L'universo intorno a noi Massimo Capaccioli - News

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pochi ristretti intervalli di lunghezza d'onda. Le regioni HII, quindi, sono caratterizzate da uno spettro privo di continuo e fatto di sole righe di emissione. Potrete trovare splendidi esempi di questi spettacolari e coloratissimi oggetti nel sito della NASA http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html. Le nebulose a riflessione rappresentano invece una fase più avanzata nel processo di dispersione della placenta stellare: le polveri, infatti, sono più pesanti degli atomi e delle molecole di gas e, quindi, vengono rimosse più lentamente. Ad un certo punto, la stella è circondata da strati di polvere che diffondono la radiazione emessa dall'astro assumendo una caratteristica colorazione azzurrina. Figura 11: globuli di polvere contro lo sfondo colorato della regione di formazione stellare IC 2944, a 5,900 anni luce in direzione della costellazione del Centauro. Lo strano taglio dell'immagine è dovuto alla peculiare configurazione dei 4 rivelatori della Planetary Camera di HST: tutti di uguale superficie ma uno utilizzato a risoluzione doppia, quindi capace di ricoprire un'area 4 volte minore degli altri. (copyright HST-NASA) Un'altra conseguenza del processo di frammentazione delle protonubi appena descritto è che le stelle si formano sempre in gruppi di alcune decine fino a parecchie centinaia di migliaia di oggetti (Figura 12). In altre parole, il risultato della frammentazione di una protonube non è una stella isolata, bensì uno o più di quegli stupendi oggetti che chiamiamo ammassi. Quelli più piccoli e slegati sono gli "ammassi aperti" o "galattici", capaci di resistere alla marea galattica non più di qualche miliardo d'anni. Esempi famosi e facilmente visibili anche ad occhio nudo sono le Iadi e le Pleiadi. Il fatto che le stelle tendano a formarsi in gruppi porta anche ad un altro sorprendente risultato: contrariamente a quanto verrebbe fatto di pensare, il Sole, in quanto stella isolata è un oggetto raro. Si stima infatti che oltre il 75% delle stelle della Galassia appartenga a sistemi stellari doppi o multipli. Vi piacerebbe avere due Soli? Considerate una sfortuna che la nostra stella sia singola? Provate a domandarvi come potrebbe essere la nostra vita se la Terra dovesse essere parte di un sistema binario. Sul più semplice piano della meccanica l'esercizio è stimolante in quanto vi porta a desiderare di saper risolvere il cosiddetto problema a tre corpi ristretto, ossia del moto di una particella di prova nel campo di un sistema binario. Per la scoperta e lo studio dei sistemi binari si può ricorrere a diversi tipi di tecniche. La più immediata, ma non per questo la più semplice, si basa sull'osservazione prolungata nel tempo delle posizioni relative di due stelle risolte (che cioè appaiono come due oggetti distinti all'osservazione telescopica). In questo caso si parla di doppie visuali. Naturalmente, due stelle angolarmente vicine possono essere doppie fisiche, ma anche semplicemente prospettiche. In questo secondo caso i due oggetti, trovandosi a distanze diverse dall'osservatore, presenteranno una modulazione annua della loro separazione dovuta alla parallasse (cioè allo spostamento dell'osservatore per via del suo moto attorno al Sole). Questa considerazione, fatta già da Galilei, indusse Herschel a studiare le coppie di stelle vicine e lo portò a scoprire le doppie fisiche, e quindi a confermare, su scala siderale, la teoria newtoniana della gravitazione. Altre tecniche che consentono di scoprire sistemi doppi o multipli non risolti 20 21 Figura 12: ammasso globulare M80 (NGC 6093), uno dei più densi dei 147 ammassi globulari conosciuti della Via Lattea. Si trova a 28,000 anni luce dalla Terra. Le sue stelle hanno un'età di oltre 13 miliardi d'anni. (copyright HST-NASA)
sono quella spettroscopica e quella fotometrica. La prima si fonda sull'osservazione delle modulazioni della velocità radiale per effetto del moto orbitale attorno al baricentro del sistema; la seconda sfrutta le periodiche eclissi di ciascuno dei due astri nel caso in cui il piano orbitale contenga la linea di vista. Guardando l'orologio mi accorgo che ormai il tempo di questa lezione sta per finire. Dobbiamo rimandare alla prossima il resto di questa storia. Nei minuti che ci restano, vi darò solo un piccolo abstract degli argomenti di domani. In una lezione che rimarrà di taglio fenomenologico ci occuperemo dei diversi stadi della evoluzione stellare, con le relative morfologie e con accenni ai processi fisici principali. Per esempio, faremo cenno allo spegnimento dell'idrogeno nel core della stella, e al collasso gravitazionale di questo sino a raggiungere la condizione di una gas degenere (solo per gli elettroni, però). Discuteremo dell'accensione esplosiva dell'elio e dei limiti di massa sotto i quali questa nuova fase evolutiva, e poi quella che all'elio sostituisce il carbonio, è inibita. Visiteremo lo zoo delle stelle variabili, in particolare di quelle regolari come le Cefeidi e le RR Lyrae, anche per introdurre il difficile e intrigante tema della scala delle distanze cosmiche, che ci terrà occupati per parecchie lezioni. Per Figura 13: V838 Monocerotis, una stella gigante rossa distante 20,000 anni luce, fotografata dall'Hubble Space Telescope (HST). Nell'anno 2002 ha manifestato uno dei suoi periodici, bruschi innalzamenti di luminosità, diventando 600,000 volte intrinsecamente più brillante del Sole. E' circondata da un inviluppo di polveri da lei stessa prodotto in una precedente esplosione, che è causa dello spettacolare fenomeno (variabile) dell'eco di luce. (copyright HST-NASA) tracciare l'evoluzione delle stelle ci serviremo del Diagramma H-R, mostrando come il cammino descritto dall'astro dopo lo spegnimento dell'idrogeno sia il Ramo Gigante (Figura 13), e come il Ramo Orizzontale sia quel- Figura 14: resto di supernova (SNR dall'inglese lo percorso dopo l'accensione Supernova Remnant) nella costellazione di Cassiopea dell'elio. Introdurremo il (radiosorgente Cas A), ad una distanza di 10,000 anni luce dal Sole. E' il più giovane SNR della Via Lattea: concetto di perdita di massa la luce prodotta dall'esplosione raggiunse la Terra 320 anni fa. I colori danno informazioni sulla composizio- per familiarizzarci con le fasi ne chimica del materiale costituente il SNR (il blu è ossigeno ionizzato in transizione proibita, il rosso finali della evoluzione di zolfo). La stella che lo ha generato, da 15 a 25 volte stelle di piccola massa (in più massiccia del Sole, consumando il combustibile nucleare 1,000 volte più velocemente della nostra particolare la nebulose pla- stella, è arrivata rapidamente a produrre il ferro, che è il nucleo più stabile e dunque del tutto inutile a netarie, anche come labora- produrre altra energia. La stella è così andata incontro ad una fine catastrofica: una deflagrazione che tori di spettroscopia atomica, e le nane bianche). Parleremo di stelle novae e l'ha distrutta scagliando il materiale in tutte le direzioni alla velocità di 70 milioni di km/h. (copyright HST-NASA) di supernovae (Figura 14): due fenomeni all'apparenza simili ma in realtà molto diversi tra loro. Seguirà una breve presentazione dei principali ingredienti della Via Lattea e un cenno alle caratteristiche fondamentali delle galassie per la parte che interessa l'evoluzione stellare. Quanto all'astrofisica extragalattica e alla cosmologia, così ricche e affascinanti, dovrete attendere di poter frequentare un corso specialistico nel successivo biennio. Buona giornata e ... a domani. 22 23
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