L'universo

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Testo

Dalla scoperta dell'espansione
dell'universo ai buchi neri


Introduzione
A un osservatore ingenuo il cielo non appare particolarmente lontano: i Greci antichi, ad esempio, credevano che posasse sulle spalle di Atlante. Così quando Ercole nella sua undicesima fatica dovette sostituire Atlante nel compito di reggere la volta celeste si limitò a salire su un monte.
Diverso è l’approccio dei ricercatori e già quelli antichi ebbero delle cognizioni più precise dell’universo. Innanzitutto si accorsero che alcune stelle erano apparentemente fisse, infatti nella Bibbia il cielo venne definito firmamento, parola che ha la stessa radice della parola latina firmus, fisso. Altri punti luminosi, invece, che apparivano in movimento nell’arco celeste, furono chiamati pianeti da una parola greca che significa erranti. I primi tentativi di misurazioni astronomiche risalgono al III secolo a. C., ma da allora molta strada è stata fatta nella conoscenza dell’universo e oggi gli scienziati si confrontano sull’ipotesi che esso sia chiuso o aperto, non più sul fatto, ormai acquisito, che le sue dimensioni siano infinite.



Le dimensioni dell’universo

Le prime misurazioni
Nel 240 a.C. circa, Eratostene di Cirene, direttore della biblioteca di Alessandria in Egitto, cercò per primo di misurare il diametro e la circonferenza della sfera terrestre.
Egli giunse all’ipotesi della sfericità della Terra semplicemente constatando la differenza della posizione del Sole nello stesso giorno (il 21 giugno) a Siene e circa 800 chilometri più a nord in Alessandria: infatti il Sole si presenta allo zenit sulla prima città a mezzogiorno di quella data, ma non fa altrettanto sulla seconda nello stesso momento. Conoscendo la distanza tra le due città e misurando la lunghezza delle ombre ad Alessandria nel giorno del solstizio, Eratostene calcolò la lunghezza del diametro e della circonferenza della Terra. Stimò il primo lungo circa 13 mila chilometri e la seconda all’incirca 40 mila chilometri: si trattava in realtà di valori numerici quasi esatti, ma essi non vennero accettati. Fu considerata più credibile la stima di Posidonio di Apamea che verso il 100 a.C. valutò la circonferenza terrestre solo 29 mila chilometri.
Fu questo valore che Colombo prese in considerazione per progettare il suo viaggio: egli pensava che con una navigazione di poco meno di 5 mila chilometri verso ovest sarebbe arrivato in Asia. Solo grazie a Magellano e al suo tentativo riuscito, pur tra mille peripezie, di circumnavigare il globo ci si accorse che i valori calcolati da Eratostene erano più attendibili.
I Greci antichi, però, si erano esercitati anche nella misurazione della distanza del Sole e della Luna.
Aristarco di Samo tentò di determinare la distanza Terra-Sole con un metodo scientificamente corretto, ma che richiedeva la misura di ampiezze angolari troppo piccole per gli strumenti tecnici e concettuali di quei tempi (la metà del III sec. a.C.): egli giunse alla conclusione che la distanza del Sole fosse circa venti volte quelle della Luna (mentre in realtà è pari a circa 400 volte).
Ipotizzò che il Sole fosse sette volte più grande della Terra e per questo fece notare come fosse illogico pensare che un corpo più grande girasse attorno ad uno più piccolo: formulò, perciò, l’ipotesi eliocentrica che fu rigettata da tutto il mondo scientifico fino alla metà circa del 1500, quando Niccolò Copernico pubblicò il suo libro De revolutionibus orbium coelestium.
Ancora nella Grecia antica, utilizzando i suggerimenti di Aristarco, circa un secolo più tardi, Ipparco di Nicea calcolò la distanza della Luna in base al diametro terrestre: partendo dal valore determinato da Aristarco, stimò che la Luna dovesse trovarsi a circa 390 mila chilometri dalla Terra.
Anche questo valore, come i precedenti di Aristarco, risulta quasi corretto.

Le misurazioni del sistema solare
Con l’avvento dell’astronomia copernicana riprese l’interesse per le misurazioni delle distanze dei diversi corpi celesti, ma lo stesso Niccolò Copernico si limitò ad adottare il valore della distanza Luna-Terra determinato dai Greci nell’antichità e non ebbe la possibilità di calcolare la distanza del Sole.
Fu solo nel 1650 che l’astronomo belga Wendelin, ripetendo le osservazioni di Aristarco con strumenti più avanzati, arrivò alla conclusione che la distanza del Sole era molto maggiore di quella stimata nell’antichità. Egli valutò quella distanza circa 96 milioni di chilometri: la stima era ancora inferiore alla realtà, ma molto più vicina al vero di tutte le precedenti.
Con la scoperta fatta da Keplero che le orbite dei pianeti sono ellittiche e non circolari, come si credeva in precedenza, si poté tracciare una mappa in scala del sistema solare: sarebbe stato sufficiente calcolare la distanza tra due pianeti qualsiasi per determinare poi tutte le altre.
Il metodo utilizzato per queste misurazioni fu quello basato sulla parallasse. Per capire in che cosa consiste questo metodo, si può guardare prima con un occhio e poi con l’altro un oggetto posto a una decina di centimetri di distanza così da vederlo in due posizioni diverse, spostate rispetto allo sfondo. Se ci si allontana dall’oggetto di qualche passo e si ripete l’osservazione, si può notare che la differenza di spostamento si riduce: l’ampiezza dello spostamento rispetto allo sfondo fisso può essere utilizzata per determinare la distanza dell’oggetto.
Più l’oggetto si allontana dalla vostra vista, maggiore deve essere la differenza dei punti di vista: non basterà più guardarlo con un occhio alla volta, ma bisognerà spostarsi lungo una linea di base.
Così guardando la Luna da un punto sulla Terra e ripetendo l’osservazione nello stesso istante dal punto diametralmente opposto, si ha una linea di base di circa 12 800 chilometri. L’angolo di parallasse che si ottiene, diviso per due, si chiama parallasse geocentrica.
Il cambiamento di posizione di un corpo celeste rispetto al firmamento viene misurato in gradi e in sottomultipli di grado (minuti e secondi).
Usando la trigonometria e la tecnica della parallasse, gli astronomi del XVII secolo cercarono di determinare le distanze interne al sistema solare, ma per farlo dovettero ricorrere al telescopio galileiano. Così nel 1673 Gian Domenico Cassini misurò la parallasse di Marte e determinò le dimensioni del sistema solare. Egli stimò la distanza Terra-Sole 138 milioni di chilometri, mentre il valore medio attualmente accettato è 149,6 milioni di chilometri.
Questo valore costituisce l’unità astronomica (UA): Saturno dista 9,54 UA dal Sole, mentre Plutone arriva a 79 UA.

La distanza delle stelle
Agli inizi del 1700 l’astronomo inglese Edmund Halley, lavorando al telescopio, osservò come le stelle più brillanti - Sirio, Procione e Arturo - non si trovavano esattamente nella stessa posizione individuata dagli antichi Greci. Egli giunse così alla conclusione che le stelle non sono fisse nel firmamento, ma si muovono liberamente: il loro movimento appare lentissimo per l’enorme distanza. La potenza dei telescopi del XVIII sec. non era tale, però, da permettere di determinare la distanza delle stelle.
Solo negli anni Trenta del XIX sec. l’astronomo tedesco F. W. Bessel riuscì con strumenti più avanzati a determinare la parallasse di una piccola stella chiamata 61 Cygni, appartenente appunto alla costellazione del Cigno: 0,31 secondi, all’incirca la larghezza di una moneta vista da una distanza di 16 chilometri.
Questa parallasse permetteva di stimare la distanza della piccola stella in circa 100 trilioni, cioè cento mila miliardi di chilometri: 9000 volte l’ampiezza del sistema solare.
Distanze astronomiche di questa grandezza richiedevano necessariamente nuove unità di misura: gli scienziati scelsero l’anno luce: la distanza percorsa in un anno dalla luce che si propaga ad una velocità di 300 mila chilometri al secondo. In un anno la luce è in grado di percorrere 9,46 trilioni di chilometri: così si può dire che la 61 Cygni è distante circa 11 anni luce dalla Terra.
Nello stesso fatidico anno, il 1838, l’astronomo inglese Thomas Henderson calcolò la distanza della stella Alpha Centauri: una stella dell’emisfero australe, terza per luminosità. Essa dista solo (!) 4,3 anni luce ed è la più vicina al nostro sistema solare. Due anni più tardi F.W. von Struve stimò la distanza di Vega, la quarta stella per luminosità, in circa 27 anni luce.
Così all’inizio del XX sec. erano all’incirca settanta le stelle delle quali si conosceva la distanza, tra le seimila che sono visibili ad occhio nudo.



Le dimensioni della galassia

La Via Lattea, i tentativi di misurazione
Nel 1785 l’astronomo inglese William Herschel ipotizzò che le stelle fossero raggruppate in modo da formare una sorte di lente: infatti se si guarda il cielo in direzione della Via Lattea si nota un gran numero di stelle, mentre in direzione perpendicolare ad essa le stelle sono relativamente poche.
Herschel ne dedusse che le stelle formassero un sistema che oggi è chiamato galassia: l’etimo greco di questa parola è un sinonimo di Via Lattea. L’astronomo stimò il numero delle stelle della nostra galassia in circa 100 milioni e l’ampiezza della galassia in 1300 anni luce di spessore e 7500 di diametro.
All’inizio del XX sec. Kapteyn, scienziato olandese, stimò, ancora per difetto, in 6000 anni luce lo spessore e in 23 mila anni luce il diametro della galassia.
Oggi si sa che il diametro della nostra galassia è di circa 100 mila anni luce e che lo spessore della lente che idealmente racchiude 200-300 miliardi di stelle è di quasi 20 mila anni luce: si sa anche che questa forma lenticolare si assottiglia verso l’esterno. All’altezza del nostro sistema solare si riduce a circa 3000 anni luce.

La misurazione della luminosità delle stelle
Le stime più precise delle dimensioni della nostra galassia sono state possibili grazie allo studio della luminosità delle stelle e, in particolare, di quelle a luminosità variabile, dette variabili cefeidi dal nome di una di esse, la Delta Cephei.
Nel 1912 l’astronoma statunitense Henrietta Leavitt studiando la più piccola delle nubi di Magellano, un sistema stellare visibile dall’emisfero australe, scoprì venticinque cefeidi: notò con sorpresa che, al contrario di quanto accade per quelle più vicine a noi, la luminosità cresceva all’aumentare del periodo. Data l’enorme distanza pensò di poter considerare la luminosità (o magnitudine) apparente - quella percepita dalla Terra - come un’approssimazione accettabile della luminosità reale: costruì così una curva periodo-luminosità che, nell’ipotesi ragionevole che tutte le cefeidi si comportino come quelle della piccola nube di Magellano, permetteva di determinare le distanze almeno fin dove i telescopi consentivano di distinguere una cefeide.
La distanza delle nubi di Magellano risultò superiore ai cento mila anni luce: rispettivamente la grande nube 150 mila anni luce e la piccola 170 mila.
Così negli anni Venti del Novecento l’universo conosciuto aveva un diametro inferiore ai 200 mila anni luce ed era formato dalla nostra galassia e dalle sue due vicine, le nubi di Magellano.

Lo studio delle galassie
Ma gli scienziati si chiesero se ci fosse qualcos’altro nello spazio cosmico oltre quanto si era riusciti a vedere fino ad allora: in particolare cercarono di capire la natura di certe piccole macchie di nebbia luminosa , le nebulose, che il francese Messier aveva catalogato alla fine del XVIII sec. A metà dell’Ottocento l’astronomo inglese Parsons osservò che le nebulose avevano una struttura a spirale: la più famosa è quella di Andromeda.
Finalmente nel 1924, grazie a un potentissimo telescopio dal monte Wilson in California, E. P. Hubble individuò alcune stelle nella periferia della nebulosa di Andromeda. Si capì così che quest’ultima era un’altra galassia. Oggi essa è nota col nome M31, dall’iniziale di Messier: contiene oltre 100 miliardi di stelle distribuite in un enorme disco appiattito con un diametro di circa 100 mila anni luce e si trova a 2,5 milioni di anni luce dalla Terra.
Anche altre nebulose risultarono essere galassie più lontane di quella di Andromeda: l’universo era molto più vasto di quanto si fosse mai immaginato.
La nostra galassia e quella di Andromeda (nostra vicina) sono esempi di galassie a spirale; esistono, però, anche galassie ellittiche con una struttura interna abbastanza uniforme.
Secondo una distinzione introdotta negli anni Quaranta del Novecento dall’astronomo statunitense di origine tedesca Walter Baade, all’interno delle galassie esistono stelle più interne rossastre (giganti rosse o popolazione II) e stelle più esterne azzurre (giganti azzurre o popolazione I).
Queste ultime sono relativamente giovani, con un forte contenuto metallico e descrivono orbite quasi circolari intorno al centro della galassia. Le stelle di popolazione II sono relativamente vecchie, hanno un basso contenuto metallico e hanno orbite ellittiche e inclinate rispetto al piano della galassia. La luminosità delle giganti azzurre è notevolmente superiore a quella delle giganti rosse: quella delle prime arriva fino a 100 mila volte la luminosità del nostro Sole; mentre quella delle seconde si ferma a mille volte.
Ma gli aspetti più sorprendenti dello studio delle galassie si ottennero utilizzando l’effetto Doppler-Fizeau delle onde luminose.
Già all’inizio del XX sec. ci si accorse che esiste un moto relativo delle galassie tra di loro: ad esempio si scoprì che la galassia di Andromeda si avvicina alla nostra galassia alla velocità di 200 chilometri al secondo. Le galassie più lontane appaiono, invece, in fuga dalla nostra: alcune arrivano ad allontanarsi ad una velocità di 240 mila chilometri al secondo.
Un esempio pratico su cosa accade nell’universo si ha paragonandolo a un pallone sulla cui superficie sono segnati dei punti: se si immagina di gonfiare il pallone si può pensare che questi punti si allontanino progressivamente tra loro. Hubble scoprì che la velocità di recessione delle galassie è direttamente proporzionale alla loro distanza (legge di Hubble).
Le galassie, quindi, si comportano come se l’universo si stesse espandendo analogamente alla superficie tridimensionale di un pallone quadrimensionale: la teoria della relatività generale di Einstein si accorda bene con quest’ipotesi di espansione dell’universo.
All’interno di questo quadro gli astronomi osservarono l’esistenza di ammassi e di superammassi di galassie: ad esempio la nostra galassia appartiene a un gruppo locale che comprende le nubi di Magellano, la galassia di Andromeda e tre piccole galassie satelliti molto vicine a quella di Andromeda, oltre ad alcune altre per un totale di 19 oggetti cosmici.
Alcune di queste galassie minori sono dette nane, rispetto alle giganti come la nostra , quella di Andromeda e le due galassie cosiddette di Maffei in onore dell’astronomo italiano Paolo Maffei che le scoprì nel 1971: il ritardo di questa scoperta è spiegabile con la difficoltà di osservazione determinata dall’esistenza di grandi nubi di polvere cosmica.



Il big bang

L’uovo cosmico
Se l’universo è costantemente in espansione, si può supporre che nel passato fosse più piccolo di quanto non sia adesso e che in un passato ancora più remoto fosse un nucleo denso di materia.
Questa ipotesi fu formulata inizialmente nel 1922 dal matematico russo Friedmann che la elaborò teoricamente a partire dalle equazioni di Einstein.
Pochi anni più tardi l’astronomo belga Lemaître formulò un’ipotesi analoga: egli chiamò uovo cosmico lo stato denso iniziale dell’universo in espansione e suggerì che l’inizio di questo processo avesse avuto luogo in modo estremamente violento. Fu il fisico russo-americano George Gamow a coniare l’espressione big bang per definire il grande scoppio iniziale dell’uovo cosmico.
L’ipotesi del big bang ha ricevuto via via ulteriori conferme ed è oggi universalmente accettata: in particolare nel 1964 il fisico tedesco-statunitense Arno Allan Penzias e l’astronomo statunitense Robert. W. Wilson rilevarono un fondo di radioonde che poteva essere attribuito al grande scoppio iniziale che si sarebbe prodotto circa 15 miliardi di anni fa.

Il grande collasso prima del grande scoppio
Alcuni astrofisici suppongono che l’universo abbia avuto origine da un gas molto rarefatto che si sarebbe via via condensato in un periodo molto lungo, formando probabilmente stelle e galassie, fino a contrarsi nell’uovo cosmico. Ci sarebbe stato, quindi, prima un grande collasso (big crunch) e, subito dopo, l’esplosione dell’uovo cosmico che avrebbe dato origine di nuovo a stelle e a galassie, questa volta in espansione fino a formare di nuovo un gas rarefatto.
L’espansione attuale potrebbe continuare indefinitamente fino ad una situazione di rarefazione assoluta sempre più prossima al vuoto, al nulla: questo futuro potrebbe essere simile al remoto passato che avrebbe condotto dal nulla iniziale alla condensazione del big crunch.
Un’ipotesi di questo tipo che descrive uno scenario di contrazione e di successiva espansione va sotto il nome di universo aperto.
Altri astrofisici, però, ipotizzano un percorso di universo chiuso che passerebbe indefinitamente attraverso fasi di espansione e fasi di contrazione.

L’evoluzione delle stelle
Collasso ed espansione, d’altro canto, si sono rivelati concetti utili anche per spiegare l’evoluzione delle stesse stelle. Già nell’antichità gli astronomi si erano accorti dell’improvvisa comparsa di nuove stelle: nel 1572 apparve una nuova stella splendente nella costellazione di Cassiopea. Tycho Brahe, astronomo danese, osservò attentamente la nuova venuta e la descrisse in un libro che intitolò De nova stella: così gli scienziati da allora chiamarono “nove” le stelle che fanno improvvisamente la loro comparsa nel firmamento.
Con l’utilizzo del telescopio si capì che quelle non erano stelle nuove, ma solo stelle che da fioche diventavano luminose, per poi tornare nella condizione iniziale dopo poco tempo. La causa di questo improvviso aumento di luminosità è l’esplosione della stella stessa. Dall’esplosione si genera, da un lato, una stella con un volume relativamente piccolo e un’alta temperatura (nana bianca) e, dall’altro, una nuvola di materia che si combinerebbe con le nuvole di polvere e gas già presenti nello spazio. Mentre la nana bianca continuerebbe a raffreddarsi e a perdere luminosità in tempi lunghissimi, la materia proiettata nello spazio costituirebbe, insieme alla polvere e ai gas dispersi nello spazio, la materia prima per nuove stelle di seconda generazione.



Nuovi oggetti nello spazio cosmico: quasar, pulsar, buchi neri

I quasar
Prima del 1960 gli astronomi che analizzavano le radiazioni provenienti dalla spazio avevano individuato e catalogato moltissime radiosorgenti, cioè oggetti cosmici invisibili che emettono radiazioni a frequenza radio; ogni tanto i loro colleghi che analizzavano le radiazioni luminose riuscivano a identificare un oggetto la cui posizione coincideva con quella della radiosorgente: di solito l’oggetto in questione era una galassia. Ma la maggior parte delle radiazioni captate non veniva identificata: generalmente si pensava che fosse una galassia troppo distante o troppo poco luminosa. Nel 1960 Thomas Matthews e Allan Sandage scoprirono un oggetto di tipo stellare nella posizione data per una radiosorgente già catalogata dagli astronomi di Cambridge: si trattava di una stella di sedicesima grandezza che emetteva più radiazione ultravioletta di qualsiasi altra stella della stessa grandezza e che aveva una luminosità che variava di oltre il 40% in un anno.
Nel 1963 fu fatta una scoperta analoga: fu chiaro allora che non si trattava di stelle della nostra galassia, ma di oggetti cosmici distanti da noi miliardi di anni luce, tanto luminosi da apparire brillanti nella notte stellare. Furono chiamate radiosorgenti quasi-stellari o, più brevemente, quasar. Ad oggi sono state identificate parecchie centinaia di quasar.
Gli astronomi concordano sul fatto che i quasar siano nuclei di galassie estremamente attive: essi sono gli oggetti più lontani che possano essere rilevati. Un quasar può essere anche mille volte più luminoso di un’intera galassia formata da 100 miliardi di stelle: la luce che proviene dai quasar più lontani è stata emessa dalla sorgente quando l’universo aveva solo un quarto dell’età attuale e ha impiegato 15 miliardi di anni luce per arrivare alla Terra.
Ma anche se molti aspetti dei quasar sono oggi conosciuti, essi hanno comportamenti inspiegabili e rimangono tra gli oggetti più enigmatici dell’universo.

Le pulsar
Nel 1963 Bruno Rossi e altri astronomi lanciarono degli strumenti a bordo di un razzo per indagare i raggi X emessi dalla corona solare: scoprirono così due sorgenti particolarmente intense di raggi X che non provenivano dal Sole, bensì dalla nebulosa Granchio e da una nova nella costellazione dello Scorpione. Qualche anno dopo dall’osservatorio della Cambridge University furono captati brevi impulsi della durata di 1/30 di secondo che con regolarità venivano emessi da una posizione a metà strada tra Vega ed Altair. L’astronomo inglese Anthony Hewish li attribuì a una stella pulsante che a ogni pulsazione emettesse un impulso di energia: questa denominazione fu abbreviata in pulsar. Già negli anni Trenta del Novecento alcuni fisici come Fritz Zwicky e J. Robert Oppenheimer avevano avanzato l’ipotesi che le particelle subatomiche di una nana bianca potessero a certe condizioni combinarsi creando particelle prive di carica (neutroni) che si sarebbero avvicinate fino ad incontrarsi: il risultato di questo processo sarebbe una stella di neutroni molto compatta e di massa equivalente a quella iniziale della nana bianca, con una temperatura superficiale così elevata da emettere raggi X in grande quantità.
Nel 1969 si verificò che la pulsar della nebulosa Granchio è effettivamente una stella di neutroni: essa ha un campo magnetico intensissimo, dai poli del quale sfuggono gli elettroni che perdono energia sotto forma di onde radio: da terra si ricevono ad intermittenza queste onde a causa del moto di rivoluzione della stella.
Tredici anni più tardi gli astronomi del radiotelescopio di Arecibo individuarono una pulsar con un periodo brevissimo: essa, infatti, pulsa 642 volte al secondo. È probabile che si tratti di una pulsar particolarmente piccola - non più di 5 chilometri di diametro - ma con una massa enorme pari a due o tre volte quella del Sole e con un conseguente campo gravitazionale di fortissima intensità. Essa è una pulsar veloce che propone nuovi enigmi allo studio degli astronomi.

I buchi neri
Quando il collasso di una stella procede oltre lo stadio della stella di neutroni, il suo campo gravitazionale raggiunge una tale intensità che la materia non può più uscirne (buco) e neppure la luce riesce a sfuggirle (nero). Buco nero è la definizione coniata dal fisico statunitense J. Archibald Wheeler negli anni Sessanta del Novecento. Una decina di anni dopo, condizioni particolari hanno permesso di individuare il primo buco nero: Cygnus X-1.
Esso si trova nella costellazione del Cigno vicino ad una grande stella azzurra molto grande: buco nero e stella azzurra girano entrambi intorno ad un comune centro di gravità. Un po’ di materia della stella azzurra è attratta dal buco nero e si mette in orbita attorno ad esso formando quello che viene definito disco di accrescimento. La materia di questo disco con un percorso a spirale va a finire nel buco nero emettendo raggi X: furono proprio questi raggi a essere captati e a segnalare la presenza del buco nero.
Gli scienziati ritengono che i buchi neri siano più probabili nel centro di ammassi e di galassie: una sorgente di onde elettromagnetiche è stata scoperta anche al centro della nostra galassia. Alcuni astronomi sono convinti che essa provenga da un buco nero che avrebbe la massa di 100 milioni di stelle e un diametro pari a 500 volte quello del Sole.

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