Cenni storici - le costellazioni

La prima cosa che colpisce un osservatore del cielo è la sua apparente immutabilità. La volta celeste, ed il periodico ripetersi degli eventi astronomici come il sorgere ed il tramontare di una stella o di una costellazione, sono sempre stati visti come un grandioso orologio naturale in grado di regolare la vita sulla Terra. Appare comprensibile, quindi, come sia per scopi legati al culto che per esigenze pratiche la prima forma di osservazione astronomica sia stata quella che ha portato a identificare nel cielo figure figure simboliche legate alle attività quotidiane: le costellazioni. Gli asterischi che noi oggi conosciamo furono prodotti probabilmente nel corso di diversi secoli nei paese dell'antica Mesopotamia, da dove giunsero in Occidente attraverso le rielaborazioni dalla cultura greco-romana e di quella araba. Agli astronomi arabi, in effetti, si devono molti dei nomi delle stelle più luminose.

Anche con la nascita della moderna astronomia intorno al 1600 la cartografia stellare conservò la nomenclatura tradizionale, sebbene spesso con diverso significato mano a mano che le carte stellari diventavano sempre di più strumento di ricerca scientifica. In taluni casi, tuttavia, si produssero anche delle vere e proprie opere d'arte che, accanto al valore scientifico e storico, unirono un evidente gusto estetico.

La Misura delle Distanze

Misurare le distanze è uno dei compiti più complessi di un astronomo. Sebbene siano stati escogitati diversi metodi indiretti coi quali ottenere una misura più o meno affidabile della distanza di un oggetto astronomico, tutte queste tecniche si basano per la loro taratura sulla misura trigonometrica della distanza delle stelle vicine al Sole. In altre parole, la misura della distanza degli oggetti stellari nelle immediate vicinanze del sistema solare costituisce il gradino principale della cosiddetta scala delle distanze. La metodologia nella sua sostanza, se non nell'applicazione, è relativamente semplice. Chiunque può aver notato che la posizione di un oggetto relativamente vicino, per esempio un campanile, varia rispetto a degli oggetti lontani, per esempio la cime di alcune montagne, se ci spostiamo anche di poco rispetto alla posizione di osservazione. Questo fenomeno, chiamato effetto di parallasse, permette di conoscere la distanza dell'oggetto osservato, il campanile, a patto di conoscere di quanto ci si è mossi e di misurare l'entità dello spostamento apparente del campanile rispetto alle montagne sullo sfondo. Se ora sostituiamo al campanile una stella vicina, alle montagne stelle di sfondo molto più lontane, gli astronomi sono ora in grado di misurare l'angolo, detto di parallasse, che la stella vicina traccia rispetto a quelle lontane durante il movimento della Terra intorno al Sole nel corso della sua rivoluzione annuale. Dall'angolo, attraverso semplici relazioni trigonometriche, si ottiene facilmente la distanza.

Gli angoli di parallasse sono in realtà molto piccoli. Per le stelle più vicine l'angolo è inferiore ad alcuni millesimi di grado. Quando quest'angolo vale esattamente 1/3600 gradi, un secondo d'arco, gli astronomi dicono che la distanza misurata è uguale ad un parsec. Un parsec è l'unità di misura base per le distanze in astronomia, ed è uguale a 3.26 anni luce. La stella più vicina al Sole, Proxima Centauri, ha una distanza di circa 1.4 parsec, mentre il diametro del disco della Via Lattea raggiunge i 30000 parsec, grossomodo 100000 anni luce.

La Formazione Stellare

La formazione stellare è uno dei processi più complessi del cielo. La forza che guida gli avvenimenti che portano una massa di gas e polveri interstellari a diventare una stella è tuttavia la sola gravità. I parametri importanti sono molti e di notevole complessità. Tuttavia, in dipendenza dalle condizione fisiche come la temperatura e la densità, nubi di gas sufficientemente grandi possono cominciare a contrarsi su se stesse diminuendo di volume ed aumentando proporzionalmente la loro temperatura. Ad un certo punto questo processo comincia ad essere modificato dal prodursi di reazioni nucleari nelle parti centrali più calde della protostella che cominciano a rallentare la contrazione. Mano a mano che il nostro oggetto si stabilizza comincia anche a produrre un forte vento stellare, cioè un'intensa emissione di materia e radiazione dalla superficie in modo da letteralmente spazzare via ciò che rimane del gas in contrazione. È nata una stella.

La velocità del processo di formazione dipende anche dalla massa delle stelle che si stanno formando. Le stelle più massicce sono le prime a formarsi e quindi le prime ad iniziare la fase di intensa emissione di venti stellari. L'immagine di M16 mostra infatti come solo le zone più dense della nube primordiale resistano ancora prima di essere disperse mentre i particolari della nebulosa di Orione inquadrati nell'immagine riportata mostrano la complessa struttura del gas e delle polveri entro le quali è in atto una potente formazione stellare. Uno dei fenomeni più peculiari è la formazione di getti durante il collasso delle protostelle. La materia tende a condensarsi lungo un piano di rotazione mentre, perpendicolare a questo, fenomeni notevolmente energetici espellono gas in direzioni opposte.

Le Reazioni Nucleari

Qual'è la fonte di energia che sostiene una stella? Il dibattito su questo tema, durato molti decenni, è stato definitivamente risolto solo negli anni '30, quando si scoprirono i meccanismi nucleari che potevano sostenere la struttura delle stelle e le loro emissioni luminose per tempi molto lunghi. Il meccanismo più importante è quello delle catene di reazioni nucleari note come catene protone-protone. In pratica, quando l'interno delle stelle raggiunge temperature di 5-10 milioni di gradi, 4 nuclei di idrogeno si fondono insieme e, attraverso numerosi passaggi che vedono la produzione di elementi intermedi e di particelle come i neutrini, arrivano a formare un nucleo di elio. La massa di un nucleo di elio è in realtà minore di quella dei 4 nuclei di idrogeno. Questa differenza in massa, convertita in energia, è la fonte di luce e calore che permette alle stelle di brillare per tempi di anche molti miliardi di anni e di non crollare su se stesse a causa della propria gravitazione.

(a sinistra) Schema semplificato della principale reazione di fusione nucleare in azione all'interno del Sole e della maggior parte delle stelle. (a destra) Le stessa reazione suddivisa nei vari rami con la percentuale di efficienza nel Sole. Sono indicate anche le emissioni di neutrini ed i prodotti intermedi.

Oltre alla produzione di energia sia sotto forma di fotoni che di energia cinetica dei nuclei prodotti, le reazioni nucleari all'interno delle stelle producono anche particelle elementari come i neutrini. È solo da pochi decenni che si è in grado di costruire rivelatori capaci di misurare il flusso di neutrini dal Sole e lo studio di queste particelle, caratterizzate dalla loro bassissima interazione con la materia ordinaria, permette agli astronomi di sondare le parti più interne del Sole che sarebbero, altrimenti, precluse all'osservazione.

Colori e luminosità

Abbiamo probabilmente più volte sentito parlare di magnitudini e di tipi spettrali. Gli astronomi, infatti, usano misurare la luminosità di una stella ed il suo colore tramite delle scale che in apparenza possono sembrare piuttosto strane. La scale delle magnitudini, per esempio, è tale che quando una stella risulta 5 magnitudini più luminosa di un'altra, questo in realtà significa che dalla prima stella riceviamo ben 100 volte più luce che dalla seconda. Le magnitudini rappresentano infatti una scala logaritmica che permette di trattare con numeri abbastanza piccoli l'enorme intervallo di luminosità apparenti delle stelle che osserviamo. La cosa è inoltre complicata dal fatto che, per motivi storici, la scala delle magnitudini è apparentemente ribaltata: una stella di prima magnitudine è molto più luminosa di una di quindicesima!
I tipi spettrali, invece, sono una misura della temperatura della superficie di una stella: la cosiddetta fotosfera. Anche in questo caso, per motivi storici, i simboli utilizzati non hanno una corrispondenza diretta con il parametro che misurano. Una stella di tipo spettrale A, per esempio, è molto più calda alla superficie di una di tipo spettrale M (10000 e 3500 gradi rispettivamente). Una stella di tipo O è però molto più calda di una di tipo A (20000 gradi o più).

Uno dei più potenti mezzi d'indagine dell'astrofisica teorica è il diagramma di Hertzprung-Russel. In questo tipo di grafico in ascissa viene riportato il tipo spettrale di una stella, mentre in ordinata la sua luminosità assoluta, vale a dire la luminosità che avrebbe una data stella se fosse posta ad una distanza di riferimento. Ciò che si osserva immediatamente è che le stelle non si pongono in maniera casuale sul diagramma ma in sequenze piuttosto precise. Queste sequenze corrispondono ai vari stadi evolutivi incontrati dalle stelle durante la loro vita.

Evoluzione stellare

Una volta che le stelle si sono formate, e comincia ad instaurarsi una stabile fusione nucleare nelle zone centrali, si dice che la stella è nella sequenza principale. In questo periodo della vita di una stella la fusione nucleare ad una temperatura di qualche decina di milioni di gradi consuma idrogeno producendo elio e rilasciando enormi quantità di energia. Nel corso del tempo, tuttavia, l'idrogeno comincerà a scarseggiare nel centro ed allora la stella tenderà attraverso una fase di contrazioni ed espansioni a spostare la fusione nucleari in gusci esterni, dove sono ancora disponibili grandi quantità di idrogeno da processare. Questo provoca una grande espansione degli strati esterni della stella e si dice allora che si è formata una gigante rossa. All'esaurirsi infine del combustibile nucleare anche nei gusci esterni, la stella con una fase di instabilità più o meno pronunciata, si contrae in maniera tale da innalzare la temperatura interna fino a circa 100 milioni di gradi in modo da poter fondere nuclei più pesanti come l'elio in reazioni nucleari che producono carbonio ed altri elementi. Una stella di questo tempo è ancora caratterizzata da grandi luminosità e dimensioni.

Le denominazioni come sequenza principale, gigante rossa, supergigante, ecc. vengono dalle posizioni che i punti rappresentativi delle stelle assumono sui diagrammi HR. Le stelle di sequenza principale, come il nostro Sole, sono quelle che popolano la lunga sequenza che procede diagonalmente lungo il diagramma da stelle luminose e blu verso stelle meno luminose e rosse. Questa sequenza corrisponde alla fase evolutiva più lunga della vita di una stella. La durata precisa di questa fase dipende molto dalla massa della stella: il Sole per esempio rimarrà in sequenza principale circa 8-9 miliardi di anni, mentre una stella di massa doppia solo 1 miliardo di anni. Più una stella è di grande massa più velocemente consuma il proprio carburante nucleare. Quando le stelle trasferiscono la zona della principale fusione nucleare dal nucleo verso un guscio esterno si ha anche un contemporaneo grande aumento delle dimensioni ed un raffreddamento della superficie. Si ha cioè una gigante rossa che nel diagramma HR questa occupa la posizione in alto a destra, cioè stelle luminose ma fredde. Il Sole quando arriverà in questa fase avrà dimensioni tali da inglobare probabilmente anche l'orbita di Marte.

Le ultime fasi evolutive

Il parametro più importante che determina l'evoluzione di una stella è la sua massa. Le stelle più leggere bruciano il loro combustibile nucleare con una tale lentezza da avere vite lunghe diverse decine di miliardi di anni, maggiore quindi dell'età dell'universo che è stimata essere fra i 10 ed i 20 miliardi di anni. Il loro destino finale è però in comune con le stelle un po' più pesanti, fino a poco meno di 8 masse solari (questo valore è molto approssimativo). Questi oggetti termineranno la loro esistenza come oggetti radianti trasformandosi quietamente in nane bianche. Le stelle più massicce, al contrario, hanno varie strade a loro disposizione e, attraverso una serie di processi piuttosto complessi, possono anche diventare delle supernove, delle stelle cioè che terminano la loro esistenza con un'immane esplosione in grado di liberare tanta energia da farle brillare come un'intera galassia.
Nelle prossime pagine vedremo in maggiore dettaglio alcuni degli affascinanti oggetti che costituiscono le fasi finali della vita delle stelle.

Altri fattori che possono influenzare l'evoluzione delle stelle sono la loro composizione chimica e, in molti casi, l'essere o meno in sistemi binari. Per sistema binario si intende un corpo celeste formato da due stelle in orbita l'una intorno all'altra. Talvolta, se le distanze sono sufficientemente piccole, i due oggetti possono influenzarsi così pesantemente da mutare completamente l'evoluzione che avrebbero avuto durante un'esistenza come stelle isolate.

Le nebulose planetarie

Quando una stella di massa non troppo grande (fino a circa 8 masse solari o meno) giunge alla fine del suo ciclo di fusioni nucleari si evolve diventando sempre più fredda alla superficie (circa 3500 gradi), di colore rosso, e di dimensioni sempre maggiori. Queste stelle allora cominciano ad espellere gli strati più esterni tramite venti stellari, e quando i materiali espulsi diventano abbastanza densi risultano visibili come grandi strutture di simmetria grossomodo sferica che circondano una stella centrale: le nebulose planetarie. Questa denominazione proviene direttamente, infatti, dall'apparenza simile a quella del disco di un pianeta che i più luminosi fra questi oggetti presentano visto in telescopi abbastanza piccoli. In realtà, prima che si formi una nebulosa planetaria vera e propria il processo è abbastanza caotico in quanto l'emissione di materia presenta spesso delle asimmetrie e delle periodicità che si ripercuotono nella forma dell'inviluppo gassoso che può diventare anche fortemente irregolare.

Affinchè una stella produca una nebulosa planetaria osservabile non deve essere troppo massiccia in quanto le stelle più pesanti, anche se dovessero incontrare delle condizioni fisiche adeguate nella loro evoluzione, compiono i loro ultimi stadi di fusione nucleare con una tale velocità da non rendere possibile la formazione di queste delicate strutture. Tuttavia il processo di emissione vero e proprio dura solo poche centinaia di migliaia di anni, un tempo minimo rispetto per esempio alla vita di una stella come il Sole che può arrivare a una decina di miliardi di anni.

Le nane bianche

L'ultimo stadio evolutivo di stelle di massa medio piccola è quello delle nane bianche. Come abbiamo visto, queste stelle espellono per mezzo di potenti venti stellari i loro inviluppi formando nebulose planetarie. La stella centrale, senza più i suoi strati esterni mostra ora le parti centrali caldissime. All'osservazione un oggetto di questo genere appare infatti come una stella molto calda alla superficie, di colore bianco, e di dimensioni e luminosità ridotte. Il destino di questi oggetti sarà quello di spegnersi in tempi piuttosto lunghi diminuendo di luminosità e di temperatura superficiale dopo aver esaurito il combustibile nucleare a loro disposizione.
Una delle caratteristiche peculiari delle nane bianche è la loro densità. Una stella con una massa come quella del nostro Sole può avere un raggio pari a quello della Terra. Di conseguenza, queste stelle sono poco luminose e visibili con difficoltà. Tuttavia, gli astronomi sono in grado di prevedere che questi oggetti debbano essere estremamente comuni nell'universo giocando quindi un ruolo importante nella dinamica degli ammassi di stelle.

Le nane bianche sono il primo esempio di oggetti compatti, oggetti cioè la cui densità è estremamente superiore a quelle delle stelle normali. Questo fatto ha permesso la verifica di alcune previsioni della teoria della relatività generale di Einstein, come il fatto che la luce emessa da una nana bianca dovrebbe essere spostata verso frequenze più basse a causa dell'intenso campo gravitazionale presente alla superficie di questi oggetti.

Le novae

La maggior parte delle stelle che si possono osservare sono legate in sistemi binari o multipli. L'evoluzione di questa classe di oggetti può essere influenzata dalla vicinanza fra le stelle. Un caso particolare, tuttavia, si ha quando una delle compagne è una nana bianca. In questo caso, se la distanza fra le stelle binarie non è troppo grande, è possibile che quando la stella normale si evolve e diventa una gigante rossa aumenti in tale misura le sue dimensioni da cominciare a perdere materia a favore della nana bianca. Quando questo accade, la materia si accumula sulla superficie della nana bianca e, se supera un valore critico, innesca una serie di reazioni nucleari con caratteristiche esplosive. Quello che noi osserviamo è il fenomeno delle stelle "novae", cioè un brusco aumento di luminosità che sembra far apparire una stella dove prima non sembravano essercene.

Oltre al fenomeno delle novae, stelle in sistemi binari con nane bianche possono anche dare luogo a fenomeni sempre descrivibili nello stesso schema, ma di diversa intensità. Abbiamo così, per esempio, le variabili cataclismiche, stelle che periodicamente aumentano di molto la loro luminosità. In realtà anche il fenomeno delle novae è probabilmente periodico. Fino a quando continua il trasferimento di materia si possono ricreare le condizioni per il ripetersi dell'innesco violento delle reazioni nucleari alla superficie della nana bianca. I tempi di variabilità, in questo caso, possono però essere molto lunghi (decine e centinaia di anni) a causa della necessità di accumulare sufficiente materia sulla stella compatta.

Le supernovae

Le stelle di massa più grande durante la loro evoluzione arrivano a produrre energia con un tasso estremamente alto. In alcuni casi, in dipendenza da molti parametri come la perdita di massa della stella per venti stellari durante la sua evoluzione, la composizione chimica, ecc. tale produzione di energia può raggiungere dei livelli parossistici sviluppando una potentissima esplosione che distrugge quasi completamente la stella lasciando, al più, un residuo costituito da una stella di neutroni. Questa esplosione è uno dei fenomeni più spettacolari e drammatici dell'universo. In quest'atto finale la luminosità della stella che esplode può arrivare a rivaleggiare con quella di una galassia intera.
Esiste, in realtà, un altro scenario tramite il quale gli astronomi pensano possano formarsi delle supernovae. Questo scenario fa ancora riferimento a sistemi binari come quelli che abbiamo visto essere alla base del fenomeno delle stelle novae. In questo caso l'accrescimento di materia da parte della compagna gigante rossa è così potente da portare la nana bianca a superare la massa di Chandrasekhar, cioè il valore della massa di una stella compatta oltre la quale la struttura non è più stabile, provocando quindi un collasso di tutta la stella e l'esplosione come supernovae.

L'esplosione delle supernovae gioca anche un ruolo fondamentale nelle teorie di formazione stellare. La grande quantità di materia iniettata nel mezzo interstellare può infatti generare delle vere e proprie onde d'urto. Se la materia accelerata dall'esplosione incontra durante il suo cammino una nube di materia l'interazione può provocare la rottura dell'equilibrio dinamico di quest'ultima e iniziarne la contrazione dando inizio alla catena di eventi che porta alla formazione stellare.

Stelle di neutroni, pulsar e buchi neri

In seguito all'esplosione di una supernova si possono formare alcuni oggetti estremamente peculiari. Il nucleo interno della supernova può infatti sopravvivere all'esplosione e ciò che rimane è un oggetto con una massa tipica di circa 1.4 volte quella del Sole e con una densità estremamente alta, paragonabile a quella dei nuclei atomici. A causa di questo la materia in queste stelle è composta essenzialmente da neutroni. Le stelle di neutroni sono talmente piccole (qualche decina di chilometri di diametro) da essere osservabili con estrema difficoltà con i comuni telescopi in quanto la luminosità di una stella è legata, a parità di altri fattori, alle dimensioni della sua superficie. In determinati casi, tuttavia, una stella di neutroni risulta visibili sotto forma di una pulsar, cioè una stella di neutroni rotante ad altissima velocità e che emette lampi di luce ad ogni rotazione. Da Terra una pulsar è visibile come un "faro" che, ad intermittenza, si illumina ogni qualvolta incontriamo il fascio di radiazione emesso dalla stella di neutroni.
Quando capita che la massa del residuo dell'esplosione di una supernova sia eccessiva può capitare che la forza di gravità alla superficie di questi oggetti raggiunga valori altissimi, tanto elevati da rendere impossibile persino alla luce di sfuggire dal loro campo gravitazionale. Si è formato quindi un buco nero, una classe di oggetti astrofisici la cui esistenza era stata prevista teoricamente fino dagli inizi del nostro secolo quando grandi astronomi come Karl Schwarzschild cercavano di capire le implicazioni astrofisiche della allora recente teoria di relatività generale di Einstein.

Gli effetti gravitazionali prodotti da una stella di neutroni o da un buco nero sono responsabili di una grande quantità di fenomeni. Se accade, per esempio, che della materia sia risucchiata attorno ad un buco nero si forma un disco di accrescimento, cioè una specie di vortice in cui la materia cade nel buco nero liberando grandi quantità di energia. Un altro fenomeno estremamente affascinante è quello delle lenti gravitazionali. Se la luce di una stella passa abbastanza vicina ad una massa essa può essere deviata per un effetto previsto dalla relatività generale. Nel caso di stelle di neutroni o buchi neri l'effetto è molto più intenso tanto da produrre una vera e propria focalizzazione dei raggi luminosi.

Le stelle di massa più piccola

Qual è la differenza fra una stella di piccola massa ed un grosso pianeta come Giove?
Gli astronomi sono riusciti a dare una risposta a questa domanda scoprendo che esiste un limite inferiore alla massa delle stelle che possono innescare, nel loro nucleo, una efficiente fusione nucleare. Questo limite è intorno alle 0.1 masse solari. Gli oggetti con massa inferiore a questo valore, chiamati "substelle" "nane brune" o "gioviani", non riescono a contrarsi in maniera sufficiente per raggiungere al loro interno temperature adeguate alla fusione dell'idrogeno in elio.
Lo studio di questi oggetti risulta importante in quanto al loro interno si incontrano condizioni fisiche assolutamente peculiari nell'ambito dell'astrofisica stellare tanto da porre questa classe di oggetti ad un livello intermedio fra le stelle ed i pianeti veri e propri.

Esistono diversi motivi per pensare che la nostra Galassia, e probabilmente le altre che possiamo osservare, siano letteralmente piene di stelle di massa piccolissima o addirittura di taglia substellare. Questi oggetti, molto poco visibili, potrebbero essere presenti in numero talmente elevato da contribuire a sanare la discrepanza fra massa osservata negli aloni delle galassie e la massa dedotta per via teorica che dovrebbe essere molto superiore. A questo scopo sono state compiute osservazioni di campi stellari delle Nubi di Magellano e del centro galattico per mettere in evidenza fenomeni rari ma chiaramente identificabili di lente gravitazionale sulle stelle dello sfondo da parte di stelle di piccola massa che per caso dovessero trovarsi sulla linea di vista. I risultati sono ancora in corso di analisi ma emerge chiaramente l'evidenza di un gran numero di stelle di massa molto piccola denominati con l'acronimo inglese di MACHOs, MAssive Compact Halo Objects.