il cono di emissione. Ma poiché l’asse del campo magnetico, lungo il quale avviene l’emissione, e l’asse di rotazione della stella non sono allineati, ne consegue che si potrà osservare il fascio di radiazioni una volta sola per ogni rotazione della stella, come avviene per la luce emessa da un faro. Quindi percepiremo un “lampo” ad ogni giro della stella, con periodi che vanno da qualche millisecondo a qualche secondo.

Le stelle di neutroni, la cui emissione raggiunge la Terra, sono dette pulsar (sorgente radio pulsante) e le radiazioni emesse possono essere osservate per mezzo di un radiotelescopio. Le emissioni sono talmente regolari che le pulsar vengono utilizzate come orologi in alcuni esperimenti astronomici.

La prima volta che si scoprì una emissione radio con periodo costante, nel 1967, la scopritrice, Jocelyn Bell Burner, la chiamò “Little Green Man – 1”, perché pensava di aver scoperto una trasmissione aliena! 

I buchi neri

Un buco nero è un oggetto che racchiude una massa che va da 3 sino a parecchi miliardi di M¤, confinata in uno spazio ridottissimo. L’attrazione gravitazionale è talmente alta che nemmeno la luce può uscire: da qui l’attributo di “nero”[1]. Un buco nero non può essere osservato direttamente, ma manifesta la sua presenza grazie agli effetti gravitazionali che esercita sui corpi celesti vicini o attraverso le radiazioni che emette la materia che viene catturata. Si pensa che la maggior parte delle galassie contenga al centro un buco nero di grande massa: la nostra Via Lattea contiene un buco nero, chiamato SgrA* (Sagittarius A*), di massa superiore a 4 milioni di M¤.

La superficie immaginaria che circonda il buco nero, dalla quale non può uscire alcuna materia o venir emesso alcun segnale, è detta orizzonte degli eventi.

Nell’aprile del 2019 è stata pubblicata la prima fotografia di un buco nero: quello di M87*, cioè del buco nero che si trova nella galassia M87, che dista da noi 50 milioni di anni luce; la massa del buco nero è stata stimata in 6,5 miliardi di M¤! Ebbene, nel marzo del 2021 è stata pubblicata la fotografia della figura 2, che mostra il disco di accrescimento di M87*, dove si raduna la materia che sta cadendo nel buco nero: l’energia, elevatissima, provoca trasformazioni dirette della massa in energia. Le righe che si vedono sono causate dall’azione del campo magnetico del buco nero sulla materia. L’immagine è stata ripresa dell’Event Horizon Telescope (Telescopio dell’orizzonte degli eventi, EHT) e mostra il buco nero in luce polarizzata. L’EHT è formato da una rete di radiotelescopi distribuiti sulla Terra, che si comporta come un unico grande radiotelescopio ad alta sensibilità e risoluzione.

Per concludere, ecco una sintesi dell’evoluzione delle stelle di sequenza principale.Nei prossimi articoli riprenderemo l’osservazione del cielo e delle sue meraviglie, argomento certamente più piacevole e meno impegnativo.


[1]Primo Lodi ha aggiunto questa nota, per chi desidera approfondire l’argomento: «Ciò che si trova nel buco nero non è ben noto. La legge della relatività generale prevede un punto geometrico, la singolarità, con tutta la massa convertita in energia gravitazionale. Le leggi della Meccanica Quantistica invece, seguendo il principio d’indeterminazione di Heisemberg, non prevedono l’esistenza della singolarità, ma di una massa concentrata in una regione di diametro pari alla lunghezza di Planck, cioè 10-35m».

Supernove e stelle di neutroni

Descriviamo, in questo articolo, l’evoluzione delle stelle con massa iniziale (Mi) superiore a 5/8 M¤ (masse solari), quelle che, al momento del collasso gravitazionale finale, hanno un nucleo di massa superiore al limite di Chandrasekhar (1,44 M¤).

Grazie al processo di nucleosintesi, descritto nel precedente articolo, le stelle sono in grado di fondere nei loro nuclei elementi leggeri in elementi più pesanti, rilasciando energia. Per innescare le reazioni di fusione sono necessarie, però, temperature e pressioni sempre maggiori, man mano che aumenta la massa atomica dell’elemento da fondere.

Ecco, in modo sintetico, quello che succede. Quando una stella esaurisce il “combustibile” finora utilizzato e cessano quindi le reazioni nucleari di fusione, il nucleo inizia a contrarsi a causa delle forze gravitazionali, provocando l’aumento della temperatura e della pressione. A questo punto, se vengono raggiunte le condizioni di temperatura e pressione necessarie per la fusione di elementi più pesanti, riprendono le reazioni nucleari e la stella raggiunge un nuovo equilibrio.

Le stelle con Mi fino a 5-8M¤ sono in grado di fondere l’elio in carbonio. Le stelle con Mi compresa fra 5-8e 10-20 M¤possono fondere il carbonio e l’ossigeno per ottenere il silicio; stelle ancora più massicce possono sintetizzare gli elementi fino al ferro. Oltre, come abbiamo visto, non è possibile andare.

Quando si arrestano definitivamente tutte le reazioni di fusione,il nucleo, che ha massa superiore al limite di Chandrasekhar, inizia a collassare, perché la forza di gravitazione non é più bilanciata dalla pressione termica dalle reazioni di fusione e la stella va incontro al collasso gravitazionale.

Le supernove

Il collasso è improvviso e irreversibile e provoca la catastrofica esplosione della stella. Nel giro di pochi minuti la stella diventa miliardi di volte più luminosa del Sole, per poi diminuire lentamente la sua brillantezza nell’arco di qualche mese: si è accesa una supernova! La luminositàdelle supernove è così alta, che spesso supera quella dell’intera galassia che le ospita, tanto che possono essere osservate ad occhio nudo 

Il residuo dell’esplosione resta osservabile anche per migliaia di anni sotto forma di una nube di gas in espansione, che prende il nome di resto di supernova.

La figura 1 mostra la supernova SN 1994D, esplosa nel 2014 nella galassia NGC 4526, appartenente alla costellazione della Vergine, distante circa 55 milioni di a.l. dal Sole. 

La figura 2 mostra l’immagine del resto di supernova RCW 103, a raggi X e in falsi colori, ripresa dal telescopio spaziale Chandra. Il bagliore azzurro al centro è probabilmente prodotto dalla stella di neutroni, di cui parliamo più avanti, mentre la nube è formata dai detriti lanciati nello spazio dall’ esplosione della stella.

Si tratta di un evento che mette in gioco, in poco tempo, una quantità di energia pari a quella che il Sole emette durante la sua intera esistenza e che fa salire la temperatura a centinaia di miliardi di Kelvin! In queste condizioni si liberano grandi quantità di neutroni, che interagiscono con gli elementi chimici e ne producono di nuovi, sino ai transuranici, gli elementi più pesanti conosciuti, con numero atomico maggiore di 92. Questo fenomeno è detto nucleosintesi delle supernove. Senza l’esplosione delle supernove, materiali come l’argento, l’oro, il platino non esisterebbero.

In passato furono ritenute “stelle nuove”, per cui venivano designate con il termine “nova”. La prima testimonianza scritta risale agli astronomi cinesi nel 185 d.C., ma la supernova più nota è SN 1054, che ha dato forma alla nebulosa Granchio, anch’essa osservata dai cinesi nel 1054 (figura 3). I filamenti arancioni sono i resti della stella e sono costituiti principalmente da idrogeno. La stella di neutroni, in rapida rotazione al centro della nebulosa, alimenta con le radiazioni emesse il bagliore bluastro interno della nebulosa. Si tratta di un mosaico di immagini scattate dal telescopio spaziale Hubble nel 1999 e 2000. 

Per conoscere il destino del nucleo, dobbiamo distinguere duecasi: il primo relativo a stelle con nucleo che, al momento del collasso finale, ha massa inferiore a 3 M¤e Mi fino a 10-20 M¤; il secondo relativo a stelle con nucleo e Mi superiori. Nel primo caso il nucleo della stella dà origine a una stella di neutroni, nel secondo caso diventa un buco nero. Di quest’ultimo parleremo nel prossimo articolo.

Nelle stelle di neutroni l’immensa forza gravitazionale, non più contrastata dalla pressione termica delle reazioni nucleari, schiaccia i nuclei atomici, sino al punto che i protoni si combinano con gli elettroni, formando neutroni. La “stella” risulta stabile, poiché le forze gravitazionali sono contrastate dalla pressione della particolare materia degenere di cui é costituita.

Le stelle di neutroni

La massa delle stelle di neutroni è generalmente compresa fra 1,4 e 3 M¤, ma il diametro misura solamente qualche decina di chilometri, per cui la densità è incredibilmente elevata (figura 4). Per rendere l’idea, Wikipedia scrive che:

per riprodurre una densità pari a quella dell’oggetto in questione occorrerebbe comprimere una portaerei nello spazio occupato da un granello di sabbia.

Nel 1934 Walter Baade e Fritz Zwicky, cercando di spiegare l’origine dell’enorme energia che si sprigiona alla formazione di una supernova, supposero l’esistenza di stelle interamente composte di neutroni. Essi ipotizzarono che, nel processo di formazione della supernova, una parte della massa del nucleo si trasformi in energia, secondo la nota equazione di Einstein E=mc².

Le stelle di neutroni ruotano su sé stesse in modo molto rapido, con periodi che vanno da qualche millisecondo a qualche secondo, secondo la legge di conservazione del momento angolare: succede come quando una pattinatrice aumenta la propria velocità di rotazione accostando le braccia al corpo. Così è per la stella, la cui rotazione, lenta all’inizio, accelera man mano che la stella collassa, concentrando la propria massa in uno spazio sempre più ridotto.

Nel prossimo articolo concluderemo l’argomento, parlando delle pulsar e dei buchi neri.

L’evoluzione delle stelle: il caso del Sole

Alla fine del precedente articolo ci siamo lasciati con una domanda: che cosa succede quando una stella ha esaurito l’idrogeno? In prima approssimazione potremmo dire che dipende dalla massa della stella. Se gli affezionati lettori hanno ancora un po’ di pazienza, vediamo di esaminare la situazione un po’ più da vicino.

Da stelle di sequenza principale a giganti rosse

Le reazioni di fusione nel nucleo centrale della stella cessano quando l’idrogeno (H) del nucleo, trasformato in elio (He), si è esaurito. In realtà l’idrogeno continua a essere ancora abbondante negli strati esterni della stella, dove, però, non esistono le condizioni di temperatura e pressione necessarie per innescare la fusione nucleare. Spente le reazioni nucleari, non sussistono più le condizioni che garantivano l’equilibrio della stella e il nucleo riprende a contrarsi per effetto della gravitazione. Quello che succede in seguito dipende dalla massa iniziale (Mi), cioè dalla massa che la stella aveva all’inizio della propria vita, quando era iniziata la fusione dell’idrogeno. Cominciamo ad esaminare il caso di stelle con Mi compresa fra 0,5 e 5/8 M¤ (masse solari).

La contrazione del nucleo della stella ha come conseguenza l’aumento della temperatura e della pressione, anche negli strati esterni al nucleo. Di conseguenza la fusione dell’idrogeno, cessata nel nucleo, prosegue in strati via via più esterni. Si viene così a creare la situazione descritta nella figura 1: il nucleo centrale, costituito da elio inerte, che si contrae per effetto della gravità, è circondato da un guscio (shell) in cui continua la fusione dell’H. L’energia prodotta dalla fusione in shell viene trasferita agli strati più esterni, che si riscaldano, per cui la stella comincia ad espandersi. L’aumento delle dimensioni ha come conseguenza la diminuzione della temperatura superficiale. Infatti, sappiamo che l’energia emessa da una stella dipende dalla sua superficie (4πR2) e dalla temperatura superficiale T (precisamente da T4): quindi, poiché la superficie aumenta, la temperatura superficiale diminuisce.

La stella lascia la sequenza principale del diagramma-HR e si sposta verso le regioni più fredde, diventando una gigante rossa, una stella di dimensioni enormi e con temperature superficiali attorno ai 3000 K. (figura 2).

Nel caso del Sole questa fase evolutiva durerà circa 1 miliardo di anni. Alla fine il Sole avrà un raggio prossimo alla distanza Terra-Sole e una luminosità circa 2.500 volte quella attuale, mentre la temperatura della superficie sarà di 3.000 K circa. Mercurio e Venere verranno inghiottiti e forse il Sole giungerà a lambire la Terra (figura 3). I miei pazienti lettori non si allarmino: noi non ci saremo e il Sole ci riscalderà per almeno altri 5 miliardi di anni! 

Intanto, il nucleo della stella continua a contrarsi, riscaldandosi: quando raggiunge temperature superiori a 100 milioni di gradi, s’innesca la fusione dell’elio in carbonio, con liberazione di energia. Questa fase è decisamente più rapida e violenta della precedente. 

Ma non è finita: aquesto punto il destino della stella dipende dalla massa del suo nucleo, secondo la teoria del fisico indiano Chandrasekhar, più noto come Chandra.

Le nebulose planetarie

Ecco che cosa ha scoperto Chandra nel 1935. Una stella è destinata a collassare in una nana bianca se la massa del nucleo, al momento del collasso gravitazionale finale, è inferiore a 1,4 masse solari, valore che prende il nome di limite di Chandrasekhar. Se, invece, la massa del nucleo supera tale limite, la stella collasserà formando una stella di neutroni o un buco nero. Ma di questi ultimi oggetti celesti ci occuperemo nel prossimo articolo.

Il caso che stiamo esaminando si riferisce proprio a stelle il cui nucleo, al momento del collasso gravitazionale, ha massa inferiore al limite di Chandrasekhar. La relazione tra la massa del nucleo e la massa iniziale non è rigorosa, perché dipende dalla quantità di materia che la stella ha espulso nello spazio: per questo il valore massimo di Mi non è ben definibile e si ipotizza che sia compreso fra 5 e 8 M¤, supponendo che stelle con questa Mi lascino, alla fine del collasso, nuclei di massa inferiore a 1,44 M¤.

Vediamo dunque, in modo schematico, quello che succede. Quando l’He si è esaurito, il nucleo, formato da carbonio, riprende a contrarsi: la temperatura e la pressione aumentano, ma non abbastanza da innescare la fusione del carbonio. Nello strato attiguo al nucleo,grazie all’incremento della temperatura, inizia a fondere l’elio in carbonio, mentre nello strato ancora sovrastante continua a fondere in elio parte dell’idrogeno restante.

La stella aumenta la propria luminosità, mentre perde gran parte del materiale esterno, che va a formare una nebulosa, detta nebulosa planetaria. Il nome di questi oggetti fu coniato da William Herschel, che pensò fossero stelle circondate da materiale che si stava condensando in pianeti.

Il nucleo si contrae molto lentamente e si sposta nel diagramma-HR verso temperature molto alte e luminosità basse, dando origine ad una nana bianca, una stella degenere che già conosciamo. Questa fase è molto rapida e dura solo qualche migliaio di anni.

La figura 4 mostra la nebulosa Occhio di Gattoripresa nel visibile dal Telescopio HST e nei raggi X dalla sonda spaziale Chandra nel 1995. Al centro della nebulosa troviamo il resto della stella che l’ha originata: una nana bianca con temperatura superficiale intorno agli 80.000 K; all’esterno, lamateria espulsa dalla stella dopo la fase digigante rossa.

Nel prossimo articolo concluderemo la descrizione dell’evoluzione delle stelle, esaminando il caso delle stelle più massicce.

La fucina degli elementi

Negli articoli precedenti abbiamo più volte affermato che le stelle di sequenza principale producono energia per mezzo della fusione dell’idrogeno. Per capire quali sono i meccanismi che regolano tale processo, dovremo addentrarci nei caldi nuclei delle stelle per scoprire che cosa succede. Cominciamo con un accenno storico.

Da dove proviene l’energia emessa dal Sole

Fin dall’inizio dell’era scientifica moderna gli scienziati si sono interrogati sull’origine dell’enorme quantità di energia che riceviamo dal Sole: circa diecimila volte quella utilizzata dall’umanità intera! Col progredire delle conoscenze scientifiche, gli studiosi hanno avanzato diverse ipotesi. Ne segnaliamo alcune.

Verso la fine del 1800 i fisici Helmholtz e Kelvin ipotizzarono che l’energia derivasse dalla contrazione gravitazionale del Sole: si tratterebbe quindi della trasformazione di energia meccanica in calore. In questo caso il Sole avrebbe avuto vita molto breve, circa 20 milioni di anni, e si sarebbe spento da molto tempo.

Nel 1904, Ernest Rutherford suggerì che l’energia fosse generata dal decadimento radioattivo di elementi chimici all’interno del Sole: una fonte insufficiente per spiegare la grande quantità emessa.

Nel 1905 Albert Einstein fornì finalmente lo strumento decisivo: la relazione di equivalenza massa-energia E=mc², che compare nell’ambito della teoria della relatività ristretta. Nel 1920, facendo riferimento a questa scoperta, il fisico inglese Arthur Eddington ipotizzò che l’energia del Sole provenisse dalla fusione nucleare dell’idrogeno in elio. L’ipotesi fu confermata nel 1927 da Houtermans e R.E. Atkinson, secondo i quali in condizioni di pressione e temperatura elevatissime (dell’ordine di milioni di gradi) è possibile che nuclei di atomi leggeri si fondano fra loro, per formare nuclei di atomi più pesanti, generando energia in seguito alla perdita di massa.

Nel 1957 Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler e Fred Hoyle pubblicarono un articolo, intitolato Synthesis of the Elements in Stars, in cui veniva proposto un modello, ancora oggi valido, secondo il quale gli elementi chimici con massa atomica fino a quella del ferro, sono prodotti dalle reazioni nucleari all’interno delle stelle. Fanno eccezione idrogeno, elio e litio, già presenti, dopo il big bang, prima della formazione delle stelle.

La nucleosintesi

Prima di continuare, vorrei richiamare alcune semplici nozioni sugli atomi. È ben noto che l’atomo è formato da un nucleo, composto da protoni, particelle con carica positiva, e neutroni, particelle con massa simile, ma privi di carica elettrica. Protoni e neutroni sono detti nucleoni. Attorno al nucleo “ruotano” gli elettroni, particelle con carica negativa, di massa molto minore dei nucleoni, in numero pari a quello dei protoni.

Il simbolo che rappresenta un elemento della tavola periodica ha la forma della figura 1.X è il nome dell’elemento chimico; Z è il numero atomico che indica il numero di protoni contenuti nel nucleo; A è il numero di massa, che indica il numero di protoni e neutroni (nucleoni) presenti nel nucleo. Nell’esempio della figura 1, l’atomo di carbonio (C) ha un nucleo con 6 protoni e 12 nucleoni, quindi 6 neutroni.

Ad ogni numero atomico corrisponde un diverso elemento chimico. Atomi con lo stesso numero atomico, ma diverso numero di neutroni, sono detti isotopi.

La fusione degli elementi chimici leggeri, fino al ferro, è un processo che genera energia e quindi può procedere spontaneamente, mentre per gli elementi più pesanti il processo richiede la fornitura di energia e quindi non può avvenire spontaneamente. Per questo nelle stelle avvengono solo le reazioni di fusione che portano alla formazione degli elementi chimici fino al ferro (figura 2) e non oltre. Questo processo viene detto nucleosintesi.

Gli elementi più pesanti del ferro non vengono prodotti dalle reazioni di fusione all’interno delle stelle, ma da eventi catastrofici, quali un’esplosione di supernova, ma di questo parleremo più avanti.

La fusione dell’idrogeno

L’idrogeno (H) è l’atomo più semplice, con un nucleo formato da un solo protone. La massa atomica dell’H è di 1,007825 Da (dalton). Il dalton è l’unità di misura della massa atomica e vale 1/12 della massa del 12C (carbonio-12), cioè 1,66×10−27kg.

La reazione di fusione dell’idrogeno è la principale sorgente di energia per la maggior parte delle stelle, Sole compreso. Il processo predominante per le stelle di sequenza principale, di massa simile o inferiore a quella del Sole, è detto catena protone – protone. Lo schema è quello proposto in figura. In condizioni di elevata pressione e con temperature di oltre 10 milioni di gradi, 4 nuclei di idrogeno interagiscono fra di loro generando 1 nucleo di elio. Se calcoliamo la massa iniziale dei 4 nuclei di H (4,0313 Da), e la confrontiamo con quella dell’elio generato (4,002602 Da), scopriamo che mancano all’appello 0,028698 Da! Dove sono finiti? Einstein ci direbbe subito: si sono trasformati in energia, basta ricorrere alla fantastica formula E=mc² e tutto torna! Infatti durante il processo vengono emessi fotoni ad alta energia, i raggi γ (gamma), e neutrini.

Il processo descritto avviene nell’assoluto rispetto della legge di conservazione dell’energia, che coinvolge sia la materia che l’energia, non più considerate come realtà distinte.

La concomitanza di un gran numero di queste reazioni, che avvengono continuamente e senza sosta all’interno delle stelle, genera l’energia necessaria per sostenere il collasso gravitazionale cui la stella é sottoposta: senza di ciò, la stella imploderebbe.

Un altro processo di fusione dell’idrogeno è il ciclo carbonio-azoto-ossigeno, detto ciclo CNO, prevalente per le stelle più massicce del Sole, ma, secondo ricerche recenti (esperimento Borexino), attivo anche nel Sole.

Il ciclo trae il nome dai nuclei di carbonio, azoto e ossigeno, che svolgono il ruolo di catalizzatori nella fusione nucleare indiretta dell’idrogeno. Si tratta di un ciclo più complesso della catena protone – protone, che si innesca ad una temperatura ancora più alta.Una stella di sequenza principale consuma a poco a poco tutto l’idrogeno disponibile. Quando l’H è completamente esaurito che cosa succede? Lo vedremo nel prossimo articolo.

Nane brune, nane rosse, nane bianche

Dopo aver descritto, in un precedente articolo, il meccanismo di formazione delle stelle, vorrei ora affrontare alcuni aspetti riguardanti l’evoluzione delle stelle, la loro vita, la loro “morte”, cominciando dalle stelle di massa minore, comprese le “stelle mancate”.

Le nane brune

Quando una protostella non riesce ad accumulare una quantità di materia pari ad almeno 0,08 M¤(masse solari, corrispondenti a 75–80 MJ masse gioviane) non può diventare una vera stella, perché non riesce a raggiungere una temperatura e una pressione sufficienti ad innescare la fusione dell’idrogeno. L’oggetto celeste che ne risulta è una nana bruna, una “stella mancata”, che si raffredderà lentamente emettendo l’energia termica accumulata. Ma vediamo più in dettaglio che cosa succede alla protostella.

In generale la forza di gravità provoca la contrazione degli oggetti celesti nelle fasi iniziali della loro formazione, generando un aumento della loro densità e della temperatura. Nel caso delle nane brune l’aumento di densità e di pressione sono così forti che la materia viene completamente ionizzata, risulta cioè composta di nuclei privi di elettroni e di elettroni liberi che si muovono fra questi nuclei e non sono legati ad essi su orbite definite. In questa situazione la materia assume uno stato definito “degenere”, che non segue i modelli della fisica dei corpi gassosi, ma viene interpretato mediante la meccanica quantistica. Il fenomeno viene chiamato collasso gravitazionale.

La contrazione della nana bruna si ferma solo quando la pressione repulsiva degli elettroni degenerati contrasta la forza gravitazionale: viene così raggiunto uno stato di equilibrio. A questo punto, la nana bruna comincia a raffreddarsi lentamente. Inizialmente il processo può essere rallentato dalle reazioni di fusione del deuterio, se la protostella ha una massa di almeno 13 MJ, e del litio, se supera le 65 MJ. Il raffreddamento può durare anche qualche miliardo di anni per le nane brune più massicce.

Le dimensioni tipiche di una nana bruna sono confrontabili con quelle di Giove, mentre la temperatura superficiale, nelle fasi iniziali della loro vita, è di 2000-3000 K e il colore è rosso-bruno.

La nana bruna più vicina a noi è WISE 1049-5319, distante solo 6,5 anni luce dal Sole (figura 1). Si tratta in realtà di due nane brune legate gravitazionalmente, individuate nel 2013 dal Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) della NASA.

Le nane rosse

Le nane rosse sono stelle di piccole dimensioni: sono le più numerose e costituiscono, secondo alcune stime, almeno il 70% delle stelle della nostra galassia. Le nane rosse emettono una luce debole di colore giallo-arancione. La loro massa, compresa fra 0,08 e 0,5 M¤, è appena sufficiente ad innescare la fusione dell’idrogeno. La loro temperatura superficiale è inferiore a 3500 K, per cui si collocano in basso a destra sulla sequenza principale del diagramma di Hertzsprung-Russell(classe spettrale M, figura 2). In questa posizione rimangono per molto tempo, in equilibrio stabile, perché la pressione termica dovuta alle reazioni di fusione nucleare bilancia la forza gravitazionale.

Come accade in generale a tutte le stelle, le nane rosse hanno una vita inversamente proporzionale alla loro massa: più piccola è la massa, tanto più lungo sarà il ciclo vitale, che per le nane rosse meno massicce può giungere a parecchi miliardi di anni. Ma alla fine anche loro si devono arrendere! 

Quando l’idrogeno è completamente esaurito, l’azione della forza di gravità non è più contrastata dalla pressione generata dalla fusione nucleare e inizia una fase di instabilità: la stella espelle gli strati più esterni, mentre il nucleo continua a contrarsi, finché la pressione degli elettroni degenerati bilancia la forza gravitazionale. La stella degenerata, a causa dell’elevata temperatura superficiale raggiunta, assume una colorazione biancastra: è nata così una nana bianca.

La nana rossa più vicina al sistema solare è Proxima Centauri, una stella di classe M e magnitudine apparente 11, posta a 4,24 anni luce in direzione della costellazione del Centauro.

Le nane bianche 

Una nana bianca è una stella “degenerata”, di dimensioni confrontabili con quelle della Terra, ma con una massa compresa, mediamente, fra 0,5 e 0,7 M¤. Le nane bianche, quindi, racchiudono una massa vicina a quella del Sole in un volume un milione di volte più piccolo: di conseguenza la loro densità è almeno un milione di volte quella del Sole!

Le nane bianche possiedono, al momento della loro formazione, una temperatura superficiale molto alta, compresa fra 8000 e 40000 K, ma una bassa luminosità a causa delle loro piccole dimensioni, per cui occupano la parte inferiore sinistra del diagramma Hertzsprung-Russell. La temperatura delle nane bianche diminuisce gradualmente a causa degli scambi termici con lo spazio circostante, per cui il colore col tempo tende al rosso, sino allo stadio terminale di nana nera, un oggetto ormai spento, che non emette radiazioni. Gli astronomi ritengono che il tempo necessario a formare una nana nera sia di gran lunga superiore all’attuale età dell’universo, per cui quella descritta è solo un’ipotesi ancora da verificare.

La prima nana bianca fu individuata da William Herschel nel 1783, ma la loro natura è stata spiegata solo molto dopo. Nel 1920 Eddington intuì che, per raggiungere densità così elevate, la materia che costituiva le nane bianche fosse formata da nuclei atomici completamente ionizzati e da elettroni liberi. Nel 1926 Fowler, usando la statistica di Fermi – Dirac per gli elettroni, identificò nella pressione degli elettroni degenerati il meccanismo che permetteva alla stella di non collassare completamente su se stessa.

Abbiamo detto che le nane bianche sono conseguenza del collasso gravitazionale delle nane rosse, ma non è questa l’unica modalità. Qualche affezionato lettore ricorderà che, in un precedente articolo sulle nebulose, avevamo descritto le nebulose planetarie, che al centro avevano una piccola stella molto brillante che le illuminava, e la stella era proprio una nana bianca! Ebbene la nebulosa e la nana bianca erano i restidi una stella di dimensioni fino a 3-5 volte quelle del Sole che, giunta a fine vita, aveva espulso materiale nello spazio circostante e il cui nucleo era collassato a formare proprio una nana bianca.

L’immagine di figura 3, ripresa dal Telescopio spaziale Hubble nel 2019, mostra la stella Sirio A, la più luminosa al centro, e; indicata dalla freccia, la nana bianca Sirio B, compagna di Sirio A. Sirio A è la stella piu luminosa del cielo e dista dal Sole solo 8,6 anni luce. Nel prossimo articolo esamineremo l’evoluzione delle stelle più massicce.

La nascita dei pianeti

In un precedente articolo abbiamo descritto il processo di formazione di una stella dal collasso gravitazionale delle porzioni più dense di una nebulosa. L’articolo si concludeva con una serie di domande sulla vita e il destino delle stelle e sulla formazione dei pianeti. Cerchiamo ora di rispondere a quest’ultima domanda, ma, prima di affrontare l’argomento, è necessario dare alcune definizioni.

Definizioni

In origine il termine pianeta indicava genericamente gli oggetti celesti luminosi che si muovono rispetto alle stelle fisse, ma non era chiaro quale fosse la loro natura. A partire dal secolo scorso, con il miglioramento delle osservazioni, si sono individuati centinaia di corpi celesti con caratteristiche vicine a quelle di Plutone, per cui è nata l’esigenza di definire in modo chiaro che cosa si intende per pianeta. Per questo nel 2006 l’Unione Astronomica Internazionale (IAU) ha riunito un gruppo di astronomi che ha prodotto la seguente definizione:

Un pianeta è un corpo celeste che: è in orbita intorno a una o più stelle; ha una massa sufficiente a fargli assumere una forma sferoidale; ha ripulito la zona intorno alla sua orbita dai corpi di massa confrontabili.

L’ultima parte di questa definizione ha avuto come conseguenza il “declassamento” di Plutone a pianeta nano, perché “non ha ripulito la sua orbita da oggetti confrontabili con la propria massa”.

Un esopianeta è un pianeta e che orbita intorno a una stella diversa dal Sole.

Un sistema planetario è un insieme di diversi oggetti di natura non stellare che orbitano attorno ad una o più stelle alle quali sono legati gravitazionalmente. Tipici oggetti dei sistemi planetari sono: i pianeti, i satelliti, gli asteroidi, i meteoroidi, le comete, la polvere interstellare.

Il disco protoplanetario

Le stelle nascenti sono circondate da dense regioni di gas e polvere che impediscono l’osservazione in luce visibile. Per questo motivo fino alla fine del secolo scorso le ipotesi elaborate per spiegare la nascita dei pianeti si basavano sul Sistema Solare e sui suoi pianeti, gli unici ad essere conosciuti.

L’avvento dei telescopi spaziali e, soprattutto, il perfezionamento dei radiotelescopi, hanno permesso di aumentare la capacità risolutiva degli strumenti, rendendo possibile l’osservazione diretta non solo delle strutture discoidali che stanno alla base della formazione delle stelle, ma anche degli esopianeti. Infatti, anche le zone più fredde delle nubi di gas e polvere emettono radiazioni che vanno dal vicino infrarosso alle onde radio, con lunghezze d’onda comprese fra una frazione di millimetro ed alcuni millimetri, conosciute come radiazioni sub-millimetrica e millimetrica. Osservare a queste lunghezze d’onda è possibile solo utilizzando un radiotelescopio. Un grande contributo all’osservazione dei dischi protoplanetari è stato dato dal radiointerferometro più potente attualmente in uso, ALMA, del quale abbiamo già parlato in un precedente articolo.

Si è così scoperto che esistono pianeti diversi da quelli del Sistema Solare e questo ha complicato il lavoro degli astrofisici, che hanno dovuto adattare i modelli sviluppati per il Sistema Solare; ma restano ancora problemi irrisolti.

Ma ecco quali sono le ipotesi più accreditate.

Dalle osservazioni disponibili risulta evidente che attorno ad una stella in formazione si genera un accumulo di materiale che, ruotando, si appiattisce fino a formare un disco, detto disco protoplanetario, composto di gas e polveri e orbitante attorno alla stella.

Il diametro del disco varia da decine a migliaia di UA (Unità Astronomiche, pari alla distanza Terra-Sole), mentre la sua temperatura va da migliaia di gradi K nella zona interna a decine di K nella zona esterna.

All’interno del disco protoplanetario, i granelli di povere iniziano ad aggregarsi tra di loro, accrescendo la propria massa fino a formare dei corpi, detti planetesimi, delle dimensioni di qualche chilometro. A questo punto, a causa delle collisioni e delle forze gravitazionali, i planetesimi si uniscono formando un embrione planetariodi massa compresa tra quella della Luna e quella di Marte. Infine, gli impatti tra gli embrioni planetari, che ne determinano la fusione o, talvolta, la disintegrazione, portano alla formazione di un numero limitato di pianeti veri e propri. Questo processo dura alcune decine di milioni di anni.

Gli urti generano un enorme calore: questo è uno dei motivi per cui, subito dopo la loro formazione, i pianeti rocciosi hanno una superficie liquida di rocce fuse. Durante questa fase, i metalli più pesanti cadono verso l’interno del pianeta: questo è il motivo per cui la Terra ha un nucleo composto principalmente di ferro fuso. Il processo di raffreddamento, che avviene per irraggiamento del calore, è molto lento: si calcola che per la Terra siano occorse alcune centinaia di milioni di anni prima di avere una superficie solida.

Esplorando l’Universo, abbiamo potuto vedere oltre un migliaio di sistemi planetari, in tutti gli stadi della loro formazione. La figura 1 mostra il disco protoplanetario che circonda la protostella HL Tauri, ripreso dal radiointerferometro ALMA. Il disco protoplanetario è composto da anelli di materiale e da solchi scavati dai pianeti in fase di formazione, che hanno acquisito materiale dal disco “ripulendolo” attorno a quella che sarà l’orbita finale. L’immagine mostra come i pianeti inizino a formarsi insieme alla stella o poco dopo.

La figura 2 mostra quattro pianeti che orbitano intorno alla stella HR 8799, che dista da noi “solo” 129 anni luce. Si tratta di un’immagine altamente spettacolare, ripresa dal telescopio Keck alle Hawaii il 21 luglio 2016. Per ottenerla, è stato necessario occultare la stella centrale, mediante uno strumento chiamato coronografo: solo in questo modo si riesce a vedere la debole luce irradiata dai pianeti, che, altrimenti, sarebbe completamente sovrastata dalla luce dell’astro.

Il modello proposto spiega bene la situazione del Sistema Solare. Infatti le orbite dei pianeti sono quasi complanari; i pianeti interni sono rocciosi, piccoli e poco massicci, perché, a causa della vicinanza del Sole, non sono stati in grado di trattenere il gas del disco protoplanetario, mentre i pianeti esterni sono gassosi e molto più massicci perché hanno catturato una parte dei gas presenti nel disco.

Le osservazioni più recenti di pianeti e di sistemi planetari in formazione hanno evidenziato la presenza di pianeti gassosi in prossimità della stella e di pianeti rocciosi massicci in zone più distanti. Questo ha costretto gli astrofisici a supporre che i pianeti possano, dopo la formazione, subire un processo di migrazione che modifica la loro orbita. In effetti, si è ipotizzato che anche Giove e Saturno, in un lontano passato, abbiano preso forma nella zona interna del Sistema Solare, spazzando via molti detriti, e che solo più tardi abbiano raggiunto le loro posizioni attuali. Ma per ora nulla è certo.

La costellazione di Orione

Abbiamo visto in un precedente articolo che, secondo il modello più accreditato, una stella nasce dal collasso gravitazionale delle porzioni più dense di una nebulosa. Ebbene proprio in Orione, la costellazione che campeggia nel cielo invernale, vi è una grossa fucina dalla quale sono nate e stanno nascendo molte stelle: si tratta della ben nota Nebulosa di Orione (M42 in figura 1).

La Nebulosa di Orione

La Nebulosa di Orione è chiaramente riconoscibile ad occhio nudo a sud della cinturadi Orione, al centro della cosiddetta spada di Orione. Essa fa parte di un vasto complesso di nebulosità che si estende attraverso l’intera costellazione di Orione e include, oltre ad M42, la nebulosa Testa di Cavallo.

Ma vediamo come Margherita Hack, formidabile scienziata e divulgatrice, descrive M42.

La Nebulosa di Orione 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.

E poi aggiunge ancora:

Gas diffuso, polveri e nubi molecolari sono gli ingredienti necessari per la formazione di nuove stelle, e infatti la nebulosa di Orione e tutte le regioni a essa collegate sono popolate da un gran numero di stelle molto giovani, che hanno meno di un milione di anni (pochissimi in scala astronomica). Stelle ancora più giovani, scoperte nella nebulosa, sono quelle circondate da anelli di polvere e gas – nebulose protoplanetarie, da cui si formerà un sistema planetario, e ancora più giovani sono certe macchioline scure, densi agglomerati di gas e polveri, di diametri compresi fra circa un decimo e un anno luce, detti “globuli di Bok”[1].

La figura 2 mostra un’immagine composita in falsi colori di M42 ripresa dal telescopio spaziale Hubble nel 2006 alle lunghezze d’onda della luce visibile e dell’infrarosso.

La Nebulosa Testa di Cavallo

La Testa di Cavallo è una nebulosa oscura situata vicino ad Alnitak, una delle stelle della cintura di Orione. Citiamo ancora M. Hack:

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.

L’immagine della figura 3 è un mosaico di immagini scattate con 5 diversi filtri, tra i quali il filtro Hα, che mette in evidenza la presenza di idrogeno ionizzato all’interno di nubi di gas, mappato in rosso nella figura.

Ma ecco la sorpresa! Quella che in luce visibile appare come una nube oscura, quando viene ripresa nell’infrarosso appare trasparente ed eterea (figura 4). L’immagine è stata ripresa nel 2012 dal telescopio spaziale Hubble. 

Il commento del team che ha elaborato l’immagine dice tra l’altro:

Il ricco arazzo della nebulosa Testa di Cavallo spunta sullo sfondo delle stelle della Via Lattea e delle galassie lontane che sono facilmente visibili alla luce infrarossa. I ciuffi lungo la cresta superiore della Testa di Cavallo sono illuminati da Sigma Orionis, un giovane sistema formato da cinque stelle. Il forte bagliore ultravioletto di una di queste stelle sta lentamente evaporando la nebulosa.

Si ritiene infatti che la Testa di Cavallo “evaporerà” in circa 5 milioni di anni.

Molte ancora sono le meraviglie di questa costellazione, tra le quali altre nebulose, ammassi stellari e le sue magnifiche stelle, tra le più luminose del cielo invernale. Ma quello che abbiamo descritto credo sia un ottimo aperitivo! 


[1]M.Hack, V. Domenici, Notte di stelle, Sperling & Kupfer, 2010

Il cielo invernale

Uranographia di Johann Bode (1801)
Orione solleva la clava
e il vello del Leone di Nemea, ucciso da Eracle

Dovremo aspettare almeno fino a Natale per vedere campeggiare verso sud la magnifica costellazione di Orione, una delle più belle del cielo invernale, facilmente riconoscibile grazie alla presenza di alcune stelle molto luminose. La particolare disposizione delle stelle di Orione rende la costellazione istintivamente associabile ad una figura umana.

Fin dalla preistoria gli uomini hanno riconosciuto in Orione il grande cacciatore che, secondo la leggenda, fu il più imponente e il più bello degli uomini. Orione viene generalmente raffigurato con una clava ed una pelle di leone, accompagnato dai suoi due cani da caccia, il Cane maggiore (Canis major) e il Cane minore (Canis minor), mentre si batte contro il Toro sbuffante, 

Osservare Orione

Nelle fredde notti invernali, volgendo lo sguardo verso sud, possiamo facilmente individuare le due stelle più brillanti della costellazione: in alto Betelgeuse (α Ori) di colore rossastro e in basso Rigel (β Ori) di colore azzurro. A metà strada fra le due stelle ve ne sono tre azzurre, quasi altrettanto luminose, che formano la “cintura” di Orione, Mintaka,AlnilamAlnitak (δ, ε, ζ Orionis).

Identificato Orione, spostiamo lo sguardo verso il basso per individuare una stella ancor più luminosa di Betelgeuse: si tratta di Sirio, appartenente alla costellazione del Cane maggiore (α CMa), la stella più brillante del cielo. Fissiamo ora lo sguardo su Betelgeusee spostiamoci verso est fino ad incontrare una stella un po’ meno brillante, ma ben visibile: si tratta di Procioneappartenente alla costellazione del Cane minore (α CMi). Le tre stelle, BetelgeuseSirioProcione, formano un triangolo quasi equilatero, detto “triangolo invernale” (Figura 1).

Ad Orione appartiene anche la famosa nebulosa di Orione (M42, figura 1), zona di intensa formazione stellare, forse una delle poche visibili ad occhio nudo con cieli tersi.

La costellazione di Orione facilita anche l’individuazione di alcune stelle importanti, oltre alle già citate SirioProcione, come mostrato in figura 2.

In alto campeggia Capella, una stella molto luminosa della costellazione dell’Auriga; se da Capellaci spostiamo verso est noteremo CastorePolluce, due belle stelle della costellazione dei Gemelli. Se dalla cintura di Orione procediamo verso ovest vedremo brillare Aldebaran, una stella gigante arancione della costellazione del Toro. 

Orione, l’eroe mitologico

Gilgamesh e Enkidu uccidono il Toro del cielo
(sigillo accadico)

Presso i Sumeri, Orione fu identificato come il Pastore dei Cieli, ma anche con Gilgamesh,il mitico re sumero della città di Uruk. Il racconto narra che Gilgamesh, rifiutò le profferte amorose della dea Ishtar,che, offesa, si vendicò inviando il Toro celeste a devastare il regno di Uruk; ma Gilgamesh e il suo amico Enkidu sorpresero l’animale sacro nelle paludi dell’Eufrate, lo trafissero a morte e lo fecero a pezzi.

Numerosi sono i miti che riguardano Orione nel mondo greco. Uno dei più noti cerca di spiegare i motivi della sua presenza in cielo.

Orione, figlio di Poseidone, era il più grande cacciatore dei suoi tempi e spesso si trovava a cacciare assieme ad Artemide, dea della caccia, votata alla verginità. Quando Apollo, fratello di Artemide, si accorse che la sorella si stava innamorando di Orione, decise di farlo uccidere, traendo in inganno la sorella con uno stratagemma. Un giorno, mentre Orione nuotava lontano nel mare, sfidò la sorella a colpire con una delle sue frecce quel punto lontano che si scorgeva appena tra le onde. Artemide raccolse la sfida e scoccò una delle sue infallibili frecce uccidendo il povero Orione. Quando si rese conto dell’accaduto, pianse inconsolabile. Allora Zeus, impietositosi, trasformò Orione insieme ai suoi cani nell’omonima costellazione. 

Orione viene citato anche da Omero (ca. VIII secolo a.C.) nelle sue principali opere, l’Odisseae l’Iliade. Ecco come Omero descrive le figure che Efesto scolpì sullo scudo di Achille, nel libro XVIII dell’Iliade:

Vi scolpì la terra ed il cielo ed il mare,
il sole che mai non si smorza, la luna nel pieno splendore
e tutte le costellazioni, di cui s'incorona il cielo,
le Pleiadi, le Iadi, la forza d'Orione
e l'Orsa, detta anche Carro per soprannome,
che gira su sé stessa guardando Orione,
ed é l'unica a non immergersi nelle acque d'Oceano.

Altri riferimenti ad Orione li troviamo nell’opera didascalica Le opere e i giorni di Esiodo (VIII-VII sec a.C.), dove la costellazione viene utilizzata per scandire un vero e proprio calendario agricolo. Ecco il passo dove Esiodo identifica nella comparsa di Orione in cielo appena prima del sorgere del Sole (levata eliaca), il tempo in cui bisogna ventilare il grano:

Appena Orione possente appare,
ordina ai servi di battere bene la sacra spiga
di Demetra in un luogo ben ventilato.

Ai nostri giorni Orione sorge a est, appena prima del Sole, verso la fine di luglio Ma ai tempi di Esiodo, quasi 3000 anni fa, a causa della precessione degli equinozi, Orione appariva già verso la metà di giugno. Nei prossimi articoli descriverò alcune delle meraviglie che racchiude la costellazione di Orione.

Come nasce una stella

Lo studio delle modalità di formazione delle stelle è una branca dell’astrofisica abbastanza recente, nata solo agli inizi del XX secolo, grazie ai mezzi di osservazione sempre più sofisticati messi a disposizione dai progressi della tecnologia.

Le ipotesi sulla formazione delle stelle risalgono, però, a quasi quattro secoli fa. Nel 1644 Cartesio fu tra i primi a supporre che le stelle abbiano origine dalla materia cosmica, in seguito all’azione di vortici che ne provocano la contrazione. Il modello venne poi ripreso da Kant e perfezionato da Laplace nel 1796. L’ipotesi prevedeva che il Sole e i pianeti si fossero formati da una stessa nebulosa primordiale (la nebulosa solare nel caso del sistema solare). Il modello attualmente più accreditato, detto modello standard, si rifà, pur con sostanziali modifiche, all’ipotesi di Laplace.

La nascita della stella

Secondo il modello standard, una stella nasce dal collasso gravitazionale delle porzioni più dense di una nebulosa, da cui ha origine un “embrione stellare”, che in seguito accresce la propria massa attirando a sé il materiale circostante. Ma vediamo più in dettaglio che cosa prevede questa teoria.

Le stelle sono formate principalmente da idrogeno, che viene utilizzato per produrre, mediante il processo di fusione, l’energia necessaria a contrastare le forze gravitazionali che tendono a farla collassare. Affinché una stella si possa formare è quindi necessaria una fonte abbondante di idrogeno, che si trova facilmente nel mezzo interstellare e in particolare nelle nebulose.

Si ritiene perciò che le nebulose siano l’ambiente ideale per la formazione delle stelle, in particolare le fredde nebulose oscure che, a causa della loro bassa temperatura, non sono in grado di contrastare l’effetto della gravitazione irraggiando energia termica e quindi tendono ad addensarsi sempre più. Inoltre i granuli di polvere presenti nelle nubi favoriscono la formazione di molecole di idrogeno biatomiche, dando luogo così ad una nube molecolare. Assieme alle nebulose oscure, le nubi molecolari costituiscono il luogo d’elezione per la nascita di nuove stelle.

Verso la metà del 1900,l’astronomo olandese Bart Bok confermò questa ipotesi, affermando che alcuni aggregati di polveri oscure appartenenti alle grandi nubi oscure, fossero sede di attiva formazione stellare; questi nuclei sono oggi  conosciuti come globuli di Bok. Si ritiene che un tipico globulo di Bok contenga circa 10 masse solari (M☉) di materia.

Globuli di Bok in NGC 281 ripresi da HST

Agli inizi del XX secolo James Jeans ipotizzò che una vasta nebulosa rimane in equilibrio finché la gravità, che tende a far collassare la nube, viene bilanciata dall’energia emessa dalla nube stessa sotto forma di calore, che genera una pressione verso l’esterno. Tuttavia, secondo Jeans, tale equilibrio era assai instabile e poteva rompersi facilmente a favore della gravità, innescando il collasso gravitazionale della nube e dando così inizio alla formazione di una stella. 

Ma qual è l’evento che rompe l’equilibrio all’interno di una nube interstellare?

Le osservazioni mostrano che raramente il collasso avviene spontaneamente, ma che nella maggior parte dei casi è indotto dalle onde d’urto generate dallo scontro di due nebulose, o dall’esplosione nelle vicinanze di una supernova (una stella di grande massa giunta a fine vita), oppure dalle perturbazioni prodotte all’interazione tra due galassie o anche, infine, dall’energia emessa da una o più stelle vicine. Si formano così dei nuclei di condensazione, ove la densità continua ad aumentare.

Rappresentazione della protostella scoperta nella nube oscura LDN 1014; ben visibili sono il disco di accrescimento e i getti di materia che si dipartono dai poli della protostella (da Wikipedia).

Il processo di contrazione gravitazionale procede lentamente, anche per alcuni milioni di anni, finché la temperatura del nucleo che si è condensato raggiunge i 2000 K circa. A questa temperatura l’energia termica ionizza gli atomi di idrogeno ed elio, assorbendo così l’energia generata dalla contrazione gravitazionale: in questo modo il nucleo raggiunge una condizione di equilibrio che può durare per alcune decine di migliaia di anni; l’oggetto che si è formato è chiamato protostella

Ha inizio ora una fase di accrescimento, in cui la protostella inizia ad aumentare la propria massa accumulando gas dalla nube. L’aumento di massa determina un incremento della pressione nel nucleo della protostella, che provoca un aumento progressivo della temperatura. La nube che darà vita alla stella assume una struttura discoidale, detta disco di accrescimento, in rotazione sempre più rapida man mano che il materiale della nube viene attratto dal nucleo centrale (è l’effetto della pattinatrice che inizia la trottola a braccia allargate e poi le ritrae).

Questa fase si dimostra cruciale per la futura stella: infatti, se la protostella non riesce ad accumulare almeno 0,08 M☉(masse solari), la temperatura che raggiunge il nucleo non è sufficiente per la fusione dell’idrogeno e la protostella diviene quella che gli astronomi definiscono nana bruna, una “stella mancata” che si raffredderà lentamente emettendo l’energia termica accumulata.

Se la massa accumulata è compresa tra 0,08 e 8–10 M☉, la protostella continua ancora il collasso gravitazionale, perché non ha ancora raggiunto la temperatura e la pressione necessarie alla fusione dell’idrogeno, come le stelle di sequenza principale del diagramma H-R (di Hertzsprung-Russell). Il collasso termina quando la protostella è in grado di avviare il processo di fusione dell’idrogeno. A questo punto si posiziona sulla sequenza principale, in posizioni diverse a seconda della temperatura raggiunta.

Infine, se la massa è superiore alle 8-10 M☉, la protostella raggiunge immediatamente la sequenza principale tra le stelle bianco-azzurre, perché è in grado da subito di innescare la fusione dell’idrogeno. Il tempo impiegato per completare la fase di accrescimento è direttamente proporzionale alla massa accumulata. 

La massa determina anche la durata della vita della stella: le stelle più pesanti hanno vita breve (pochi milioni di anni) perché dovranno produrre molta energia per evitare di collassare e quindi le reazioni di fusione “bruciano” molto in fretta la materia disponibile; le stelle meno massicce necessitano di energia molto minore e, quindi, il processo di fusione è molto più lento e la loro vita può protrarsi per miliardi di anni.

Il modello standard fu confermato, a partire dalla fine del XX secolo, dalle osservazioni effettuate nell’infrarosso e dalla disponibilità di strumenti innovativi, come il telescopio spaziale Hubble (HST), il telescopio spaziale Spitzer, per osservazioni nell’infrarosso, e il Very Large Telescope (VLT) con ottiche adattive. Ma un contributo determinante è stato dato dall’interferometria delle onde radio, che ha permesso di individuare le strutture legate a stelle in fase di formazione. Di particolare importanza in questo campo è il radiointerferometro ALMA dell’ESO, situato a 5000 metri d’altitudine nel deserto di Atacama in Cile, composto da 66 antenne che operano a lunghezze d’onda millimetriche (tra l’infrarosso e le onde radio) e agiscono insieme come un singolo telescopio. ALMA è attualmente il telescopio più potente per osservare l’Universo freddo e studiare gli elementi che costituiscono le stelle, i sistemi planetari e le galassie.

Il processo di formazione delle stelle, che abbiamo esaminato, lascia ancora aperti molti interrogativi. Come producono energia le stelle durante la loro vita? Perché giungono a fine vita? Qual è il loro destino dopo? E i pianeti, come si formano? Cominceremo da questi ultimi nel prossimo articolo.