T Coronae Borealis (T CrB): un diamante in arrivo nella Corona Boreale – Giulia Malacari & Domenico Licchelli

Pubblicato il 5 Settembre 2024 da Domenico Licchelli

Ogni notte serena negli ultimi due mesi, all’Osservatorio Astrofisico R.P.Feynman così come in centinaia di altri Osservatori simili in giro per il mondo, si tiene d’occhio una piccola porzione di cielo nella costellazione della Corona Boreale nella speranza di assistere ad uno degli eventi più violenti e spettacolari dell’universo, l’esplosione di una “nova” ossia l’apparizione inaspettata di una nuova stella fissa (per distinguerla da pianeti e comete) invisibile fino a quel momento senza strumenti adeguati, che può raggiungere tutto ad un tratto un’eccezionale luminosità, tanto da diventare visibile ad occhio nudo, per poi svanire nuovamente alla vista dopo un certo periodo di tempo.

Le novae sono un fenomeno poco frequente nel cielo, perchè di solito non raggiungono luminosità tali da essere facilmente avvistabili ad occhio nudo. Solo negli ultimi anni grazie a specifici programmi osservativi è stato possibile identificarne un numero consistente. Il catalogo compilato da Bill Gray ne annovera 556 a partire dal 76 a.c. fino ad oggi (Settembre 2024). Dal punto di vista osservativo, una nova classica è un’esplosione stellare caratterizzata da un rapido aumento verso la massima luminosità in un lasso di tempo che va da poche ore a qualche giorno, un’ampiezza elevata nell’ottico (8 ≤ Δmag ≤ 16), un’eiezione di massa espulsa ad alta velocità (valori tipici che vanno da alcune centinaia a diverse migliaia di km/sec, come indicato dalle linee di emissione molto ampie e/o dalle componenti di assorbimento largamente spostate verso il blu nei profili di tipo P Cyg ben visibili negli spettri, come vedremo meglio in seguito), spettri ottici post-massimo che evolvono verso un grado di eccitazione e di ionizzazione crescenti, e condizioni nebulari che prevalgono di solito durante le fasi più avanzate del declino della luminosità come dimostrano le righe di emissione proibite che dominano gli spettri.

La stella in questione, T Coronae Borealis, o T CrB, promette di dare spettacolo e di aggiungere un nuovo diamante in quella regione di cielo compresa tra Arturo e Vega. Al massimo della luminosità infatti, apparirà circa luminosa quanto la Stella Polare anche se sarà visibile solo per pochi giorni prima di svanire nuovamente nell’oscurità.

Le costellazioni estive sono ben visibili in questa ripresa all-sky. La Costellazione della Corona Boreale è evidenziata dal cerchio rosso

T CrB è, infatti, una nova ricorrente con un ciclo di circa 80 anni. Le precedenti esplosioni documentate con dovizia sono avvenute il 12 maggio 1866 e il 9 febbraio 1946, ma la prima osservazione registrata della nova risale a più di 800 anni fa, all’autunno del 1217, quando un uomo di nome Burchard, abate di Ursberg, in Germania, annotò di aver osservato “una stella flebile che per un certo tempo brillava con grande luce” in quella stessa regione di cielo.

La costellazione della Corona Boreale. La stella progenitrice della futura nova è all’interno del cerchio rosso

Ma cosa ha spinto gli astrofisici ad allertare la comunità scientifica ed a sostenere che uno di questi giorni l’evento si ripeterà? Come spesso avviene per questioni astrofisiche si è studiato cosa è avvenuto in passato. Il suo comportamento nell’ultimo decennio sembra sorprendentemente simile a quello osservato nel periodo che precedette l’eruzione del 1946. In particolare, si è notato che prima di diventare una nova la stella si affievolisce per circa un anno. T CrB ha iniziato ad indebolirsi a marzo del 2023, per cui ci si aspetta che la prossima esplosione possa avvenire entro la fine di Settembre 2024 (stima più ottimistica) o al più entro qualche mese. A rigore, per il compimento degli 80 anni bisognerebbe aspettare il 2026 ma l’incertezza in questo genere di eventi è sempre grande per cui è opportuno monitorarla già da adesso.

Andamento della curva di luce di T CrB. E’ evidente la diminuzione soprattutto in banda B da Marzo 2023

T Coronae Borealis, soprannominata “Blaze Star” è in realtà un sistema binario situato a circa 3.000 anni luce da noi, composto da una nana bianca, un relitto cosmico delle dimensioni della Terra di una stella morta che possedeva una massa comparabile a quella del nostro Sole, e da un’antica gigante rossa che viene lentamente privata dell’idrogeno degli strati più esterni dall’incessante attrazione gravitazionale della sua vicina affamata. Per centinaia e/o migliaia di anni il materiale perso dalla compagna fluisce attraverso il lobo di Roche e forma un disco di accrescimento prima di terminare il suo viaggio accumulandosi sulla superficie della nana bianca (ad eccezione delle cosiddette polar in cui l’intensità del campo magnetico presente è tale che la formazione di un disco di accrescimento è impedita e il materiale fluisce direttamente sulla nana bianca attraverso i poli magnetici). Il disco di accrescimento è soggetto a instabilità che causano fasi brillanti regolari e a bassa ampiezza chiamate eruzioni di tipo cataclismico. L’esplosione come nova avviene, invece, quando il materiale accumulato sulla superficie della nana bianca, genera un aumento di pressione e temperatura tale da innescare un’esplosione termonucleare sufficientemente potente da farlo esplodere e disperderlo nello spazio.

Nel video seguente una gigante rossa ed una nana bianca orbitano l’una attorno all’altra fino a generare una nova simile a T Coronae Borealis. La gigante rossa è la grande sfera in tonalità di rosso, arancione e bianco, con il lato rivolto verso la nana bianca nelle tonalità più chiare. La nana bianca è nascosta in un brillante bagliore bianco e giallo che rappresenta un disco di accrescimento attorno alla stella. Un flusso di materiale, mostrato come una nube diffusa di rosso, scorre dalla gigante rossa alla nana bianca. Quando la gigante rossa si muove dietro la nana bianca, un’esplosione sulla nana bianca si innesca, creando una bolla di materiale espulso dalla nova mostrata in un pallido arancione. Dopo che la nebbia si dirada, rimane un piccolo punto bianco, indicando che la nana bianca è sopravvissuta all’esplosione. (NASA/Goddard Space Flight Center)

A differenza dell’evento di supernova, un’esplosione finale e titanica che distrugge le stelle morenti di grande massa, nel caso della nova, la nana bianca rimane intatta e può nuovamente ricominciare ad accumulare materiale sulla superficie. Il ciclo si ripete periodicamente nel tempo, un processo che può durare da decine fino a centinaia di migliaia di anni.

Ci sono altre novae ricorrenti con cicli molto brevi come RS Ophiuchi e U Scorpii , ma ciò che rende speciale T CrB è il fatto di essere relativamente vicina al nostro Sistema Solare. Anche se ci vogliono 3.000 anni perché la sua luce raggiunga la Terra, il che significa che l’esplosione a cui assisteremo è avvenuta in realtà prima che venisse costruita l’ultima delle piramidi egizie, si tratta di una distanza modesta su scala cosmica, il che permetterà di studiare l’evento con tutta la schiera possibile di strumenti astronomici, dalle migliaia di telescopi di non professionisti, che già conducono ricerche scientifiche a vario titolo, al Telescopio Spaziale Fermi per i raggi gamma, al Telescopio Spaziale James Webb della NASA, l’Osservatorio Neil Gehrels Swift, IXPE (Imaging X-ray Polarimetry Explorer), il NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array), il NICER (Neutron star Interior Composition Explorer) e l’INTEGRAL dell’Agenzia Spaziale Europea (Extreme Universe Surveyor), e numerosi telescopi radio e ottici a terra, incluso il Very Large Array dell’Osservatorio Nazionale di Radioastronomia nel New Mexico. L’obiettivo è quello di acquisire quanti più dati possibile attraverso tutto lo spettro elettromagnetico. I professionisti osserveranno l’evento principalmente al suo picco e durante il suo declino, mentre l’energia visibile dell’esplosione svanisce, ma è altrettanto critico ottenere dati durante la fase iniziale di crescita fino all’eruzione, dati che con buona probabilità saranno acquisiti proprio dai non professionisti che nei loro Osservatori possono permettersi il lusso di osservare la stella ad libitum, anche per mesi se necessario, cosa del tutto impossibile per qualunque Osservatorio professionale. Questo consente loro di raccogliere molti dati. E con centinaia di Osservatori disseminati in tutto il mondo, si può ottenere una copertura quasi continua della Blaze Star.

Dal punto di vista fotometrico, dopo la rapida ascesa iniziale che può durare solo poche ore in novae molto veloci come U Sco, ed un breve stop, la nova raggiunge la fase di massima luminosità ottica che è seguita da un immediato declino verso la quiescenza, caratterizzato di solito da due fasi, una più rapida, quando i materiali espulsi sono ancora otticamente spessi e quindi la sorgente centrale non può essere vista dall’esterno, fase che dura fino a quando la nova è scesa di 3-4 magnitudini rispetto al massimo, e poi una più lenta, quando i materiali espulsi sono esposti direttamente alla potente radiazione ionizzante emanata dalla stella centrale e diventano otticamente sottili finchè quest’ultima è visibile dall’esterno. Il momento in cui avviene la transizione da condizioni otticamente spesse a condizioni otticamente sottili nei materiali espulsi segna anche, in alcune novae, l’inizio di eventi transitori che perturbano un declino altrimenti regolare, sia per la formazione di polvere che per oscillazioni semi-periodiche. I granuli di polvere possono formarsi nei materiali espulsi, e l’oscuramento risultante generato dalla polvere può ridurre di diverse magnitudini la luminosità della nova. Dopo che è stato raggiunto un massimo di assorbimento, l’oscuramento da polvere si riduce progressivamente e, dopo un po’, la nova riprende l’andamento declinante che avrebbe seguito in assenza di formazione di polvere. La diluizione dei granuli di polvere causata dall’espansione continua dei materiali espulsi è la principale ragione della fine della fase di oscuramento. La radiazione assorbita nell’ottico riscalda i granuli di polvere che la riemettono a lunghezze d’onda più lunghe, e la nova appare diverse magnitudini più luminosa a lunghezze d’onda infrarosse. Da qui l’importanza di monitorare l’andamento ove possibile nelle bande B, V, R, I e similari, in particolare con i filtri SLOAN e Stromgren. A questo proposito, infatti, è opportuno ricordare che se un osservatore fornisce solo pochi punti fotometrici, è necessario combinare i dati di diversi osservatori per ricostruire l’intera curva di luce di una nova. Tuttavia, la dispersione dei punti in una curva di luce combinata può essere così ampia (fino ad 1 magnitudine nei casi peggiori) che i dettagli vengono sfuocati e diventano pressochè irrecuperabili. Questo accade perché, durante il declino, il flusso di una nova è principalmente concentrato in poche righe di emissione. Due filtri fotometrici in teoria quasi identici, possono produrre dati molto diversi se uno include una forte riga di emissione e l’altro no nella sua banda passante. Questo comportamento avviene frequentemente con il filtro V, il cui ripido bordo di trasmissione sul lato blu coincide con il doppietto [OIII] 4959, 5007, che è di solito la riga di emissione più intensa durante la fase nebulare. Per evitare le righe di emissione più forti ed ottenere una misura significativa del vero continuo sottostante, si potrebbero utilizzare, in aggiunta ai filtri standard Johnson B e V, i filtri Stromgren b e y, la cui banda passante è più stretta ed esclude le principali righe di emissione. Se si dispone di un solo filtro, è opportuno che l’osservatore resti concentrato sulla nova il più a lungo possibile e con lo stesso setup fotometrico durante tutta la campagna osservativa. Così facendo i dati raccolti saranno autoconsistenti, permettendo di evidenziare tutti i dettagli più fini della curva di luce senza doverli combinare con dati esterni.

Animazione della regione di cielo centrata sulla Nova V339 Del, prima e dopo la sua comparsa

Curva di luce della Nova Delphini 2013, dati AAVSO

Dal punto di vista spettroscopico l’evoluzione spettrale delle novae è fondamentalmente guidata da due parametri fisici: la densità di massa dei materiali espulsi e la loro velocità di espansione. Lo spettro di una nova attorno al massimo e all’inizio del declino può essere di tipo FeII o He/N. Una nova di tipo FeII mostra, oltre alle righe di emissione di Balmer dell’idrogeno, molte righe di emissione permesse del FeII, mentre una nova di tipo He/N, oltre alle linee di Balmer, presenta righe di emissione di Elio e Azoto, ma non di FeII. La classificazione iniziale dello spettro di una nova, che può essere acquisito anche con strumentazione amatoriale se raggiunge magnitudini sufficientemente elevate, è cruciale poiché determina il comportamento che ci si può aspettare per la sua evoluzione futura. Rispetto alle novae di tipo FeII, quelle di tipo He/N tendono a declinare più rapidamente, presentano velocità di espansione maggiori, quindi righe di emissione più ampie e rilasciano una quantità di massa inferiore. Le novae di tipo FeII sembrano appartenere a una popolazione stellare più antica, concentrata principalmente verso il bulge della Galassia, mentre le novae di tipo He/N mostrano una distribuzione meno concentrata verso il centro galattico, risultando più diffuse lungo il disco, il che suggerisce una popolazione stellare parentale più giovane e nane bianche di massa maggiore.

Nello spettro si distinguono le seguenti fasi principali:

Initial rise – Pre-maximum spectrum: si riferisce all’espansione libera adiabatica degli ejecta che si stanno raffreddando rapidamente. Questa fase è anche chiamata “hot fireball spectrum” ed è osservata molto raramente perché implica che si riesca a scoprire la nova durante la sua ascesa al massimo, che normalmente è un processo rapido che dura da poche ore a pochi giorni e che ci sia la disponibilità immediata di tempo telescopico presso un Osservatorio, due condizioni che non si verificano frequentemente. Alcune novae mostrano un cosiddetto pre-halt maximum nella curva di luce, caratterizzato da colori più blu, che anticipa l’ascesa finale alla massima luminosità. Questa caratteristica nella curva di luce è stata catturata in pochissime novae, come T Pyx e V1974 Cyg. Le linee di Balmer e non-Balmer sono caratterizzate da alte velocità di espansione dell’ordine dei 2000-3000 km/s se misurate dal minimo dei rispettivi profili P Cygni. Queste caratteristiche sono prodotte durante l’espansione iniziale dell’involucro otticamente spesso espulso dalla nova.
Maximum light – Principal spectrum: questa fase corrisponde all’ascesa alla massima luminosità nelle magnitudini V ed R e ad una contemporanea diminuzione della luminosità a lunghezze d’onda blu e UV. Questo è il momento in cui il fireball raggiunge la temperatura critica di raffreddamento, la pseudo-fotosfera inizia a ritirarsi e lo spettro è dominato dall’emissione free-free da plasma più rarefatto al di fuori della fotosfera. Di conseguenza, gli ejecta della nova agiscono ora come un mezzo passivo, convertendo il flusso UV in emissione a lunghezze d’onda più lunghe e mostrando quindi transizioni a bassa ionizzazione negli spettri, come quelle del gruppo FeII (da cui il nome “iron curtain”), del doppietto della linea D del Sodio e del CaII. Queste linee sono affiancate da ampi profili P Cygni con velocità spostate verso il blu generalmente inferiori a quelle osservate durante la fase del fireball.
Orion Spectrum: Verso la fine della prima fase del declino e all’inizio della fase di transizione da condizioni otticamente spesse a condizioni otticamente sottili, appare un altro sistema spettrale, il cosiddetto Orion Spectrum. Gli spettri ottici mostrano ora caratteristiche dovute a righe ad alta ionizzazione (HeI, OII, NII) e le righe CIII/NIII della banda a 4640 di Bowen. La loro apparizione nello spettro è dovuta alla bassa densità degli ejecta combinata con l’intenso flusso UV. Man mano che la densità diminuisce ulteriormente, lo spettro sviluppa righe nebulari che aumentano la loro luminosità nel tempo. Durante questa fase, i sistemi di assorbimento scompaiono.
Nebular Phase: L’aumento del flusso di HeII segna la fine della fase otticamente spessa e l’inizio della fase nebulare, seguita dall’aumento della luminosità delle transizioni proibite a lunghezze d’onda ottiche dell’Ossigeno [OIII] a 4363 e 4959, 5007, rispettivamente, e dell’Azoto [NII] 5755, 6548, 6584. Le osservazioni spettroscopiche ottenute durante la fase nebulare, quando gli ejecta sono otticamente sottili, sono utili per studiare la struttura geometrica e di ionizzazione degli ejecta. In questa fase il picco dell’emissione si sposta verso lunghezze d’onda UV e infine verso i raggi X.
Post-Nova Spectrum: Infine, pochi anni dopo l’esplosione, l’oggetto sviluppa lo spettro post-nova, caratterizzato dalla graduale scomparsa delle righe coronali e proibite a causa della diminuzione del livello di ionizzazione. Le righe di emissione residue rimangono forti o almeno ancora rilevabili, ad esempio NIII a 4640 A e la riga di emissione HeII 4686 originata dal disco di accrescimento attorno alla nana bianca.

Spettro della Nova Monocerotis 2012 di tipo He/N

Spettro della Nova Del 2013 (V339 Delphini) di tipo FeII, pochi giorni dopo la sua comparsa in cielo. Da notare per esempio l’evidente profilo P Cygni della riga Halpha a 6563 A dell’Idrogeno

Evoluzione dello spettro della Nova Delphini 2013, dopo 20 giorni dalla sua comparsa

Ulteriore evoluzione della Nova Delphini 2013, 45 giorni dopo la sua comparsa

La spettacolare evoluzione dello spettro della Nova Delphini 2013

Tornando alla nostra amica T CrB, in basso è riportato uno spettro acquisito una decina di anni fa che è sostanzialmente quello di una stella di tipo M3III, molto diverso da quello dell’altra nova ricorrente RS Ophiuchi.

Lo spettro di T CrB in una fase di quiescenza acquisito poco più di 10 anni fa

Lo spettro dell’altra nova ricorrente Rs Oph nel 2014 è molto diverso

Già nel 2015 lo spettro era però molto cambiato. Le modifiche più evidenti sono l’intensità senza precedenti raggiunta da HeII 4686 (superiore a Hγ), l’alta intensità delle righe di OIII e NIII coinvolte nel meccanismo di fluorescenza di Bowen, e l’apparizione di righe ad alta ionizzazione come [NeV] 3427, il tutto sopra un marcato continuo nebulare e di Balmer. (si veda: The 2015 super-active state of recurrent nova T CrB and the long term evolution after the 1946 outburst di Munari et al.).

Sembrerebbe quindi che il palcoscenico sia pronto per una nuova spettacolare entrata in scena di T CrB e non è detto che non siate proprio voi a coglierla nel momento in cui deciderà di impreziosire con una nuova gemma il nostro cielo.

Colori e Temperature delle Stelle – Domenico Licchelli e Francesco Strafella

Pubblicato il 15 Settembre 2023 da Domenico Licchelli

Entrando in una stanza scarsamente illuminata ognuno di noi si accorge di una istantanea perdita di sensibilità visiva. La spiegazione di questo fenomeno sta nella struttura dell’occhio umano. Quando la radiazione luminosa arriva sulla retina stimola le terminazioni nervose in essa contenute: i CONI e BASTONCELLI.
I Coni, i quali sono maggiormente concentrati in una zona centrale della retina (detta, Fovea), operano solo in presenza di alti livelli d’illuminazione. Essi inoltre consentono di discriminare i colori e di avere una buona risoluzione dei dettagli.
I Bastoncelli sono la stragrande maggioranza di recettori luminosi presenti nella retina, circa 120 milioni contro i 7 dei coni, e si trovano soprattutto in periferia. Essi operano in condizioni di bassa luminosità e sono insensibili ai colori; per questo motivo nel caso in cui si è in ambiente scotopico (scarsamente illuminato) l’occhio umano non percepisce i colori ma solo sfumature di grigio.
Da questo si capisce che in visione notturna il nostro sistema visivo può fare affidamento solo sui bastoncelli. Questi ultimi per un completo adattamento a condizioni di bassa illuminazione necessitano in genere di un periodo compreso tra i 45 e i 60 minuti.
Trascorso questo intervallo, con il sistema completamente adattato si può notare che:
• La visibilità degli oggetti è maggiore nella zona centrale che in quella periferica del campo visivo questo perché la minima distanza angolare per distinguere separati due oggetti è rappresentata dalla stimolazione di almeno tre campi recettivi. Nella zona centrale della retina i campi recettivi sono formati da un solo fotorecettore, perciò stimolando due coni e lasciando un terzo non stimolato si potrebbe distinguere due oggetti separati. In caso di visione notturna la massima sensibilità si ha nei campi recettivi perifèrici, che però sono molto grandi (formati anche da milioni di bastoncelli) quindi il potere risolutivo è notevolmente più basso
• I colori sono percepiti solo come diverse tonalità di grigio in quanto i bastoncelli (fotorecettori deputati alla visione notturna ) sono insensibili ai colori. Quando l’occhio si è adattato all’oscurità , la sensibilità massima si sposta verso lunghezze d’onda più corte. Mentre i 555 nanometri della visione fotopica corrispondono al colore giallo-verde, i 510 della visione scotopica corrispondono al blu-verde. Al diminuire della luminosità generale dell’ambiente l’occhio perde la sensibilità per le tonalità del rosso e però distingue ancora bene i verdi, gli azzurri e i blu. Al calare delle tenebre , secondo il tipico comportamento dell’occhio umano chiamato “effetto Purkinje”, il rosso appare nero, mentre il verde mantiene ancora la sua cromaticità.
La sensibilità dell’occhio umano in visione notturna è influenzata da diversi fattori quali:
• Età: in genere la visione notturna dei giovani è più acuta di quella degli anziani
• Dieta: una alimentazione ricca di vitamina A migliora la visione crepuscolare, in quanto si comporta da enzima nella produzione di rodopsina.
• Condizioni fisiche: l’adattamento è favorito da buone condizioni di salute generale e in particolare dallo stato di salute dell’occhio
• Ereditarietà: un singolo gene può trasmettere una buona o cattiva capacità d’adattamento

Come si traduce tutto ciò nell’osservazione delle stelle? Ad occhio nudo si riesce a distinguere abbastanza bene il colore di pochissime stelle, le più luminose e generalmente di colore rosso, arancio o giallo. Quelle blu le percepiamo come bianche con qualche sfumatura sull’azzurro. In realtà molto dipende dalla trasparenza del cielo, dal tasso di umidità e dalla presenza di polveri in atmosfera. Quest’ultima componente, in particolare, tende a diventare dominante sotto cieli cittadini e/o vicini ad impianti industriali. In questo caso si assiste ad un generale arrossamento, come avviene per esempio col sole al tramonto.
Passando all’osservazione con telescopi più o meno potenti, riusciamo ad apprezzare meglio i colori ma subentrano alcuni effetti, ottici e di elaborazione del cervello, che possono fuorviare. Se lo strumento non è perfettamente apocromatico (dall’ottica principale agli oculari), il colore è fortemente influenzato dallo spettro secondario, generalmente blu-viola che rende difficile valutare il reale colore della stella. Osservando stelle doppie strette, a tutto ciò si aggiunge un eccessivo “zelo” del cervello che tende a farci vedere la compagna, solitamente un po’ più debole, del colore complementare, anche se per esempio la stella è in realtà bianca (principale gialla, secondaria blu, oppure rossa-verdastra etc.). Come si fa quindi a capire il vero colore della stella?

Breve digressione sui colori dell’arcobaleno

Molte informazioni sulla natura di una sorgente luminosa sono codificate nel cosiddetto “spettro” della luce che, nel caso del Sole, possiamo vedere anche ad occhio nudo quando osserviamo il fenomeno dell’arcobaleno che dimostra in maniera evidente che la luce del Sole, che a noi appare di un unico colore bianco, nelle particolari condizioni che si verificano dopo un temporale, quando ci sono ancora goccioline d’acqua in sospensione in atmosfera ed il Sole è basso, si può scomporre nelle sue componenti che si mostrano come una sequenza di archi contigui proiettati in cielo con colori ed intensità diversi.

Genesi dell’arcobaleno – Cortesia Livio Ruggiero

: Alaska. Denali NP. Alaska Range. Rainbow above Muldrow Glacier.

Un fenomeno simile lo possiamo osservare anche se facciamo passare la luce di una lampada ad incandescenza attraverso un prisma: dopo l’attraversamento del prisma la luce bianca, inizialmente collimata in un sottile fascio, uscirà scomposta nelle sue componenti in direzioni diverse e con colori diversi. Un modo per capire cosa succede è di pensare che la nostra lampada in realtà emette una luce che è una mescolanza di radiazioni di vari colori. Nel suo passaggio attraverso il prisma le differenze tra vari colori si evidenziano perché la radiazione, entrando nel prisma, viene rifratta (come fosse “piegata”) ad angoli diversi a seconda della lunghezza d’onda, ovvero a seconda del colore. All’uscita dal prisma si noterà che la radiazione blu viene “piegata” più della rossa in modo che i vari colori emergano ad angoli diversi formando così una specie di arcobaleno.

Rifrazione di un fascio di luce bianca con un prisma

Notiamo ora che abbiamo introdotto il termine “lunghezza d’onda” in associazione al “colore della luce” e quindi abbiamo implicitamente adottato l’idea che la nostra percezione del colore sia legata alla lunghezza d’onda della radiazione o, meglio, alla combinazione di radiazioni di diversa lunghezza d’onda che mescolandosi compongono la luce emessa da una sorgente luminosa.

Siamo più pronti ora ad usare l’espressione “spettro della luce” per indicare la sequenza di intensità e di lunghezze d’onda (e quindi di colori) emesse da una data sorgente luminosa, tenendo presente che le lunghezze d’onda delle radiazioni che producono un colore blu sono tipicamente più piccole di quelle che invece producono il rosso.

Oltre che a scaldare e fornire energia, quale altra informazione porta con sé la luce del Sole?

Per rispondere a questa domanda ci può guidare un’analogia con un pezzo di ferro scaldato da un fabbro: osserviamo che all’aumentare della temperatura il colore del metallo ci appare prima nero, poi rosso, giallo ed infine, alla temperatura più alta, diventa bianco. Il fabbro può usare allora il colore come un termometro per valutare la temperatura del metallo, cosa che effettivamente fa.

Possiamo ripetere questa esperienza in casa osservando come cambia il colore del filamento di una lampada a luminosità variabile. Ci rendiamo conto facilmente che la luce è minima quando il filamento è più freddo e rosso, mentre aumenta man mano che il filamento si riscalda e tende al colore bianco.

Date queste osservazioni possiamo fare due considerazioni:

un corpo emette più radiazione quando è caldo rispetto a quando è freddo;

un corpo caldo appare più bianco di uno freddo, che invece tende più al rosso.

Siccome le stelle sono corpi caldi che emettono luce con modalità analoghe a quelle del filamento della nostra lampada, useremo le considerazioni fatte poc’anzi per dire che il colore delle stelle può essere usato come indicatore della temperatura di superficie, cioè della regione da cui proviene la luce stellare. Assumendo che le stelle si comportino come corpi neri, il massimo della loro emissione, e quindi il loro colore, è funzione della temperatura (Legge di Wien), così come le righe degli elementi presenti, facilmente individuabili proprio con lo spettroscopio.

Spettri di emissione del corpo nero a diverse temperature. Si nota come al crescere di T il massimo di emissione si sposta verso le lunghezze d’onda inferiori, ossia verso il blu, come previsto dalla Legge di Wien (lambdamax*T = costante)

Come valutare la temperatura misurando il colore

Dalle precedenti osservazioni potremmo già dire che le stelle blu hanno superfici più calde delle stelle rosse, ma per passare all’effettiva valutazione della temperatura delle superfici bisogna fare ancora un passo in più. Per questo abbiamo bisogno di riprendere il concetto di “spettro della radiazione” che abbiamo introdotto a proposito della luce dell’arcobaleno e che misura l’andamento della intensità dell’emissione (la brillanza) al cambiare della lunghezza d’onda (il colore).

Nella figura seguente sono rappresentati gli spettri emessi da una sorgente a tre temperature diverse; si nota che, se misuriamo le intensità a due diverse lunghezze d’onda, troviamo valori differenti al variare della temperatura dello spettro. In altre parole il rapporto delle intensità della luce a due diverse lunghezze d’onda cambia al cambiare della temperatura e quindi è una quantità che può essere utilizzata per ricavare la temperatura quando non possiamo porre un termometro a contatto con la nostra sorgente luminosa ma ne possiamo solo osservare lo spettro.

Grafico esplicativo del concetto di Temperatura di colore. Per chiarire le differenze con la Fig.1 precedente si noti che, per evidenziare meglio il comportamento dello spettro al variare della temperatura, abbiamo usato scale logaritmiche. Inoltre le lunghezze d’onda sono state espresse come frequenze usando la relazione: lunghezza d’onda x frequenza = velocità della luce.

Il gioco è fatto: basandoci sull’esperienza acquisita studiando il comportamento della luce di una piccola sorgente nei nostri laboratori abbiamo individuato un metodo applicabile alla luce in generale, e quindi anche alla luce proveniente dalle stelle. Possiamo quindi dire di poter valutare le temperature delle superfici stellari misurando la brillanza di una stella a due diverse lunghezze d’onda della luce, evitando in questo modo di fare un viaggio fino alla stella per mettere un termometro a contatto con la sua superficie! Le temperature valutate con il metodo appena descritto vengono indicate spesso con il nome di “temperature di colore”.

Operativamente si utilizza la fotometria per misurare l’intensità della luce che passa attraverso diversi filtri. Ciascun filtro consente il passaggio solo di una parte specifica dello spettro della luce, respingendo tutte le altre. Un sistema fotometrico ampiamente utilizzato è chiamato sistema Johnson-Cousin UBVRI. Impiega filtri passa banda: U (“Ultravioletto”), B (“Blu”), V (“Visibile”), R (Rosso) e I (infrarosso); ciascuno seleziona diverse regioni dello spettro elettromagnetico.

Il processo di fotometria UBVRI prevede l’utilizzo di dispositivi sensibili alla luce come i CCD accoppiati ad un telescopio puntato verso una stella di cui si misura l’intensità della luce che passa attraverso ciascuno dei filtri individualmente. Questa procedura, per esempio con i filtri UBV, fornisce tre luminosità o flussi apparenti (quantità di energia per cm2 al secondo) designati da Fu, Fb e Fv. Il rapporto dei flussi Fu/Fb e Fb/Fv è una misura quantitativa del “colore” della stella, e questi rapporti possono essere usati per stabilire una scala di temperatura per le stelle. In generale, quanto più grandi sono i rapporti Fu/Fb e Fb/Fv di una stella, tanto più calda è la sua temperatura superficiale.

Imaged from ESO’s La Silla Observatory, this photograph brilliantly captures the full Orion constellation and arcs of gas and dust weaving through the constellation. Just to the left of the the Hunter’s three-star belt is the bright Orion Nebula, one of the most well known star-forming regions.

Ad esempio, Bellatrix in Orione ha Fb/Fv = 1,22, indicando che è più luminosa attraverso il filtro B che attraverso il filtro V. inoltre il suo rapporto Fu/Fb è 2,22, quindi risulta più luminoso attraverso il filtro U. Ciò indica che la stella deve essere davvero molto calda, poiché la posizione del suo picco spettrale deve trovarsi da qualche parte nella banda spettrale del filtro U, o ad una lunghezza d’onda ancora più corta. La temperatura superficiale di Bellatrix (determinata confrontando il suo spettro con modelli dettagliati che tengono conto delle sue linee di assorbimento) è di circa 25.000 Kelvin.

Possiamo ripetere questa analisi per Betelgeuse. I suoi rapporti Fb/Fv e Fu/Fb sono rispettivamente 0,15 e 0,18, quindi è più luminosa in V e più fioca in U. Quindi, il picco spettrale di Betelgeuse deve trovarsi da qualche parte nella banda spettrale del filtro V, o ad un valore maggiore di lunghezza d’onda. La temperatura superficiale di Betelgeuse è di soli 2.400 Kelvin.

Gli astronomi preferiscono esprimere i colori delle stelle in termini di differenza di magnitudine, piuttosto che di rapporto di flussi. Pertanto, tornando alla blu Bellatrix abbiamo un indice di colore pari a

B – V = -2,5 log (Fb/Fv) = -2,5 log (1,22) = -0,22,

Allo stesso modo, l’indice di colore per la rossa Betelgeuse è

B – V = -2,5 log (Fb/Fv) = -2,5 log (0,18) = 1,85

Gli indici di colore, come la scala delle magnitudini, vanno all’indietro. Le stelle calde e blu hanno valori B-V più piccoli e negativi rispetto alle stelle più fredde e rosse.

Un astronomo può quindi utilizzare gli indici di colore di una stella, dopo aver corretto l’arrossamento e l’estinzione interstellare, per ottenere una temperatura accurata di quella stella.

Il Sole con una temperatura superficiale di 5.800 K ha un indice BV di 0,62.

Domenico Licchelli e Francesco Strafella

Salviamo il cielo stellato. Il Progetto Globe at night – Anna Galiano

Pubblicato il 4 Giugno 2015 da Domenico Licchelli

Occhi al cielo contro l’inquinamento luminoso: Globe at Night

Il 20 Dicembre 2013 l’Assemblea Generale delle Nazioni Unite ha proclamato il 2015 Anno internazionale della Luce e delle tecnologie basate sulla Luce (IYL 2015). Quando si parla di luce in realtà non ci si sta limitando alla sola componente visibile dello spettro elettromagnetico, ma alla “luce cosmica”. Questa comprende l’intero spettro elettromagnetico, composto da raggi gamma, raggi X, radiazione UV, luce visibile, radiazione infrarossa, microonde e onde radio.

Queste radiazioni vengono emesse da vari oggetti astronomici presenti nell’Universo e raggiungono la Terra ogni giorno. Lo studio di queste componenti elettromagnetiche ha permesso di migliorare la conoscenza del nostro Universo e comprendere i meccanismi che avvengono anche a milioni di anni luce (a.l.) di distanza dalla Terra (1 a.l. è la distanza che percorre la luce del Sole nel vuoto in un anno, ossia circa 9*10¹²km).

La luce solare riflessa da Giove e dai suoi 4 satelliti ha permesso a Galileo Galilei, nel 1610, di provare la veridicità della teoria copernicana: così come i satelliti Io, Europa, Ganimede e Callisto orbitavano attorno al pianeta gigante, così la Terra e gli altri pianeti allora noti (da Mercurio a Saturno) orbitavano attorno al Sole. In tal modo contraddisse con non poche conseguenze il sistema tolemaico sostenuto dalla Chiesa, secondo il quale vi era la Terra al centro dell’Universo ed ogni altro corpo celeste vi ruotava attorno.

Nel 2015, inoltre, ricorre il centenario della Teoria della Relatività Generale di Elbert Einstein. Era il 1915 quando Einstein propose una nuova visione dello spazio e del tempo: fino ad allora prevaleva la concezione di Newton, secondo cui lo spazio e il tempo erano due concetti assoluti e indipendenti l’uno dall’altro. Einstein invece suggerì come lo spazio e il tempo fossero dinamici e potessero inoltre venir deformati dalla presenza di oggetti fortemente massivi. Di conseguenza spiegò l’esistenza della forza di gravità presente sulla Terra: questa è dovuta alla deformazione dello spazio-tempo causata dalla massa del Sole. In più Einstein sosteneva che a causa di questa deformazione, un raggio di luce che viaggia in prossimità del Sole subisce una deflessione nella propria traiettoria di 1.75” (secondi d’arco). Durante l’eclissi di Sole del 1919 l’astrofisico Artur Eddington effettuò delle misurazioni che dimostrarono come la luce proveniente da una stella apparentemente vicina al Sole era deviata proprio di 1.75”. Questo fenomeno è noto come lensing gravitazionale e fu la prima prova dell’esattezza della teoria di Einstein.

In quest’anno dedicato alla “luce cosmica” la comunità scientifica cercherà di sensibilizzare il pubblico di tutto il mondo sull’importanza della radiazione elettromagnetica e sulle informazioni che essa trasporta riguardo i corpi celesti che la emettono. Si vuole, inoltre, sottolineare come le tecnologie basate sulla luce siano in grado di migliorare la qualità della vita sia dei Paesi già sviluppati che delle popolazioni più disagiate.

Come è ben noto, la tecnologia laser è ormai uno strumento utilizzato in diversi campi. Il laser sfrutta l’emissione di luce stimolata (un processo in cui dall’interazione tra un fotone ed un atomo eccitato, si determina la transizione dell’atomo allo stato fondamentale e l’emissione di due fotoni) per amplificare la luce: laser è infatti l’acronimo di Light Amplification by Stimulated Emission of Radiation (Amplificazione di Luce per mezzo di Emissione Stimolata di Radiazione). Tale strumento ha un largo uso in medicina per la correzione di alcuni difetti visivi (miopia o ipermetropia) o per la rimozione delle cellule anomale nei tumori in fase iniziale, oltre ad essere ormai da anni utilizzato per la lettura e masterizzazione di CD e DVD. Il laser permette inoltre di trasferire dati da un computer ad un altro attraverso le fibre ottiche, risultando essere il mezzo di trasmissione più veloce sinora inventato.

L’invenzione delle luci LED (acronimo di Light Emitting Diode) è stato un altro grande passo della tecnologia. Questi particolari diodi sono composti da un materiale semiconduttore in cui è presente una regione composta da elettroni (regione di conduzione) ed una zona priva di particelle cariche, ossia ricca di lacune (detta appunto regione di vacanza). La luce che viene emessa nei LED proviene dalla transizione dell’elettrone dalla regione di conduzione a quella di lacuna. Oggigiorno i LED sono utilizzati per illuminare gli schermi a cristalli liquidi (LCD) dei televisori e dei cellulari, oltre a rappresentare l’elemento di illuminazione dei lampioni moderni.

Un’altra tecnologia basata sulla luce e molto diffusa nei Paesi sviluppati è data dai pannelli solari che vengono utilizzati anche per fornire energia alle abitazioni private sfruttando la luce proveniente dal Sole, la nostra principale fonte di energia. Diverse organizzazioni no-profit stanno lavorando per sviluppare nuove tecnologie eco-sostenibili da adottare nei Paesi più disagiati dove le popolazioni sono ancora costrette a vivere al buio. Se da un lato ci sono popoli che purtroppo vivono ancora privi di illuminazione nelle strade o nelle case, dall’altro ci sono Paesi industrializzati che sprecano l’energia elettrica senza neanche rendersene conto. Per questo motivo un altro importante tema dell’IYL2015 è la riduzione dell’inquinamento luminoso e dello spreco di energia che ne deriva.

L’inquinamento luminoso è la diffusione, da parte dell’atmosfera, di luce proveniente da sistemi di illuminazione pubblici e privati che illuminano, senza alcuna necessità, il cielo e il terreno.

In particolare, nell’art.1 della Legge Regionale della Puglia 15/2005 si legge scritto:“si considera inquinamento luminoso ogni alterazione dei livelli di illuminazione naturale e, in particolare, ogni forma di irradiazione di luce artificiale che si disperda al di fuori delle aree a cui essa è funzionalmente dedicata, in particolar modo se orientata al di sopra della linea dell’orizzonte”.

La legge regionale della Puglia LR 15/2005 è stata promulgata per far fronte all’eccessivo spreco di illuminazione artificiale, imponendo delle procedure che dovrebbero essere rispettate dall’intera regione. Innanzitutto questa legge prevede che tutti i sistemi di illuminazione siano dotati di apposite coperture in modo da non far diffondere la luce delle lampadine verso il cielo, ma vengano convogliate solo verso il terreno, l’unica area che debba essere illuminata.

Nell’immagine si nota come il primo lampione, privo di copertura superiore, diffonda la luce nell’area circostante, illuminando sia il cielo che il terreno. Nell’ultimo sistema di illuminazione, invece, la luce è completamente convogliata verso il terreno, preservando il cielo e fornendo una migliore illuminazione nell’area sottostante. Anche se il costo di installazione di questi lampioni moderni dovesse essere elevato, la spesa verrebbe poi pienamente recuperata grazie al risparmio energetico che ne deriverebbe, dato che possono essere utilizzate lampadine con una minore potenza. È stato dimostrato come il primo genere di illuminazione sprechi tra il 30 e il 75 % di potenza elettrica verso il cielo. Inoltre la quantità di luce che viene diffusa verso l’alto dai vecchi sistemi di illuminazione rappresenta uno spreco di 22000 GW/h che tradotto in termini di moneta, equivale a 2 miliardi di dollari l’anno letteralmente “buttati in aria”.

Questa normativa della regione Puglia impone, inoltre, che tutti gli edifici (tranne quelli di valore architettonico o storico) vengano illuminati dall’alto verso il basso, con dei sistemi in grado di ridurre la potenza delle lampade nelle ore notturne. Per quanto riguarda l’illuminazione pubblicitaria sono stati assolutamente vietati fasci roteanti o fissi rivolti verso il cielo; gli unici lampioni permesse sono quelli che non convogliano il fascio luminoso al di fuori del cartellone pubblicitario. È stato consigliato l’utilizzo di sistemi di illuminazione dotati di sensori nelle aree che non sono abitualmente frequentate: in questo modo l’illuminazione si attiva solo quando i sensori rilevano il movimento di una macchina o di un uomo.

Se in Italia venisse adottata una legge contro l’inquinamento luminoso si otterrebbe un risparmio energetico annuo stimato di circa 250000000€. Di conseguenza si risparmierebbero 465000 tonnellate di combustibile. La produzione di energia elettrica richiede la combustione di materie prime e con le apposite misure anti-inquinamento non verrebbero immesse 1360000 tonnellate di anidride carbonica (CO₂) nell’ambiente e si risparmierebbero 1480000 tonnellate di Ossigeno bruciato. L’aria che respireremmo sarebbe più pulita ed equivarrebbe a piantare una foresta di alberi di alto fusto con un’estensione di 200 000 ettari. In Italia non vi è una legge contro l’inquinamento luminoso ma tutte le regioni, fatta eccezione per la Calabria e la Sicilia, hanno adottato delle misure per limitare il problema.

Attualmente l’illuminazione nelle città è così eccessiva che il cielo notturno è velato da un alone rossastro, non permettendo così di ammirare le stelle e la Via Lattea né dal centro della città, né dalle zone più periferiche. In meno di dieci anni, l’aumento dell’inquinamento luminoso ha ridotto drasticamente le zone in cui è possibile osservare le miriadi di stelle che compongono la Via Lattea, corrispondenti al 30% del territorio italiano.

La presenza delle luci parassite (immagine a sinistra) non permette di osservare la Via Lattea, che è invece ben visibile in assenza di illuminazione (immagine a destra). La Via Lattea, come già descritto nell’articolo Il Braccio di Orione è la galassia di cui fa parte il nostro Sistema Solare. Composta da circa 400 miliardi di stelle, gas e polvere, ha un diametro maggiore di 100000 a.l. e la Terra insieme agli altri pianeti e corpi minori del Sistema Solare si trova ad una distanza di 30000 a.l. dal centro galattico. In realtà la Via Lattea è una galassia a spirale barrata: presenta un nucleo barrato dal quale si dipartono dei bracci a spirale logaritmica, i più importanti dei quali sono il Braccio di Perseo e il Braccio dello Scudo-Centauro. Il Sistema Solare giace nel Local Arm, o Braccio di Orione, un braccio complementare che prende il nome dalla costellazione omonima in esso presente. Attorno al centro galattico vi è un gran numero di stelle vecchie e fredde (con temperature intorno ai 3000°K) che si dispongono in maniera sferoidale, generando il cosiddetto bulge, la regione più luminosa della Via Lattea. Misure radio hanno permesso di individuare una forte sorgente localizzata nel centro galattico e analizzando il movimento dei corpi attorno ad essa, si ipotizza che l’oggetto compatto al centro della Via Lattea sia un buco nero supermassivo, con una massa pari a 4*10⁶M_* (M_* è la massa del Sole, pari a 2*10³³g). Osservando la Via Lattea dalla Terra, si nota che il centro della galassia è osservabile nella costellazione del Sagittario ed è per questo motivo che il buco nero viene identificato come Sagittarius A*.

Oltre a comportare uno spreco di energia e costi e l’impossibilità di godere delle bellezze naturali che il cielo ci offre, l’inquinamento luminoso può provocare danni all’uomo e al mondo animale se non si adottano le misure necessarie per ridurlo.

La luce che viene diffusa in tutta l’area circostante dai lampioni non a norma non viene ben focalizzata sulla retina dei nostri occhi, di conseguenza crea un forte bagliore che costringe le persone (e soprattutto gli anziani) a distogliere lo sguardo dalla fonte di questo disagio (chiamato disability glare). Ciò comporta una pericolosa distrazione per chi guida. Molti degli incidenti stradali avvengono in strade illuminate ed è stato inoltre stimato come avvengano molti più incidenti nelle gallerie dotate di illuminazione eccessiva rispetto a quelle non illuminate.

La capacità del nostro occhio di visualizzare le immagini dipende dalla produzione di una sostanza chiamata rodopsina, di colore rosso molto intenso. Questo liquido sbianca repentinamente quando è esposto alla luce: pertanto l’illuminazione eccessiva o erroneamente orientata può distruggere tutte le riserve accumulate e creare una cecità temporanea, di all’incirca qualche secondo. L’uomo ritorna a vedere quando l’occhio produce nuovamente una quantità sufficiente di rodopsina, ma quei secondi di cecità spesso sono la causa di gravi incidenti stradali. Gli scienziati hanno inoltre scoperto come l’uomo produca un particolare ormone (melatonina) in assenza di luce e pertanto durante le ore di sonno. Tale ormone regola il ciclo diurno delle nostre attività sistemiche. L’illuminazione eccessiva delle strade o delle vicine abitazioni, che può filtrare anche nelle nostre stanze durante la notte, può ridurre la produzione di melatonina e le nostre attività sistemiche possono risentirne negativamente. Inoltre, il prolungamento del giorno per via dell’illuminazione artificiale può limitare la nostra abilità nel dormire e nello svegliarsi ad orari opportuni. Di conseguenza si può generare uno sfasamento nelle attività biologiche che avvengono nel nostro organismo durante le 24 ore (ritmo circadiano).

L’insonnia, lo stress e la depressione sono disagi che possono essere causati dall’alterazione del ritmo circadiano. Una luminosità elevata non è sinonimo di sicurezza: molti pensano che se illuminano le proprie case con illuminazioni non schermate i criminali non osano avvicinarsi. Nell’immagine sottostante, invece si nota come l’eccessiva luminosità abbagli gli occhi e crei un forte contrasto con la zona in ombra, tale da non far notare la presenza di intrusi nascosti nell’area meno illuminata. I lampioni dotati di schermatura, invece, faciliterebbero la nostra visione.

Nella prima immagine la forte luminosità derivante dalla lampadina non schermata non permette di vedere l’uomo nascosto nel buio, facilmente visibile invece nell’immagine sottostante in cui il fascio luminoso è schermato dalla mano.

Gli animali sono altre vittime incolpevoli dell’inquinamento luminoso: infatti le loro attività vitali come l’accoppiamento, la ricerca del cibo e la migrazione sono strettamente correlate con la durata della notte. L’eccessiva illuminazione provoca un disagio nelle loro abitudini naturali, causando una drastica riduzione del loro numero. Gli uccelli, ad esempio, sono abituati a cacciare di notte e di conseguenza sono attratti dalle luci artificiali delle città. La loro curiosità è così forte che spesso collidono contro le costruzioni o le torri illuminate. A volte, attirati dalla luce, non riescono più a tornare indietro nel loro habitat naturale più buio e precipitano al suolo a causa dello sfinimento fisico. È stato registrato, inoltre, che un numero elevato di uccelli marini sfortunatamente impattano contro i fari o le turbine eoliche. Gli anfibi e i rettili non sono meno influenzati. Le tartarughe marine, in particolare, hanno l’abitudine di muoversi sulla spiaggia buia alla ricerca di una zona sicura per depositare le loro uova. In seguito ritornano nell’oceano attirati dal riflesso della Luna. Il nostro satellite fino a qualche anno fa era l’illuminazione naturale maggiore sull’oceano, permettendo dunque alle tartarughe di ritornare nel loro habitat. Le luci artificiali odierne, invece, catturano l’attenzione delle tartarughe che si allontanano così dall’oceano e giungono sulle strade, dove oltre a disidratarsi, possono disorientarsi e mettere in pericolo la propria vita.

Gli insetti, similmente, sono attratti dalla luce dei lampioni e vi volano vicino per tutta la notte. Di conseguenza hanno meno energia per l’accoppiamento e possono inoltre diventare delle facili prede. La diminuzione nel numero degli insetti incide di conseguenza su quegli animali che basano su di loro il proprio sostentamento.

Contro il dilagante problema dell’inquinamento luminoso è stata indetta una particolare campagna internazionale di sensibilizzazione, il programma Globe at Night che ha lo scopo infatti di rendere consapevoli i cittadini in tale disagio catapultandolo direttamente nel problema concreto. Lo scopo della campagna è quello di determinare la luminosità del cielo notturno da parte di chiunque sia interessato.

Le osservazioni effettuate dai cittadini saranno poi inviate ad un computer centrale, utilizzando una particolare applicazione reperibile sul sito. I dati così raccolti da tutto il mondo permetteranno di valutare la variazione dell’inquinamento luminoso durante l’Anno Internazionale della Luce. Per contribuire a questa utile campagna si devono svolgere le 5 semplici azioni di seguito descritte:

si individua la costellazione da osservare tra quelle proposte dal sito web http://www.globeatnight.org/ (poiché siamo a Marzo l’unica costellazione proposta ed osservabile alle nostre latitudini è la costellazione di Orione);
tramite il sito si può determinare la latitudine e la longitudine del luogo dalla quale si sta effettuando l’osservazione;
dopo circa un’ora dal tramonto si può uscire all’aperto e far abituare l’occhio al buio per circa 10 minuti;
si procede all’individuazione della costellazione, valutando la luminosità del cielo grazie alle 7 carte di magnitudine presenti sul sito; si deve inoltre annotare la quantità di nuvole presenti durante l’osservazione;
tramite l’applicazione reperibile al sito http://www.globeatnight.org/webapp/ si segnala la data, la latitudine e la longitudine del luogo, la cartina della costellazione scelta con il grado di magnitudine rilevato, la misura delle nuvole che coprivano la costellazione al momento dell’osservazione e si inviano i dati. L’osservazione potrebbe venir effettuata in più luoghi, così da confrontare i risultati ottenuti.

Si possono effettuare le osservazioni durante tutto il 2015, seguendo però i periodi specifici dedicati ad alcune costellazioni dell’emisfero nord:

dall’11 al 20 Marzo l’attenzione sarà focalizzata su Orione;
dal 9 al 18 Aprile e dal 9 al 18 Maggio si potrà osservare la costellazione del Leone;
dall’8 al 17 Giugno e dal 7 al 16 Luglio sarà la volta della costellazione Boote;
dal 5 al 14 Agosto e dal 3 al 12 Settembre la costellazione del Cigno sarà la successiva;
dal 3 al 12 Ottobre si potrà effettuare la valutazione della magnitudine del cielo focalizzando l’attenzione sulla costellazione di Pegaso;
infine dal 2 all’11 Novembre e dal 2 all’11 Dicembre si concluderà l’osservazione con la costellazione di Perseo.

Di seguito vengono descritte alcune indicazioni utili per rintracciare le 6 costellazioni boreali scelte dalla campagna durante i vari mesi del 2015.

Spettacolare vista d’insieme della costellazione di Orione e dei relativi complessi nebulari, capolavoro dell’astrofotografo Rogelio Bernal Andreo

Per identificare la costellazione di Orione, che spesso rimanda alla mente la figura di una clessidra, ma rappresenta in realtà un cacciatore, è utile individuare innanzitutto la Cintura di Orione, un asterismo di tre stelle luminose disposte in linea retta. Successivamente, una delle gambe di Orione è rappresentata da una delle stelle più luminose del cielo: la supergigante blu Rigel (beta Orionis). Questa stella ha una temperatura superficiale elevata, pari a circa 12000°K, e per questo appartiene alla classe spettrale B8Ia. Le spalle di Orione sono individuate dalla gigante blu Bellatrix (gamma Orionis) e dalla supergigante rossa Betelgeuse (alpha Orionis), la stella spesso più luminosa della costellazione, la cui classe spettrale è M2Iab. Betelgeuse è nell’ultima fase della propria evoluzione: dopo aver esaurito le riserve di Idrogeno (H) che sono state convertite in Elio (He) al seguito delle reazioni di fusione nucleare che avvengono nel nucleo stellare, è uscita dalla fase di sequenza principale. Ora la stella sta convertendo He in Carbonio (C) e le successive reazioni di fusione nucleare all’interno del nucleo, permetteranno la conversione di C in Ossigeno (O), la conversione di O in Neon (Ne), la conversione di Ne in Magnesio (Mg), la conversione di Mg in Silicio (Si) e infine la conversione di Si in Ferro (Fe). A questo punto sarà una stella “a shell”, ossia sarà composta da strati di materiale differente, dove nello strato esterno vi sarà H, in quello appena più interno He e così via, fino ad arrivare al nucleo ricco di Fe. La produzione di energia tramite le reazioni nucleari è l’unica forza in grado di contrastare il collasso gravitazionale della stella dovuto alla massa che la compone. Quando nel nucleo della stella vi rimane solo il Fe, le reazioni nucleari si arrestano e non viene più prodotta energia. Di conseguenza prevale il collasso gravitazionale e la massa della stella precipita velocemente verso il centro. Nel momento in cui la massa che collassa raggiunge la velocità del suono ad una particolare distanza dal centro si crea un’onda di shock che porta all’espulsione di tutto il materiale esterno a tale regione, fenomeno noto come supernova. Il materiale interno, invece, continua a collassare e a seconda della massa può divenire una stella di neutroni (se la massa è minore a 3 M_*) o un buco nero (se la massa è maggiore a 3 M_*). Si prevede che Betelgeuse fra circa 100000 anni esploderà in una supernova e diverrà una stella di neutroni.

A sud della Cintura vi è la Spada di Orione, un asterismo composto da due stelle multiple, dalla Grande Nebulosa di Orione (M42) e dalla nebulosa M43. La M42 è una nebulosa diffusa ad emissione (già descritta nell’articolo Il Braccio di Orione), un ammasso di gas ricco di H e giovani stelle. Infatti la Nebulosa di Orione è la regione di formazione stellare più vicina a noi, a circa 1500 a.l. di distanza dal Sistema Solare. Gli atomi di gas che compongono la nebulosa sono responsabili della sua luminosità: la radiazione proveniente dalle stelle viene assorbita dagli atomi che si eccitano, occupando un livello di energia superiore a quello fondamentale. Quando gli atomi si diseccitano ritornando nello stato energetico fondamentale, emettono fotoni con un’energia corrispondente alla differenza di energia dei due livelli coinvolti. La M42 è vicina ad un altro ammasso di gas e stelle, indicato come M43. Questa è una nebulosa ad emissione e riflessione, quindi gli atomi di gas presenti in M43 oltre ad emettere radiazione elettromagnetica, riflettono la luce che proviene dalle stelle vicine.

Sempre a sud della Cintura di Orione vi è una nebulosa oscura, conosciuta come Orion’s Horsehead Nebula, ossia Nebulosa Testa di Cavallo (B33). Questa nube di polvere interstellare ha casualmente assunto la forma che rimanda alla testa di un cavallo, venendo modellata dai venti stellari. La nube di polvere opaca di cui è composta B33 assorbe la radiazione ma il suo profilo è facilmente visibile grazie alla radiazione rossastra proveniente dalla nebulosa ad emissione retrostante (IC434). Tale radiazione viene emessa al seguito della ricombinazione di protoni ed elettroni per formare atomi di H. In basso a destra della Testa di Cavallo vi è invece una nebulosa a riflessione, che riflette appunto la luce proveniente dalla giovane stella blu al suo interno. All’interno della nebulosa B33 (la dimensione della “Testa” è di 5 a.l.) vi è una grande quantità di stelle che si stanno attualmente formando.

Un altro importante oggetto Messier presente nella costellazione di Orione è M78. Questa è una nebulosa a riflessione, che insieme a M42 e B33 fa parte del Complesso Molecolare di Orione. M78 è caratterizzata da un filamento di polvere opaca che riflette ed assorbe la radiazione proveniente dalle giovani stelle blu al suo interno (dotate di temperature intorno ai 30000°K), conferendo a questa nebulosa un aspetto minaccioso.

Per individuare la costellazione del Leone, invece, si può ricorrere all’aiuto del Grande Carro. Prolungando la retta che congiunge le due stelle del lato minore dell’Orsa Maggiore verso Nord si giunge alla stella polare, mentre se ci si muove verso Sud si individua la testa del Leone rappresentata da un triangolo rettangolo. L’intera costellazione è simile ad un arco e la stella più luminosa è Regolo, in realtà un sistema binario.

La costellazione di Boote (o anche Bifolco, poiché rimanda alla figura di un contadino) è estremamente semplice da individuare grazie alle tre stelle della coda del Grande Carro. Infatti, seguendo la disposizione ad arco di questi astri, si giunge alla stella più luminosa della costellazione di Boote, Arturo (che rappresenterebbe la vita del contadino). Le restanti stelle della costellazione formano un aquilone, mentre le stelle meno luminose sotto Arturo individuano le gambe del bracciante agricolo.

Il Cigno è una costellazione estiva che si sovrasta la Via Lattea. Questo volatile astronomico ha la forma di una croce, dove l’asse maggiore è formato dalle stelle Deneb e Albireo, mentre quello minore da Gienah e Rukh. La stella Sadr è il punto di intersezione tra i due assi. Per maggiori informazioni sugli oggetti astronomici compresi all’interno di questa costellazione si può fare riferimento all’articolo La costellazione del Cigno.

Pegaso è una costellazione autunnale che raffigura il cavallo alato guidato da Perseo per liberare Andromeda dal mostro marino, rappresentato dalla costellazione della Balena. Si individua facilmente il corpo del cavallo alato cercando il quadrato che costeggia la Via Lattea. La testa e il resto del corpo si estendono all’esterno del quadrato.

La costellazione invernale di Perseo è composta da stelle che sono disposte in modo tale da somigliare ad un cosiddetto “osso a forchetta”. La stella più luminosa rappresenta il petto di Perseo.

La campagna Globe at Night ha già raccolto 5512 osservazioni provenienti da 65 Stati ma i dati osservativi sono in costante aumento. Nel grafico seguente è riportato il numero di osservazioni effettuate dall’inizio di Gennaio 2015 ad oggi, 15 Marzo.

Di seguito invece è riportato un grafico che illustra il grado di magnitudine del cielo registrato nelle diverse osservazioni.

Il grado di magnitudine 0 implica l’impossibilità di osservare la costellazione cercata o per via di un eccessivo inquinamento luminoso o per la presenza di fitte nubi. Nel diagramma accanto si nota come il 70% delle osservazioni che hanno registrato una magnitudine 0 avvenivano in presenza di un cielo non molto limpido, poiché più del 50% era coperto da nuvole. Di conseguenza tale risultato non è legato all’inquinamento luminoso ed è per questo motivo che nel grafico sovrastante il valore 0 non è stato rappresentato. Figura 19: Grafico che descrive le condizioni di nuvolosità del cielo durante le osservazioni che hanno fornito un grado 0 di magnitudine. Si evidenzia come la maggior percentuale delle osservazioni (70%) sono avvenute in presenza di una nuvolosità maggiore del 50%.

Chiunque voglia partecipare attivamente nella lotta contro l’inquinamento luminoso può farlo aderendo alla campagna Globe at Night. Il mondo purtroppo non può salvarsi da solo ed un piccolo contributo da parte di ognuno di noi può condurre ad un grande cambiamento. Come ogni singolo pezzo è importante per completare un puzzle, così una giusta azione da parte di tutti noi è fondamentale per salvare il pianeta Terra.

Il drammatico peggioramento dell’Inquinamento luminoso sul Salento in soli 2 anni. Quasi non esiste più alcun luogo in cui ci sia una parvenza di buio. In un momento di crisi come l’attuale è uno dei modi più stupidi di sprecare le risorse comunali faticosamente raccolte aumentando a dismisura le tasse ai cittadini. Data courtesy of Earth Observation Group (EOG) – NOAA.

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

Pubblicato il 6 Ottobre 2014 da Domenico Licchelli

Rispondi

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.

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.

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.

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

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.

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

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!

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

…………………………………

Vincenzo Zappalà – 2014

Per saperne di più:

Il Gioco delle Stelle

Il Braccio di Orione – Anna Galiano

Pubblicato il 4 Giugno 2014 da Domenico Licchelli

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.

m57 Ring 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.

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: 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.

Kalòs Kaì Agathòs

Elogio della Bellezza (scientifica)

Archivi tag: Astrofisica