Scuola e Cultura - Ottobre 2012 - scuola e cultura - rivista

Ottobre 2012
La nuova astronomia del '900: l’astrofisica e la
natura fisica delle stelle
Fino all’inizio dell’800 l’astronomia consisteva
soprattutto nella determinazione delle posizioni
e dei moti delle stelle e dei pianeti e nella
misura delle loro distanze. In realtà la prima misura
diretta della distanza di una stella è avvenuta solo nel
1838 ad opera di Friedrich Wilhelm Bessel.
Nel 1835 un filosofo francese, Auguste Comte
scriveva: gli astronomi riusciranno a misurare con
sempre maggior precisione, posizioni, moti e
distanze delle stelle, ma non riusciranno mai a capire
la loro natura fisica, la loro composizione chimica.
Nel suo corso di filosofia positiva, per sottolineare
che la vera scienza è impossibile se non è basata
sull’esperienza, affermava che ogni nozione sulla
vera temperatura media delle stelle ci rimarrà
necessariamente sempre sconosciuta.
Eppure proprio in quegli anni si stava affermando la
tecnologia che avrebbe permesso di conoscere
temperatura, densità e quindi stato della materia di
cui sono fatte le stelle, la loro composizione chimica,
le fonti dell’energia che esse irradiano, la loro
formazione ed evoluzione, tutti temi che sono stati
ampiamente studiati e risolti nel corso del '900- la
spettroscopia.
La spettroscopia consiste nell’analizzare la luce
bianca emessa da un qualsiasi corpo luminoso
studiandone le componenti monocromatiche dal
rosso al violetto.
L’immagine di una stella data dal telescopio è un
puntolino biancastro. Se sul cammino del fascio di
luce in arrivo si interpone un prisma di vetro si ottiene
una successione di immagini colorate dal rosso al
violetto, quello che si chiama lo spettro della stella. In
esso sono contenute informazioni sulla temperatura,
densità, composizione chimica, moti della stella, che
in gran parte si è imparato a leggere compiutamente
solo nei primi decenni del '900, grazie alla nuova
fisica, la fisica quantistica sviluppata da Max Planck
(1848-1947) e da Niels Bohr (1885-1962). Ma già
Aldebaran
nella seconda metà
dell’800, in gran parte
grazie alle osservazioni di
un gran numero di spettri
stellari, Angelo Secchi
(1818-1878) capì che il
colore delle stelle è un
indice della loro
temperatura superficiale:
stelle rossastre come
Aldebaran o Betelgeuse
sono meno calde delle
stelle bianco azzurre come
Sirio, Vega o Rigel. Infatti
ASTRONOMIA
Margherita Hack
Astrofisica di fama
internazionale
Secchi faceva l’analogia con un pezzo di metallo
portato all’incandescenza: questo infatti dapprima
emette solo calore (cioè radiazione infrarossa), poi
diventa rosso cupo, poi rosso brillante, giallastro e
infine bianco azzurrastro. Con Planck si trova
l’espressione matematica della radiazione irraggiata
nei vari colori (cioè alle varie lunghezze d’onda, dalle
più brevi nel violetto alle più lunghe nel rosso) e la
sua dipendenza dalla temperatura del corpo
raggiante, in particolare si trova che la lunghezza
d’onda λ del massimo di irraggiamento cade a
lunghezze d’onda tanto più corte quanto più alta è la
temperatura T:
λT= costante = 0,289789 cm * gradi Kelvin
Le osservazioni degli spettri stellari permettono così
di stabilire che anche le stelle più fredde, quelle di
colore rossastro hanno temperatura superficiali di
circa 2000 gradi kelvin (la scala di gradi kelvin
differisce dalla centigrada perché lo zero centigrado
cade a 273 gradi kelvin o gradi assoluti, a -273 gradi
centigradi cade lo zero assoluto, cioè la minima
temperatura possibile, i 100 gradi centigradi
corrispondono a 373 gradi kelvin). A queste
temperature l’unico stato possibile della materia è
quello gassoso. Si capisce così che le stelle sono dei
palloni di gas e poiché il gas è lo stato
più semplice della materia, utilizzando le
leggi sul comportamento dei gas,
studiate in laboratorio, si riesce a
stabilire anche come vari la temperatura
e la densità nell’interno della stella, dai
suoi strati più superficiali fino al centro.
Una caratteristica degli spettri stellari,
scoperta per la prima volta nello spettro
solare da Joseph Fraunhofer (1787-
1826) consiste nella presenza di
numerose righe scure che solcano lo
spettro, perpendicolarmente alla striscia
dal rosso al violetto.
Per molto tempo la natura e l’origine
delle “righe di Fraunhofer” rimase un
mistero, che fu risolto da Gustav
Kirchhoff (1824-1887). Illuminando la
sottile fenditura di uno spettroscopio (un
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