ASTROFISICA
FISICA/
MENTE
DALL'ASTRONOMIA
ALL'ASTROFISICA
Roberto Renzetti
GLI SVILUPPI DELL'ASTRONOMIA DOPO HERSCHEL
La grande quantità di scoperte astronomiche del Settecento richiedeva sistemazioni
sempre più raffinate utilizzando i potenti strumenti che l'analisi metteva a disposizione,
congiuntamente a tecniche e strumenti di osservazione sempre più evoluti. Si studiavano nei
dettagli le orbite planetarie e si scrutava il cielo con potenti telescopi. Indagando nella zona tra
Marte e Giove si iniziarono a scoprire alcuni asteroidi presenti in quella fascia. Fu Giuseppe
Piazzi, che lavorò nei primi osservatori italiani da lui stesso fondati a Palermo e Napoli, a
scoprire il primo asteroide (o pianeta nano come Plutone), Cerere, nel gennaio del 1801. Riuscì
a fare solo poche osservazioni, non sufficienti per determinarne l'orbita. Notizia
dell'osservazione apparve sul Monatliche Correspondenz. Fu Gauss a calcolarne la traiettoria
mentre il tedesco Heinrich Olbers (1758-1840) e l'ungherese Franz Xaver von Zach (17541832) ne confermarono l'osservazione nel dicembre del 1801. Olbers, sul quale tornerò nel
paragrafo seguente, scoprì subito dopo gli asteroidi Pallade e 4 Vesta e per primo avanzò
l'ipotesi che la fascia di asteroidi fosse il residuo della frammentazione di un qualche pianeta
precedentemente situato tra Marte e Giove. Alcuni di tali asteroidi presentavano parametri,
come eccentricità ed inclinazione dell'orbita rispetto all'eclittica, molto accentuati e rendevano
quindi necessari ulteriori calcoli ed elaborazioni per ricondurre tali parametri alla gravitazione
universale al fine di calcolarne le effemeridi in modo da ritrovare gli asteroidi in successive
opposizioni. Su questo complesso problema si cimentò Karl Friedrich Gauss (1777-1855) che
si dedicò dal 1800 al 1829 all'astronomia. Egli sviluppò un metodo per calcolare un orbita date
tre osservazioni ed applicò quindi la correzione con il metodo matematico, da lui stesso
inventato (1794), dei minimi quadrati (che, tra l'altro, serve appunto per la valutazione degli
errori in un calcolo come quello che Gauss faceva). Pubblicò i risultati nel 1809 quando ebbe
fatto tutte le verifiche. Nel libro vi è una trattazione completa dei fondamenti per il calcolo
delle orbite di pianeti, asteroidi e comete, con annessa la teoria delle perturbazioni prodotte dai
pianeti maggiori. Il lavoro fu integrato successivamente tra il 1821 ed il 1828 da studi di
statistica con la teoria della distribuzione normale degli errori e l'introduzione della famosa
curva a campana (gaussiana)(1).
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Siamo ormai nell'Ottocento e, a lato dell'astronomia, si sviluppavano, insieme alla
tecnologia, altre branche della fisica, come ottica, natura della luce, effetto Doppler,
spettroscopia, elettromagnetismo, termodinamica, ..., che dettero un grande apporto
all'osservazione attraverso strumenti sempre più perfezionati e sofisticati ed attraverso una
conoscenza più profonda dei fenomeni fisici in gioco. Molte misure venivano fatte per
calcolare la parallasse di stelle e per questo era eccellente l'eliometro, uno strumento nato da un
progetto di Bessel e dalla realizzazione, mediante perfezionamenti ad un telescopio, del fisico e
costruttore di strumenti tedesco Joseph Von Fraunhofer (1787-1826). Questo scienziato aveva
migliorato di molto le lenti acromatiche (che eliminano l'aberrazione cromatica), aveva già realizzato
nel 1814 lo spettroscopio, nel 1821, il reticolo di diffrazione, strumenti con cui aveva osservato per
primo gli spettri di alcuni astri (del Sole, di Sirio, di altre stelle e pianeti) notando la diversità tra essi,
come vedremo più oltre. L'eliometro, così chiamato perché in origine doveva servire a misure del
Sole, è un telescopio rifrattore con un'importantissima modifica nell'obiettivo che in tale strumento
risulta costituito da una lente divisa a metà lungo il diametro. L'invenzione del metodo fu di Pierre
Bouguer (1698-1758) che lo illustrò nel 1748. Fraunhofer sostituì i due primitivi obiettivi,
identici e montati in parallelo sullo stesso tubo, con un obiettivo unico, tagliato a metà lungo
l'asse ottico.
L'eliometro istallato ad Oxford nel 1848
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Primo piano dell'obiettivo (parte in alto a sinistra della figura precedente) in
cui si vede la lente divisa in due.
Movimento possibile per le due metà della lente obiettivo.
Le due metà della lente si possono muovere come nell'ultima figura. Con tale movimento
appare una doppia immagine sul piano focale e le due immagini risultano separate
proporzionalmente allo spostamento eseguito delle due metà di lente. Se si vuole misurare la
distanza angolare tra una determinata stella ed un punto fisso nella stessa regione (ad esempio
un'altra stella). Osservando con le due semilenti separate osserveremo la stella come due punti
luminosi separati tra loro. Si regola allora lo spostamento delle due metà della lente in modo
che una delle due immagini della stella vada a coincidere con il punto fisso di riferimento
(l'altra stella).A questo punto è facile risalire alla distanza angolare tra stella e punto fisso,
attraverso la distanza delle due immagini fornite dalle due metà della lente e misurata dalla vite
micrometrica che fa spostare le semilenti, divisa per la distanza focale del telescopio utilizzato.
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L'eliometro utilizzato da Bessel
Lo strumento era quindi molto utile per misurare parallassi, certamente migliore del
micrometro filare fino ad allora utilizzato e al quale ho accennato in precedenti articoli(2).
Col l'eliometro di Fraunhofer, il matematico ed astronomo tedesco Friedrich Wilhelm
Bessel (1784-1846) riuscì a misurare nel 1837-1838 a Königsberg la prima parallasse annua
della stella 61 Cygni (sistema binario), considerata tra le più vicine perché appariva con un
forte moto proprio. Per la misura con l'eliometro egli collegò questa stella ad altre due più
vicine che sembravano molto più distanti. Ci vollero moltissime osservazioni per trovare la
parallasse cercata che risultò di 0,314" secondi d'arco (oggi il valore accettato è quello trovato
dal satellite Hypparcos, 0,28547") e, mediante tale valore Bessel stabilì che la distanza di
questa stella della Terra era di circa 10 anni luce (l'unità di misura internazionale per distanze
astronomiche è il parsec, abbreviazione di parallasse di secondo d'arco, che corrisponde a
3,26 anni luce). La parallasse era estremamente piccola ed è questo il motivo per il quale fino
ad allora, con la strumentazione disponibile, non era stata osservata. E' un passo fondamentale
nella storia della scienza che permise di aprire ulteriormente l'universo. Bessel studiò anche
con particolare cura due stelle, Sirio e Procione scoprendo, anche con l'introduzione di un
nuovo strumento, il cerchio meridiano di Repsold(3), che le due stelle sono multiple avendo le
loro compagne invisibili ai telescopi allora in uso. Lavorando infine su dati di Bradley, Bessel
determinò con precisione la posizione di 3222 stelle e, insieme al suo assistente W. A.
Argenlander (1799-1875), realizzò un catalogo di 324000 stelle nel nostro emisfero (un
qualcosa di simile, per l'emisfero meridionale, fu realizzato da E. Schönfeld e successivamente
da D. Gill).
Quasi contemporaneamente (1837) l'astronomo tedesco (emigrato in Russia) F. G. Struve
(1793-1864), servendosi di un telescopio dotato di micrometro filare, determinava la parallasse
di Vega (α Lyrae) ma la precisione di tale misura era poca e fu ripetuta con maggiore
precisione da Bessel. A partire da questo momento le misure di parallasse si moltiplicarono. A
Struve è dovuto un catalogo di stelle doppie (1820) di molto migliorato negli anni seguenti
(Catalogus novus stellarum duplicium del 1827 e Stellarum duplicium et multiplicium
mensurae micrometricae del 1837) quando dispose per le sue osservazioni di un telescopio
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rifrattore acromatico di Fraunhofer realizzato nel 1824 per l'osservatorio di Dorpat (Estonia) e
di un cerchio meridiano dovuto a Reichenbach ed Ertel.
Telescopio rifrattore acromatico di Fraunhofer
In complesso Struve esaminò 120000 corpi celesti (Stellarum fixarum imprimis duplicium
et multiplicium positiones mediae - 1852) e nel suo Études d'astronomie stellaire. Sur la voie
lactee et sur la distance des etoiles fixes del 1847 stabilì la presenza di materia assorbente la
luce nello spazio interstellare. Tra i suoi vari altri lavori, promosse la necessità di mettere
ordine tra le magnitudini delle stelle. La cosa fu realizzata nel 1856 dall'astronomo britannico
N. R. Pogson (1829-1891) dell'Osservatorio di Oxford. Egli, basandosi sul fatto che una stella
di prima grandezza è circa 100 volte più splendente di una di sesta, stabilì un preciso e costante
rapporto tra lo splendore di una stella di una data grandezza e quello di una stella della
grandezza immediatamente successiva: la luce di una stella di seconda grandezza è 2,512 volte
più debole della luce di una stella di prima grandezza; quella di una stella di terza è 2,512 volte
più debole di una stella di seconda e così via. In tal modo, arrivati alla sesta grandezza
ritroviamo che la luce emessa da una stella di sesta grandezza è 100 volte più debole di una di
prima.
A metà Ottocento eravamo ad un punto estremamente avanzato nelle ricerche. L'universo
iniziava ad apparire sempre più mobile, in evoluzione e si presentava una sorta di analogia con
il mondo biologico anche per la morte termica adombrata dal secondo principio della
termodinamica. In quegli anni si fece strada una tecnica, la spettroscopia, che presto avrebbe
trasformato l'astronomia in astrofisica aprendo orizzonti insperati. Ma prima di passare a
questo, torniamo un attimo ad Olbers.
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IL PARADOSSO DI OLBERS
H. Olbers è autore del primo lavoro scientifico di carattere cosmologico (1823)(4), lavoro
che purtroppo rimase lì senza seguito immediato, almeno fino alla fine dell'Ottocento. Dico
purtroppo perché, se opportunamente compreso, avrebbe aiutato a capire l'espansione
dell'universo che invece fu scoperta per altra via, permettendo la soluzione del paradosso
stesso. Si tratta del famoso paradosso di Olbers (il nome paradosso gli fu assegnato da H.
Bondi nella sua opera Cosmologia del 1960) che vale la pena discutere.
Nella storia dell'astronomia vi sono stati vari scienziati e pensatori che hanno posto il
problema delle stelle che dalla Terra non sono visibili. Iniziò Digges a sostenere che i nostri
occhi non sono in grado di vedere le infinite stelle perché troppo distanti, seguì Bruno con gli
infiniti mondi, quindi Galileo ad affermare nel Nuncius Sidereus che molti sostengono vi siano
molte stelle nascoste nel cielo. La questione fu poi posta in modo più intrigante da Kepler che
iniziò a trarre una qualche conseguenza da queste stelle invisibili perché distanti. Egli si
muoveva a difesa della sua concezione finita dell'universo da contrapporre al dilagare dei
sostenitori di mondi e quindi di stelle infinite. Il suo ragionamento partiva dalla luce
proveniente dalle stelle e si sviluppava, nella Dissertatio cum Nuncio Sidereo (1610):
tu [Galileo] non esiti a giudicare che si vedono oltre 10.000 stelle. Quanto più
numerose infatti e più fitte esse sono, tanto più valida è la mia argomentazione
contro l'infinità del mondo esposta nel mio libro sulla "stella nova"(5). [...] Si
aggiunga come postilla anche la seguente argomentazione. A me, che sono di vista
debole, qua1cuna delle stelle maggiori. come il Cane [Sirio della costellazione del
Cane Maggiore] sembrerebbe che per grandezza cedesse di poco al diametro
della Luna se ne considerassi anche i fulgidi irraggiamenti: ma quelli che sono di
vista del tutto corretta e quelli che usano gli strumenti astronomici. i quali non si
lasciano ingannare da queste sbavature come l'occhio nudo, costoro riferiscono le
loro misure dei diametri delle stelle parlando di minuti e frazioni di minuti. Che se
anche soltanto di mille stelle fisse non ve ne fosse alcuna più grande di un minuto
(e in realtà per la maggior parte quelle finora misurate risultano più grandi),
esse, riunite tutte insieme in una sola superficie rotonda, eguagliebbero (e anzi
supererebbero) il diametro del Sole. Di quanto di più dunque, dieci mila dischetti
di stelle riunite in un solo disco supereranno in grandezza visibile l'apparenza di
quello del Sole? Se questo è vero, e se quei soli sono del medesimo genere del
nostro Sole, perché mai anche tutti quei soli messi insieme non superano in
splendore questo nostro Sole? Perché mai negli spazi del tutto aperti del cosmo
versano un lume così oscuro, che il Sole, irraggiando in una camera chiusa
attraverso il forellino fatto con la piccolissima punta di un sottilissimo ago, subito
già supera di una quantità quasi infinita il chiarore delle stelle, quale
risulterebbe se fossero tolte tutte le pareti ? [citato da Parini]
Quale che fosse la concezione di Kepler sul numero di stelle e se la natura della luce del
Sole fosse differente da quella delle stelle, il problema dell'oscurità del cielo durante la notte
era posto. Tale problema, se era ragionevole al tempo di Kepler, diventa una questione da
risolvere e da capire quando, nell'Ottocento, si stabilisce che le stelle sono in quantità
gigantesca. Comunque, ciò che Kepler aveva sostenuto resta senza seguito, almeno fino al
1720, quando sarà ripreso in un lavoro di Halley(6), nato a seguito di una conversazione con
Newton e W. Stukeley (1687-1765). Halley sosteneva la tesi dell'infinità delle stelle ed a
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sostegno di essa portava tre argomenti. Innanzitutto si realizzavano telescopi sempre più
potenti ed ogni volta si individuava un numero sempre maggiore di stelle precedentemente non
viste perché troppo deboli. Vi era poi l'illogicità di un universo finito che sarebbe stato un nulla
circondato da un vuoto infinito. Infine Halley affermava che se l'universo fosse stato finito
sarebbe dovuto collassare a seguito della gravità. E poiché Halley è un gentiluomo discute
anche degli argomenti che sosterrebbero la finitezza dell'universo e, tra questi vi è quello che
apre la strada al paradosso di Olbers. Scriveva Halley [citazioni da Parini]:
Un'altra Argomentazione ho sentito mettere in evidenza, che se il numero delle
Stelle Fisse fosse più che finito, l'intera superficie della loro Sfera apparente
sarebbe luminosa ...
e la causa di tale supposta luminosità sarebbe la seguente:
quei Corpi splendenti sarebbero maggiori in numero di quanti Secondi di Grado
ci sarebbero nell'area dell'intera Superficie Sferica, che io penso non possa essere
negato.
Argomentando allo stesso modo di Digges, concludeva che non si ha tale luminosità
proprio perché:
le Stelle più remote, c quelle ancora un po' più lontane, svaniscono anche nei
migliori Telescopi, a causa della loro estrema piccolezza; così che, se fosse vero
che alcune di tali stelle esistono in un tal luogo. tuttavia i loro impulsi, aiutati da
ogni mezzo finora conosciuto, non sono sufficienti per smuovere i nostri sensi;
come nella stessa maniera una piccola Stella fissa Telescopica non è affatto
percepibile ad Occhio nudo.
I discorsi di Halley sono più complessi di come qui riassunti ma, come osserva Parini,
sono confusi ed errati. Tali errori saranno rilevati dall'astronomo svizzero Jean-Philippe Loys
de Chéseaux nel 1744(7). Il breve scritto di Chéseaux descriveva in poche e chiare parole il
problema:
E' una proposizione dimostrata in ottica che, se tutte le stelle fisse fossero uguali a
dei soli simili al nostro e se le avessimo alla stessa distanza, avrebbero lo stesso
diametro ed una luminosità come quella del Sole, e che ci invierebbero la stessa
quantità di luce; è dimostrato che la quantità di luce che ognuna di esse
invierebbe a qualunque distanza si voglia dalla terra sarebbe quella del Sole, in
ragione diretta al quadrato del suo diametro, cioè al quadrato del diametro del
Sole, o in ragione inversa di un quarto della distanza al quadrato di quella del
Sole. Immaginiamo ora tutto lo spazio stellato diviso in bucce sferiche
concentriche e di uno spessore circa costante, uguale a quello del vortice o
sistema planetario di ciascuna stella, e supponendo il numero di stelle contenute
in ciascuna buccia circa proporzionale alla superficie della buccia medesima o al
quadrato della distanza dal Sole, considerato come centro di tutto lo spazio
stellato; e supponendo infine i diametri veri di ciascuna stella circa uguali a quelli
del Sole, come già ho supposto all'inizio, si troverà la quantità di luce che ci è
inviata dalle stelle di ciascuna buccia proporzionale alla somma dei quadrati dei
loro diametri apparenti, proporzionale cioè al numero delle stelle di ogni buccia,
moltiplicato per il quadrato del diametro apparente di ciascuna o proporzionale
al quadrato della distanza di ciascuna buccia diviso per il medesimo quadrato; e
in conseguenza tale quantità di luce è sempre la stessa per ogni buccia; e
ciascuna avrà, con la quantità di luce che riceviamo dal Sole, il rapporto costante
del quadrato della distanza del Sole dalla Terra con il quadrato della distanza
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della prima buccia diviso per il numero di stelle contenute nella buccia, circa cioè
il rapporto di 1 : 4 000 000 000. Da ciò segue che se lo spazio stellato è infinito o
solo più grande della prima buccia [...] ogni punto del cielo ci sembrerebbe così
luminoso che un punto del Sole della stessa grandezza apparente e di conseguenza
la luce che noi riceveremmo dall'emisfero celeste che è sul nostro orizzonte
sarebbe 91850 volte più intensa di quella che noi riceviamo dal Sole. La
differenza enorme che si deduce da questa conclusione e l'esperienza fa vedere o
che la sfera delle stelle fisse, non solo non è infinita ma in realtà
incomparabilmente più piccola dell'estensione finita che io gli ho assegnato o che
l'intensità della luce diminuisce in proporzione più grande dell'inverso del
quadrato della distanza. Quest'ultima ipotesi è abbastanza verosimile, essa
richiede soltanto che lo spazio stellato sia riempito di qualche fluido capace di
intercettare la luce molto lievemente.
Non serve leggere oltre perché tutta la questione è racchiusa in queste pagine. Partendo da
almeno due ipotesi ragionevoli rispetto alle concezioni cosmologiche che all'epoca si avevano:
●
●
stelle simili al Sole
ogni buccia di cielo stellato contribuisce a dare la stessa quantità di luce
poiché se da una parte diminuisce il diametro apparente delle stelle,
dall'altra aumenta il numero delle stelle in ogni buccia in modo che le due
variazioni si compensano.
La conclusione è che la quantità di luce che dovrebbe arrivare sulla Terra sarebbe enorme
e, per avere un cielo splendente anche di notte (e per andare tutti arrosto) basterebbe solo la
prima buccia di cielo stellato. Se ciò non avviene è perché vi deve essere una qualche materia
interstellare che riduce la luminosità delle stelle in modo da riportarla ai livelli che
sperimentiamo.
Mi sono dilungato su Chéseaux perché, 80 anni dopo, Olbers svilupperà sulla medesima
linea i suoi ragionamenti per costruire quello che, a partire dalla sua memoria, diventerà un
paradosso ed anche perché, non si sa se coscientemente o meno, Olbers conosceva il lavoro
dell'astronomo svizzero(8) ma non lo citò. In ogni caso dopo questo lavoro non si ebbero più
lavori sull'argomento fino a quello di Olbers del 1823/1826.
Olbers, come Chéseaux, suddivideva lo spazio in bucce sferiche concentriche con lo
stesso spessore e raggi diversi; quindi faceva la somma della luce inviata da ogni singola
buccia; considerava che le stelle di prima grandezza distassero mediamente 5,5 anni luce. Le
ipotesi da cui partiva erano praticamente le stesse di Chéseaux che possono essere meglio
precisate introducendo anche l'ipotesi non scritta che lo spazio è euclideo, ipotesi all'epoca
ancora priva di significato (ed in ogni caso, come si è mostrato, ininfluente):
●
la densità media delle stelle e la loro luminosità media non variano
attraverso lo spazio ed il tempo
●
non vi sono movimenti importanti di gruppi di stelle
●
lo spazio è euclideo
●
valgono le leggi fisiche note.
Leggiamo cosa scriveva Olbers:
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Assumiamo che le stelle fisse siano uniformemente distribuite attraverso tutto lo
spazio. Immaginiamo una sfera, con il Sole al centro avente un raggio uguale alla
distanza media delle stelle di prima magnitudine. Sia il valore di questo raggio di
un'unità. Inoltre, con N1 indichiamo il numero di stelle di prima magnitudine c
con δ il raggio di una stella. Troviamo che le stelle più vicine coprono ¼N1δ2
della volta ce1este. Le stelle fisse a distanza 2, di numero 4N1, hanno un diametro
apparente ½δ e anch'esse coprono ¼N1δ2 della volta celeste. Quindi, stelle a
distanze l, 2, 3, 4, 5, ... , m coprono uguali aree della volta celeste e la loro somma
¼N1δ2 + ¼N1δ2 + ¼N1δ2 ... = ¼ mN1δ2
diventa infinitamente grande quando m va all'infinito, per quanto piccola sia la
quantità ¼δ2. Non solo l'intera volta celeste sarà coperta di stelle, ma le stelle
staranno anche una dietro l'altra in file senza fine coprendosi fra loro alla nostra
vista. Chiaramente, se le stelle sono uniformemente distribuite nello spazio o
raggruppate in sistemi più largamente separati, si giunge alla medesima
conclusione. [...] Del resto, con tali inimmaginabili luminosità e calore,
corrispondenti a 90.000 volte quelli da noi attualmente sperimentati,
l'Onnipotente avrebbe potuto benissimo progettare degli organismi capaci di
adattarsi a condizioni così estreme. [...] Senza dubbio l'universo non è
assolutamente trasparente. Solo il più piccolo grado di non trasparenza è
sufficiente a refutare la conc1usione - così contraria alla nostra esperienza - per
cui se le stelle fisse si estendono lontano fino ad una illimitata distanza, l'intero
cielo dovrebbe risplendere di luce. Assumiamo, per esempio, che lo spazio sia
trasparente nella misura per la quale di ogni 800 raggi emessi da Sino, solo 799
sopravvivono dopo aver attraversato una distanza pari a quella che ci separa da
Sirio. Questo piccolo tasso di assorbimento in un universo infinitamente popolato
di stelle è più che sufficiente per realizzare le condizioni osservate sulla Terra [...]
Possiamo tranquillamente dire, dato il tasso di assorbimento che abbiamo
assunto, che tutte le stelle poste ad una distanza più di 30.000 volte superiore a
quella di Sirio non contribuiscono affatto alla luminosità del cielo. [citato da
Parini]
Bucce sferiche di piccolo spessore d, contenenti stelle e poste a differenti
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distanze, r1 ed r2, dal Sole assunto come centro
Come si può constatare si tratta delle medesime argomentazioni già incontrate con qualche
piccola variante che discendeva dalla maggiore conoscenza del cielo realizzatasi negli ottanta
anni che sono passati. Ed anche la spiegazione del perché non siamo abbagliati dalla
luminosità di tutte quelle stelle è la medesima. Le novità riguardano: la molto maggiore
distanza delle e tra le stelle; le stelle non più considerate distribuite uniformemente ma
organizzate in gruppi come la Via Lattea di modo che si potrebbe parlare di bucce sferiche
piene di galassie piuttosto che di stelle, anche se la conclusione sarebbe la medesima;
l'eventualità prospettata dell'esistenza di corpi celesti a noi invisibili che abbiano caratteristiche
completamente diverse da quelle che conosciamo ed abbiano addirittura una luce con proprietà
diverse.
Al centro della figura è riportata la nostra galassia vista di profilo. Al
bordo di essa, dove è indicato arrivare la luce delle stelle, vi è il
sistema solare. Le bucce sferiche contengono ora ammassi stellari
piuttosto che stelle singole.
Un'ultima considerazione va fatta sull'ipotesi della materia interstellare che assorbirebbe
la luce delle stelle. Riguarda ciò che la termodinamica scoprirà di lì a poco. Una data massa
non può assorbire energia all'infinito. Se assorbe radiazione deve anche emetterne. Ciò
discenderà naturalmente dai lavori di Helmholtz e Clausius della metà dell'Ottocento. Quindi,
intorno al 1850, la soluzione proposta per risolvere il problema da Chéseaux ed Olbers diventa
impraticabile ed il paradosso resta in piedi.
GLI SPETTRI DELLE STELLE
A metà Ottocento, in piena rivoluzione industriale, la scienza e la tecnologia avevano
fatto passi da gigante. Si realizzava la costruzione di strumentazione sempre più raffinata e si
finanziavano laboratori sempre più attrezzati. Siamo negli anni in cui Foucault (1850) e Fizeau
(1849) eseguirono le misure di velocità della luce, in cui lo stesso Foucault offrì la prima prova
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meccanica della rotazione terrestre con il famoso esperimento del pendolo nel Pantheon di
Parigi (1851), in cui si affermava la teoria ondulatoria della luce, in cui stava per essere
riconosciuta la luce come un onda elettromagnetica (Maxwell 1864) ed in cui Doppler scoprì
l'effetto che porta il suo nome (1842). Mentre il francese J.P. Niepce (1765-1833) aveva già
scoperto la tecnica fotografica. Per quel che ci interessa direttamente ora, in quegli anni vi
furono i fondamentali lavori di spettroscopia di Kirchhoff (1824-1877) e R.W. Bunsen (18111899).
A partire dal 1859 Kirchhoff e Bunsen gettarono le basi della moderna spettroscopia.
Kirchhoff, nel 1857, riprese alcuni studi ed esperienze realizzati nel 1802 dal chimico-fisico
inglese William Hyde Wollaston (1766 - 1828) e nel 1814 dal fisico ed astronomo tedesco
Joseph von Fraunhofer. Osservando lo spettro del Sole con un prisma perfezionato, Wollaston
aveva notato in esso sette righe scure che solo annotò senza studiare il fenomeno in modo
particolare.
La semplice osservazione di Wollaston mediante un solo prisma.
Dimostrazione del funzionamento di u n primitivo spettroscopio
Fraunhofer, che aveva inventato il reticolo di diffrazione, uno strumento molto più
perfezionato per osservare e studiare lo spettro solare, arrivò ad individuare in tale spettro 570
sottili linee nere che lo attraversavano, ancora oggi note come linee di Fraunhofer, e le studiò
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sistematicamente, classificandole (chiamandole con lettere maiuscole e minuscole a seconda
dell'intensità) e misurandone la lunghezza d'onda. In definitiva realizzò la prima carta dello
spettro solare. Con quel reticolo, che ha un maggiore potere risolutivo del prisma e permette
una migliore separazione della luce, fece le prime determinazioni della lunghezza d'onda dei
vari colori dello spettro. E' da notare che Fraunhofer osservò che l'introduzione di un sale
(come il sodio) nella fiamma faceva comparire nello spettro delle righe brillanti e che la riga
gialla, caratteristica del sodio che brucia, si divideva in due linee quando la radiazione era fatta
passare attraverso un prisma con migliori caratteristiche (Fraunhofer non sapeva ancora che
quella doppia riga gialla era caratteristica del sodio: egli la otteneva osservando lo spettro
prodotto da una candela, da una lampada ad elio e da una lampada ad alcool). Successivamente
Fraunhofer cercò queste due righe gialle nello spettro solare ma non le trovò: al loro posto vi
erano invece due linee nere che chiamò D. La cosa lo colpì ma non riuscì a comprendere cosa
accadeva. Passando ad osservare gli spettri di vari pianeti e stelle, scoprì nello spettro di
Venere alcune righe presenti nello spettro del Sole e che gli spettri di Capella, Betelgeuse,
Polluce e Procione avevano spettri simili a quello del Sole.
Le righe nere di Fraunhofer che solcano lo spettro solare (da pil.phys.
uniroma1.it/.../CorsoStrutturaAtomi).
Dopo la scoperta del britannico Draper (1811 - 1882) che corpi solidi, portati
all'incandescenza, emettevano anch'essi uno spettro, le ricerche si ampliarono ma le
osservazioni risultavano disturbate dalla fiamma necessaria a portare all'incandescenza tali
corpi (Draper, per portare all'incandescenza i corpi, usava una fiamma brillante e, per questo,
sosteneva che gli spettri delle sostanze solide fossero continui mentre era la fiamma brillante
che originava lo spettro continuo. Draper sembra sia stato il primo, nel 1840, a fotografare gli
astri. Dopo di lui de La Rue nel 1853 e via via la tecnica si diffuse con grande successo). Fu il
chimico tedesco Bunsen che fece la scoperta che risolse tale problema: utilizzando il gas
illuminante, installato nel suo laboratorio nel 1855, si ottiene una fiamma non molto luminosa
ma ad alta temperatura. Nacque così il becco Bunsen, con il quale si possono ottenere gli
spettri dei soli corpi portati all'incandescenza senza interferenze da parte della fiamma che non
ha un proprio colore specifico. Si vide allora che gli spettri delle sostanze solide sono
discontinui.
Kirchhoff, che nel 1859 aveva iniziato a lavorare nel laboratorio di Bunsen, osservò che,
se sul becco Bunsen si fa bruciare del sodio, lo spettro ottenuto presenta due righe gialle che
coincidono esattamente con le più evidenti delle linee scure presentate dallo spettro solare (riga
D). Se poi si osserva quest'ultimo spettro, interponendo tra la luce del Sole ed il prisma un
Bunsen con del sodio che brucia, non appare più la riga D dello spettro solare ed al suo posto si
presentano le righe gialle del sodio. Quest'ultimo fenomeno si verifica solo quando la luce
solare è molto attenuata, in caso contrario si continua a vedere la linea D. Lo stesso fenomeno
si può osservare mantenendo constante l'intensità della luce solare ed aumentando o
diminuendo la temperatura della fiamma del Bunsen. L'insieme di questi fenomeni fece
comprendere a Kirchhoff il significato dello spettro solare ed in particolare delle sue linee
oscure: la superficie del Sole (fotosfera) emette radiazioni di tutti i colori e l'atmosfera di gas
incandescenti del Sole (cromosfera e corona), molto meno calda della fotosfera, assorbe una
parte delle radiazioni emesse dalla stessa fotosfera ed in particolare quella che è emessa dagli
elementi che costituiscono l'atmosfera solare. Lo stesso Kirchhoff scriveva:
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ASTROFISICA
Le fiamme colorate nei cui spettri si presentano linee brillanti e marcate [spettro
di emissione], indeboliscono talmente i raggi del calore di queste linee, quando
passano attraverso di esse, che, al posto delle linee brillanti, compaiono linee
scure [spettro di assorbimento] quando si colloca dietro la fiamma una fonte di
luce di sufficiente intensità e nel cui spettro mancano queste linee. Concludo
quindi che le linee scure dello spettro solare non sono prodotte dall'atmosfera
terrestre [ipotesi avanzata da qualcuno] ma nascono dalla presenza nella
infuocata atmosfera del Sole di quelle sostanze che, nello spettro di una fiamma,
presentano le linee brillanti nella stessa posizione(9).
Spettro di emissione del sodio con la
caratteristica linea gialla
Spettro di assorbimento del sodio. La riga gialla
di emissione che diventa nera in assorbimento
Conseguenza immediata di queste osservazioni fu l'enunciato del cosiddetto principio di
inversione secondo il quale una sostanza assorbe le stesse radiazioni che è in grado di emettere
(10). Ma, al fine dei nostri scopi, il risultato più importante fu conseguito da Kirchhoff nel 1859
quando definì il corpo nero, dallo studio del quale discenderanno clamorose conseguenze
(nascita dei quanti).
Le ricerche proseguirono e presto i due scienziati tedeschi compresero un fatto
fondamentale. Riuscirono a stabilire la presenza sul Sole di alcuni elementi: confrontando le
righe che compongono lo spettro solare con quelle, ottenute in laboratorio, per elementi noti
(all'esistenza di un dato insieme di righe nello spettro corrisponde sempre la presenza di un
dato elemento)(11). Questa scoperta era nata da una congettura del 1823 di John Herschel.
Gli studi in questo campo portarono a stabilire senza ombra di dubbio che ciascun
elemento aveva un suo spettro che differiva da tutti gli altri. Se si aveva un composto, lo
spettro che veniva fuori era semplicemente la sovrapposizione degli spettri dei vari elementi
che lo costituivano. Per questa via si scoprirono nuovi elementi poiché in dati composti
comparivano serie di linee che non erano mai state osservate per nessun elemento. Esemplifico
con gli spettri di due elementi, il primo dell'elio (elemento prima sconosciuto e che, appunto,
fu trovato per via spettroscopica, analizzando lo spettro solare), il secondo del neon.
Poiché i gas dell'atmosfera solare sono più freddi di quanto non lo sia la parte più interna
del Sole, un dato elemento dell'atmosfera solare è incapace di rimpiazzare con la sua propria
radiazione i raggi che ha assorbito. Ed è in questo modo che nascono le linee oscure
nell'atmosfera solare e ciò spiega anche l'assenza nella luce di radiazioni di elementi dati e la
loro presenza nel Sole. In definitiva Kirchhoff aveva scoperto alcune cose di grande
importanza. Era partito da osservazioni apparentemente semplici come quella che non si
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possono distinguere gli oggetti contenuti in un recipiente a temperatura uniforme usando la
radiazione emessa dal recipiente stesso. Se, ad esempio, guardiamo l’interno di un forno in cui
vengono cotti dei vasi di colori diversi, si vede una colorazione rossastra uniforme. Come
nasce tale fenomeno ? Consideriamo due vasi, A e B, nel forno. Se l’intensità della luce che
lascia A in direzione di B fosse maggiore di quella che va da B ad A, si avrebbe come risultato
che dell'energia va da A a B con la conseguenza che B aumenterebbe di temperatura. E ciò, in
assenza di lavoro fatto dall'esterno, risulta essere una violazione del Secondo Principio della
termodinamica (si noti come la termodinamica entri con autorevolezza all0interno di questioni
di astronomia e come pian piano tutte le conoscenze fisiche vadano a confluire nella
spiegazione di ogni fenomeno). Con queste premesse Kirchhoff immaginò il Sole come un
corpo sferico caldo avvolto da successivi strati di gas che in qualche modo filtravano la
radiazione proveniente da tale corpo e descrisse il trasferimento di energia dall'interno
all'esterno in base alla termodinamica.
LA VELOCITA' DELLE STELLE
I risultati qui esposti possono essere considerati il fondamento dell'astrofisica e della
fisica teorica. Da questo momento si iniziò lo studio sistematico degli spettri di varie stelle ed
il risultato di queste osservazioni portò a riconoscere che tutti gli elementi in esse presenti sono
gli stessi che conosciamo sulla Terra. Lo studio di tali spettri permise a Norman Lockyer, nel
1868, di scoprire sul Sole l'elemento elio che esiste anche sulla Terra senza essere mai
individuato (sarà trovato nel 1895 da William Ramsay) inoltre, nel 1952, su alcune stelle
giganti rosse, Paul W. Merrill trovò il tecnezio, elemento non esistente in natura sulla Terra
perché estremamente instabile, scoperto da Emilio Segrè nel 1937. Ancora a Lockyer è dovuta
la scoperta che le protuberanze solari, da lui osservate nell'eclisse totale visibile in India nel
1868, sono costituite da gas molto caldi. Durante la medesima eclisse scoprì l'esistenza di
quello strato del Sole, che si trova sopra la fotosfera, da lui battezzato cromosfera.
La presenza negli spettri di determinati elementi o altri in maniera dominante, fa
suddividere le stelle in classi spettrali differenti O, B, A, F, G, K, M ... e ciascuna classe è
ulteriormente suddivisa con numeri che vanno da 0 a 9 (il Sole è nella classe G 2). A queste
classi si aggiunsero nel 1924 la R, S, N (le R sono stelle giallo-arancio-rosso come le G, K ed
M ma contenenti molto più carbonio ed aventi una temperatura molto più fredda, 2.500 °K; le
N sono stelle giallo-arancio-rosso come le G, K ed M ma contenenti molto più carbonio ed
aventi una temperatura ancora più fredda, 2.000 °K; le S sono stelle rosse come le M ma
contenenti più ossido di zirconio ed una temperatura al limite del visibile, ≤ 2.000 °K). La
suddivisione iniziale (senza le R, S ed N) fu fatta da E. Pickering (1846-1919) ed accettata da
un Congresso internazionale nel 1910. Tornando agli spettri delle stelle, essi, opportunamente
analizzati, sono in grado di fornirci molte altre informazioni: sulle condizioni fisiche sulla
superficie delle stelle, sulla temperatura e densità del materiale gassoso che produce le linee
dello spettro e, analizzando con attenzione le lunghezze d'onda in corrispondenza delle quali vi
sono righe, sul movimento delle stelle medesime mediante l'effetto Doppler classico.
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ASTROFISICA
CLASSE
SPETTRALE
TEMPERATURA
°K
O
Oltre 50 000
B
COLORE
COMPOSIZIONE
APPROSSIMATIVA
Azzurro
elio
25 000
Azzurro-bianco
elio e ossigeno
A
20 000
Bianco
idrogeno
F
14 600
Bianco-giallo
idrogeno e calcio
G
6 000
Giallo
calcio e ferro
K
5 100
Arancio
idrogeno, calcio e metalli
M
3600
Rosso
calcio, titanio e molecole
Per capire come sia possibile con l'effetto Doppler studiare il moto delle stelle,
consideriamo una sorgente luminosa S, a questo punto considerata come costituita da onde, che
si muove verso un osservatore O. L'effetto Doppler, discusso con ogni dettaglio nel link
proposto, consiste in un addensamento delle onde nel verso del moto (e conseguente
rarefazione in verso opposto).
Nel caso S si allontanasse da O la situazione sarebbe invertita.
Ciò vuol dire che un osservatore è in grado di stabilire se una sorgente luminosa è in
avvicinamento o in allontanamento attraverso il colore che percepisce. Inoltre, più il colore
tende al rosso, più la sorgente si allontana velocemente da O. Più il colore tende verso
l'azzurro, più la sorgente si avvicina velocemente. Naturalmente vi sono tutte le situazioni
intermedie, tra le quali il non osservare spostamenti né verso il rosso, né verso l'azzurro che
vuol dire che S è immobile rispetto ad O(12).
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ASTROFISICA
Se v è la velocità della sorgente O, la variazione ∆λ della lunghezza d'onda λ, per unità di
λ, vale:
∆λ/λ = v/c
dove c è la velocità della luce.
Occorre notare che l'effetto Doppler per la luce è molto meno evidente di quello che si
sperimenta quotidianamente con il suono (l'avvicinarsi ed allontanarsi di una ambulanza)
poiché, per dare dei numeri e riferendoci all'allontanamento, una velocità di 30 km/sec (cioè di
100 mila km/h) fa variare la lunghezza d'onda di appena un decimillesimo e d'altra parte
occorre che una sorgente si allontani ad una velocità dell'ordine della metà di c perché la
radiazione blu della sorgente appaia rossa all'osservatore immobile. Altri numeri riguardano le
velocità delle stelle e degli ammassi stellari: quella delle stelle è relativamente piccola e può
variare dai 10 ai 200 km al secondo, mentre quella delle galassie e delle nebulose raggiunge
velocità che variano d alcune migliaia di chilometri al secondo fino a 60 000 km/sec. Ma,
attenzione, quando si entra a studiare questioni che implicano velocità di questo tipo, velocità
da comporre con quelle della luce che arriva a noi, i problemi non sono più descrivibili in
questo modo semplice. Diventa indispensabile la correzione relativistica dell'effetto Doppler.
Effetto Doppler acustico
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ASTROFISICA
ENERGIA DAL SOLE E DALLE STELLE
Riguardo alla temperatura delle stelle, fino al 1843, vi era la convinzione diffusa che la
luce ed il calore delle stelle fossero due fenomeni differenti. Fu l'opera di Macedonio Melloni,
il Newton del calore, a stabilire che i sue fenomeni non sono separabili ma che il calore deve
essere rintracciato oltre il visibile, nell'infrarosso (chiamata radiazione calorifica). Per misurare
la temperatura delle stelle occorre il bolometro, un termometro elettrico realizzato da S.P.
Langley nel 1878 (successivamente sostituito da strumenti più sensibili basati sull'effetto
fotoelettrico e sul fenomeno della pressione di radiazione - 1895). Misure pionieristiche di
temperatura delle stelle erano comunque state fatte fin dal 1868 dall'astronomo inglese William
Huggins (1824-1910) che aveva già scoperto la natura gassosa di alcune nebulose (a
cominciare da una della costellazione del Drago che osservò nel 1864 e che non presentava lo
spetto di assorbimento), misurato per la prima volta la velocità radiale di alcune stelle,
individuato nello spettro di una nova le righe (una variazione di luminosità associato per la
prima volta ad altro fenomeno fisico) dell'idrogeno ed applicato sistematicamente la tecnica
fotografica allo studio degli astri (1863). Le misure di Huggins erano state fatte con la
termopila di Melloni (una termocoppia moltiplicata per migliaia di saldature). Queste scoperte,
in particolare quelle di temperatura riferite ad esempio al Sole, aprivano un'altra classe di
problemi: come è possibile che il Sole (e quindi le stelle), costituito con gli stessi elementi dei
pianeti, da milioni e milioni di anni riesca ad inviare una tale quantità di energia senza
apparente consumo, come la termodinamica ormai richiedeva ? Lo stesso Kelvin era
intervenuto sulla questione con un articolo del 1854, On the Mechanical Energies of the Solar
System nel quale si sosteneva che serviva una teoria che rendesse conto della perdita di energia
del Sole, corpo caldo, senza che esso si consumasse in tempi rapidi (pochi minuti o al massimo
pochi anni). Se il calore prodotto dal Sole proveniva da una combustione chimica (carbone),
Kelvin calcolava che una massa di dimensioni pari a quella attuale del Sole, si consumerebbe,
bruciando, in 8000 anni. Se il Sole avesse avuto nelle epoche remote un tale livello di
combustione, esso avrebbe dovuto avere 8000 anni fa un diametro doppio, una potenza
calorifica quadrupla e una massa 8 volte maggiori di quelle attuali [citato da Bellone]. La
soluzione del problema per Kelvin era analoga a quella di Wollaston: doveva trattarsi della
combustione di meteore attratte dal Sole per la sua enorme gravità (teoria gravitazionale del
calore solare) che però prevedeva la caduta sul Sole di tante meteore in grado di creare sul
Sole una cappa di 30 metri ogni anno (principio di Joule). Un'alternativa era la caduta a spirale
delle meteore che avrebbe prodotto energia cinetica sufficiente a sviluppare poi il calore
necessario. Queste elaborazioni che oggi fanno sorridere erano anche alla base di dispute
teologiche sulla nascita della vita e risultarono anche un ostacolo alle teorie evoluzionistiche
avanzate da Darwin nel 1859: i tempi giganteschi già prospettati nel Settecento per
l'evoluzione geologica della Terra, dovevano essere riportati a qualche migliaio di anni, con
somma soddisfazione dei fondamentalisti biblici. L'argomento era talmente sentito che Kelvin
vi tornò su con un altro articolo del 1862, On the Age of the Sun's heat nel quale rivedeva i
conti sulla luce e calore che il Sole ci aveva inviato. Questo tempo era ora valutato in non più
di 100 milioni di anni, comunque non sufficienti, secondo Kelvin, per quelle evoluzioni
sbandierate da più parti che richiedevano almeno il triplo di tempo. Di fronte ad una teoria
come quella di Kelvin, Darwin, nella sesta edizione de L'origine della specie, poté rispondere a
ragione che vi era la possibilità, nel passato, di cambiamenti di condizioni fisiche molto più
rapidi e violenti dell'epoca in cui vivevano. Nel dibattito vi fu anche un intervento, di ben altro
significato, di Helmholtz. Riporto quanto sostenuto da Helmholtz come introdotto da Bellone,
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ASTROFISICA
avvertendo che non si trattava di una ipotesi come un'altra ma di una elaborazione matematica
molto rigorosa e precisa che non è il caso riportare qui (si può vedere ancora Bellone).
In una conferenza del 1854, Ueber die Wechselwirkung der Naturkrdjte und die
darauj bezuglichen neuesten Ermittelungen der Physik (Sull'azione reciproca delle
forze naturali e sulle più recenti determinazioni della fisica che ad essa si
riferiscono), Helmholtz, dopo aver ricordato che le indagini spettroscopiche sui
corpi celesti confermavano l'idea che le medesime leggi fisiche agissero sia sulla
Terra, sia nello spazio cosmico, notava che «le leggi fisico-meccaniche sono come
il telescopio del nostro occhio mentale: esse penetrano nella notte più remota del
passato e del futuro». Era quindi essenziale servirsi di quelle leggi per spiegare
l'origine del calore solare, in un quadro evolutivo che prendeva le mosse dal
processo di condensazione della nebulosa primitiva dal quale era sorto il sistema
di pianeti del Sole. In quel processo, secondo Helmholtz, «la storia dell'umanità
finora svoltasi è stata ... solo una corta ondata nell'oceano dei tempi». In base al
principio di conservazione dell'energia, poi, le forze operanti nel Sole avrebbero
lavorato «ancora per tempi incommensurabilmente lunghi».
Ma anche questi tempi incommensurabilmente lunghi risultavano brevi per l'evoluzione
darwiniana e geologica. Vi era implicita la condanna di Kelvin (1862) di ancora pochi milioni
di anni per la vita sulla Terra, a meno che, come egli scrisse, non fossero state scoperte
sorgenti ancora oggi ignote.
Uno spettroscopio (nel circoletto bianco) collegato ad un telescopio rifrattore
dall'astronomo britannico W. Huggins nel 1860. Si noti sulla sinistra in
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ASTROFISICA
basso la presenza di un rocchetto di Ruhmkorff, uno strumento che nasce in
ambito elettromagnetico, che mostra l'uso integrato di ogni mezzo a fini di
ricerca. Nel 1862 furono realizzati degli spettrografi particolarmente
costruiti per lo studio degli spettri delle stelle. Nella figura seguente è
riportato lo spettrografo usato da G.B. Donati a Firenze nel 1862.
Tornando a Kirchhoff, i suoi lavori successivi furono dedicati a tracciare una mappa dello
spettro solare assegnando ad un gran numero di linee gli elementi chimici che le generavano.
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ASTROFISICA
La mappa solare di Kirchhoff (1863) con il riconoscimento
nello spettro del Sole di numerosi elementi, tra cui il ferro.
Il fisico svedese A. J. Ångstrom (1814-1874) che nel 1862 aveva individuato l'idrogeno
nel Sole (ma occorrerà arrivare al 1920 per scoprire che l'idrogeno è molto abbondante sul
Sole), nel 1868 costruì un'altra mappa del Sole e fu il primo a descrivere le radiazioni solari in
termini di lunghezze d'onda. Nello stesso anno di Ångstrom, fu ancora W. Huggins a dirigere
lo spettroscopio verso Sirio ed altre stelle (30) applicando a queste osservazioni l'effetto
Doppler. Con ciò scoprì che le linee spettrali si spostavano come conseguenza dello
spostamento della stella Sirio della quale valutò una velocità di allontanamento di 47 Km/sec.
Fu la prima volta che si riuscì a misurare la velocità radiale di una stella. Siamo in quel 1868
che vide altri successi astronomici. L'eclisse solare del 1860 (visibile in Spagna ed osservata
anche da Angelo Secchi che fu un grande astronomo con esperienza di 40 anni di osservazioni.
A lui si deve fra l'altro il riconoscimento dell'esistenza delle atmosfere dei pianeti), e
successivamente quella del 1869 (visibile nel Kentucky negli USA), avevano provato
definitivamente le ricerche e teorie di Kirchhoff e Bunsen. Durante l'eclisse la fotosfera solare
permise di vedere, in luogo delle consuete linee oscure, le linee brillanti dello spettro emesse
dall'atmosfera solare(13). Tra l'altro si capì che le protuberanze sono fenomeni reali (eruzioni o
esplosioni che si estendono nello spazio a distanze pari a decine di volte il diametro della
Terra) e non effetti luminosi e si aprì la strada ai lavori dell'astronomo americano C.A. Young
che nel 1870 capì che era nella cromosfera che si originava l'inversione dello spettro, le righe
oscure di Frahunhofer, e per questo la chiamò strato invertente. Studiando lo spettro della
cromosfera Young scoprì una linea di emissione verde che non risultava da nessun'altra parte.
Si credette di aver scoperto un nuovo elemento che fu battezzato coronium. Ci vollero 60 anni
perché B. Edlén nel 1942 scoprisse che si trattava di una riga del ferro fortemente ionizzato in
stati normalmente interdetti (qui si verificò un errore analogo a quello di Fermi e collaboratori
del 1934, quando credettero di aver scoperto i nuovi elementi Ausonio ed Esperio. Come
Young non pensarono di cercare in un luogo distante della tavola periodica rispetto a quello
che ipotizzavano). ). La vicenda del coronium fa il paio con quella di un altro elemento
stellare, il nebulio che nasceva da due particolari linee spettroscopiche ignote
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ASTROFISICA
precedentemente. J. S. Bowen scoprì nel 1928 che si trattava di transizioni dell'ossigeno
ionizzato due volte tra uno stato metastabile (in condizioni normali non consentito) ed uno
normale. Sempre Young, puntando lo spettroscopio sul bordo del Sole durante l'eclisse del
1870 in Spagna, riuscì a osservare per qualche secondo lo spettro di emissione della sua
superficie privo dello spettro continuo di assorbimento della fotosfera. Si inaugurava così la
possibilità dei cosiddetti spettri-lampo. Stava nascendo l'astrofisica che poneva molti problemi
a tutta la fisica e che riuscì a spiegare molti dei fenomeni osservati solo con l'avanzamento
simultaneo di altre ricerche in campi differenti: termodinamica, struttura atomica, ionizzazione,
onde radio, fisica quantistica, relatività ristretta, relatività generale, fisica nucleare, fisica dei
raggi cosmici, fisica delle particelle, chimica, matematica. Un incastro impressionante da
richiedere una preparazione di alto livello per affrontare questi studi. Insomma la spettroscopia
mieteva successi, molto più rapidi e penetranti di quanto non facesse l'esplorazione ottica dello
spazio. Ma cos'è uno spettro ? Nessuno lo sapeva o era in grado di intuire. Quindi vi era una
sorta di peccato originale a monte che rendeva un poco instabile l'edificio delle osservazioni.
Una piccola parte dello spettro solare, tra i 3800 Å (in alto a sinistra) ed i
3900 Å (in basso a destra), che andrebbe letto tutto su una linea. Lo spettro
solare in tutto il visibile lo si può trovare all'indirizzo: http://chinook.kpc.
alaska.edu/~ifafv/lecture/fraunhofer.htm
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ASTROFISICA
Lo spettro solare nel visibile (anche qui ogni linea dovrebbe essere messa a
fianco dell'altra).
Fino a pochi anni prima sarebbe stato impensabile capire, ad esempio, di quali elementi
fossero composti Sole, stelle e pianeti. Ora con la spettroscopia diventava possibile descrivere
l'universo in modo più compiuto e con l'effetto Doppler capirne meglio la meccanica. E si era
capito che l'universo aveva una profonda unità materiale: sul Sole, su Sirio, sulla Luna vi erano
gli stessi elementi terrestri. Trionfo ancora di Galileo, del suo Nuncius Sidereus. Non vi sono
due mondi separati dal cielo della Luna, ma un solo mondo!
L'EVOLUZIONE DELLE STELLE
Abbiamo fino ad ora visto l'accumularsi di dati sulla struttura delle stelle. In tutti i
laboratori si studiava tutto il possibile sulle stelle ma mancava un filo conduttore che legasse
fatto a fatto e permettesse una comprensione più matura. Aveva iniziato Herschel sul finire del
Settecnto. Egli, dopo l'osservazione di vari gruppi di stelle e nebulose con le forme più varie ed
addirittura incredibili, avanzò l'ipotesi, sviluppata a partire dal 1789, che le stelle avessero una
evoluzione. Dalle sue osservazioni sembrava venir fuori che le stelle fossero a differenti gradi
del loro sviluppo. Il problema che egli si poneva era di collegare cronologicamente quelli che
riteneva diversi gradi di sviluppo. I tempi di tale presunta evoluzione, egli sosteneva, sono
immensi ma noi possiamo usufruire di molte migliaia di esempi offerti nel cielo alla nostra
osservazione. Il 13 novembre 1790, Herschel osservò la nebulosa planetaria all'epoca nota
come H IV.69 (l'odierna NGC 1514) che ha una stella centrale estremamente luminosa, il che
lo convinse che le nebulose planetarie sono materiali nebulosi (gas o polveri) associati ad una
stella centrale e non ammassi non risolti come si pensava in precedenza. Questa osservazione
lo convinse che probabilmente una stella o un aggregato di stelle nasceva da una nebulosa
mentre il contrario non gli sembrava fosse sostenibile. Tra il 1811 ed il 1814 elaborò ed
enunciò la sua teoria in due articoli(14) secondo la quale tutto inizia con una diffusa nebulosa
con le parti più dense che fungono da centri di condensazione gravitazionale, si passa quindi ad
una nebulosa più densa, quindi ad un compatto gruppo di stelle, infine ad una stella unica o ad
un gruppo stellare. Questa idea ebbe un successivo sostegno (1868) da parte di Angelo Piazzi
che catalogò le stelle in quattro tipi: quelle bianco azzurre, con intense righe di idrogeno;
quelle gialle come il Sole, con righe di vari elementi chimici; quelle rosse come Betelgeuse che
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presentavano uno spettro a bande; quelle che si ottengono dal terzo tipo eliminando alcune
righe oscure. Questa classificazione, accettata da molti astronomi, suggeriva in qualche modo
una evoluzione delle stelle consistente nel passaggio da un gruppo ad un altro.
Finalmente arriviamo a coloro che svilupparono in modo compiuto l'idea di evoluzione
stellare: il britannico J. N. Lockyer, il danese E. Hertzsprung (1873-1967), lo statunitense H.
N. Russel (1877-1939), il britannico A. Eddington (1882-1944), lo statunitense E. C. Pickering
(1846-1919) ed altri ancora più vicini e contemporanei a noi. Non è possibile qui dare
un'informazione, foss'anche limitatissima, di tutto ciò che è stato fatto nel Novecento perché,
come accennato, non si tratterebbe di una storia dell'astrofisica ma di tutta la fisica. Mi limito a
continuare a cercare di capire le linee di pensiero degli astrofisici sull'evoluzione stellare fin
dove è possibile senza mettere in gioco altre conoscenze complesse e senza banalizzare delle
ricerche che per essere davvero capite abbisognano di molte conoscenze di base.
Il britannico Lockyer, pur distante dalla fisica nucleare, sviluppò sull'evoluzione stellare
una posizione in contrasto con quella della gran maggioranza degli astrofisici. Secondo il
nostro occorreva ammettere che l'evoluzione dovesse essere accompagnata da una
trasmutazione degli elementi chimici perché questa sembrava l'unica strada per spiegare molti
aspetti dell'osservazione e delle teorie sviluppate in proposito. Le tappe evoluzionistiche che
propose sono le seguenti. Una stella nasce come un oggetto freddo da sciami di meteoriti; dalle
loro collisioni si produce tanto calore da portare la stella in evoluzione fino ad una data classe
spettrale verso la zona delle stelle rosse. A questo punto è la gravità che la fa condensare
sempre più con ulteriore condensazione e ulteriore sviluppo di calore finché la stella non
acquista una classe spettrale più vicina all'azzurro (completa vaporizzazione). A questo punto
non vi sono piuù collisioni e la gravità ha esaurito il suo compito, per cui la stella inizia a
raffreddarsi percorrendo un cammino opposto al precedente fino a diventare un corpo solido,
freddo e non più in grado di dare luce e calore. A questo punto la stella è morta. In tali
variazioni di temperatura si avrebbero le stramutazioni chimiche che Lockyer immaginava.
Il contributo successivo viene sia da Hertzsprung che da Russel che, tra il 1905 ed il 1912,
classificarono le stelle in giganti e nane. Ai due è dovuto il diagramma H-R (dalle iniziali dei
loro cognomi) che mette in relazione la classe spettrale(15) (si veda la tabella fornita in
precedenza) di una stella (in ascisse) e la sua grandezza assoluta(16) (in ordinate). Si deve
osservare che dietro la classe spettrale vi è il colore e la temperatura superficiale(17) delle
stelle che si determinano indirettamente a partire dall'intensità delle linee spettrali. D'altra
parte, anche ad occhio nudo, oltre alle differenze di luminosità tra le stelle si possono notare
anche le diverse colorazioni superficiali. Si ha a che fare con stelle azzurre, bianche, gialle,
rosse, ... E, per altri versi, sappiamo che dietro ogni colore vi è una temperatura. Si può vedere
la tabella fornita in precedenza e confrontarla con la seguente che fornisce alcune magnitudo
relative ed assolute
STELLA
MAGNITUDO
APPARENTE
DISTANZA
(parsec)
MAGNITUDO
ASSOLUTA
LUMINOSITA'
(rispetto al Sole)
4.84813×10-6
4,8
1
22,5
Sole
- 26,7
Sirio
-1,4
2,64
1,5
- 0,05
11,25
-0,31
Vega
0,03
7,76
0,58
α Vergine
0,98
80,5
α Cygni
1,3
Barnard
9,5
Arturo
114
50,1
- 3,6
2 250
3,30
- 8,7
250 000
1,82
13,2
1/2310
Riporto di seguito il diagramma H-R in cui sono riportate varie stelle secondo il criterio
annunciato. In basso vi sono le nane bianche (white dwarfs), vi è quindi la sequenza principale
(main sequence) in cui vi è il Sole, ancora più su vi sono, tra le altre, le giganti rosse tra cui vi
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è Aldebaran, le supergiganti rosse tra cui vi è Betelgeuse, le supergiganti bianche tra cui vi è
Deneb (α Cygni)(18) ... fino alle supergiganti azzurre come Saiph (κ di Orione).
http://bdaugherty.tripod.com/gcseAstronomy/stars.html
Vi sono alcune considerazioni da fare. Intanto la suddivisione delle stelle in nane e giganti
fu fatta nel 1905 da Hertzsprung che si accorse che quando si ha a che fare con uno spettro con
righe molto sottili e definite la stella a cui appartiene tale spettro ha una magnitudine assoluta
molto maggiore delle altre. Queste stelle furono chiamate giganti, rispetto a quelle tipo Sole.
Poi vi erano quelle molto più piccole del Sole che divennero nane. Fu poi Russel,
indipendentemente, a notare che le stelle rosse della classificazione spettrale K ed M possono
essere di due tipi: quelle che hanno un grande volume ma una minima densità e quelle che
hanno un piccolo volume ed una grande densità. Quest'ultimo approccio al problema, per altra
via, portava allo stesso risultato precedente. E' da qui che i due partirono per realizzare (1912)
il loro diagramma. Altra considerazione di carattere molto più generale ed implicante una
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visione cosmologica molto più spinta, riguarda l'ordine in cui le stelle sono disposte nel
diagramma. Si osserva facilmente che la maggioranza delle stelle sono organizzate nella
sequenza principale e poche di esse sono più su o più giù di quella immaginaria linea obliqua
rappresentata da tale sequenza. Le abbondanze relative delle stelle nelle diverse zone del
diagramma sono eloquenti: circa l'85% delle stelle si trova nella sequenza principale, mentre il
restante 15% è distribuito tra nane bianche e giganti rosse (con trascurabili percentuali per altre
zone del diagramma. Non vi un andamento casuale con stelle sparpagliate senza alcun ordine e
la figura seguente sottolinea meglio quanto detto.
L'EVOLUZIONE DELL'UNIVERSO:
UNA CONVERSAZIONE
Siamo praticamente alla fine della Prima Guerra Mondiale. Da questo momento entrano
nell'astrofisica teorica varie scoperte fisiche accumulatesi negli anni dal 1900 al 1917: la
quantizzazione, la relatività ristretta, la struttura degli atomi nel modello di Bohr-Sommerfeld,
la prima formulazione della relatività generale. Ciò permette una comprensione molto più
approfondita di tutti i fenomeni in gioco. Anni dopo, le conoscenze fisiche della fisica del
nucleo atomico permetteranno di risolvere definitivamente il problema dell'energia delle stelle.
Anche gli strumenti di indagine del cielo si affineranno con l'introduzione di nuove tecniche di
ascolto dello spazio attraverso risposte ad onde elettromagnetiche inviate in esso con
gigantesche antenne paraboliche sistemate addirittura dentro crateri di vulcani. Molti altri
oggetti stellari verranno scoperti ed a volte senza nessuna visione ottica. Come al solito, ad un
catalogo accurato e ad una classificazione con criteri qualunque, deve seguire
un'organizzazione più generale che tenti in approcci successivi di cogliere una logica in quanto
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osservato. Al di là degli sporadici tentativi cui ho accennato, fino agli anni Venti del
Novecento non vi era necessità di pensare a duna organizzazione del cosmo perché vi era
quella di Newton che non era mai stata messa in discussione. Ed il cosmo newtoniano era
costituito da masse ubbidienti alla gravitazione distribuite in uno spazio euclideo infinito in
tutte le direzioni nel quale il tempo scorreva allo stesso modo in qualsiasi punto. In tale
universo non vi erano limiti per le velocità degli oggetti che potevano essere pensate grandi a
piacere con leggi di composizione galileiane senza limiti e restava un certo ruolo centrale per
la Terra o, quantomeno, per il sistema solare. L'uomo immaginava una macchina indipendente
dall'osservatore e credeva nell'esistenza di un riferimento assoluto a cui rapportare tutte le
leggi. Le leggi di altrove non erano neppure prese in considerazione. Con il venir meno del
ruolo centrale della Terra e del sistema solare si tentò l'ultima carta, quella dell'etere come
riferimento assoluto. Ma Michelson e Morley, sul finire dell'Ottocento mostrarono che l'etere
non esiste facendo crollare l'ultimo appiglio. Quell'universo era un universo statico che
nasceva per mancanza di dati osservativi adeguati. Se esso era pensato finito la stessa teoria
della gravitazione, portata fino in fondo, negava tale universo perché esso sarebbe dovuto
collassare, in tempi più o meno lunghi verso un certo punto. E se fosse stato pensato infinito
creava il paradosso di Olbers.
Nel 1905, con la relatività ristretta, Einstein introdusse nella fisica gli osservatori, si
sbarazzò del riferimento assoluto, ammise la costanza della velocità della luce per qualsiasi
osservatore e trovò l'identità tra materia ed energia. Se non c'era più un riferimento rispetto al
quale le leggi fisiche avevano valore assoluto, occorreva ammettere che in tutto l'universo
valgono le stesse leggi fisiche e questa posizione, opportunamente sviluppata portò a quello
che è il principio cosmologico che, si badi bene, è una posizione filosofica, una ipotesi che è
comunque accettata ancora oggi da tutti gli scienziati. Il principio cosmologico afferma che un
osservatore che si trovasse su una galassia, in qualunque punto dell'universo, deve, in un dato
momento, osservare essenzialmente ciò che osserva qualunque altro osservatore in qualunque
altra galassia dell'universo(19). Il lavoro di Einstein andò avanti e tra il 1915 ed il 1917 estese le
conclusioni della relatività ristretta, valide solo per sistemi di riferimento inerziali (sistemi in
cui vale il principio d'inerzia che non vale ad esempio su una piattaforma ruotante ed in un
campo gravitazionale), a sistemi di riferimento qualunque, in particolare a quelli accelerati.
Einstein mostrò che l’equivalenza tra sistemi di osservatori non deve riguardare i soli inerziali.
Almeno per un certo tipo di equivalenza deve essere possibile estendere tale proprietà ad
osservatori accelerati. Questo programma di relatività generale(20) aveva intrinsecamente
dentro la messa in discussione della gravitazione ed Einstein, per la prima volta dopo Newton,
costruì una nuova teoria della gravitazione fornendo equazioni che descrivevano in modo più
completo della stupenda teoria di Newton il campo gravitazionale, liberando tra l'altro
l'universo dalla schiavitù di spazio e tempo assoluti (una vera incrinatura logica). Lo spazio
einsteniano è il superamento dello spazio euclideo che era stato di Newton e l'introduzione di
uno spazio curvo, uno spazio che non ha proprietà costanti ma subisce l'influenza,
deformandosi, di masse presenti in esso.
Vediamo un poco meglio. Se ci muoviamo con una data accelerazione vediamo gli altri
corpi che si muovono rispetto a noi con una accelerazione opposta. Poiché abbiamo familiarità
con la meccanica di Newton, attribuiremo l’accelerazione di questi corpi a forze proporzionali
alle loro masse (Seconda legge di Newton). Le accelerazioni però insorgono solo quando
siamo su sistemi non inerziali. Esiste però una forza che ha lo stesso tipo di comportamento:
quella gravitazionale. Essa ha una proprietà peculiare: imprime a tutti i corpi la stessa
accelerazione. E questa forza risulta proporzionale alla massa del corpo. Se parliamo di altre
forze ci accorgiamo che ognuna è diversa dall’altra e che ciascuna agisce in modo diverso.
Ma torniamo ad un sistema inerziale. Esso risulta tale quando abbiamo eliminato tutte le
forze. Ma, disgraziatamente, non ci possiamo liberare della gravitazione. Einstein iniziò allora
con il pensare che inerzia e gravitazione sono la stessa cosa: entrambe agiscono sui corpi allo
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stesso modo e le forze che ne risultano sono, per entrambe, proporzionali alle masse dei corpi
stessi. Vi è allora qualcosa che non va nel principio d’inerzia che occorrerà riformulare. La
versione fino ad allora accettata diceva: Esiste per i corpi uno stato di moto standard, tale che
un corpo che si trovi in questo stato di moto non è sottoposto ad alcuna forza. Questo moto
standard è il moto rettilineo uniforme. La nuova versione dovrà essere: Esiste per i corpi uno
stato di moto standard, tale che un corpo che si trovi in questo stato di moto non è sottoposto
ad alcuna forza. Questo stato di moto segue l’inerzia e la gravitazione. Solo se un corpo
dovesse deviare da un tale stato di caduta libera diremo che su di esso agisce una forza.
Una forza è dunque qualcosa che tende ad allontanare i corpi dalle loro traiettorie
standard, ciò che non vale per la gravitazione. Arriviamo così a questa nuovissima
affermazione: la gravitazione non è da considerarsi come forza ma come inerzia. In termini
più tecnici questa cosa la si può dire così: la gravitazione non è una forza ma una distorsione
dello spazio-tempo. Se si è in uno stato di caduta libera, la gravitazione intorno a noi sparisce
(ecco la ragione dell’assenza di peso nelle astronavi). Con ciò non si riesce però ad eliminare la
non-uniformità della gravitazione (la gravitazione è uniforme in una stanza ma non lo è su
grandi estensioni come l’Europa) e ciò vuol dire che vi sarà sempre una accelerazione relativa
ai corpi vicini.
In definitiva, l’impossibilità di eliminare completamente il campo gravitazionale è causa
permanente di un’accelerazione relativa tra corpi e per costruire una teoria della gravitazione,
l’effetto intrinseco fondamentale che occorre descrivere è proprio l’accelerazione relativa tra
corpi vicini. In questo nuovo modo di vedere le cose, occorre dire che la relatività ristretta
continua a valere su piccola scala, quando le distanze tra osservatori sono piccole; la
gravitazione universale continua a valere su grandi distanze e deboli campi gravitazionali.
Ma ritorniamo alla gravitazione come distorsione dello spazio-tempo (sia dello spazio
che del tempo) di cui parlavo poco fa. Questo è uno dei risultati che la complessa elaborazione
matematica della relatività generale ci ha fornito. Naturalmente vi sono state ulteriori
elaborazioni dopo quella di Einstein. Ma su questo punto specifico, tutte le teorie convergono:
lo spazio è deformato dal campo gravitazionale ed il tempo scorre in modo differente a
seconda dell’intensità del campo. Più forte è il campo gravitazionale, più il tempo trascorre
piano. Vi sono delle stelle così grandi da avere una gravità che rallenta enormemente il
tempo. In definitiva, una massa modifica la supposta omogeneità ed isotropia dello spaziotempo e la prima verifica di ciò fu realizzata dal fisico britannico A. Eddington durante
un’eclisse di Sole osservata nell'isola di Principe (Guinea) ed a Sobral (Brasile) nel 1919.
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La luce di una stella che passa vicino al Sole è deflessa perché la massa del
sole incurva lo spazio tempo. Invece di vedere la stella nella sua posizione
reale (quella che osserviamo in condizioni normali) la vediamo in altra
posizione quando tra la stella e la Terra è interposta una massa come quella
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del Sole (il fenomeno è osservabile solo on eclissi. La seconda figura mostra
il senso di curvatura dello spazio. Una massa corrisponde ad una
deformazione di esso in figura rappresentata come una buca di potenziale.
La relatività generale, come accennato, è una teoria di campo, quello gravitazionale. Essa
fornisce le equazioni del campo dalle cui soluzioni discendono varie possibili descrizioni
dell'universo, un modello di universo(21). Fu proprio Einstein a descrivere un primo universo
relativistico ma in un'epoca in cui ancora non si era scoperto il moto di allontanamento delle
galassie (che, per il principio cosmologico, è visto allo stesso modo da qualunque punto dello
spazio) e quindi quando ancora si riteneva che l'universo fosse statico (salvo moti locali
minori). Costruì la sua teoria con questo presupposto e con l'ipotesi di spazio curvo con
volume enorme ma finito senza osare di più e dovette fare un'operazione che egli stesso in
seguito considerò grave errore di cui si pentì molto. Egli, dalle equazioni che aveva costruito,
cercò soluzioni che rispondessero ad un universo statico e, .... non le trovò. Tutti i suoi universi
matematici collassavano perché tutte le soluzioni portavano ad un universo dinamico. Non
ebbe fiducia nei suoi calcoli che avrebbero dovuto convincerlo della necessità di universo
dinamico. Questa circostanza lo mise fortemente in crisi ed egli iniziò a pensare che l'intero
edificio della relatività generale fosse da ridiscutere. Alla fine trovò un rimedio, quello che lo
fece poi pentire: modificò le sue stesse equazioni di campo introducendovi un termine, indicato
con λ e chiamato costante cosmologica, che doveva rimettere a posto le cose, impedendo al
suo universo statico di collassare. La costante cosmologica rappresenta una forza cosmica
repulsiva a lungo raggio che mantiene in piedi l'universo contrastando la gravità. Essa ha la
caratteristica di agire più intensamente quanto maggiore è la distanza tra galassie
(rovesciamento di quanto ordinariamente si pensa): non risulta quindi rilevabile sulle brevi
distanze di laboratorio e quindi è una invenzione che serve solo a giustificare un preconcetto
(di questi esempi in fisica se ne hanno molti ma chi ci cade mostra la sua grandezza quando,
come Einstein, riconosce la loro vacuità ed Einstein ebbe a dire più tardi che l'inclusione della
costante cosmologica nelle equazioni di campo della relatività generale era stata il più grande
errore della sua vita). In ogni caso una teoria che si basa su entità nascoste non è seria. Le
equazioni del campo furono risolte nello stesso 1917 dall'astronomo e matematico olandese
Willem de Sitter (1872-1934) nell'ipotesi di universo vuoto di materia e radiazione ma in una
espansione costante guidata dalla costante cosmologica λ (se ci mettiamo dentro una particella
essa si allontana da noi come fanno le galassie)(22). Non c'è altro in tale universo e nessun
osservatore è in grado di dire se è statico o no e, di fatto, diversi osservatori non riuscirebbero a
mettersi d'accordo su cosa osservano e quale fisica utilizzano. Altra proprietà di tale universo è
che non cambia nel tempo, un'idea nota come principio cosmologico perfetto. Si tratta di una
esposizione matematica, puramente teorica che descrive un universo impossibile (un universo
senza materia con il moto è l'inverso di quello di Einstein che ha la materia ma non il moto),
ma con il pregio di fornire il primo cenno all'espansione, precedente le successive scoperte.
L'universo di De Sitter, comunque, non è così stravagante come sembra se solo si pensa che
nello spazio la densità di materia è estremamente bassa ed eccetto che per l'ammissione di
vuoto questo universo risulta il medesimo che sarà proposto nel 1948 da Bondi, Gold ed Hoyle
(come vedremo).
A partire dal 1929 si iniziò ad avere la certezza che l'universo si espandesse e, questi dati
osservativi mostrarono naturalmente il perché non potevano funzionare le equazioni di campo
forzate ad universi statici. L'osservazione metodica mostrava lo spostamento verso il rosso di
circa il 90% degli spettri (redshift) provenienti da galassie e nebulose (in breve: spostamento
verso il rosso della galassia), e se vale l'ipotesi che il fenomeno dello spostamento è dovuto
all'effetto Doppler, vuol dire che le stelle si allontanano da qualunque punto le si osservi
secondo il principio cosmologico. Fu in quest'anno che i due statunitensi Edwin Hubble (18891953), astrofisico, e Milton Humason (1891-1972)(23), astrronomo, scoprirono una legge che
mette in relazione lo spostamento verso il rosso di una galassia con la sua distanza, tanto
maggiore è la distanza della galassia e tanto maggiore sarà il suo redshift. In altre parole la
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legge empirica trovata dai due scienziati e chiamata solo Legge di Hubble (o legge H-H),
afferma che più le galassie sono distanti, più si allontanano velocemente, come è illustrato nei
due grafici seguenti.
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La legge proveniva da dati osservativi ma occorre fare attenzione perché i dati osservativi
possono essere interpretati nel contesto di un preconcetto, di un giudizio a priori, di una
qualche legge non espressamente citata ma presente nel ragionamento. Nella legge in oggetto i
dati osservativi dovrebbero essere lo spostamento verso il rosso e la distanza. Ma la distanza
non è un dato osservativo perché si ottiene indirettamente tramite la relazione che lega
luminosità apparente con luminosità intrinseca. Ciò vuol dire che i dati osservativi sono lo
spostamento verso il rosso e la luminosità apparente. Anche lo spostamento verso il rosso può
essere ritenuto come dovuto all'effetto Doppler, con la conseguenza di allontanamento delle
galassie ad una data velocità. Ed ecco allora la legge di Hubble che è ricavata sotto tutte le
condizioni dette, condizioni che sono all'interno di una teoria fisica, di un modo di leggere i
dati che ha una sua logica e che può essere falsificato solo portando dati che neghino alcuna
delle premesse. Einstein incontrò Hubble e da quelle conversazioni si convinse che l'universo
si espandeva.
Modelli di grande interesse furono proposti dall'astronomo e prete belga George Lemaitre
(1894-1966)(24) e dal cosmologo e matematico sovietico Aleksandr Aleksandrovi• Fridman
(1880-1925)(25) (successivamente sviluppati anche dall'astrofisico statunitense Howard Percy
Robertson (1903-1961) e dall'astrofisico britannico Arthur Geoffrey Walker (1909-2001), di
modo che questo modello di universo va sotto il nome di FRLW e nella moderna
cosmologia assume il nome di modello standard). L'universo è inteso in evoluzione, un
universo che cambia cioè con il passare del tempo. In particolare Fridman risolse le equazioni
del campo prendendo in considerazione le tre possibili soluzioni matematicamente più
accessibili che descrivevano un universo in espansione con differenti modalità (vedi figura).
Le tre soluzioni di Fridman alle equazioni del campo
Iniziamo dal punto interrogativo che compare nel disegno. E’ l’eventuale inizio
dell’universo in un dato istante (quello noto come big bang da una espressione utilizzata da
Hoyle in una trasmissione radio della BBC nel 1949). Da questo supposto istante (molto
discusso), sarebbero passati intorno ai 10 o 15 miliardi di anni ed ora ci troveremmo là dove,
nel disegno, è scritto presente. Da qui in poi si sviluppano le tre soluzioni di Fridman. Quella
più in basso rappresenta l’universo sferico (chiuso e finito in un modello detto ellittico o
cicloidale) che continuerebbe ad espandersi fino ad un suo massimo (effetti dell’esplosione
iniziale che ancora scaglierebbe pezzi a distanza). Appena giunto a questo massimo, dato che
le forze gravitazionali iniziano pian piano a prendere il sopravvento su quelle del moto
inerziale dei pezzi iniziali, l’universo inizia una contrazione su se stesso fino a che il processo
diventerà rapidamente implosivo, fino al punto in cui tutta la massa dell’universo la si ritroverà
di nuovo in un “punto” in modo da originare un big crunch, un grande crollo. Di nuovo tutto
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finisce, ma di nuovo tutto riproduce l’esplosione di pezzi che sono implosi. Il processo, in linea
teorica, è riproducibile fino a situazioni analoghe (non uguali!) a quelle che conosciamo. Il
tutto proseguirebbe indefinitamente in un universo che chiameremo oscillante.
La curva intermedia rappresenta un universo che sarà sviluppato nel 1932 da Einstein e
De Sitter (modello parabolico) congiuntamente e quella più in alto che presenta una curva più
ripida (modello iperbolico) originata dall'ipotesi di velocità di espansione maggiore. Tali
universi risulterebbero aperti, infiniti e con una distanza relativa tra galassie in continuo
aumento.
Nel 1930 vi fu un intervento di Eddington che dimostrò l'instabilità del modello di
Einstein. La perfetta funzione equilibratrice della gravitazione dovuta alla costante
cosmologica poteva risultare modificata da una fluttuazione qualunque, sempre pensabile in un
universo forse statico ma certamente con galassie in ebollizione. Sarebbe bastata quindi una
piccola perturbazione per far collassare l'universo o per farlo espandere all'infinito. La sua
proposta di universo ammetteva quella di Einstein e aggiungeva una perturbazione che avrebbe
portato l'universo allo stato di espansione alla sua epoca noto. Fatto notevole è che in tale
universo non vi sono punti singolari come quelli che prevedono una nascita ad un dato istante.
L'universo di Eddington che è quello di Einstein (linea tratteggiata) per un
lunghissimo tempo poi, a seguito di una perturbazione, inizia ad espandersi
(in ordinate vi è l'espansione).
Questo modello ha due difficoltà (superabili con ipotesi aggiuntive): da una parte non
rende conto della formazione di elementi pesanti negli astri e non spiega come sia possibile la
presenza di tanto idrogeno in un universo che proviene dall'infinito negativo (si sarebbe dovuto
consumare tutto).
Eddington per questo suo lavoro si era ispirato al lavoro di Lemaitre ch per molti aspetti
era simile al suo e per altri differente. Un aspetto che li legava era certamente la presenza di
quel tormento che era la costante cosmologica. La figura seguente riporta le linee guida del
modello di Lemaitre che prevede uno spazio curvo con un volume finito.
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Si inizia con un big bang, il punto singolare, dal quale segue una primitiva rapida
espansione senza l'intervento di λ. La rapida espansione, in questa fase, è rallentata dalla
gravitazione. Nel tratto AB siamo in una situazione stazionaria analoga all'universo di Einstein
in cui la costante cosmologica e la gravità si quasi uguagliano. Più oltre si ha la prevalenza
della repulsione della costante cosmologica e l'universo inizia crescer sempre più rapidamente.
Si può osservare che questo modello è analogo a quello cicloidale con la differenza che qui, tra
A e B, ha prevalso la forza repulsiva su quella attrattiva. L'universo di Lemaitre è un'universo
stranissimo almeno a partire da B. Una sua particolarità incredibile è la sua velocità espansiva
che rende impossibile vedere una quantità incredibile di eventi dell'universo, tutti quelli
avvenuti nel passato anche recente (non si potrebbero vedere ad esempio galassie lontane la cui
luce non è ancora arrivata a noi essendo stata inviata vari anni fa), perché la luce non ce la fa a
raggiungere il presente. La cosa è ancora più incredibile in un universo finito. Ma vi sono
molte altre peculiarità di tale universo che lo rendono davvero fantastico ma che non meritano
attenzione in questa sede.
Come annunciato, nel 1932, Einstein e de Sitter svilupparono un modello cosmologico
che riscosse molto successo almeno fino al 1980. Si tratta dello sviluppo di uno dei tre modelli
di Friedmann in cui la materia è situata in uno spazio di Minkowsky (lo spazio-tempo della
relatività speciale in cui ogni punto dello spazio ha quattro coordinate, tre delle quali
rappresentano un punto dello spazio, e la quarta un preciso momento temporale:
intuitivamente, ciascun punto rappresenta quindi un evento), nel quale l'universo continuerà ad
espandersi all'infinito.
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ASTROFISICA
Einstein e de Sitter a Pasadena (USA) nel 1932
Serviamoci anche qui di una figura per illustrare tale universo (si tratta della curva
intermedia della figura che illustrava le tre soluzioni di Fridman dove è riportata l'espansione
in funzione del tempo).
L'inizio dell'universo è una singolarità, anche qui un big-bang. La materia è così compatta
da avere una densità infinita. Il volume dello spazio di questo modello è infinito, dobbiamo
quindi immaginare un universo infinito completamente pieno di materia di densità infinita che
comincia improvvisamente ad espandersi in modo da rendere la densità dell'universo
piccolissima. Il big-bang rappresenta quindi l'esplosione dello spazio stesso. La stranezza
iniziale è tutta interna al significato di singolarità preso in senso matematico ma in fisica non
esistono le singolarità matematiche. Lo stato singolare all'inizio dell'espansione, oltre a
rispondere ad esigenze religiose, significa che certe quantità nelle equazioni matematiche
diventano infinite. A quel punto, con tale peculiarità, i modelli cosmologici vengono meno ed
occorrerebbe modificarli. Ma ciò non si fa e non si è fatto perché è più comodo utilizzare Dio,
un povero Dio in tal caso, costretto a mettere pezze colorate ai pantaloni sdruciti dell'uomo(27).
Occorre superare questo approccio non scientifico e razionalizzare quel supposto evento, anche
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per andare prima di esso (domande del tipo cosa c'era prima ? o dove si espande l'universo ?
o cosa c'è esternamente all'universo ? o ... possono creare dei mal di capo).
Una singolarità.
Questo modello è il più semplice che è in accordo con la relatività generale. La geometria
di tale spazio è quella già citata dello spazio-tempo fondata su quella euclidea. Sembrerebbe
tutto a posto salvo che anche qui vi sono delle peculiarità che possono essere sottoposte a
verifica osservativa. Secondo questo modello la grandezza apparente di una galassia è fino ad
un certo punto in accordo con il senso comune: più si allontana più si vede rimpicciolire.
Ebbene questo vale fino ad una certa distanza in cui la galassia mostra la sua minima
grandezza apparente, superata la quale essa mostra grandezze apparenti che aumentano con la
distanza. Oltre a questa proprietà vi è quella che un osservatore con la migliore strumentazione
non sarebbe in grado di vedere l'universo oltre un certo limite, limite che aumenterebbe con il
tempo (la luce proveniente da un qualche ammasso di stelle potrebbe non aver avuto ancora il
tempo di raggiungere la Terra).
Prima di andare oltre possiamo dare la soluzione del paradosso di Olbers. Nelle sue
ipotesi le stelle non dovevano possedere moti cumulativi. Con la scoperta dell'espansione tutto
l'universo è in moto, le galassie sono in moto d'allontanamento dalla Terra. Ciò ha l'effetto di
indebolire la radiazione che ci proviene da tali sorgenti. La più parte delle galassie è molto
lontana ed è quella che si allontana a grandissime velocità (dell'ordine di frazioni della velocità
della luce). A ciò si può aggiungere che, nel caso di un universo dinamico, vi è la fondata
possibilità, come precedentemente adombrato, che la più parte degli ammassi stellari non sia
ancora riuscita ad inviare la sua luce sulla Terra e questo presuppone un universo relativamente
giovane.
Per quel che riguarda l'universo pulsante (o cicloidale), esso resta quello proposto da
Fridman come una delle tre possibili soluzioni elementari delle equazioni di campo di Einstein.
Ho già detto che sulla strada aperta da Fridman si mossero H. P. Robertson e A. G. Walker i
cui lavori furono realizzati negli anni Trenta del Novecento(28). Vediamo qualche dettaglio di
questo modello di universo aiutandoci anche qui con una figura (si tratta della curva più in
basso della figura che illustrava le tre soluzioni di Fridman dove è riportata l'espansione in
funzione del tempo).
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ASTROFISICA
Anche qui vi è una singolarità iniziale S. Una espansione rapida all'inizio che piano piano
rallenta fino al tempo M in corrispondenza del quale l'universo assume la sua massima
espansione ed inizia a contrarsi fino ad arrivare al punto E che è un'altra singolarità, il big
crunch. Il tempo che intercorre tra S ed E è calcolato in 60 miliardi di anni, circa 50 miliardi
dall'oggi. Durante SM osserviamo lo spostamento verso il rosso ma da M ad E lo spostamento
sarà verso il violetto, con il cielo che diventerà via via più chiaro come in Olbers. In E il
volume diventa nullo e la luce diventa infinita: sono le conseguenze matematiche delle
singolarità alle quali ho accennato. In tale modello lo spazio ha un volume finito (è chiuso ma
senza confini) e l'universo è curvo e tridimensionale (per immaginarlo si pensi di trovarsi su
una sfera che differisce solo per essere una superficie bidimensionale). Il tutto non finisce qui
perché, arrivati in E il processo ricomincia e si svolge identicamente di nuovo indefinitamente.
Prima di terminare occorre descrivere un ultimo modello sviluppatosi nel 1948 (non andrò
oltre perché la storia avrebbe un'espansione tale da farmi virare al rosso), quello che va sotto il
nome di universo stazionario e che ha padri molto noti, come Bondi, Gold ed Hoyle (ai quali si
aggiunse successivamente Sciama). Prima però di illustrare questo modello di universo occorre
capire le motivazioni da cui nasceva.
Nessuno delle persone avvedute, e certamente Einstein era avvedutissimo, pensa che la
relatività generale sia l'ultima parola in fatto di teoria in grado di interpretare l'universo.
Probabilmente in un tempo non prevedibile, di fronte a nuove osservazioni, sarà necessario
sviluppare una teoria più completa (avvertendo però che questa eventualità non significa che la
relatività generale deve essere buttata ma solo che ha un potere esplicativo minore della nuova
eventuale teoria). Nel recente passato si è ad esempio avviata una teoria che tentava e tenta di
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ASTROFISICA
unificare varie altre teorie fisiche, in particolare la gravitazione e l'elettromagnetismo che sono
due teorie di campo, in una teoria del campo unificato. L'inizio di questi tentativi si ebbe
proprio nel 1948 con la modifica della relatività generale a fini cosmologici da parte dei tre
cosmologi citati (tralascio l'altro tentativo, quello di Milne perché poco serio).
Da cosa muoveva tale nuova teoria, visto che, come detto, all'epoca funzionava bene il
modello di Einstein e de Sitter che eventualmente poteva essere sistemato e/o corretto ? Tutte
le misure fatte nel passato, che portavano a stabilire l'età dell'universo, mostravano un
disaccordo importante con l'età dell'universo prevista dal modello di Einstein e de Sitter. Lo
stesso Einstein che non era persona da farsi impressionare da dati sperimentali, questa volta
mostrò disagio e preoccupazione. Vi era certamente la possibilità di mettere a punto la teoria
magari reintroducendo la costante cosmologica (cosa che Einstein detestava) ma si preferì
marciare su una nuova teoria che faceva a meno della relatività generale. Il fatto straordinario è
che i cosmologi che si impegnarono in questo, non vollero tener conto di un fatto clamoroso
che riportava in auge la teoria di Einstein e de Sitter. Nel 1952 (siamo a 4 anni dall'inizio del
tentativo di costruire una nuova cosmologia) vi fu a Roma il Congresso dell'Unione
Astronomica Internazionale. Un astronomo di grande prestigio, lo statunitense di origine
tedesca W. Baade, che lavorava a Monte Palomar, il più grande osservatorio del mondo, mise
al corrente l'assemblea che con i suoi nuovi metodi di misura delle distanze stellari, basati
sull'uso di particolari lastre fotografiche, era giunto correttamente alla conclusione che le scale
di distanze cosmiche fino ad allora usate dovessero essere raddoppiate (oggi si ritiene si
debbano quintuplicare). Tale circostanza sperimentale portava a raddoppiare l'età dell'universo
rendendola consistente con la teoria di Einstein e de Sitter. A questo punto non serviva più
dedicare energia ad una teoria per molti versi finalizzata alla fama dei promotori.
Il modello di universo proposto da Bondi, Gold ed Hoyle è illustrato nella figura seguente
(in ordinate vi è la distanza di una galassia G da un osservatore O).
Alla base di esso vi è l'assunzione più difficile e pesante da digerire, quella del principio
cosmologico perfetto. Abbiamo visto cos'è il principio cosmologico, tutti gli osservatori
nell'universo vedono gli stessi fenomeni, ebbene il principio cosmologico perfetto prevede che
tutti gli osservatori galattici vedono la medesima immagine dell'universo in ogni tempo.
Secondo tale principio l'universo non deve cambiare nel tempo e per far questo non dovrebbe
mutare la sua densità nel tempo. Per altri versi è assodato che l'universo si espande. Come
conciliare un'espansione con una densità che si mantiene la stessa ? Qui nasce l'ipotesi che è
una rottura di una legge fondamentale della fisica, la conservazione della massa-energia: si
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deve creare materia in grado da mantenere costante la densità in uno spazio che si espande(29).
La materia deve essere continuamente creata dal nulla nello spazio vuoto nella quantità
esattamente necessaria a compensare la perdita di densità (queste cose sono davvero
indigeribili). E neppure vale la pretesa attenuante secondo la quale la creazione della materia
avverrebbe molto lentamente ed in una quantità minima: è sufficiente la creazione di un atomo
di idrogeno per chilometro cubo ogni anno. Non vale anche perché è previsto dalla teoria che
questo valore è così piccolo che non è misurabile (risulta molto al di sotto degli errori di
misura) e quindi sfuggirebbe a qualunque verifica sperimentale. A parte (è comunque difficile
mettere da parte ciò) la suddetta peculiarità, questo universo non è statico e, pur avvenendo
continui mutamenti, esso resta sempre uguale a se stesso. La materia creata pian piano va a
formare nuove galassie per condensazione, galassie che sostituiscono quelle vecchie che sono
morte. Come un fiume che resta sempre uguale a se stesso anche se non si ha mai di fronte la
stessa acqua (Bondi). Vi è un inizio che non è una singolarità perché rappresenta l'inizio di una
data galassia (G) per condensazione. La galassia G inizia ad allontanarsi da O, accelerando nel
tempo. Quindi il tutto si svolge in modo simile all'universo di Lemaitre a partire dal punto B
della figura che illustrava quell'universo.
Altra osservazione da fare è che nella teoria che accompagna l'universo stazionario non
esistono equazioni di campo (esso è stato elaborato senza una sufficiente ed accettabile base
matematica; è un modello fenomenologico che ha un solo fondamento alla sua base, il
principio cosmologico perfetto). L'ultima osservazione riguarda la mancanza completa di
spiegazione del perché l'universo si espande.
E qui mi fermo avvertendo che altri modelli, altri studi, altre osservazioni si sono
succedute negli ultimi sessanta anni (siamo al 2009). Ognuna delle cose che io ho solo
accennato molto vagamente ha dietro una robusta base matematica della quale io ho solo
fornito qualche parziale lettura conclusiva. Non ho ad esempio neppure preso in
considerazione l'altra fisica fondamentale per capire l'evoluzione delle stelle, la fisica nucleare.
Non ho introdotto le spiegazioni quantistiche, la scoperta di molti oggetti ed ammassi stellari
di nuovo tipo, la ricerca di onde gravitazionali e molte altre teorie, scoperte e ricerche di
enorme importanza. Non ho neanche fatto cenno all'avventura spaziale dell'uomo, iniziata nel
1957 con il lancio del primo satellite artificiale, lo Sputnik, che continua con la messa in orbita
ormai dal 1990 dell'incredibile telescopio riflettore Hubble (lunghezza 13 metri, diametro 2,4
metri e peso 11 tonnellate) lanciato in orbita intorno alla Terra ad una altezza di circa 600 km.
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Il telescopio spaziale Hubble
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Una delle immagini del telescopio spaziale Hubble rappresentante la nebulosa Aquila (o
M16) visibile nella coda della costellazione del Serpente e distante circa 5700 anni luce. Fu
scoperta nel 1746 da Cheseaux che la posizionò tra la costellazione obsoleta di Antinoo, il
Braccio del Sagittario e la cosa del Serpente. Quelli che la figura evidenzia sono chiamati i
Pilastri della Creazione.
Da: http://it.wikipedia.org/wiki/File:Eagle_nebula_pillars.jpg
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Da: http://it.wikipedia.org/wiki/File:Aql_bode.jpg
Insomma una mole enorme di lavori si susseguirà fino alla scoperta dei buchi neri, dei
tunnel e dei vermi. Fino ad aver capito che la struttura infinitesima del mondo, quello delle
particelle elementari, ha degli stretti legami con l'astrofisica e che occorre conoscere di più su
quella frontiera per capire di più dello spazio. E' uno degli scopi di LHC, Large Hadron
Collider, che tra qualche mese (ottobre 2009) dovrebbe entrare in funzione al CERN di
Ginevra. Quanto detto potrebbe essere il sommario di molti articoli che non so se riuscirò a
portare a termine.
Roberto Renzetti
NOTE
(1) Theoria motus corporum coelestium in sectionibus conicis solem ambientum (Teoria del
moto di corpi celesti che si muovono percorrendo sezioni coniche intorno al sole) del 1809 e
nell'opuscolo Theoria combinationis observationum erroribus minimis obnoxiae del 1821/1823
con un supplemento nel 1828. Vi fu una disputa sulla priorità nella scoperta del metodo dei
minimi quadrati con il francese Legendre che pubblicò i suoi studi in un lavoro del 1805
(Nouvelles méthodes pour la détermination des orbites des comètes con l'appendice Sur la
Méthode des moindres quarrés). Recenti ricerche mostrerebbero che fu effettivamente Gauss il
primo a sviluppare il metodo.
(2) Lo strumento, adattabile a qualunque sistema ottico, è costituito da un vetro sottile e piano
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di ottima qualità su cui è inciso un reticolo graduato e si pone nel piano focale anteriore
all'oculare di un telescopio, in modo che agli oggetti osservati si sovrapponga visivamente una
scala graduata. Su tale reticolo graduato scorre un filo sottilissimo mediante una vite
micrometrica il cui passo sia noto con grande esattezza. Con tale sistema sono possibili misure
differenziali di precisione.
Una possibile scala graduata che
può essere sostituita da un solo altro
filo che deve essere mantenuto come
riferimento fisso.
(3) Il cerchio meridiano di Repsold, un costruttore di strumenti di Amburgo, è costituito da un
telescopio montato su un asse fisso, posizionato da Est ad Ovest, intorno al quale ruotava così
che il telescopio si potesse muovere solo lungo il meridiano. L'asse di rotazione poggiava su
basi salde per evitare oscillazioni. Al lato del telescopio erano sistemate due grandi ruote
graduate su cui si leggeva l'altezza sull'orizzonte al momento del passaggio della stella in
meridiano. Quando la stella passava al centro del cannocchiale veniva inviato un impulso
registrato da un orologio di precisione che segnava l'istante esatto in cui la stella transitava per
il filo centrale del micrometro posto sull'obiettivo. Il telescopio veniva puntato con precisione
su un oggetto celeste grazie a due collimatori, posti a Nord e a Sud. Perché le osservazioni non
fossero falsate dall'inclinazione dell'asse di rotazione dello strumento, con una livella se ne
misurava la perfetta orizzontalità. A loro volta le livelle erano controllate da specifici
apparecchi esaminatori.
a
Il cerchio meridiano di Repsold conservato nel museo
astronomico dell'Osservatorio di Capodimonte.
(4) H. Olbers, Ueber die Durchsichtigkeit des Weltraums. L'articolo fu pubblicato nel 1823 e
fu poi riscritto e ripubblicato nel 1826 su Bode's Astronomisches Jahrbuch, 150, pp. 110-121,
1826. Nello stesso anno fu tradotto in inglese On the transparency of space, e pubblicato su
Edinburgh New Philosophical Journal, 1, pp. 141-150, 1826.
(5) J. Kepler, De stella nova in pede serpentarii, Praga 1606. In quest'opera Kepler iniziò ad
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affrontare il problema con l'occasione della Nova apparsa in cielo nel 1604. Riporto di seguito
due immagini tratte da questo lavoro di Kepler che individuano la Nova nel cielo, sul piede
della costellazione del Serpentario (Ofiuco).
La Nova di Kepler indicata con un circoletto giallo
(6) E. Halley, Of the Infinity of the Sphere of Fix'd Stars, Philosophical Transactions, 31, pp.
22-24, 1720.
(7) Nell'Appendice II del suo Traité de la comète qui a paru en décembre 1743 & en janvier,
février & mars 1744 dal titolo Sull'intensità della luce, sulla sua propagazione nell'etere e
sulla distanza delle stelle fisse (pp. 223-229).
(8) Otto Struve (1897-1963), discendente della dinastia degli Struve che lavorò all'Osservatorio
che era stato fondato dal suo antenato Friedrich Georg Wilhelm von Struve, raccontò che
nell'archivio di Olbers acquistato dal suo osservatorio vi era una copia del libro di Chéseaux
con sottolineature e note.
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(9) Kirchhoff, Sulle righe di Fraunhofer, Monats. Akad. Wissens.; ott. 1859: pag. 662.
(10) In una memoria di Kirchhoff e Bunsen del 1860 (Analisi chimica mediante osservazioni
spettroscopiche, Poggendorf's Annalen, vol. 110, pag. 161) si legge:
uno di noi ha mostrato, per mezzo di considerazioni teoriche, che lo spettro di un
gas incandescente è invertito, cioè che le righe brillanti sono trasformate in righe
nere quando una sorgente di luce, di intensità sufficiente, che dia uno spettro
continuo, è posta dietro lo stesso [il primo è quello che noi chiamiamo spettro di
emissione, il secondo spettro di assorbimento - n.d.r.]. Da ciò possiamo
concludere che lo spettro solare, con le sue righe nere, non è altro che l'inverso
dello spettro che l'atmosfera stessa del Sole mostrerebbe. Quindi l'analisi chimica
dell'atmosfera solare richiede solo l'esame di quelle sostanze le quali, quando
siano poste in una fiamma, producono righe brillanti che coincidono con le righe
nere dello spettro solare.
(11) Per portare avanti le loro ricerche i due si servirono di uno spettroscopio, strumento da
loro progettato ma costruito da K. A. von Steinheil (famoso costruttore di strumenti ottici) nel
1853. Sulla destra della figura vi è una fenditura regolabile in ampiezza da cui far passare la
luce. La luce può essere quella di una lampada (luce bianca) o quella ottenuta con un becco
Bunsen sul quale è sistemata una retina metallica sulla quale si mettono delle sostanze che si
fanno bruciare per vederne gli spettri o quella proveniente da un astro. Questa "luce" passa
attraverso il collimatore T, va sul prisma P dove viene separata, quindi entra nel cannocchiale
C (mobile su una ghiera graduata) ai cui estremi vi è un osservatore o una lastra fotografica (al
posto di P, per avere studi più sofisticati si possono sistemare dei reticoli di diffrazione).
(12) Ricordo che ognuno di noi ha sperimentato almeno l'effetto Doppler acustico. Quando si
avvicina a noi una macchina con sirena, il suono è acuto. Appena ci ha superato (sorgente in
allontanamento), il suono diventa grave. Si noti che, se la velocità della sorgente cresce di
molto, tanto da uguagliare o superare la velocità del suono, si origina l'effetto Mach, la rottura
dell'onda, in corrispondenza dell'angolo di Mach, che va ad urtare al suolo provocando il tipico
bang degli aerei quando superano la barriera del suono.
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(13) Lo spettro del Sole è costituito da due parti, un fondo continuo con i colori dell'iride e le
righe scure di assorbimento di Fraunhofer. Lo spettro continuo è attribuito a quella parte della
superficie solare chiamata fotosfera, mentre le righe scure di Fraunhofer hanno origine negli
strati più alti e freddi dell'atmosfera solare, la cromosfera.
(14) William Herschel, Astronomical Observations relating to the Construction of the
Heavens, arranged for the Purpose of a critical Examination, the Result of which appears to
throw some new Light upon the Organization of the celestial Bodies, Philosophical
Transactions of the Royal Society of London, Vol. CI (101), p. 269-336, 1811.
William Herschel, Astronomical Observations relating to the siderial part of the Heavens, and
its Connection with the nebulous part; arranged for the purpose of a critical Examination,
Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Vol. CIV (104), p. 248-284, p.
520-541, 1814.
(15) La classe spettrale di una stella dipende da vari fattori che sono però, in parte, soggettivi.
Per questo il diagramma H-R fu sostituito successivamente da un diagramma che in luogo
della classe spettrale aveva l'indice di colore della stella.
(16) La magnitudine di una stella fu definita già dai greci ed era quella che oggi conosciamo
come magnitudine relativa. Quest'ultima è facilmente definibile perché è la magnitudine di una
stella come appare vista dalla Terra. Si capisce subito che si tratta della sua luminosità e non
della sua effettiva grandezza perché stelle più grandi ma più lontane risultano avere
magnitudini diverse e perché la struttura stessa di una stella può dare differenti luminosità a
parità di grandezza e perché vi è un fatto fisiologico legato ai nostri occhi cresciuti con
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maggiore sensibilità alla luce solare (giallo rossa). Già dall'antichità si fece una scala di
magnitudini relative (ma all'epoca l'aggettivo non esisteva perché tutte le stelle erano pensate
alla medesima distanza dalla Terra). La scala andava e va da 1 a 6, con 1 che è la magnitudine
delle stelle più luminose e via via a scendere fino a 6, ultime stelle per luminosità sempre ad
occhio nudo (oggi le stelle ancora meno luminose hanno valori negativi). Scoperta l'infinità
delle stelle ed il loro essere situate a distanze molto diverse tra loro fu necessario introdurre la
magnitudine assoluta di una stella che è definita nel modo seguente: la luminosità che
avrebbero gli astri se fossero tutti alla distanza (arbitraria) di 10 parsec dalla Terra. Data la
magnitudine relativa (m) vi è una relazione che permette il calcolo di quella assoluta (M) :
M = m + 5 -5.log10 d
dove d è la distanza della stella in parsec. Quindi, se si conosce la distanza di una stella, si può
determinare la sua magnitudine assoluta; viceversa se si conosce la magnitudine assoluta si può
risalire alla distanza.
(17) La temperatura superficiale è per definizione quella che si ha sulla superficie della stella.
Dentro la stella le temperature sono sempre molto superiori fino ad arrivare ai 20 milioni di
gradi per le stelle come il Sole e ai 100 milioni di gradi per stelle giganti.
(18) La figura che riporto stima il confronto tra il Sole, il puntino a destra, e Deneb (che dista
circa 1400 anni luce dalla Terra):
http://it.wikipedia.org/wiki/File:Sun_deneb_comparison.jpg
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La stella più grande oggi conosciuta è comunque la VY della costellazione del Cane Maggiore
(che dista circa 5000 anni luce dalla Terra):
http://it.wikipedia.org/wiki/File:Sun_and_VY_Canis_Majoris_it.svg
Deneb ha un diametro che è 220 volte quello del Sole, mentre questa VY del Cane Maggiore
ha un diametro che è 2100 volte quello del Sole (sistemata al posto del Sole occuperebbe uno
spazio che andrebbe più in là dell'orbita di Saturno).
(19) Tale osservatore deve però muoversi avendo una velocità confrontabile con la velocità
media degli oggetti che lo circondano per evitare effetti relativistici che farebbero vedere cose
un poco diverse.
(20) Einstein, Albert, Die Feldgleichungen der Gravitation (The Field Equations of
Gravitation), Koniglich Preussische Akademie der Wissenschaften: pp. 844–847, 1915.
Einstein, Albert, Kosmologische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitätstheorie
(Cosmological Considerations in the General Theory of Relativity), Koniglich Preussische
Akademie der Wissenschaften, p. 142-152, 1917.
(21) Come ho detto in molti altri lavori, l'uso di modelli è molto diffuso in fisica ed essi sono
strumenti validissimi che aiutano alla comprensione dei problemi (attenzione a non credere alla
realtà del modello !).
In questo caso siamo come il modello di una carta geografica che descrive moltissimo è
utilissima ma certamente distante dalla realtà.
(22) de Sitter, W., On the relativity of inertia: Remarks concerning Einstein's latest hypothesis,
Proc. Kon. Ned. Acad. Wet. 19: 1217–1225, 1917.
de Sitter, W., On the curvature of space, Proc. Kon. Ned. Acad. Wet. 20: 229–243
(23) Hubble, Edwin, A relation between distance and radial velocity among extra-galactic
nebulae, Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America, 15
(3): 168–173, 1929.
(24) G. Lemaître, Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant
compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactiques, Annales de la Société
Scientifique de Bruxelles, Vol. 47, p. 49, April 1927. G.Lemaître, Expansion of the universe,
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The expanding universe, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 91, p.490501, 03/1931.
G.Lemaître, The Beginning of the World from the Point of View of Quantum
Theory, Nature 127, n. 3210, pp. 706, 1931.
(25) Friedman, A., Über die Krümmung des Raumes, Zeitschrift für Physik (On the curvature
of space) 10 (1): 377–386, 1922.
Friedman, A., Über die Möglichkeit einer Welt mit konstanter negativer Krümmung des
Raumes (On the Possibility of a World with Constant Negative Curvature of Space). Zeitschrift
für Physik 21 (1): 326–332, 1924.
C'è da notare che i lavori di Fridman risalgono al 1922 e furono conosciuti solo nel 1930.
Come dice Bonnor all'epoca vi era questa bruttissima usanza degli astrofisici: leggevano solo
ciò che essi stessi scrivevano. Anche i lavori degli statunitensi erano snobbati. Diverso è il caso
di Lemaitre che scriveva su un giornaletto con bassissima diffusione.
(26) Einstein, A., Zum kosmologischen Problem der allgemeinen Relativitatstheorie
Sitzungsber, Preuss. Akad. Wiss., pp. 235-237, 1931.
In questo lavoro Einstein rigetta la
sua precedente teoria perché ovviamente insoddisfacente da un punto di vista teorico e afferma
che la costante cosmologica crea un'illusione di severità.
Einstein, A. & W. de Sitter, On the Relation between the Expansion and the Mean Density of
the Universe, Proceedings of the National Academy of Sciences 18, p. 213, 1932.
de Sitter, Willem, On the Expanding Universe, Proceedings 35 I, pp. 596-607 1932.
(27) A questo proposito Bonnor scrive un paragrafo che condivido.
C'è un posto per il Padreterno?
Ho già ricordato che esiste un punto di vista secondo cui l'inizio dell'espansione
deve essere identificato con la creazione dell'universo. Ritengo che quest'idea sia
sbagliata e del tutto non scientifica. Essa afferma che l'inizio dell'espansione non è
un problema scientifico, mentre io credo che tutti i problemi genuini siano
scientifici nel senso che possono essere sottoposti ad analisi con metodo
scientifico. Abbiamo già parlato del pericolo di questa concezione: essa ci
libererebbe dalla necessità di spiegare come si sono formati gli elementi pesanti,
perché, se l'accettiamo, possiamo anche affermare che ebbero origine tutti nelle
loro esatte proporzioni al momento della creazione. Similmente non vi è nessuna
necessità di spiegare come le galassie si siano formate dall'idrogeno primevo
perché anche quelle potevano essere presenti al momento della creazione.
Il motivo vero dell'adozione di un simile punto di vista è naturalmente di farci
rientrare Dio come creatore. Sembra proprio l'occasione che la teologia cristiana
sta aspettando fin da quando la scienza nel diciassettesimo secolo ha cominciato a
cacciare la religione dalle menti degli uomini razionali. Il primo colpo serio per i
teologi fu quando Copernico fece nascere l'idea che il Sole e non la Terra era il
centro dell'universo. Galileo, che ampliò e insegnò la dottrina di Copernico in
Italia, fu spinto dalla Chiesa cattolica romana a ritrattare. Ma il dogmatismo della
Chiesa non poté fermare la nuova conoscenza, e lo splendore della teoria
meccanica di Newton portò ad ammettere universalmente che Copernico aveva
avuto ragione e che le leggi della meccanica potevano essere comprese
dall'intelletto dell'uomo senza l'aiuto della teologia. Vi è un aneddoto sulla
presentazione a Napoleone da parte di Laplace, il famoso fisico matematico
francese, di un suo libro sulla meccanica celeste in cui calcolava nei particolari i
moti dei pianeti. Napoleone aveva fatto notare: "Avete scritto questo ponderoso
libro sul sistema del mondo senza nominare nemmeno una volta l'autore
dell'universo." "Signore - rispose Laplace - non ho bisogno di questa ipotesi."
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Escluso Dio dalla meccanica, e poi dal resto della fisica, i teologi si ritirarono
in quelle che erano allora le retrovie inesplorate della scienza. "Molto bene dissero - anche se i fenomeni fisici possono essere spiegati interamente dalla
ragione, si tratta pur sempre di oggetti puramente materiali. Le cose vanno
diversamente per quel che riguarda la materia vivente: questa contiene un
principio vitale che viene da Dio, la scienza non sarà mai in grado di spiegare gli
esseri viventi." Questo atteggiamento ha una lunga storia nelle scienze biologiche.
Si arrivò persino a pensare che composti chimici come i grassi e gli zuccheri che
provengono da materia vivente, fossero qualitativamente diversi da quelli come il
sale e l'acqua che esistono nel mondo inanimato. Da qui i nomi di chimica
organica e inorganica, che usiamo tuttora. Questa differenza si dimostrò illusoria
quando nel 1828 Wöhler produsse sinteticamente l'urea (presente nell'urina) con
materiale inorganico.
Gradualmente si è riconosciuto che la biologia è una scienza tanto quanto la
fisica; ma continuano ad esserci alcuni vitalisti che credono che ci sia un principio
mistico che impedirà sempre agli scienziati di creare della materia vivente in
laboratorio. Comunque, durante il diciannovesimo secolo, i teologi cristiani
proposero un argomento nuovo. Anche se la scienza avesse potuto capire gli
animali, dissero, non avrebbe mai potuto spiegare gli esseri umani perché essi
hanno un'anima, creata particolarmente per loro da Dio. Per questa ragione la
teoria dell'evoluzione di Darwin fu un colpo così duro per la teologia e venne
combattuta con tanta tenacia, perché era una teoria che asseriva che uomini e
scimmie hanno antenati comuni, negando così all'uomo un posto speciale nel
mondo delle creature viventi. In questa battaglia, come nelle altre, vinse la scienza.
Durante il ventesimo secolo l'ultimo bastione della reazione dogmatica è
divenuto lo studio della mente umana, e i teologi, mai datisi per vinti, sostengono
che almeno questa è per sempre immune dalle investigazioni della scienza.
L'esperienza passata, come pure il progresso in psicologia, ci danno buone ragioni
per pensare che questo punto di vista è falso come gli altri che lo hanno preceduto.
Dato che la situazione è cosi nera, si può capire l'entusiasmo con
cui alcuni teologi hanno accettato l'idea che l'universo sia stato creato 10 miliardi
di anni fa. Ecco il posto per il Padreterno che avevano sempre cercato.
L'arcivescovo Ussher si sbagliava di alcuni anni sulla data, ma aveva
sostanzialmente ragione quando diceva che Dio aveva creato il mondo nel 4004 a.
C.
Sfortunatamente alcuni cosmologi hanno condiviso questo atteggiamento che
mi sembra assai riprovevole perché è compito della scienza offrire spiegazioni
razionali per tutti gli eventi del mondo reale, e lo scienziato che fa appello a Dio
per spiegare qualcosa fallisce nel suo mestiere. Questo vale sia per l'inizio
dell'espansione che per ogni altro evento. Se la spiegazione non si presenta subito,
lo scienziato deve sospendere il giudizio: ma se proprio non è un buono a nulla,
sosterrà sempre che una spiegazione razionale sarà infine trovata. Questo è quel
tanto di dogmatismo che uno scienziato può permettersi e senza di esso la scienza
correrebbe il pericolo di aprir le porte alla superstizione ogni volta che un
problema non trova soluzioni per un po' di anni.
Lasciatemi ripetere che lo stato singolare all'inizio dell'espansione significa
che certe quantità nelle nostre equazioni matematiche diventano infinite. I nostri
modelli dell'universo pertanto vengono meno e non ci resta che modificarli. I
cosmologi che ho nominato sono stati stranamente riluttanti a farlo, e hanno
preferito identificare il punto singolare delle equazioni con Dio. Ora io affermo
che questo non è scientificamente accettabile, ma bisognerebbe anche dire che è
teologicamente molto pericoloso, perché se Dio è chiamato in causa tanto per
mettere una toppa alla nostra matematica, allora potrebbe diventare di troppo
quando verrà scoperta una matematica migliore.
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I teologi entrano in questo campo a loro rischio, ma per gli scienziati il
compito è abbastanza chiaro. Dobbiamo tentare di trovare una causa razionale per
l'inizio dell'espansione, e di far risalire la nostra conoscenza al di là dello stato
singolare fittizio all'epoca precedente dell'universo.
(28) Robertson, Howard Percy, Kinematics and world structure, Astrophysical Journal 82:
248–301, 1935.
Robertson, Howard Percy, Kinematics and world structure, Astrophysical Journal 83: 187–
201, 1936
Robertson, Howard Percy, Kinematics and world structure, Astrophysical Journal 83: 257–
271, 1936.
Walker, Arthur Geoffrey, On Milne’s theory of world-structure, Proceedings of the London
Mathematical Society 2 42: 90–127, 1937.
(29) A proposito Bonnor sostiene, a mio giudizio, correttamente:
Non c'è nulla di sacro nel principio di conservazione dell'energia. È un principio
che in passato è stato trovato corretto e oggi ha un'applicazione molto vasta in ogni
ramo della fisica e della chimica. Come ogni altra legge scientifica, verrebbe
abbandonato immediatamente, se la sua validità venisse infranta anche da un solo
fatto sperimentale. Ma gli scienziati non lo metteranno da parte finché non ci sarà
una prova molto forte contro di esso, e questa prova la teoria dello stato
stazionario non è in grado di fornirla.
BIBLIOGRAFIA
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(2) - René Taton (diretta da) - Storia generale delle scienze - Casini 1964
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ASTROFISICA
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