Nascita, vita e fine delle stelle

Corso di Astronomia per Tutti
Nascita, vita e fine delle stelle
Ing. Claudio Costa
Carocicosta.it
[email protected]
Anche a un’occhiata superficiale le stelle mostrano luminosità e colori differenti
E allora sorgono subito domande come:
•
•
•
Perché?
Quante ce ne sono?
E cosa sono?
Beh a occhio nudo ne
contiamo circa
seimila…
Ma se usiamo
telescopi potenti
arriviamo a capire
che nella sola
Galassia, la grande
famiglia di stelle a
cui appartiene il Sole,
il numero è di circa
100 miliardi!
Se potessimo
osservarla dall’alto
vedremmo qualcosa di
simile a questo
disegno
Le stelle sono
distribuite non a caso
ma su una struttura a
forma di disco di
100.000 anni luce di
diametro, lungo
braccia a spirale
Voi siete
qui
30.000 anni luce
100.000 anni luce
Vista di «taglio» la nostra Galassia somiglierebbe a questa chiamata NGC 891 e lontana
da noi 40 milioni di anni luce
Vista di «tre quarti» invece a quest’altra, M81 distante circa 12 milioni di anni luce
Ma cosa sono le stelle?
Come abbiamo visto per il nostro
Sole, sono sfere di gas, o meglio di
plasma (gas con elettroni liberi)
formate per il 75% da Idrogeno e
per il rimanente 25% da Elio con
tracce piccolissime di altri
elementi
È un gas molto caldo e quindi
luminoso: anche le stelle più fredde
hanno temperature in superficie di
circa 2.000 gradi
E’ proprio per questo che le stelle
riescono a vivere molto a lungo
sempre in equilibrio tra:
•
•
la gravità, che vuole
comprimerle
la pressione prodotta dai moti
delle particelle gassose che
tendono a disperdersi nello
spazio
Inoltre le stelle
sono anche in
equilibrio termico:
l’energia che esce
dalla loro superficie
è uguale a quella che
viene prodotta nel
centro
La stella si
stabilizza quando la
sua dimensione è
tale che la
superficie è
sufficientemente
grande da
permettere di
dissipare tutta
l’energia prodotta
all’interno
Cerchiamo ora di
capire dove e come
si formano il Sole e
le altre stelle
Dobbiamo andare a
cercare nelle grandi
nubi di gas e di
polveri chiamate
nebulose diffuse
In effetti di nubi di
questo tipo nella Via
Lattea ce ne sono
tantissime: alcuni
bellissimi esempi
sono la nebulosa di
Orione, la Nord
America, la Rosetta
oppure la nebulosa
Aquila, nel
Serpente
Le nebulose sono
composte per il 99% da
gas e da polveri: i gas
sono idrogeno allo stato
molecolare, ma anche
molecole d’acqua e atomi
di carbonio, ossigeno,
azoto, eccetera
Le polveri invece sono
minuscoli granuli grandi
circa un millesimo di
millimetro (molto meno
dello spessore di un
capello) composti di
ghiaccio, ferro, silicio e
altri elementi
Anche se le polveri sono
relativamente poche
rispetto al gas, essendo
decisamente più grosse e
pesanti degli atomi e
delle molecole di gas, si
muovono più lentamente,
e con la loro forza di
gravità attirano altro
materiale, e poi altro
ancora
Già nella nebulosa è in
atto la competizione
vista prima:
• La gravità tende a
raggruppare le
particelle
• La temperatura tende
ad allontanarle
Quando la nube supera una certa densità (circa centomila particelle a cm cubo) la nube
tende a contrarsi attirando sempre più particelle: si dice che auto-gravita
Ogni minima lenta rotazione della nube tende a farla appiattire in disco ruotante perché
lungo l’asse di rotazione l’auto-gravitazione non è contrastata dall’accelerazione centrifuga
All’interno delle
nebulose si formano
molteplici centri di
aggregazione che
generano stelle di
masse molto diverse
tra loro
Non possono esistere
stelle con una massa
inferiore a 8 centesimi
di quella solare, perché
non riuscirebbero a
innescare le reazioni
nucleari che sono la
fonte di energia
stellare
Stelle di massa molto
superiore a 50 masse
solari, invece,
avrebbero una
temperatura al loro
centro così alta che la
pressione esercitata
verso l’esterno le
distruggerebbe
Ma come e quanto vive una stella? Il problema è che non possiamo vedere le diverse fasi della
sua vita perché esse durano molto a lungo: da qualche milione a diversi miliardi di anni
Quindi è impossibile mettersi semplicemente seduti e aspettare di vedere come una stella
evolverà nel tempo
D’altra parte in cielo ci sono
moltissime stelle
Quindi, tra le tante stelle
visibili con i nostri strumenti,
ce ne saranno alcune
giovanissime, altre adolescenti,
altre ancora adulte e infine
alcune anziane
Questo è in pratica il lavoro
che fanno gli astronomi che si
occupano di evoluzione stellare:
rimettere insieme i frammenti
della vita delle stelle
Facendolo, si
scoprono molte
cose
Alcune stelle sono
molto luminose,
altre molto meno;
alcune sono molto
calde e altre molto
meno e così via
In realtà, in alcuni
casi, non si tratta
di stelle di tipo
diverso: sono
semplicemente a
uno stadio
diverso della loro
evoluzione, mentre
molte altre sono in
effetti differenti
Le temperature
superficiali vanno da
circa 2.500 e 40.000
gradi, con il Sole in
posizione intermedia
(5.500 gradi) e questo
provoca i colori
differenti che vediamo
anche debolmente a
occhio nudo
La stelle calde sono
bianco-azzurre, quelle
fredde sono arancionerosse
Temp. (K)
Colore
Massa
(M☉)
Raggio
(R☉)
Luminosità
Esempio
(L☉)
28 000 50 000
Blu-azzurro
16 - 150
15
fino a
1 400 000
10
Lacertae
9 600 28 000
Biancoazzurro
3,1 - 16
7
20 000
Regolo
7 100 9 600
Bianco
1,7 - 3,1
2,1
80
Altair
5 700 7 100
Biancogiallastro
1,2 - 1,7
1,3
6
Procione
4 600 5 700
Giallo
0,9 - 1,2
1,1
1,2
Sole
3 200 4 600
Arancione
0,4 - 0,8
0,9
0,4
α Centauri
B
1 700 3 200
Rosso
0,08 - 0,4
0,4
0,04
Stella di
Barnard
La vita di una stella è
determinata da un
parametro ben preciso: la
sua massa, cioè la quantità
di materia che la forma
Essa condiziona tutte le sue
altre caratteristiche:
dimensioni, luminosità e
durata della vita
Quanto maggiore è la massa,
tanto più la stella diventa
calda e luminosa perché la
gravità è maggiore e la
stella deve consumare
idrogeno più rapidamente
per bilanciarla con la
pressione
Per l’equilibrio termico, la
maggiore energia prodotta
dalle stelle massicce le
rende più grandi
Le stelle che hanno una massa pari a circa un decimo di quella
del Sole, hanno una luminosità che è solo qualche centesimo di
quella della nostra stella e un raggio pari anche a 1/100 di
quello del Sole
Stelle con massa 40 volte quella solare hanno una luminosità
che è anche 200.000 volte più elevata e un diametro anche
150 volte maggiore
Basta fare un semplice calcolo:
Una stella che ha una massa
pari a 40 volte quella del Sole e
una luminosità 200.000 volte
quella solare, consuma il
proprio carburante 200.000
volte più rapidamente, e pur
disponendo di combustibile 40
volte più abbondante lo
esaurirà in un tempo
200.000/40 = 5.000 volte
più breve
Poiché il Sole ha una vita
complessiva di circa 10 miliardi
di anni, un astro di massa 40
volte quella solare potrà quindi
brillare per soli 2 milioni di
anni, un tempo brevissimo su
scala astronomica!
Per esempio Rigel, la stella
in basso a destra nella
costellazione di Orione ha
davvero una luminosità
fuori dall’ordinario, molto
superiore a quella della
maggior parte delle altre
In effetti splende quasi
100.000 volte più del Sole,
e ha proprio per questo un
colore azzurrino
Sole
Rigel è una
supergigante: significa
che ha una massa pari a
quasi 20 volte quella
della nostra stella e un
diametro 80 volte
maggiore
Rigel ha circa 5 milioni
di anni: con la sua alta
luminosità non vivrà
molto a lungo, rispetto
alla media
Rigel
AB Doradus C
All’altro capo, cioè
pensando a stelle piccole e
poco brillanti, ci sono astri
come AB Doradus C
Di fatto, si tratta di una
delle più piccole stelle
conosciute: ha una massa
che è solo il 9 per cento di
quella del Sole
È un’insignificante stellina
rossiccia, fredda e
piccolina
Ma ha dalla sua il fatto di
essere «risparmiosa»:
consuma così poca energia
che vivrà per miliardi e
miliardi di anni, molto più a
lungo anche del Sole
Sole
Stelle brillantissime come
Rigel sono relativamente
poche
Non solo la loro formazione
è poco probabile, ma anche
la breve durata della loro
vita le toglie di scena in
fretta
Quelle piccole e poco
splendenti invece sono
molto più numerose, perché
vivono tantissimo tempo e
quindi è più probabile
incontrarle
Ricapitolando quindi:
Nelle prime fasi della vita delle
stelle prevale la forza di gravità
che le fa contrarre a poco a
poco, fino a che diventano stelle
vere e proprie a partire da una
nube di gas e polveri
Una stella raggiunge la
«maturità» quando è in perfetto
equilibrio idrostatico e termico;
questa fase è la più lunga e per
qualunque tipo di astro,
indipendentemente dalla massa,
rappresenta il 90 per cento
della vita
Quando in una stella simile
al Sole il combustibile (cioè
l’idrogeno) del nucleo
comincia a scarseggiare,
essa perde l’equilibrio in cui
è rimasta per qualche
miliardo di anni
Si arriva infatti al punto in
cui, al suo centro, quasi
tutto l’idrogeno si è
trasformato in elio
E dato che la temperatura
in questo tipo di astri non è
sufficientemente elevata,
l’elio non «fonde», cioè non
produce nuove reazioni
nucleari
Idrogeno
Elio
Il nucleo allora inizia a
raffreddarsi e la gravità
prende di nuovo il
sopravvento, come nella
fase in cui la stella si è
formata
Un po’ alla volta il nucleo
dell’astro si contrae, ma
così facendo si riscalda
Quando raggiunge i 100
milioni di gradi, i nuclei di
elio cominciano a fondersi
l’uno con l’altro formando
nuclei di carbonio
Idrogeno
Elio
Carbonio
I
La stella entra in un
nuovo periodo tranquillo
della propria vita? Non
tanto, perché l’energia
prodotta dal combustibile
elio è molto maggiore di
quella prodotta dal
combustibile idrogeno
Per l’astro, l’unico modo per
mantenersi in equilibrio
termico è di emettere in
modo più efficiente
l’energia prodotta
E come può farlo?
Dilatandosi, cioè
aumentando la propria
superficie di oltre 10.000
volte
Il Sole si troverà in questa
situazione tra 4 o 5 miliardi di anni
Il suo raggio passerà da 700.000 ad
almeno 70 milioni di chilometri,
forse di più
Con la dilatazione, però, la
temperatura della superficie
diminuisce
Nel caso del Sole scenderà da quasi
6.000 gradi a circa 3.000, e la
nostra stella cambierà colore,
passando dal giallo al rossastro
A quel punto essa sarà diventata una
gigante rossa, cioè grandissima ma
relativamente fredda
Ma non è ancora finita
Il povero Sole, mentre al suo centro
l’elio diviene carbonio, si contrarrà di
nuovo
Non trascorrerà molto tempo, diciamo
circa 100 milioni di anni, prima che si
riduca a una stellina 100 volte più
piccola di quella attuale e molto meno
luminosa
E poi si dilaterà ancora, a mano a mano
che il suo nucleo si assesta e
avvengono nuove reazioni nucleari
Una specie di fisarmonica, con i
diversi passaggi che si susseguono a
un ritmo sempre più rapido, come un
film che accelera e accelera
Con tutto questo tira e molla, il Sole
un po’ alla volta perderà anche… dei
pezzi
Prima sotto forma di vento stellare,
un flusso di particelle e materia che
spira dalla sua superficie
E poi sotto forma di guscio, tutto in
un colpo
Il suo involucro più esterno si
staccherà come una bolla e si
disperderà nello spazio, dilatandosi
sempre di più
Questo guscio formerà un oggetto
nuovo, che ancora non abbiamo
incontrato: una nebulosa planetaria
come l’oggetto qui accanto , la
nebulosa ad Anello, M57, nella
costellazione della Lira
In generale, una nebulosa planetaria è
destinata a dissolversi un po’ alla volta, in
un tempo relativamente breve, dell’ordine
dei 10.000 anni
Infatti si espande e si dilata sempre di più
fino a diluirsi al punto da non essere più
visibile
Che cosa accade invece alla stella che l’ha
generata? Si trasforma di nuovo, fino a
diventare una nana bianca, una stellina che
ha una massa poco maggiore di quella del
Sole ma dimensioni paragonabili a quelle
della Terra
Essa tuttavia ha una temperatura
superficiale che va da qualche decina di
migliaia di gradi fino a 150.000: nel caso di
M57 è di 125.000
Perciò la densità della stella è di tonnellata
per centimetro cubo! Un cucchiaino da
caffè della materia che la compone pesa
una tonnellata!
Ma torniamo alle nostre nane bianche
Le stelle che hanno una massa simile a
quella del Sole diventano appunto così,
caldissime e piccoline
Ma poi, che fine fanno? Non succede
più niente di interessante; una nana
bianca è destinata a raffreddarsi un po’
alla volta, in tempi lunghissimi, fino a
diventare una nana nera o bruna
Ma il tempo che le occorre è tanto
lungo da superare addirittura l’età
dell’universo
In pratica, non ne esiste ancora nessuna
che sia diventata nera… Ne riparliamo
tra 20 o 30 miliardi di anni!
Un’evoluzione simile attende anche le
stelle con una massa molto più piccola di
quella del Sole, solo che queste non
passano nemmeno per lo stadio di
giganti rosse
Per esempio, una stella che abbia una
massa pari a un decimo di quella solare,
finito l’idrogeno si contrarrà anch’essa,
ma non riuscirà a innescare le reazioni
di fusione dell’elio
Quindi il suo nucleo si raffredderà,
mantenendo però in equilibrio l’astro,
che alla fine si spegnerà lentamente
Qui accanto vedete quello che è
successo a Betelgeuse che si è
espansa fino a diventare molto più
grande dell’orbita delle Terra intorno
al Sole!
A quel punto la stella è entrata nella
sua «terza età», che la porterà in
qualche modo verso la fine
Quest’ultima parte della sua vita è la
più spettacolare e quella in cui
accadono fenomeni repentini e a
volte… esplosivi!
Tutto dipende ancora una volta dalla
massa della stella: stelle di masse
diverse vanno incontro a destini
differenti
Nel caso delle stelle di grande
massa, il gioco di tira e molla,
espansione e contrazione va avanti
più a lungo, e ogni volta la stella
utilizza come combustile elementi
diversi, producendo grazie alle
reazioni di fusione nuclei di atomi
sempre più pesanti
Se ha una massa pari a oltre 10
volte quella del Sole, arriva un
momento in cui il suo centro è
composto di ferro e di nichel, ha
una temperatura di circa 10
miliardi di gradi e una densità pari
a circa 1 miliardo di volte quella
dell’acqua (un cucchiaino di nucleo
stellare pesa 1.000 tonnellate!)
A questo punto, la stella non
riesce più a continuare il suo
lavoro di reattore nucleare
Il problema è che mentre le
reazioni di fusione che portano
fino alla formazione del
ferro producono energia, quelle
che farebbero fondere nuclei di
ferro in elementi più
pesanti richiedono energia
dall’esterno, quindi non avvengono
spontaneamente
Perciò la reazione prende energia
dall’unica fonte disponibile: il
calore del centro della stella
Questo nel giro di pochi minuti
restituisce tutta quella che era
stata prodotta nel corso della vita
dell’astro, e la sua temperatura
scende bruscamente da 10 miliardi
di gradi ai 100 milioni che aveva
all’epoca della combustione dell’elio
Quindi anche la forza di
pressione diminuisce
bruscamente e non è più in
grado di contrastare la
gravità
La stella collassa verso il
centro, la temperatura
aumenta in tutti gli strati
superficiali ricchi di
idrogeno, elio, carbonio
eccetera, combustibili
nucleari in grado di
produrre energia
Si scatena quindi una serie di
reazioni nucleari
incontrollate
Tutto avviene così
rapidamente che la stella non
si può espandere,
aumentando gradualmente la
sua superficie per dissipare
il calore prodotto
E quindi esplode: da
centrale per la fusione
nucleare quale è stata
durante tutta la sua vita,
si è trasformata in una
bomba
Le stelle che esplodono
in questo modo sono
dette Supernovae di tipo
II
Producono una nebulosa
in espansione : qui
accanto quella
denominata Crab Nebula
che sappiamo essere,
dalle cronache cinesi e
dai disegni rupestri dei
nativi americani, essere
stata generata
dall’esplosione di una
supernova nell’anno 1054
d.C.
L’onda d’urto
dell’esplosione
può comprimere
una nebulosa
vicina e
favorire così la
nascita di nuove
stelle
Insomma, dalla
morte di una
singola stella ne
possono
nascere tante
altre
Ma la cosa più
interessante è che
con l’esplosione la
stella rilascia nello
spazio tutti gli
elementi chimici che
ha prodotto nel
corso della sua vita
Lo spazio
interstellare si
arricchisce di
carbonio, ossigeno,
azoto, silicio che si
rendono disponibili
per creare nuove
stelle (insieme con
l’idrogeno e l’elio
delle nebulose) ma
anche pianeti ed
esseri viventi
Il rame, lo zinco,
l’argento, l’oro, il platino,
tutti più pesanti del
ferro sono quindi
prodotti durante
l’esplosione delle supernovae
L’energia dell’esplosione
crea infatti le condizioni
estreme necessarie per
la formazione degli
elementi chimici più
pesanti del ferro, che
non si erano potuti
formare nella stella nel
corso della sua
esistenza «normale
Senza supernovae,
insomma, non ci
sarebbero monete d’oro
e d’argento, anelli di
platino e fili elettrici di
rame
Ma anche lo zolfo nelle vostre unghie o il ferro dell’emoglobina del vostro sangue e, probabilmente ogni
vostro singolo atomo, ha viaggiato per decine di anni luce per poi finire nella nebulosa solare
Poi è sfuggito alla formazione del Sole ed è capitato nella sotto-nebulosa da cui ha avuto origine la Terra
E infine, tra miliardi e miliardi di altre possibilità, è finito dentro al vostro corpo
Siamo quindi fatti di materia fusa all’interno degli astri: siamo letteralmente figli delle stelle
Al centro della Crab
Nebula scopriamo che
una stellina che emette
poca luce normale, ma
una gran quantità di
onde radio e di raggi X
C’è di più: la stellina
pulsa in modo regolare e
rapidissimo
Sembra una specie di
faro che spara un fascio
di radiazioni in una
direzione precisa
E’ una pulsar: il nome
deriva dalle parole
inglesi «pulsating star»,
cioè stella pulsante
Si tratta di stelle
formate da un solo tipo
di particelle elementari:
i neutroni
Le stelle di neutroni
sono in rapidissima
rotazione (nel caso
della Crab Nebula
una volta ogni 33
millisecondi)
Sono circondate da
un intensissimo
campo magnetico
che, interagendo col
plasma di elettroni
liberi, genera impulsi
di radiazione
fortemente collimati
lungo i poli
magnetici della
stella: se la Terra si
trova nel fascio si
vedono i lampi
provocati dal suo
passaggio
Oggi si conoscono più di 1.000 pulsar con periodi compresi fra 1,5 millesimi di secondo e più di
8 secondi
Il fatto che le stelle di neutroni ruotino così velocemente deve significare che sono molto
piccole: le stelle di neutroni sono davvero fuori dal normale: hanno una massa pari a circa 1,52,5 volte quella del Sole concentrata in un raggio di soli 10 chilometri circa
Significa che un centimetro cubo della loro materia pesa… circa 1 miliardo di tonnellate
Tornando alla fine della vita di
una stella di grande massa,
quando essa esplode, gli strati
esterni vengono scagliati nello
spazio, formando il resto di
supernova
Mentre il suo nucleo crolla su
se stesso a causa della forza
di gravità e forma una stella
di neutroni i quali, a quel
punto, arrestano il collasso
gravitazionale
Come conseguenza del
collasso, la stella di neutroni
accelera incredibilmente il
proprio moto di rotazione,
secondo lo stesso principio
che abbiamo già visto parlando
della nube da cui ha avuto
origine il sistema solare
Ricapitolando: le stelle come il Sole
fondono l’idrogeno, che poi si
esaurisce, fondono un po’ di elio,
quindi passano attraverso lo stadio di
gigante rossa, rilasciano una nebulosa
planetaria e infine si riducono a una
nana bianca
Le stelle molto più massicce del Sole
esplodono come super-novae
Ma a quel punto ci sono tre possibilità
La prima è che dall’esplosione emerga
solo il resto di supernova
La seconda è che oltre a esso rimanga
il nucleo dell’astro originario sotto
forma di stella di neutroni
La terza è che invece di una stella di
neutroni alla fine rimanga un buco
nero
I buchi neri sono forse
gli oggetti dell’universo
che stimolano di più la
fantasia: sono
affascinanti, paurosi,
incomprensibili …
… e, soprattutto, invisibili
Ma, dal punto di vista di
un astronomo, non sono
altro che stelle, sia pure
molto ma molto strane
Facciamo un passo
indietro: abbiamo la
nostra stella di grande
massa (diciamo che in
partenza ne aveva una
pari ad almeno 20 volte
quella del Sole, e che
dopo le sue varie
traversie evolutive gliene
sono rimaste 5) che
esplode come supernova
La sua massa è troppo grande,
e la pressione esercitata dalla
gravità troppo forte
Neppure i neutroni che la
formano riescono a fermare il
collasso del nucleo della
stella, che continua quindi a
implodere senza che ci sia
alcun meccanismo fisico noto
in grado di impedirlo
Quello che possiamo
immaginare è che la stella
progenitrice collassa,
collassa, collassa fino a
ridursi a una dimensione
(raggio di Schwarzschild)
entro il quale la velocità di
fuga da esso supera quella
della luce: è diventato un
buco nero da cui, in teoria,
non può sfuggire nulla,
neppure la luce
Ma se da un buco nero non
esce nulla, come facciamo ad
accorgerci che c’è? In
effetti non è facile
Nessuno ne ha mai visto uno
direttamente
Però si può dedurne la
presenza dall’effetto che ha
su tutto ciò che lo circonda
Esso è come un aspirapolvere
spaziale, che attira a sé e
inghiotte quello che gli sta
vicino: stelle, gas, polveri…
Se quindi, da qualche parte
dello spazio, si vede materia
inesorabilmente attirata
verso qualcosa che… non si
vede, probabilmente si
tratta proprio di un buco
nero
Nell’oggetto chiamato Cygnus X1,
per esempio, vediamo una stella
gigante azzurra, con una
temperatura di 30.000 gradi e una
massa pari a 20 (o forse 40) volte
quella del Sole
Ma non può essere lei a emettere
tanti raggi X
Infatti si osserva che dalla
superficie della gigante azzurra
parte una specie di ponte di materia
che si allunga nello spazio e va verso
una specie di ciambella,
discretamente luminosa
La ciambella è il disco di
accrescimento di un buco nero, dato
che al centro di essa non c’è nessun
oggetto distinguibile
Vediamo questa presenza invisibile
risucchiare instancabilmente
materia alla povera stella azzurra
Ma dove andrà a finire? Che cosa c’è lì
dentro? Nessuno lo sa!
Le condizioni fisiche all’interno di un
buco nero sono così diverse da tutto ciò
di cui abbiamo esperienza da rendere
avventato qualunque tipo di previsione
Sapete che cosa accadrebbe se
uscissimo dall’astronave e ci tuffassimo
di testa nel buco nero?
Verremmo «spaghettificati»
Significa che verremmo stirati per il
lungo al punto da diventare una specie di
spaghetto sottile e lunghissimo!
In prossimità del buco la luce non
procede più in linea retta: il campo
gravitazionale vicino al buco nero è così
intenso da distorcere lo spazio e il
tempo!
Prima di concludere, dobbiamo
fare una precisazione
Oltre a quelli di tipo stellare,
formati cioè in seguito al
collasso gravitazionale di stelle
massicce, esistono buchi neri
anche altri di dimensioni molto
maggiori, che stanno annidati
nei nuclei delle galassie
Le masse di questi buchi neri
giganteschi sono dell’ordine di
qualche centinaio di milioni di
masse solari
Per questo motivo vengono
comunemente chiamati supermassivi
Secondo le ultime teorie, tutte
le galassie, inclusa la nostra Via
Lattea, avrebbero un
gigantesco buco nero al loro
centro