Il diagramma delle meraviglie (tratto da Il Gioco delle Stelle) – Vincenzo Zappalà

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Copertina Gioco delle stelle..Se fossi vissuto qualche secolo fa, ciò che sto per dirvi mi avrebbe fatto sicuramente finire sul rogo. Oggi, invece, alcune considerazioni scientifiche poco “ortodosse” che sto per esprimere getterebbero una luce scarsamente professionale sulla mia persona. Sarei comunque “distrutto”. In fondo, però, mi sento scusato, dato che faccio tutto ciò solo e soltanto per dimostrare come il diagramma HR, mai abbastanza celebrato, sia la vera pietra di Rosetta dell’astrofisica, lo strumento più importante per la comprensione degli scopi e delle fasi creative ed evolutive delle stelle e, quindi, dell’intero Universo. Per comprendere meglio la straordinaria scoperta dei due scienziati (Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell) e l’immensa ricaduta sull’evoluzione dell’intero Universo, è però necessario partire un po’ da lontano e risolvere (o tentare di risolvere) alcuni problemi ben più assillanti e misteriosi. In altre parole, dobbiamo sistemare alcuni concetti fondamentali………

…Siamo perciò giunti alla terza parte, quella decisiva, per la comprensione totale del più bel gioco dell’Universo…Finalmente abbiamo in mano le misure (più o meno accurate e più o meno numerose) delle famose quattro grandezze fondamentali. E’ ora di cercare di metterle a confronto, sfruttando anche le relazioni che ho, di tanto in tanto, mostrato.

Prima di tutto, fatemi fare una considerazione abbastanza personale, ma credo condivisibile. Molti potrebbero dire: “Non ci voleva una grande fantasia o intelligenza a cercare di legare tra loro i parametri stellari che cominciavano a essere disponibili attraverso osservazioni sempre più precise e numerose”. A posteriori hanno forse ragione, ma proviamo a metterci nei panni degli scienziati di fine ottocento. Grandi passi avanti per ciò che era la meccanica celeste (teoria facilmente verificabile nel sistema solare) e per la fisica teorica (anche se non vi erano i “mostri” del CERN). Per le stelle, invece (e ancor peggio per quelle strane nebulosità che si intravvedevano tra loro) si era proprio alla preistoria. Sì, c’era il Sole che poteva far capire qualcosa, ma ancora niente o quasi si sapeva degli infiniti puntini luminosi che brillavano nel cielo.

Proprio in quel periodo così importante per l’astrofisica sperimentale si mettono a punto due tecniche osservative importantissime e decisive: la fotografia e la spettroscopia. La prima evolverà poi nei sistemi di ricezione odierni ben più potenti, ma allora era l’unico metodo per entrare nelle profondità del cielo e poter raccogliere luce indipendentemente dalle caratteristiche del limitato occhio umano. Più si esponeva una lastra e più deboli e numerose erano le sorgenti luminose che si mostravano su quel pezzo di vetro cosparso di gelatina.

Ancora più importante era la spettroscopia, anche se molto rozza e primitiva. Essa permetteva di sezionare nei vari “colori” la luce bianca che giungeva a terra, capirne la somiglianza con il corpo nero e tutto ciò che abbiamo già raccontato.

Decisivo, però, è stato il passo che le osservazioni sempre più accurate potevano finalmente permettere. Già si sapeva come poter fare a calcolare la distanza di una stella relativamente vicina, ma restava teoria pura. A fine ottocento arrivarono i primi risultati seri e precisi. Pensate che prima di quel momento molti scienziati pensavano che le stelle avessero più o meno tutte la stessa luminosità (d’altra parte si conosceva solo il Sole) e che l’unico fatto che le faceva apparire di diversa luminosità era la distanza. Un bell’alibi anche per le teorie sulla fisica stellare: bastava studiare il Sole e poi determinare le distanze. Il cielo era pieno di tanti soli sparsi ovunque, tutto lì.

Questo fatto è molto importante per capire la scarsa conoscenza sperimentale e teorica delle stelle a fine ottocento: erano tutte uguali e forse la loro vita relativamente semplice. Ad esempio, si pensava che Sirio fosse la stella più vicina a noi, essendo la più luminosa.

Sirio e la costellazione cane maggiore

La costellazione del Cane Maggiore impreziosita dalla brillante Sirio

Quando si scoprì che la stella di Barnard era decisamente più vicina anche se appariva molto debole (25000 volte meno luminosa di Sirio), le cose cambiarono completamente. Si era, però, già nel 1916 o giù di lì. Sarebbe stato facile in quel momento cominciare a riguardare le proprietà osservative delle stelle e a pensarci sopra. Ma Russel e Hertzsprung lo avevano già fatto e avevano già indirizzato le ricerche per il futuro.

Ecco la loro grandezza e genialità: aver pensato a qualcosa prima che diventasse chiaro e facile. O, meglio, aver aperto gli occhi per la pianificazione delle ricerche successive che magari avrebbero preso altre direzioni e avrebbero ritardato la scoperta dell’evoluzione stellare.

Permettetemi un esempio in un campo completamente diverso, ma molto calzante (almeno per me). Oggi vi sono moltissimi pittori, anche di scarso valore artistico, capaci di disegnare un paesaggio, una serie di persone, uno scorcio cittadino, seguendo le regole della prospettiva. E’ una tecnica di dominio pubblico che necessita solo un po’ di concentrazione e di studio. Applicarla, invece, nei dipinti del primo quattrocento voleva dire essere dei geni assoluti e dei rivoluzionari totali. Masaccio, Piero della Francesca e i loro seguaci e coetanei hanno aperto una nuova strada nell’arte. Senza di loro forse non conosceremmo né Michelangelo né Leonardo. Chissà… qualcuno ci sarebbe senz’altro arrivato in seguito? Sicuramente sì, ma quando? Di certo la storia dell’arte sarebbe stata diversa. E così anche l’astrofisica senza Russel e Hertzsprung.

Intorno al 1910 si cominciò a pensare che le stelle si dividessero in due grandi categorie: quelle luminose, blu e calde e quelle deboli, rosse e fredde. Nessuno infatti aveva ancora trovato una stella debole e calda. Qualsiasi stella poco luminosa veniva, quindi, giudicata sicuramente anche fredda.

L’astronomo statunitense Henry Norris Russel decise di studiare più a fondo la questione e vedere come si comportavano le stelle con distanza conosciuta (e quindi di magnitudine assoluta nota). L’unico modo era di avere il maggior numero di informazioni sul colore e la temperatura degli astri. In poche parole, sul loro tipo spettrale. Russel si limitò, però alle stelle vicine e luminose, le uniche che permettevano allora una misura accurata della distanza. Era inutile ottenere spettri di oggetti lontani e/o deboli di cui non era possibile ricavare la lontananza. Una scelta pratica e inconfutabile.

Chiese, allora, a Edward Pickering di cercare, nel suo archivio, gli spettri di stelle aventi tali caratteristiche. In particolare chiese quello di una stella veramente speciale che aveva creato non poca confusione. Essa era la debole compagna di Omicron2 Eridani, chiamata appunto Omicron2 Eridani B. Insieme all’assistente Willamina Fleming, Pickering trovò quello che Russel cercava. La stella era estremamente debole ma di tipo spettrale A. Impossibile! Il tipo spettrale A era riservato a stelle caldissime, rappresentanti meno del 5% delle stelle di spettro conosciuto. La temperatura doveva aggirarsi intorno ai 9000 gradi, nettamente superiore a quella del Sole.

Come già sappiamo la luminosità varia con la quarta potenza della temperatura, il che vuole dire che se fosse stata grande come il Sole avrebbe dovuto essere incredibilmente brillante. Per poter ricevere un flusso luminoso intrinsecamente così potente, ma all’apparenza debolissimo, la luce doveva essere emessa da una superficie piccolissima (vedete come sono comode le formule che legano temperatura, luminosità e raggio? Niente da fare: la formula matematica permette di semplificare e di condensare discorsi lunghissimi e approssimativi. E’ proprio il linguaggio della fisica). La conclusione era una sola: Omicron2 Eridani B doveva essere una stella di esigue dimensioni, probabilmente non più grande della Terra!

Russel, Pickering e Fleming si erano imbattuti nella prima nana bianca e nella eccezionalità delle sue caratteristiche fisiche. In realtà il color “bianco” valeva solo per quella stella in particolare, dato che poi se ne trovarono di tutti i colori (cambiando la temperatura), dall’azzurro al giallo e al rosso, ma il nome rimase lo stesso per sempre.

L’interesse di Russel per i legami esistenti tra magnitudine assoluta, colore e temperatura divenne ancora più spasmodico e l’astronomo decise di mettere su un grafico le caratteristiche delle stelle di cui aveva chiesto lo spettro. In ordinata inserì la magnitudine assoluta (indipendente dalla distanza) e in ascissa il tipo spettrale o -alternativamente- l’indice di colore (anch’esso indipendente dalla distanza) che, come sappiamo (e sapevano), è legato alla temperatura effettiva del corpo nero corrispondente.

Russell, Nature, 93, 252 (1914)

Il diagramma originale di Russel, pubblicato nel 1913. Si noti la prima piccola, isolata, caldissima, nana bianca – Nature, 93, 252 (1914)

Russel pubblicò il suo grafico nel 1913. Esso divenne immediatamente popolare e considerato il modo migliore per rappresentare in un sol colpo l’intera popolazione stellare. Il nome rimase “diagramma di Russel” finchè non si venne a conoscenza che già nel 1911 l’astronomo danese Ejnar Hertzsprung aveva pubblicato un grafico analogo su una sconosciuta rivista che nessuno aveva praticamente letto. Con grande onestà scientifica (a volte gli studiosi sanno dare piccole lezioni di umiltà e di correttezza) il nome del diagramma divenne di Hertzsprung-Russel, con il nome del danese per primo. Ormai si parla di questo metodo di rappresentazione come del diagramma HR.

Non tutto lo spazio era occupato e vi era una chiara linea di tendenza principale. Le stelle blu, calde e luminose, si piazzavano in alto a sinistra e le rosse, fredde e deboli, in basso a destra (come già ipotizzato e previsto). Tuttavia, vi era un altro ramo composto di stelle rosse e fredde: oggetti che invece di diminuire la propria magnitudine la aumentavano. Infine, isolata e quasi assurda, Omicron2 Eridani B, calda e di irrisoria luminosità.

Il diagramma di Russel si riferiva solo a stelle che si trovavano entro i 30 anni luce dalla Terra.

h-r-diagram

Diagramma HR schematico moderno

A questo punto era chiaro che la popolazione stellare non seguiva soltanto un’unica legge magnitudine-temperatura, ma era composta da oggetti che si staccavano dal trend normale. Era necessario iniziare a studiare gruppi di oggetti particolari, per vedere se la situazione sarebbe stata sempre la stessa oppure sarebbe cambiata.

Un primo gruppo da prendere in considerazione era quello delle Pleiadi, (M45) nella costellazione del Toro.

Three-colour image made from plates taken at with the UK Schmidt TelescopeB8960, IIa-O/GG 385; V8826, IIa-D/GG 495; R8935, 098-04/RG 630. B:G:R 30:30:40 min exposure

Three-colour image of M45 made from plates taken at with the UK Schmidt TelescopeB8960, IIa-O/GG 385; V8826, IIa-D/GG 495; R8935, 098-04/RG 630. B:G:R 30:30:40 min exposure

L’ammasso delle Pleiadi rappresentato nel diagramma HR.

L’ammasso delle Pleiadi rappresentato nel diagramma HR

Tutte le stelle sono quasi perfettamente piazzate lungo la linea che parte da quelle calde, blu e luminose e termina a quelle fredde, rosse e deboli. Non vi sono nane bianche e nemmeno stelle fredde, rosse e luminose.

Un secondo è l’ammasso globulare M3, nella costellazione dei Cani da Caccia.

ammasso globulare m3 noao

Globular Cluster M3 from WIYN – Credit & Copyright: S. Kafka & K. Honeycutt (Indiana University), WIYN, NOAO, NSF

hr diagram ammasso globulare m3

L’ammasso globulare M3 rappresentato nel diagramma HR. The main sequence turn off has an apparent value of r = 19.25 – (c) Galactic Discovery Project.

In questo diagramma, trascurando per un momento la striscia quasi orizzontale, sembra che esista solo la parte inferiore della diagonale delle Pleiadi, quella degli oggetti freddi e deboli. Al posto di quella superiore (stelle calde e luminose) appare il ramo di destra degli astri freddi e brillanti.

Un piccolo chiarimento. La scelta di due gruppi così speciali è legata essenzialmente all’alto numero di oggetti che contengono e alla più che probabile vicinanza delle stelle che li compongono. Anche se nelle due figure precedenti è inserita la magnitudine assoluta, per gruppi di stelle poste tutte alla stessa distanza si può usare la magnitudine apparente. Un grosso vantaggio indubbiamente sfruttato in tempi in cui la determinazione della distanza non era un gioco da bambini.

Le tre figure precedenti erano un bell’enigma per gli astronomi dell’inizio del XX secolo. Una possibilità era che le tre popolazioni fossero gruppi di stelle intrinsecamente differenti. Quella più seguita, però, implicava la ricerca di un unico modello per i tre diagrammi. D’altra parte la zona in basso a destra era comune alle tre popolazioni.

Tra i molti studiosi, si distinse Allan Sandage, che propose un “movimento” delle stelle lungo il diagramma HR in funzione della loro età. Le stelle nascono come le Pleiadi, lungo la diagonale principale. All’avanzare dell’età iniziano a lasciarla spostandosi sulla destra e le più luminose sono le prime a muoversi. Questa evoluzione si vede chiaramente nel diagramma dell’ammasso globulare. Un po’ alla volta anche gli astri più deboli lasciano la diagonale. Ovviamente il primo diagramma di Russel conteneva stelle di tutte le età e quindi era un mix di popolazioni diverse. Insomma le differenze nei tre diagrammi erano solo dovute all’età delle stelle.

Era nata l’astrofisica stellare.

3.2 La grandezza delle bolle

Prima di andare avanti nel nostro gioco, parliamo un po’ del raggio. Vi sarete accorti che non ho detto quasi niente sulla determinazione diretta di questo parametro. In realtà i problemi sono essenzialmente due: è difficile misurarlo e non è facile definire un limite esterno per un oggetto gassoso che non ha una vera e propria superficie come i pianeti e che tutto fa meno che stare tranquillo e rilassato.

Potrei dirvi che oggi si riescono a determinare, finalmente, alcuni raggi di stelle giganti per mezzo dell’interferometria e che altre misure si ottenevano già da tempo con le binarie a eclissi. Tuttavia, il raggio diventa veramente importante solo nei momenti critici delle stelle, ossia in quelli che nei primi diagrammi avevano creato sorpresa e poi aperto le porte all’evoluzione stellare.

Sto parlando, ovviamente, del ramo di destra a bassa temperatura e luminosità elevata e delle nane bianche, le prime anomalie incontrate nel diagramma appena nato. Ebbene, chi le causa e le fa notare visivamente è soprattutto il raggio. E’ lui che non segue più le regole e mette in evidenza i percorsi anomali.

Prendiamo, ad esempio, il ramo di destra. Abbiamo già visto che la temperatura scende drasticamente, ma la superficie che emette luce è talmente grande (il raggio è diventato enorme) che la luminosità supera di 100 volte quella emessa quando la temperatura era più alta. In altre parole, la luminosità cresce se aumentiamo la superficie in grado di distribuirla verso l’esterno. Faccio un paragone un po’ azzardato: un vagone della metropolitana è stracolmo di persone, ma la porta di uscita è una sola. Vedrò saltar fuori molta gente, per molto tempo, ma non avrò un flusso mostruoso di ritardatari che corrono. Pochi alla volta, insomma. Se, invece aumento il numero delle porte, immediatamente tutti gli occupanti saltano fuori e danno l’idea di una folla sterminata, maggiore di quella precedente.

Prima, tutto seguiva le regole della calma e dell’ordine (equilibrio idrostatico quasi perfetto); poi l’equilibrio si è rotto e si è dovuta cercare una nuova soluzione. Continuando in questo paragone (che vi prego di prendere con le dovute molle), se le porte si rompono in tutto il treno e ne resta una sola per l’intero convoglio, vedremo uscire pochissime persone anche se per un periodo lunghissimo. Questo assomiglia al caso delle nane bianche. La temperatura è altissima, ma il raggio è talmente piccolo che la quantità di luce emessa non può essere che estremamente modesta. Insomma, variare il raggio è come aprire un numero diverso di porte in un convoglio stracolmo di persone.

Se, poi, il numero di persone (ossia la massa della stella) comincia anch’essa a variare le cose si complicano. Per esempio, nel caso delle nane bianche, molti viaggiatori se ne sono andati da un’uscita posteriore non visibile. In altre parole, le stelle hanno perso anche una notevole quantità di massa.

Scusate questa digressione un po’ fantasiosa, ma è estremamente importante cominciare, con il piede giusto, un’analisi accurata del diagramma HR e di quelle mille cose, a prima vista nascoste, che sa raccontarci direttamente o indirettamente e che spesso vengono tralasciate nei libri. Il discorso che ho appena fatto può essere sintetizzato da un’unica formula che già ben conoscete e che riporto nuovamente:

L = 4 πσT4R2

Con quel famoso linguaggio che a tanti non piace, essa dice la stessa cosa delle mie lunghe e strampalate parole ma in modo perfettamente quantitativo. Se voglio lasciare la luminosità costante o al limite farla anche aumentare un po’ (ramo destro anomalo del diagramma HR) mentre la temperatura sta miseramente scendendo, ho un solo modo per agire: aprire le porte, ossia aumentare il raggio. Dato che la temperatura viaggia con la quarta potenza devo anche aumentarlo di molto, visto che lui va solo al quadrato!

VY Canis Majoris

A size comparison between the Sun and UY Canis Majoris. (c) HeNRyKus

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Vincenzo Zappalà – 2014

Per saperne di più:

Il Gioco delle Stelle

Astronomia Siderale, omaggio ad Angelo Secchi – Domenico Licchelli

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Copyright © Domenico Licchelli – Progetto Polaris 2014 www.osservatoriofeynman.eu All right reserved Questo volume rientra nelle iniziative del Progetto Polaris e NON ha carattere commerciale. Qualunque forma di distribuzione deve perciò essere coerente con le modalità e gli obiettivi del progetto riportate nella pagina indicata.

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Questo volume rientra nelle iniziative del Progetto Polaris e NON ha carattere commerciale. Qualunque forma di distribuzione deve perciò essere coerente con le modalità e gli obiettivi del progetto riportate nella pagina indicata.

Dalla prefazione del libro:

Nel 1875 Giovanni Virginio Schiaparelli, uno dei grandi astronomi italiani del passato, nella sua opera “Le sfere omocentriche di Eudosso, di Callippo e di Aristotele”, così scriveva: “Nel prender a meditare sui monumenti dell’antico sapere, inspiriamoci, o lettore, a quel rispetto ed a quella venerazione che si devono avere per coloro, che, precedendoci in un’ardua strada, ne hanno a noi aperto ed agevolato il cammino. Con questi sentimenti impressi nell’animo ben ci avverrà d’incontrare osservazioni imperfette e speculazioni lontane dalla verità come oggi è conosciuta; ma non troveremo mai nulla né di assurdo, né di ridicolo, nè di ripugnante alle regole del sano ragionare. Se oggi noi, tardi nipoti di quegli illustri maestri, profittando dei loro errori e delle loro scoperte, e salendo in cima all’edifizio da loro elevato, siamo riusciti ad abbracciare collo sguardo un più vasto orizzonte, stolta superbia nostra sarebbe il credere per questo d’aver noi la vista più lunga e più acuta della loro. Tutto il nostro merito sta nell’esser venuti al mondo più tardi.”
Questo testo vuole essere proprio una dimostrazione del rispetto e della venerazione che abbiamo per coloro che, precedendoci, hanno aperto la strada che oggi ci consente di ottenere risultati straordinari, impensabili fino a pochi decenni fa. Le moderne tecnologie, infatti, permettono l’analisi e lo studio di fenomeni complessi e stupefacenti, un tempo appannaggio esclusivo delle grandi strutture di ricerca, anche in piccoli laboratori didattici. Le immagini e gli spettri inseriti nel testo sono stati acquisiti negli anni nei nostri Osservatori astronomici con strumentazione commerciale o auto-costruita. Con un’adeguata preparazione è perfino possibile contribuire direttamente alla ricerca scientifica operando in Osservatori astronomici privati, come nel nostro caso.
Ancora più importante, a nostro avviso, è la valenza didattica insita nel ripercorrere con mezzi moderni le tappe che hanno portato i nostri predecessori a capire le leggi fondamentali della Fisica e delle Scienze tutte.
In questo volume, il nostro “eroe” è Angelo Secchi, gesuita, astronomo, direttore dell’Osservatorio del Collegio Romano, padre dell’Astrofisica stellare italiana ma non solo. Grazie anche ai suoi studi, la giovane spettroscopia applicata alle stelle divenne la stele di Rosetta che ha permesso poi di decodificare il messaggio nascosto nella luce degli oggetti celesti e di costruire, con cognizione di causa, il modello di Universo così come oggi lo conosciamo. Attraverso le sue parole conosceremo la classificazione in tipi spettrali, i tentativi di interpretazione fisica degli spettri osservati e, soprattutto, diverremo amici di alcune delle stelle più belle ed interessanti del firmamento, ognuna con la sua firma caratteristica ed allo stesso tempo unica così come ce la svelano i nostri strumenti.
Il testo, dopo una presentazione divulgativa dello stato attuale delle conoscenze di base di Fisica stellare, procede alternando le originali osservazioni di Secchi agli spettri moderni. Le corpose citazioni (riportate in corsivo) sono estratte da “Le Stelle: saggio di Astronomia siderale” del 1877, un testo brillante, scritto con uno stile molto divulgativo tale da renderlo, ancora oggi, di gradevolissima lettura, e che racchiude alcune delle conclusioni a cui era giunto Secchi dopo molti anni di intenso lavoro. L’obiettivo non è solo quello di guardare sotto una luce nuova il cielo stellato e la sua bellezza ma anche di acquisire una maggiore consapevolezza del posto che occupiamo nell’Universo attraverso la conoscenza dei suoi costituenti più importanti. E’ anche l’occasione per stimolare la riflessione sugli enormi progressi compiuti dalla scienza astronomica nell’ultimo secolo e un doveroso riconoscimento ai grandi scienziati che con la loro instancabile passione e dedizione li hanno resi possibili………..

Omaggio ad un grande scienziato

“L’Astronomia si era sempre esclusivamente occupata fino ad ora della grandezza e distanza degli astri e di alcune poche particolarità fisiche di non molta importanza: il pretendere di conoscere la loro natura materiale e composizione chimica si sarebbe creduto un assurdo; fortunatamente ciò non è più vero, e l’astronomo può analizzare la natura delle materie stellari colla facilità con cui il chimico analizza le sostanze terrestri nel suo laboratorio. Sì grande progresso della scienza è dovuto al piccolo strumento, lo spettroscopio. La luce qual viaggiatrice industriosa è quella che ci reca dalla profondità dello spazio queste preziose notizie…..Il primo che ottenesse uno spettro di stella con vantaggio della scienza fu Fraunhofer. Dopo aver con somma perfezione e delicatezza descritto lo spettro solare, e le numerose sue righe, egli intraprese lo studio di altre luci e tra queste ancor di alcune stelle.”

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Francobollo commemorativo del bicentenario della nascita di Fraunhofer

“..Fraunhofer trovò così che la Luna, Venere e Giove avevano spettro identico a quello del Sole, come era da aspettarsi, ma le stelle in generale l’aveano molto diverso..”

Spettro del Sole

Spettro del Sole

Spettro della Luna

Spettro della Luna

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Spettro di Venere

Spettro della Luna e Giove

Oggi con i nostri rivelatori e le nostre tecniche di visualizzazione ed analisi notiamo che è vero che lo spettro della Luna e di Venere nel visibile è sostanzialmente identico a quello del Sole, essendo il risultato della semplice riflessione della luce solare da parte delle superfici planetarie o atmosferiche. Nel caso di Giove, tuttavia, è evidente che allo spettro solare si sovrappongono della bande sfumate dovute all’Ammoniaca (NH3) ed al Metano (CH4) presenti nella sua atmosfera. Seppur individuate già da Secchi, furono associate correttamente a queste molecole solo nel 1930 da R. Wild e V. Slipher.

“In Sirio notò una forte riga nera nel verde e due nell’azzurro; e trovò righe simili in alcune altre stelle; ma il sistema di queste righe, la posizione e la qualità trovati in quelle che esaminò, erano diverse assai da quelle del Sole. Senonché la debolezza delle luci era tanta che rendeva assai difficile l’osservazione.

spettro sirio

α Canis Majoris (Sirio)

spettro α Geminorum (Castore)

α Geminorum (Castore)

Riconobbe in Castore la stessa riga del verde che avea trovata in Sirio e vide lo spettro di Polluce solcato di moltissime righe fine tra le quali riconobbe la riga solare D.

spettro β Geminorum (Polluce)

β Geminorum (Polluce)

Nella Capra riconobbe la D e la B del Sole, in α Orione vide pure queste stesse righe e una moltitudine di altre.”

spettro α Aurigae (Capella, Capra)

α Aurigae (Capella, Capra)

spettro Alpha Orionis (Betelgeuse )

Alpha Orionis (Betelgeuse )

Le osservazioni sempre più raffinate di Fraunhofer se da un lato arricchivano il campionario di righe, dall’altro richiedevano una qualche identificazione ed interpretazione. Ma come procedere? La risposta ce la indica lo stesso Secchi:

“….È nota ai nostri lettori l’importanza degli studi spettrali del Sole, mediante i quali si è giunto a riconoscere la natura chimica delle sostanze che trovansi incandescenti nell’astro: uno studio simile dovevasi pertanto eseguire sulle stelle. Due erano le cose principali da investigare: 1) quali fossero le sostanze costitutive delle loro atmosfere incandescenti; 2) se esse atmosfere erano identiche o no in tutte le stelle…

Il primo studio fu per alcune stelle a meraviglia eseguito dai sigg. Huggins e Miller, i quali parte con osservazioni di confronti diretti degli spettri chimici, parte colla comparazione dello spettro solare, vi provarono definitivamente l’esistenza di varie righe solari e quelle di molte sostanze chimiche. Così in Sirio mostrarono che le righe principali erano dell’Idrogeno, e che probabilmente eravi anche il Sodio e il Magnesio. Le nostre osservazioni ci fecero scoprire la quarta riga dell’Idrogeno in allora ancora ignota ai chimici, e misero fuor di dubbio che esse righe erano molto larghe e sfumate. Da principio il celebre sig. Huggins, credette questo dovuto a difetto del nostro strumento, ma ora ha convenuto ancor esso della verità delle sfumature, donde segue che l’Idrogeno ivi trovasi sotto una pressione considerabile. Dalle nostre prime osservazioni fu pure dimostrata in α Orione la presenza dei metalli, Sodio, Ferro, Magnesio, ecc. e due belle tavole diede il sig. Huggins di questa stella e di Aldebaran da noi estese e aumentate. Noi trovammo che l’Idrogeno in α Orione non mancava, ma le sue righe erano confuse nelle grandi zone scure di cui è fornita questa stella, e che l’indebolimento loro poteva provenire dal dare quella stella uno spettro in parte diretto.

Un confronto accurato fatto dello spettro di Arturo e di Aldebaran, di Polluce e della Capra con quello del Sole mediante il prisma obiettivo, ci mostrò più di 60 righe francamente riconoscibili come coincidenti colle metalliche solari, e quindi l’esistenza in quelle stelle del Sodio, del Calcio, del Ferro. Per questa sostanza sono specialmente notabili le righe del verde che ivi formano una numerosa serie di gruppi identici, che costituiscono una bella persiana. Riducendo lo spettro solare a debole intensità, vedemmo risaltare anche meglio l’identità degli spettri stellari e solari in queste stelle. Ma una cosa caratteristica degli spettri stellari è che moltissime stelle oltre le righe fine metalliche danno zone molto fosche come vedesi in α Orione, in β Pegaso, Omicron Balena ecc.

spettro β Pegasi

β Pegasi

spettro Omicron Ceti (Omicron Balena)

Omicron Ceti (Omicron Balena)

Curiosissime oltremodo si mostrano certune come α Ercole, la 12561 di Lalande, ecc. i cui spettri sono fatti a dirittura a colonnato, o piuttosto come un nastro iridato avvolto con successive pieghe cilindriche.

spettro α Herculis

α Herculis

Il fatto più saliente verificato in queste ricerche è stato questo: che mentre le stelle sono numerosissime, pure i loro spettri si riducono a poche forme ben definite e distinte, che per brevità noi chiamammo Tipi. L’esame delle stelle ci ha occupato per parecchi anni: furono esaminate quasi tutte le principali, e moltissime altre; almeno 4000 in tutto, perché oltre alla stella principale si esaminava tutto il suo contorno….

Ecco pertanto le principali conclusioni. Tutti gli spettri stellari, tranne pochissime eccezioni possono ridursi a 4 Tipi principali che sono descritti nelle due tavole cromolitografiche qui inserite.

fonte: Die Sterne, Grundzuge der Astronomie der Fixsterne (1878). Da notare l'ordine invertito con cui era disegnato lo spettro rispetto alla convenzione moderna.

fonte: Die Sterne, Grundzuge der Astronomie der Fixsterne (1878). Da notare l’ordine invertito con cui era disegnato lo spettro rispetto alla convenzione moderna.

1°. Il primo tipo è quello delle stelle bianche o azzurrognole come Sirio, α Lira, β, γ, β, ε, ζ, η dell’Orsa Maggiore, Castore, Markab, α Ofiuco ecc.. Lo spettro di queste è quasi continuo: soltanto esso è solcato da quattro forti righe nere che sono quelle dell’Idrogeno, ma rovesciate secondo il noto principio spettrale dell’assorbimento. Tutte e quattro queste righe possono vedersi nelle più lucide; nelle più deboli non è ordinariamente visibile che la Hβ, ossia la F del Sole, ma in genere questa è molto larga e dilatata e spesso sfumata agli orli, specialmente in Sirio. Questa sfumatura è indizio di elevatissima temperatura e di forte densità dell’atmosfera idrogenica delle stelle di quest’ordine.

spettro sirio

α Canis Majoris (Sirio)

Vi si vedono anche tracce di altre linee come del Magnesio, del Sodio e alcuna del Ferro, ma esse sono debolissime e richiedono aria squisita. A noi però non è mai riuscito di avere queste righe secondarie costantemente nette e precise come in altre stelle di cui facemmo i disegni.

spettro alpha Lyrae (Vega)

α Lyrae (Vega)

In Sirio e in Vega talora esse sono ben distinte, ma per lo più sono appena discernibili anche ad aria ottima; quindi ne segue che queste loro atmosfere sono certamente alquanto variabili. Le figure dello spettro di questa classe che circolano nei libri di spettroscopia carichi di numerose e grosse righe nere, per noi sono assolutamente erronee o almeno esagerate: e sì che non abbiamo risparmiato mezzi di ricerche anche fortissimi. Alcune però di quelle righe possono essere dovute all’assorbimento atmosferico tellurico, poiché in Sirio le abbiamo vedute soventi quando la stella era bassa, ma raramente al meridiano. In α Lira, le abbiamo vedute anche al meridiano (27 giugno 1869).

Che le sfumature delle linee principali dell’Idrogeno nelle stelle grandi fossero reali e non illusione, né difetto di strumento, si provò da ciò che mentre col prisma obiettivo in β Gemelli le sue righe fine erano nettissime, in Sirio e α in Lira erano invece diffuse e larghe in tal grado che non potevano attribuirsi a difetto dello strumento.

spettro β Geminorum (Polluce)

β Geminorum (Polluce)

Molte stelle minori bianche paiono avere spettro continuo e senza righe, ma studiate con cura si trovano di questo tipo colle righe però molto fine. Questa classe è numerosissima e abbraccia più della metà delle stelle visibili.

È bene avvertire che in parecchie di questo tipo, come in Procione, α Aquila, α Vergine ecc. si scorgono molte righe fine abbastanza ben visibili, ai luoghi stessi dove appena si scorge traccia nelle altre: talchè queste sembrano esser casi di transizione da questo tipo al seguente, ma si sa che queste stelle sono leggermente variabili, e per ciò anche il tipo non ha sempre la stessa purezza.

spettro α Canis Minoris (Procione)

α Canis Minoris (Procione)

spettro α Virginis (Spica)

α Virginis (Spica)

2°. Il secondo tipo è quello delle stelle gialle: esse hanno righe finissime; le righe dell’Idrogeno pure vi sono, ma sono sottili e non punto così marcate come nelle precedenti, e lo spettro è perfettamente eguale a quello del Sole; la Capra, Polluce, α Balena, α Orsa Maggiore e molte altre di color giallo sono di questo tipo.

spettro α Orsa Maggiore (Dubhe)

α Orsa Maggiore (Dubhe)

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Con la ricevuta della vostra donazione, vi invieremo una mail con i dati per scaricare comodamente la vostra copia. polaris@osservatoriofeynman.eu,

 Domenico Licchelli, Francesco Strafella, Paolo Cazzato  – 2014

Il Braccio di Orione – Anna Galiano

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Nel primo appuntamento sulla Via Lattea abbiamo descritto la struttura a spirale barrata della nostra galassia. Dal centro di essa si dipartono dei bracci a spirale logaritmica, alcuni principali ed altri secondari, come il Braccio di Orione (o Local Arm o Sperone di Orione). Ma è realmente così? Studi attuali stanno pian piano ribaltando le nostre certezze sulle reali dimensioni e posizionamento del Local Arm. Ma procediamo con ordine.

Il nostro Sistema Solare giace nella parte interna del Local Arm, la cosiddetta “zona abitabile galattica” ad una distanza dal centro della galassia di circa 26000 a.l.. Lo spessore del Local Arm è di 3500 a.l. ed ha una lunghezza di 10000 a.l. La nostra posizione periferica nella Via Lattea è stata scoperta dall’astronomo americano Harlow Shapley agli inizi del XX secolo. Grazie alle sue osservazioni non solo evidenziò che la nostra galassia era più grande di quanto ritenuto fino ad allora ma, grazie alle proprie convinzioni copernicane, comprese che la Terra con i suoi egocentrici terrestri, oltre a non essere il centro del Sistema Solare, non è neanche il centro della Via Lattea. Non è stato facile riuscire a capire la nostra posizione nella Via Lattea poiché siamo all’interno di essa, ma Shapley osservando i corpi celesti all’esterno della fascia biancastra che solca i nostri cieli notturni (la galassia osservata di taglio) riuscì ad individuare degli ammassi globulari che presentavano una luminosità ed una concentrazione di stelle maggiore in certe direzioni mentre si diradavano pian piano in altre. Da qui ipotizzò che la Terra giace in una regione periferica della Via Lattea dato che si ha una maggiore concentrazione di stelle in corrispondenza della costellazione del Sagittario, in cui doveva trovarsi quindi il centro galattico. Queste ipotesi hanno trovato definitiva conferma nelle indagini radioastronomiche sviluppatesi dopo la seconda guerra mondiale.

Fino a poco tempo fa si aveva la convinzione che il Braccio di Orione fosse un ramo secondario della nostra spirale, una struttura stellare minore compresa tra due più estese, il braccio interno del Sagittario e quello più esterno di Perseo. Recenti indagini da parte di Xu et al. (2013) mediante lo studio della cinematica e della distanza (usando il metodo della parallasse trigonometrica) di un campione di 30 masers distribuiti lungo il Local Arm hanno contribuito a modificare tale concezione. I masers sono dei corpi celesti, tipicamente all’interno di nubi molecolari, il cui nome è un acronimo che significa “amplificazione di microonde per effetto di emissione stimolata di radiazione”. In seguito ad una collisione oppure per via di irraggiamento esterno, alcuni composti come acqua (H2O), metanolo (CH3OH) o radicali idrossili (OH) vengono “pompati” dallo stato energetico fondamentale fino a popolare un livello metastabile, da cui decadono successivamente su uno di energia inferiore emettendo radiazione con basse frequenze, le microonde. Nello spettro di emissione di questi oggetti le righe che evidenziano tale fenomeno risultano essere molto strette, adatte perciò per accurate misurazioni. Il metodo della parallasse trigonometrica (Figura 2) consiste nel registrare la collocazione dell’oggetto considerato rispetto allo sfondo celeste da due posizioni differenti dell’orbita terrestre a distanza di 6 mesi l’una dall’altra. In questo modo, nota la distanza (d) Terra-Sole (pari ad 1 UA) e l’angolo A sotteso dall’oggetto, si può ricavare la distanza oggetto-Sole (x), mediante la formula seguente: x=d/tangA

Con i risultati ottenuti Xu e colleghi hanno notato che questi oggetti si comportano come se stessero in un braccio principale della spirale. L’unico punto a sfavore del lavoro appena esposto è quello di aver considerato una regione di indagine attorno al Sole molto limitata, di circa 28000 a.l. rendendo così difficile dichiarare con certezza che il Braccio di Orione sia un braccio principale della nostra galassia.

Ma precedenti indagini focalizzate su regioni più estese, come gli ammassi stellari aperti ad opera di Moitinho et al. (2006) e Vézquez (2008) hanno messo in luce un comportamento analogo da parte di altri oggetti presenti nel Local Arm. Pare, quindi, che il Braccio di Orione sia un vero e proprio braccio principale indipendente della nostra galassia, costituito da un’ampia regione di formazione stellare, o in alternativa una diramazione del Braccio di Perseo. A sostegno di quest’ultima ipotesi si nota come in effetti, il Local Arm sia più vicino al Braccio di Perseo piuttosto che a quello del Sagittario e che anzi, attraversi il Braccio di Perseo prima di giungere nel Braccio più esterno, il Norma Arm. Questa conclusione comporterebbe dimensioni maggiori del Braccio di Orione ed un possibile passo indietro nel considerare quello di Perseo come un braccio principale.

Si sa ormai da secoli che la Luna ruota attorno alla Terra e che la Terra e gli altri pianeti ruotano attorno al Sole, così analogamente il Sole e per estensione il Sistema Solare compie un moto di rivoluzione attorno al centro galattico. Si ritiene che l’orbita del Sole attorno alla galassia sia ellittica, per via delle perturbazioni esercitate dai bracci a spirale della stessa e da una distribuzione non uniforme della massa. La direzione verso cui il Sole si muove (chiamata solar apex) punta verso la stella Altair. Il tempo impiegato dal Sistema Solare a compiere una rotazione attorno alla galassia è stato stimato di circa 225-250 milioni di anni, quindi considerata l’età del Sole di oltre 4 miliardi di anni, sembra che la nostra stella abbia ripercorso tale orbita per 18-20 volte nella sua vita. La velocità orbitale del Sistema Solare rispetto al centro della galassia è stato stimato in circa 220 Km/s. Il Sistema Solare si sta attualmente muovendo all’interno di una nube del mezzo interstellare chiamata Local Interstellar Cloud, posta all’interno di una cavità del Braccio di Orione e costituita da materiale con ridotta densità ed alta temperatura, nota come Local Bubble. Tutto ciò è racchiuso nella cosiddetta Gould Belt. Quest’ultima è un insieme di stelle brillanti e massive la cui proiezione in cielo assume la forma di un anello ed è inclusa in una nube molecolare che incrocia le zone interne alla Via Lattea, corrispondenti a quelle in cui si ha una maggiore concentrazione di regioni di formazione stellare.

Il Braccio di Orione prende il nome dalla costellazione di Orione verso cui sembra proiettarsi la sua regione più ricca. Contiene diversi oggetti Messier ossia un elenco di un centinaio di corpi celesti come nebulose, galassie e ammassi stellari individuati ed annotati principalmente dall’astronomo francese Charles Messier, con l’aiuto del suo collega Pierre Méchain e pubblicato nel 1771. Messier era un cacciatore di comete e durante le sue ricerche aveva elencato su di una lista gli oggetti che non erano delle comete pur presentando delle somiglianze, in modo da poterli escludere e facilitare così la sua indagine. Messier visse e fece le proprie ricerche in Francia perciò nella sua lista si trovano solo oggetti che potevano essere osservati nell’emisfero nord: ad esempio le Nubi di Magellano, visibili nell’emisfero australe non sono presenti in quegli appunti. La lista compilata da Messier è stata con il tempo estesa da parte di altri astronomi divenendo un’importante raccolta di oggetti del profondo cielo.

Alcuni degli oggetti Messier presenti nel Local Arm sono:

Messier 7: è un ammasso aperto di stelle all’interno della costellazione dello Scorpione, posto nei pressi del pungiglione dell’aracnide, facilmente visibile ad occhio nudo. Noto già agli antichi romani, era stato scoperto dall’astronomo Tolomeo e scambiato per una nebulosa: da qui nasce il nome alternativo degli anglosassoni con cui viene riconosciuto questo oggetto, Ptolemy Cluster. L’età stimata di questo ammasso è di 220 milioni di anni e contiene al suo interno circa 80 stelle di differente magnitudine.

Messier 23: altro ammasso di stelle, nella costellazione del Sagittario, facilmente visibile nelle notti estive anche utilizzando dei semplici binocoli. Scoperto da Messier il 20 Giugno 1764, è stata provata la presenza di almeno 150 stelle al suo interno, alcune di magnitudine 10 fino a quelle di magnitudine maggiore di 13.5. L’età stimata è 220 – 300 milioni di anni e il diametro di tale ammasso è pari a 15 a.l..

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/e/e8/M27_-_Dumbbell_Nebula.jpg/595px-M27_-_Dumbbell_Nebula.jpg

In this three-colour composite, a short exposure was first made through a wide-band filtre registering blue light from the nebula. It was then combined with exposures through two interference filtres in the light of double-ionized oxygen atoms and atomic hydrogen. They were colour-coded as “blue”, “green” and “red”, respectively, and then combined to produce this picture that shows the structure of the nebula in “approximately true” colours. Credit: ESO

Dumbbell Nebula (Messier 27): posta all’interno della costellazione della Volpetta, è forse la nebulosa planetaria più bella che popola il nostro cielo ed è stata la prima, tra questo tipo di nebulose, a venir scoperta. Una nebulosa planetaria è una nebulosa ad emissione e corrisponde alla fase finale di una stella che espellendo i suoi strati più esterni genera un involucro di materiale attorno ad essa che si riduce così ad un oggetto di ridotte dimensioni ma molto denso, una nana bianca. Quando Messier la scoprì la registrò, erroneamente, come una nebulosa priva di stelle. M27 è facilmente osservabile anche con piccoli binocoli e i telescopi di moderata risoluzione sono in grado di distinguere la sua caratteristica forma che richiama vagamente quella di una clessidra. La stella centrale ha una magnitudine di 13.5 ed è una calda nana bluastra, con una temperatura di 85000 Kelvin. Si ritiene che vicino ad essa vi sia una debole stella gialla di magnitudine 17.

Come per molte nebulose planetarie, non si conosce ancora con esattezza la distanza che separa M27 da noi (anche se alcuni studiosi hanno ipotizzato distanze comprese tra i 490 e 3500 a.l.) e pertanto non si ha alcun dato certo sulla luminosità e sulle sue reali dimensioni. Il fatto che una nebulosa risulti essere più luminosa della stella al suo interno suggerisce che la stella emette radiazione altamente energetica nella regione non visibile dello spettro elettromagnetico; questa viene assorbita dai gas della nebulosa che eccitandosi e diseccitandosi la riemettono sotto forma di radiazione visibile. Per la maggior parte delle nebulose planetarie si è notato che la radiazione visibile viene emessa ad un’unica lunghezza d’onda, quella corrispondente alla luce verde dell’OIII (5007 Angstrom). Infine, confrontando alcune immagini della Dumbbell Nebula, Leos Ondra ha scoperto una stella variabile situata nella parte esterna della nebulosa, che ha chiamato Goldilocks’ Variable.

m57Ring Nebula (Messier 57): è una nebulosa planetaria nella costellazione della Lira ed è uno dei maggiori protagonisti dell’emisfero boreale estivo. Recenti ricerche hanno portato alla conclusione che, come suggerisce il nome, è un anello di materiale brillante emesso dalla stella posta nel centro. Dalle immagini della nebulosa si nota come il livello di ionizzazione dei gas (la capacità di strappare alle molecole del gas uno o più elettroni) tende a diminuire all’aumentare della distanza dalla calda stella centrale che ha una temperatura di 100000 Kelvin: la regione centrale è scura suggerendo un’emissione di radiazione UV, mentre nella parte interna dell’anello la ionizzazione di ossigeno e azoto conferisce il colore verde, per poi avere un colore rossastro nella parte esterna dell’anello a causa del processo di eccitazione delle sole molecole di idrogeno. La stella al centro della nebulosa planetaria è una nana bianca di magnitudine 15, ed è il residuo di una stella un tempo molto simile al Sole.

Come detto precedentemente, non si sa con esattezza la distanza di una nebulosa planetaria, ma supponendo sia posta a circa 2300 a.l., questa avrebbe una magnitudine assoluta di -0.3 (circa 100 volte quella del Sole). Questa è stata la seconda nebulosa planetaria a venir scoperta nel 1779 ad opera di Antoine Darquier de Pellepoix. Messier quando la notò, la catalogò come una fioca nebulosa ma perfettamente definita. Il nome di “nebulosa planetaria” proviene dalla somiglianza che Herschel notò tra questo tipo di oggetti e il pianeta Urano che aveva appena scoperto. La prima idea che egli si fece della Ring Nebula fu quella di “una nebulosa traforata o un anello di stelle”, ma soprattutto la riteneva “una curiosità dei cieli”.

Messier 41: ammasso aperto nella costellazione del Cane Maggiore; è facilmente individuabile poiché si trova esattamente a sud della stella più luminosa del cielo, Sirio. M41 contiene un centinaio di stelle, tra cui delle giganti rosse e la più luminosa, di magnitudine 6.9 (700 volte più brillante del nostro Sole) è quasi al centro dell’ammasso. Dall’indagine delle giganti rosse all’interno di questo ammasso si è evidenziata una composizione chimica molto simile a quella della nostra stella. Messier 41 si estende per circa 25-26 a.l., l’età stimata è compresa tra i 190 e i 240 milioni di anni e pare si allontani da noi ad una velocità di 34 km/s. ·

Messier 73: è un falso oggetto Messier dato che si è scoperto essere semplicemente un asterismo di 4 stelle principali totalmente indipendenti tra di loro, nella costellazione dell’Acquario. Quando Messier lo scoprì nel 1780 notò un gruppo di 4 stelle immerse in una debole luminosità e per questo motivo lo catalogò insieme agli altri oggetti come un ammasso stellare. Successive osservazioni da parte dell’astronomo inglese John Herschel misero in discussione tale natura poiché quest’ultimo non notò alcuna nebulosità. L’oggetto Messier 73 è stato al centro di un dibattito una decina di anni fa: da un lato Bassino, Waldhausen e Martinez (2000) sostenevano l’idea di ammasso aperto poiché le stelle che lo costituivano seguivano un rapporto colore-luminosità tipico di queste strutture, dall’altro Carraro (2000) riteneva che fosse un semplice asterismo. Quando Odenkirchen e Soubiran (2002) pubblicarono i risultati di un’indagine spettrale ad alta risoluzione delle sei stelle più brillanti poste al centro del Messier 73, rivelando distanze differenti rispetto alla Terra e moti completamente non correlati tra di loro, il dibattito si concluse ritenendo tale oggetto un semplice asterismo.

Messier 78: è una nebulosa diffusa, ossia un’ampia nebulosa con limiti non definiti che può essere una nebulosa a riflessione (nube di polvere interstellare in grado di riflettere la luce delle stelle vicine) o ad emissione, come la M 42. M78 è la più brillante nebulosa a riflessione posta nella costellazione di Orione. Scoperta da Pierre Méchain nel 1780, appartiene al complesso di Orione, nube di gas e polveri all’interno della Nebulosa di Orione (di cui ne parleremo più avanti). La nebulosa in questione, di estensione pari a 4 a.l., brilla della luce riflessa delle due luminose stelle blu di magnitudine 10 vicino ad essa. L’indagine nel campo dell’infrarosso ha evidenziato come M78 sia una regione in cui sta avvenendo la formazione di giovani stelle, contandone al suo interno 192. Sono stati notati  inoltre, dei getti di materiale che vengono espulsi, molto probabilmente, da giovani stelle intrappolate nella nube di gas entro la quale è avvenuta la loro formazione. Questi getti vengono chiamati oggetti Herbig-Haro e ne sono stati rilevati almeno 17. M78 può essere osservata, in assenza di inquinamento luminoso, anche con un semplice binocolo anche se quello che si può notare attraverso le lenti è un oggetto che presenta una forte somiglianza con una cometa.

m42

The Orion Nebula is a picture book of star formation, from the massive, young stars that are shaping the nebula to the pillars of dense gas that may be the homes of budding stars. Credit: NASA,ESA, M. Robberto (Space Telescope Science Institute/ESA) and the Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team

Orion Nebula (Messier 42): è la nebulosa diffusa in emissione più brillante nel cielo, visibile anche ad occhio nudo in condizione moderatamente favorevoli ed è la regione di formazione stellare più vicina a noi. Situata nella costellazione di Orione, è un oggetto che si estende per oltre 1 grado, ossia quattro volte lo spazio occupato dalla luna piena. La nebulosa di Orione fu molto probabilmente scoperta nel 1610 da un legale francese, Nicholas-Claude Fabri de Peiresc, ma rimase celata tra i suoi appunti fino al 1916, quando l’astronomo Bigourdan li rese noti. Altri astronomi però, nel corso dei secoli, la individuarono indipendentemente l’uno dall’altro. E’ alquanto strano che questa nebulosa si trovi all’interno della lista Messier perché questi annotava nel suo catalogo gli oggetti di luminosità moderata che potevano essere scambiati per delle comete. La spiegazione può risiedere nel fatto che Messier abbia registrato questa nebulosa semplicemente per raggiungere facilmente un numero di 45 oggetti nel suo catalogo e pubblicarne così una prima edizione nel 1771, superando la lista di 42 oggetti celesti dell’emisfero australe pubblicata da Lacaille nel 1755.

Questa nebulosa è posta ad una distanza di 1500 a.l., ha un diametro di circa 30 a.l. e nella parte nord essa è troncata da un’evidente linea scura. A nord-est vi è una nebulosa più piccola, anch’essa a emissione (M 43) la cui luminosità è dovuta ai suoi stessi atomi che vengono eccitati dalla radiazione altamente energetica proveniente dalla calda e massiva stella giovane al suo interno. In queste stesse plaghe celesti vi è una regione di formazione stellare, la più giovane finora conosciuta, chiamata Trapezium cluster. Questa, costituita da caldo e luminoso gas ionizzato non è altro che un sottile strato all’interno di una più estesa nube di materiale più denso nominata Orion Molecular Cloud 1 (OMC1).

Beehive Cluster (Messier 44): è un ammasso aperto di stelle nella costellazione del Cancro facilmente visibile ad occhio nudo e per questo motivo, già noto nell’antichità. I greci e i romani vedevano in esso, ritenuto all’epoca una nebulosa, una mangiatoia in cui vi erano due asini a cibarsi, l’Asino Boreale (rappresentato dalla stella γ Cancer) e l’Asino Australe (ossia la stella δ Cancer). Non a caso, questo ammasso è noto anche con il nome di Praesepe, che in latino significa “mangiatoia”. Galileo fu il primo a smascherare la sua vera natura di ammasso stellare riuscendo a risolvere all’interno 40 stelle. Oggigiorno si sa che a questo ammasso appartengono con certezza almeno 200 tra le 350 stelle ipotizzate. Messier 44, distante 577 a.l. e con un’età stimata di 730 milioni di anni presenta una comportamento analogo ad un altro ammasso stellare facilmente visibile ad occhio nudo, le Iadi. Questo, con un’età stimata di 790 milioni di anni, pur non facente parte del catalogo Messier e abbastanza distante da Praesepe, presenta molte similitudini con esso, tanto che si è ipotizzata un’origine comune tra i due ammassi. Un’ulteriore conferma di questa ipotesi è la popolazione stellare al loro interno. Entrambi presentano giganti rosse e alcune nane bianche.

m45

M45: The Pleiades Star Cluster Image Credit & Copyright: Robert Gendler

Pleiadi (Messier 45): è un ammasso aperto nella costellazione del Toro, distante circa 380 a.l.. Ad occhio nudo si riescono a distinguere, a circa 10 gradi a nord-ovest dalla stella gigante rossa Aldebaran, almeno sei membri del gruppo, in condizioni abbastanza favorevoli se ne individuano nove e in zone in cui il cielo è completamente scuro e privo di inquinamento luminoso il numero delle componenti raggiunge la dozzina. Le Pleiadi erano già note ad Omero il quale le cita nelle proprie opere, l’Iliade (in cui adornano lo scudo di Achille) e l’Odissea (le quali aiutano Ulisse ad orientarsi nel cielo durante la sua navigazione per tornare ad Itaca) e sono conosciute con il nome alternativo di “Sette sorelle”. In effetti gli antichi greci riconoscevano in questo ammasso le sette sorelle figlie del padre Atlas e della madre Pleione: Alcyone, Asterope, Electra, Maia, Merope, Taygeta e Celaeno.

E’ stato dimostrato che le stelle all’interno di questo ammasso si muovono nello spazio in gruppo, con un moto comune, confermando l’ipotesi di un ammasso fisico e non di un semplice raggruppamento ottico. Si è notata la presenza di una nebulosa a riflessione nella zona in cui vi sono le Pleiadi, che presenta un colore bluastro poiché riflette la luce proveniente dalle stelle poste nelle vicinanze o al suo interno. Si ritiene però che non vi sia alcun legame tra l’ammasso delle Pleiadi e questa nebulosa a riflessione. L’età stimata di questo ammasso è di 100 milioni di anni e alcuni studi sostengono che le Pleiadi continueranno a mantenere tale aspetto per altri 250 milioni di anni per poi separarsi l’una dall’altra e proseguire per il proprio percorso individuale. Le Pleiadi hanno una velocità di rotazione molto elevata (evidenziata da righe di assorbimento dello spettro elettromagnetico molto spesse) e perciò, molto probabilmente hanno una forma oblata e non sferica. La stella che ruota più velocemente è Pleione, una stella variabile con una magnitudine che varia da 4.77 a 5.50. Una stranezza all’interno di questo ammasso relativamente giovane è la presenza di nane bianche, stelle nell’ultima fase della loro vita e perciò molto vecchie. Molto probabilmente queste stelle, un tempo molto massive, si sono generate all’interno dell’ammasso stesso e non sono state catturate dall’esterno, ma per qualche causa ancora da chiarire hanno perso la maggior parte della propria massa per poi perderne un’altra rilevante percentuale sotto forma di nebulosa planetaria. Le Pleiadi sono situate in prossimità dell’eclittica (il percorso apparente compiuto dal Sole in un anno proiettato sulla sfera celeste) e molto spesso sono occultate dalla Luna fornendo una spettacolare immagine del nostro satellite immerso nella luce emanata dalle “Sette Sorelle”. Dopo questo breve viaggio all’interno del Braccio di Orione ci si rende conto che facciamo parte di un meccanismo complesso e allo stesso tempo affascinante che non possiamo fare altro che ammirare e cercare di comprendere. La nostra indagine si è limitata, però, solo all’interno della Via Lattea; chissà se riusciremo mai a conoscere del tutto l’immenso universo a cui apparteniamo.  

Nel mirino degli asteroidi – Giulia Alemanno

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Nello scenario apocalittico di Armageddon un asteroide sta per schiantarsi sulla Terra e l’intero globo deve cercare di correre ai ripari. Ci chiediamo: è veramente possibile un evento di questo tipo? Può il cielo cadere sulle nostre teste? E cosa sono questi asteroidi? Gli asteroidi sono corpi minori del Sistema Solare formatisi al momento della formazione dei pianeti. Si tratta di oggetti di ridotte dimensioni e bassa luminosità. Questo spiega perché non furono scoperti prima del 1801. Nell’antichità, in seguito alla scoperta dei primi pianeti, si osservò sperimentalmente che le loro distanze aumentano in maniera regolare man mano che ci si allontana dal Sole. Venne così elaborata una legge matematica a carattere empirico per spiegare questa osservazione, nota come legge di Titius-Bode. Considerando come unità di misura la distanza Terra-Sole, pari a un’unità astronomica UA, le distanze degli altri pianeti dal Sole possono essere determinate in maniera approssimativa attraverso la seguente relazione empirica:

I valori ottenuti sono riportati nella seguente tabella.

n

Distanza di Titius-Bode (UA)

Distanza osservata (UA)

Pianeta

–

0.4

0.39

Mercurio

0

0.7

0.72

Venere

1

1

1

Terra

2

1.6

1.52

Marte

3

2.8

?

?

4

5.2

5.2

Giove

5

10

9.54

Saturno

6

19.2

19.6

Urano

 

 La legge di Titius-Bode indicava la presenza di un corpo alla distanza di circa 2.8 UA. Nel 1801 Giuseppe Piazzi scoprì Cerere, il primo di tutta una lunga serie di asteroidi. La maggior parte di essi occupa la cosiddetta fascia principale, “Main Belt” situata tra Marte e Giove ad una distanza dal Sole compresa tra 2.2 e 3.3 UA. Essa contiene, secondo recenti analisi, un milione di oggetti il cui diametro è maggiore o uguale ad 1 km. All’interno della fascia principale gli asteroidi sono distribuiti in modo non omogeno e il loro moto è caotico a causa delle forti perturbazioni gravitazionali prodotte in primis da Giove e poi anche dagli altri pianeti del Sistema Solare. In particolare, il caos viene generato da fenomeni di risonanza. Si osservano delle regioni dette lacune di Kirkwood a valori del semiasse maggiore che non corrispondono al semiasse orbitale di alcun asteroide visibile. Queste lacune coincidono con orbite fortemente caotiche situate in corrispondenza di valori del semiasse maggiore orbitale che portano ad una ripetizione delle posizioni relative di Sole, Giove e dell’asteroide. Ad esempio, una lacuna di Kirkwood è situata in corrispondenza di orbite caratterizzate da un periodo di rivoluzione pari ad 1/3 di quello gioviano. Questa lacuna si trova ad una distanza di 2.5 UA e in essa un eventuale asteroide, ogni tre rivoluzioni, si troverebbe nella stessa posizione di Giove. Questo dà luogo ad una risonanza di moto medio che produce un aumento della forza di Giove. Il povero asteroide che si trova a passare da questa regione viene espulso e immesso in un orbita differente tipicamente caratterizzata da un periodo minore e quindi più vicina a noi. Esistono poi due gruppi di asteroidi che si muovono in sincronia con Giove, lungo la sua stessa orbita. Questi asteroidi sono chiamati Troiani, una parte di essi precede Giove mentre l’altra lo segue.

Ad una distanza minore dal Sole, pari circa a 1.9 UA vi è un gruppo di oggetti noti come “Hungaria” e ad una distanza maggiore vi sono poi gli oggetti di tipo “Hilda” e “Thule”. La caratteristica interessante è che questi ammassi si trovano in corrispondenza delle risonanze 2/3 e 3/4 che in questo caso non determinano l’espulsione degli asteroidi, quindi non corrispondono a lacune di Kirkwood. Il comportamento di una risonanza viene, infatti, determinato non solo dalla forza di attrazione gravitazionale di Giove ma anche da perturbazioni dovute agli altri pianeti del Sistema Solare e al Sole stesso. E’ stato dimostrato che quando le altre forze perturbative riducono l’energia meccanica dell’asteroide viene prodotta la lacuna. In caso contrario si ha una grande concentrazione di corpi nella regione della risonanza e le regioni vicine vengono svuotate. A complicare ulteriormente la situazione si aggiungono però altri tipi di risonanze come le risonanze secolari dovute al fatto che con il passare del tempo le orbite dei pianeti e degli asteroidi si modificano. Una risonanza secolare si verifica quando il perielio di Giove coincide con quello di un asteroide. Tutto ciò contribuisce a rendere ancora più imprevedibile il moto di un asteroide. Un’importante categoria è poi quella dei NEO, Near-Earth Objects, ovvero asteroidi che orbitano molto vicino alla nostra amata Terra. Questi ultimi sono raggruppati in 3 popolazioni note come “Aten”, “Apollo” e “Amor” che si differenziano in base a parametri orbitali.

Come possiamo notare in figura, gli Atens nel loro cammino attorno al Sole, incrociano l’orbita terrestre. Hanno un semiasse maggiore orbitale inferiore a 1 UA, quindi per la maggior parte del tempo si trovano all’interno dell’orbita terrestre. Gli asteroidi della popolazione Apollo, al contrario, trascorrono più tempo al di fuori dell’orbita terrestre ma quando si avvicinano al perielio incrociano anch’essi l’orbita terrestre per passare al suo interno. Gli Amor, invece, non intercettano mai l’orbita terrestre durante il loro cammino. Essi, infatti, al perielio vengono a trovarsi ad una distanza dal Sole compresa tra 1.017 e 1.3 UA, maggiore pertanto della distanza Terra-Sole, ma non per questo sono meno pericolosi. Tutti questi oggetti evolvono in maniera caotica quindi la loro differenziazione in gruppi può essere meno netta. In base ad analisi spettrali la popolazione asteroidale è stata suddivisa in differenti classi tassonomiche di cui ricordiamo le più numerose che sono le classi S, C, P, D ed M. Gli asteroidi appartenenti alla classe S rivelano la presenza di silicati e presentano un’albedo di gran lunga maggiore rispetto agli asteroidi di classe C.  inoltre, hanno semiassi maggiori con valori compresi tra 2 e 2.5 UA dal Sole, mentre gli asteroidi della classe C raggiungono una distanza massima di 3.1 UA. All’interno della fascia principale predominano i corpi di classe S. Si tratta di un gruppo variegato che comprende sia corpi che hanno attraversato una fase di fusione, sia corpi che non sono mai stati allo stato fuso. Gli asteroidi più vicini a Marte sono composti prevalentemente da materiali rocciosi mescolati con ferro, mentre quelli situati esternamente e quindi più prossimi a Giove sembrano tutti corpi primitivi con composizione abbastanza simile a quella della nebulosa primordiale dalla quale ha avuto origine l’intero Sistema Solare. Questi oggetti appartengono alle classi C, P e D.

Si ritiene che, quando la nebulosa di gas e polvere iniziò a condensare, i primi minuscoli grani si aggregarono dando origine ai planetesimi dai quali hanno avuto origine gli attuali pianeti. Ma nella regione situata tra Marte e Giove, le risonanze gravitazionali di Giove furono tali da impedire la formazione di planetesimi così i frammenti non inglobati in pianeti diedero origine agli asteroidi. Questi corpi, date le loro ridotte dimensioni, si raffreddarono molto rapidamente. Nei più grandi il tempo di raffreddamento fu tale da permettere comunque una differenziazione. Essi presentano un nucleo costituito da metalli più pesanti avvolto in uno strato superficiale di materiale roccioso e mostrano i segni di una passata attività vulcanica. Tra questi abbiamo gli asteroidi di tipo M che sembrano contenere grandi quantità di metalli, quali ferro e nichel. Esternamente gli asteroidi si presentano come corpi asimmetrici e di forma irregolare. Le irregolarità sono dovute alla loro ridotta massa. La forma di un oggetto è, infatti, determinata dall’azione di due forze: la forza gravitazionale che si esercita tra le varie parti di cui esso è composto e la forza di coesione dovuta alle interazioni elettromagnetiche tra le molecole del corpo. Mentre le forze gravitazionali plasmano il corpo, quelle di coesione determinano una geometria complessa e piena di deformazioni. Nei corpi di maggiore massa le forze gravitazionali predominano su quelle di coesione, questi oggetti tendono quindi ad avere una forma più regolare come si può osservare per i pianeti. Negli asteroidi invece, le forze gravitazionali non sono sufficienti a conferire al corpo forme più plasmate. Le superfici di questi oggetti mostrano poi diversi crateri d’impatto e si presentano come dei piccoli pianeti in miniatura.

Vediamo nel dettaglio alcuni di questi oggetti:

Cerere – come abbiamo già accennato all’inizio dell’articolo, Cerere è il primo asteroide ad essere stato scoperto ed è anche il più grande della fascia principale. Esso presenta un diametro pari a 950 km ed una massa pari al 32% di quella dell’intera fascia principale. Dal 2006 è classificato come pianeta nano. Cerere presenta un nucleo roccioso ed una superficie caratterizzata dalla presenza di materiali idrati e argille. Si ritiene che, in seguito alla sua formazione, questo piccolo pianeta abbia attraversato una fase di intensa attività vulcanica. Pallade – fu il secondo asteroide ad essere osservato. Anch’esso di notevoli dimensioni, presenta infatti, un diametro pari a 512 – 545 km. Pallade risulta costituito in prevalenza da silicati ed è invece povero di ferro.

Vesta – è uno tra i più grandi asteroidi e il più luminoso: presenta un diametro pari circa a 525 km ed ha una densità di 3.3  QUOTE . Nelle situazioni più favorevoli può raggiungere una magnitudine pari a 5.4. La sua struttura interna è differenziata: presenta un nucleo costituito da metalli più pesanti quali ferro e nichel, un mantello costituito da olivina (un minerale di colore verde) ed uno strato superficiale di roccia basaltica. Frequenti impatti frammentano la superficie di Vesta e diversi frammenti giungono fino a noi, cadendo sulle nostre teste. Esiste, infatti, una categoria di meteoriti che si pensa provengano da Vesta. Questi contengono notevoli quantità di olivina. Si ritiene che un tempo esistessero diversi corpi simili a Vesta ma questi sono stati frantumati in famiglie di asteroidi più piccoli a causa delle frequenti collisioni con altri corpi.

Gaspra – E’ un asteroide della Main Belt appartenente alla classe S ed è il primo asteroide in assoluto ad essere stato visitato da una sonda. La sonda Galileo osservò Gaspra mentre faceva rotta verso Giove. Gaspra ha una larghezza pari circa a 10 km e una lunghezza di 17 km, la sua superficie è popolata da moltissimi crateri d’impatto, più di 600, ma nessuno di essi si avvicina al valore del raggio dell’asteroide. La forma di Gaspra è molto irregolare, da ciò si può dedurre che probabilmente ha avuto origine da un corpo che ha subito molte collisioni.

P/2013 R3 – E’ il primo asteroide che è stato visto ridursi letteralmente in pezzi. La notizia è recente: l’asteroide è stato osservato il 15 settembre 2013 dai telescopi Catalina e PAN-STARRS ai quali appariva come un oggetto sfocato dall’aspetto anomalo. Successive osservazioni del Keck Telescope nelle Hawaii hanno permesso di distinguere tre oggetti in movimento. Immagini più dettagliate ottenute grazie all’Hubble Space Telecope hanno rivelato la presenza di non 3, ma ben 10 oggetti distinti ognuno con una coda di polveri simile a quella di una cometa. Gli oggetti più grandi hanno un diametro di 200 m.

I dati raccolti mostrano  inoltre, che i pezzi si allontanano gli uni rispetto agli altri a una velocità di  1.5km/h  e permettono di fare delle ipotesi sulla causa della frammentazione dell’asteroide. Il numero di frammenti continua ad aumentare e ciò porta ad escludere l’idea che l’asteroide si stia frammentando per effetto dello scontro con un altro asteroide. Se così fosse le velocità dei frammenti dovrebbero essere maggiori di quelle osservate. Si può escludere anche l’ipotesi della rottura a causa della pressione ed evaporazione dei ghiacci interni perché l’oggetto è troppo freddo per portare ad una evaporazione significativa dei ghiacci contenuti al suo interno. E’ stata così avanzata l’ipotesi della rottura a causa dell’effetto YORP. Asteroidi e altri piccoli corpi che popolano il nostro Sistema Solare risentono dell’effetto YORP (Yarkovsky–O’Keefe–Radzievskii–Paddack effect), che descrive la variazione della rotazione di questi oggetti a causa dell’interazione con la luce del Sole. Tale effetto si verifica quando la radiazione assorbita dall’oggetto, viene in un secondo momento riemessa dalla superficie dello stesso sotto forma di calore. Se un asteroide ha una forma molto irregolare il calore viene irradiato in modo non uniforme e questo produce un effetto torcente sul moto del corpo modificandone la sua velocità di rotazione. Si ritiene che questo effetto abbia provocato un aumento della velocità di rotazione di P/2013 R3 e conseguentemente anche della forza centrifuga che ha ridotto in pezzi l’asteroide. Probabilmente P/2013 R3 aveva una struttura interna frammentata a causa di numerose collisioni subite nel passato. Si pensa che molti asteroidi hanno una tale struttura, detta “rubble pile”, ovvero mucchio di macerie.

Itokawa – Si tratta di un piccolo asteroide che orbita attorno alla Terra. Esso appartiene, infatti, al gruppo Apollo. In un primo momento Itokawa è stato osservato nel dettaglio grazie alle immagini e ai dati della sonda giapponese Hayabusa che hanno rivelato la sua strana forma, simile a quella di un’arachide. Successivamente, un gruppo di ricercatori capitanati da Stephen Lowry, ha analizzato le immagini raccolte tra il 2001 e il 2013 dal New Technology Thelescope (NTT), in Cile, al fine di determinare la struttura interna di questo piccolo pianetino. Misurando la variazione di luminosità di Itokawa, si è potuta ottenere una misura molto accurata del suo periodo di rotazione e della sua variazione nel tempo. E’ stato osservato che l’effetto YORP sta provocando un aumento nella velocità di rotazione di Itokawa e quindi una diminuzione del suo periodo che varia di 0.045 secondi l’anno. Questa variazione si può spiegare solo se si assume che le due parti di cui è fatto l’asteroide abbiano densità diverse. Questa scoperta rappresenta un passo importante nello studio degli asteroidi: è la prima volta che si è riusciti a determinare in maggiore dettaglio la struttura interna di un asteroide e tutto ciò permette di comprendere meglio l’origine di questi corpi. E’ stata avanzata, ad esempio, l’ipotesi che Itokawa si sia formato dall’impatto tra due asteroidi differenti che si sono scontrati e fusi.

Soprattutto, gli studi sulla struttura interna degli asteroidi sono importanti perché ci permettono di capire come ridurre il pericolo che questi oggetti cadano sulle nostre teste. La Terra è stata colpita diverse volte da corpi rocciosi provenienti dallo spazio. In un primo momento l’idea di pietre che piovono dal cielo non era accettata dalla comunità scientifica (l’Accademia delle Scienze di Parigi ne negò l’esistenza fino al XVIII secolo). Fu il fisico francese Jean-Baptiste Biot a provarne l’esistenza nell’800, quando una pioggia di pietre sembrò abbattersi nel villaggio de L’Aigle. Biot esaminando le pietre rinvenute riuscì a dimostrane l’origine extraterrestre. Oggi possiamo classificare gli incontri tra la Terra e questi oggetti, in base alle conseguenze da essi generate, secondo quattro differenti categorie. E’ stato calcolato che ogni giorno cadono al suolo 300 tonnellate di rocce e polveri. Per nostra fortuna l’atmosfera che ci circonda funziona come uno scudo: ci protegge da tutti i bolidi che hanno una massa inferiore a 100000 tonnellate e un diametro minore di qualche decina di metri. Questi oggetti vengono disintegrati in tanti minuscoli pezzi grazie all’attrito dell’aria. Durante il loro tragitto in atmosfera questi piccoli pezzi si incendiano dando luogo alle meteore, fenomeno più comunemente noto con il nome di stelle cadenti. Grazie alla nostra atmosfera, quindi, la maggior parte di questi oggetti quando giungono al suolo hanno le dimensioni di un granello di sabbia. Si parla in questo caso di incontri del “primo tipo” che hanno caratteristiche differenti a seconda della costituzione dei corpi in caduta.

Se le meteore sono di origine cometaria e quindi costituite da neve sporca, si incendiano al di sopra dei 50 km di altezza dal suolo. Le meteoriti rocciose, invece, presentando una maggiore resistenza al fuoco, colpiscono il suolo e si presentano come dei frammenti di pietra carbonizzata, come i frammenti analizzati da Biot. Questi meteoriti di diametro inferiore a 10 metri nella maggior parte dei casi si disintegrano in atmosfera. A causare gli incontri del “secondo tipo”, sono invece gli asteroidi pietrosi o ferrosi con una dimensione compresa tra 10 e 100 metri. La pressione che si esercita su una meteorite pietrosa, in seguito al suo ingresso in atmosfera è così elevata da ridurla in frantumi. La meteorite esplode prima di toccare il suolo e l’esplosione produce un’onda d’urto in atmosfera così violenta che spazza via ogni cosa nel raggio di diversi chilometri. Un evento di questo tipo si verificò sopra il fiume di Tunguska in Siberia, dove il mattino del 30 Giugno 1908 precipitò una massa rocciosa di 100 tonnellate e di 50 metri di diametro. L’esplosione distrusse tutta la foresta nel raggio di 30 km e portò alla morte di branchi di renne. L’energia liberata superava 1000 volte la potenza della bomba di Hiroshima. La meteorite esplose in volo, quindi non furono ritrovati frammenti né crateri d’impatto. Le cortecce degli alberi della foresta devastata, contengono tante minuscole particelle di oro, rame e nichel che sono componenti tipiche di un meteorite. L’ipotesi più probabile è che si sia trattato di una meteorite rocciosa esplosa a circa 10 km di altezza dal suolo dopo essere penetrata in atmosfera. L’ipotesi della meteorite ferrosa è stata esclusa perché quest’ultima, presentando una maggiore resistenza, non si disintegra durante il viaggio in atmosfera ma giunge al suolo dando origine ad un grande cratere d’impatto. Sulla Terra sono presenti diversi crateri d’impatto, come il Meteor Crater in Arizona prodotta da una meteorite di diametro di 50 metri. Ad oggi sono noti 150 crateri d’impatto, probabilmente un tempo vi era una quantità di maggiore di crateri, ma questi potrebbero essere stati cancellati da eventi erosivi atmosferici o movimenti tettonici. E’ probabile  inoltre, che vi siano crateri ancora non osservati sul fondo degli oceani.

Bolidi celesti di diametro maggiore o uguale a 10 km danno luogo agli “incontri ravvicinati” del “terzo” o “quarto tipo”, i cui effetti non sono più localizzati in determinate regioni del globo ma interessano l’intero pianeta. Questi bolidi non avvertono neppure la presenza dell’atmosfera. Un oggetto di questo tipo si schianterebbe al suolo con una potenza di un miliardo di Megaton, cioè 1000 più potente di tutti gli esplosivi presenti sulla Terra messi insieme! Un impatto del genere produrrebbe un cratere di 10 km di diametro e la materia incandescente verrebbe scagliata così in alto da entrare in orbita attorno alla Terra e produrre piogge di fuoco su tutto il pianeta. Le polveri riempirebbero l’intera atmosfera rendendo il cielo grigio e impendendo alla luce del Sole di arrivare al suolo, dando luogo così a un periodo gelido e invernale. La Terra sarebbe poi travolta da piogge acide, sostanze tossiche verrebbero liberate in atmosfera. Si ritiene che l’estinzione dei dinosauri sia stata provocata da un evento di questo tipo. E’ stato ritrovato un cratere d’impatto, noto come cratere di Chicxulub nella penisola dello Yucatan, con centro localizzato nella città di Chicxulub. E’ stato recentemente datato, con estrema precisione, l’impatto che ha dato luogo a questo cratere misurando l’età dei minerali prodotti dall’impatto, in particolare quelli ritrovati sull’isola di Haiti. Confrontando il valore ottenuto con l’età dei sedimenti in cui sono stati ritrovati in maggiore quantità i resti fossili dei dinosauri si è osservato che i due valori coincidono. Si è ottenuto che i due eventi avvennero circa 66040000 milioni di anni fa. Un incontro del terzo tipo si è verificato,  inoltre,, su Giove nel 1994, quando la cometa Shoemaker-Levy 9 precipitò sul Gigante del Sistema Solare. Tutto il mondo ha potuto osservare in diretta l’evento. Prima di precipitare sulla superficie del pianeta la cometa si frantumò in tanti pezzi, che si schiantarono l’uno dopo l’altro. Giove riportò le ferite per lungo tempo.

Ma non bisogna allarmarsi e gridare alla fine del mondo ogni qual volta un asteroide vola sulle nostre teste. Analisi statistiche ci dicono che una collisione come quella di Tunguska si verifica in media ogni due o tre secoli ma poiché la Terra è costituita prevalentemente da oceani, è molto probabile che un tale evento si verifichi in mare piuttosto che sulla terra ferma. Comunque verrebbero prodotti effetti localizzati e si potrebbero affrontare. La probabilità che si verifichi un tale evento è una su 10000 mila nell’arco dell’intera vita di un uomo, cioè è 100 volte minore della probabilità di morire in un incidente d’auto ma maggiore della probabilità di essere vittima di un terremoto, di un’eruzione vulcanica o di un uragano. Il rischio di impatti di tale portata è quindi molto ridotto ma non improbabile. Ricordiamo alcuni eventi d’impatto verificatisi sulla Terra negli ultimi anni come il meteorite di Whitehorse che il 18 Gennaio del 2000 si abbatte’ nella capitale di Yukon, uno dei tre territori canadesi. Testimoni dicono di aver osservato una palla bluastra in cielo che cambiava colore durante la caduta trascinando dietro di sé diversi detriti. Nel 2007 in Perù, nel villaggio di Carancas, precipitò un meteorite che produsse un cratere di circa 13,8 metri di diametro e 3 metri di profondità, che presto si riempì d’acqua che bolliva spargendo gas nocivi nell’area circostante a causa dei quali molte persone si ammalarono. Infine ricordiamo tutti l’evento del 15 Febbraio dello scorso anno, in Russia. L’onda d’urto provocata dall’impatto meteorico danneggiò circa 3000 edifici della città di Chelyabinsk e ci furono 1200 feriti.

Come possiamo proteggere la Terra da questi corpi? Oggi disponiamo della tecnologia necessaria per evitare impatti con meteoriti molto grandi, quanto una montagna ad esempio. Questi possono essere, infatti, avvistati in tempo e quindi si potrebbe intervenire cercando di cambiare la traiettoria del bolide. Un modo potrebbe essere quello di inviare un razzo con del materiale esplosivo ma bisognerebbe far attenzione a non ridurre il meteorite in tanti pezzi. Più complesso è invece, cercare di evitare un impatto con comete. Quest’ultime provengono dagli estremi confini del Sistema Solare e diventano visibili solo in prossimità del Sole. Pertanto comete potenzialmente pericolose potrebbero essere avvistate solo un anno prima dell’impatto e bisognerebbe far deviar loro la traiettoria quando già sarebbero molto vicine alla Terra. Come se non fosse già abbastanza complicato, si aggiunge poi il carattere di imprevedibilità delle comete. Quest’ultime, infatti, non sono soggette non solo alla forza gravitazionale ma l’evaporazione degli elementi volatili che le costituiscono produce delle piccole deviazioni che rendono difficile il calcolo della loro orbita. Niente panico! Anche qui le statistiche ci confortano: le comete pericolose sono in quantità di gran lunga minore rispetto alle meteoriti.

Tuttavia ricordando il famoso detto “non tutto il male vien per nuocere”, si ritiene che acqua e materiali organici siano stati portati sulla Terra proprio da questi bolidi, che sarebbero pertanto i responsabili dello sviluppo della vita sul nostro pianeta. Sappiamo, infatti, che le comete sono composte in parte da neve sporca, quindi acqua e per la restante parte da silicati e materia organica.  inoltre, meteoriti pietrosi ritrovate sulla superficie del pianeta rivelano la presenza di diversi composti organici. Probabilmente queste sostanze organiche hanno avuto origine dalla profusione di molecole interstellari, come molecole di idrogeno, d’acqua, di metano o ammoniaca. Queste molecole reagendo con l’acqua contenuta all’interno delle molecole possono dare origine ad amminoacidi. E’ proprio il caso di dirlo: “siamo figli delle stelle”. Siamo polvere di stelle e, citando Thuan Trinh Xuan, astrofisico americano, “nelle vesti di autentici messaggeri dello spazio, le comete e gli asteroidi hanno raccolto questa polvere di stelle per dare la vita al nostro bel pianeta”.