Astronomia

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Astronomia Scienza che si occupa di tutti i corpi celesti dell'universo, inclusi i pianeti, i satelliti, le comete, gli asteroidi, le stelle, la materia interstellare, le galassie e gli ammassi di galassie. La moderna astronomia si divide in branche distinte: l'astrometria, cioè lo studio e l'osservazione delle posizioni e dei moti degli astri; la meccanica celeste, cioè lo studio matematico dei loro moti come descritto dalla teoria della gravitazione; l'astrofisica, cioè lo studio della loro composizione chimica e del loro stato fisico, condotto sulla base dell'analisi spettrale e delle leggi della fisica; e, infine, la cosmologia, cioè lo studio dell'universo nel suo insieme.
Origini
Già in tempi remoti, l'alternarsi del giorno e della notte e le osservazioni delle posizioni del Sole, della Luna e delle stelle suscitarono l'interesse dei popoli antichi che ben presto cominciarono a utilizzare il moto regolare degli astri per misurare il tempo e per orientarsi sulla superficie terrestre. L'astronomia si sviluppò a partire da problemi quotidiani quali, ad esempio, la necessità di individuare la propria posizione durante i lunghi viaggi, oppure di stabilire i periodi adatti per la semina e la mietitura delle messi, o per le celebrazioni religiose. Vedi Archeoastronomia.
I popoli antichi notarono che l'aspetto del cielo mutava con regolarità. Il Sole, che divide il giorno dalla notte, sorge ogni mattina in una certa direzione, l'oriente, si muove nel cielo nel corso della giornata e tramonta nella direzione opposta, l'occidente. Di notte sono visibili migliaia di stelle che seguono un percorso simile, spostandosi in gruppi numerosi (vedi Costellazioni) attorno a un punto fisso, noto come polo celeste.
Anche la diversa durata del dì e della notte venne notata già nell'antichità. Nel corso delle giornate più lunghe il Sole, visto dall'emisfero boreale, sorge spostato verso nord rispetto all'est e raggiunge la sua massima altezza in cielo a mezzogiorno; nel periodo delle giornate corte, invece, sorge spostato verso sud e rimane più basso sull'orizzonte. L'osservazione delle stelle che appaiono a occidente dopo il tramonto, o a oriente prima dell'alba, mostra che la posizione del Sole rispetto alle stelle cambia gradualmente. Furono forse gli egizi i primi a scoprire che esso si muove attraversando tutta la sfera delle stelle fisse in circa 365 giorni. Vedi Eclittica.
Studi ulteriori mostrarono che il Sole, la Luna e cinque pianeti brillanti si muovono tra le stelle restando all'interno di una stretta fascia detta zodiaco. La Luna percorre lo zodiaco velocemente, superando il Sole ogni 29,5 giorni circa, e a questo intervallo di tempo venne dato il nome di mese sinodico. Osservando le stelle, gli antichi tentarono di organizzare una ripartizione del tempo in giorni, mesi e anni, stabilendo un calendario.
Il Sole e la Luna attraversano lo zodiaco da occidente verso oriente, mentre i cinque pianeti brillanti (Mercurio, Marte, Venere, Giove e Saturno) mostrano un moto generale verso occidente, eccetto in alcuni periodi in cui si osserva un moto retrogrado. In queste fasi i pianeti sembrano muoversi in modo casuale verso oriente, compiendo dei cammini chiusi nel corso del loro spostamento. Fin dai tempi antichi, la gente ha immaginato che gli eventi del cielo, in modo particolare il moto dei pianeti, fossero connessi con le vicende terrene e questa credenza, che oggi rappresenta la base dell'astrologia, ha incoraggiato lo sviluppo di modelli matematici per la previsione dei moti planetari favorendo, in passato, il progresso dell'astronomia.
Astronomia babilonese
Interessanti mappe delle costellazioni e utili calendari vennero sviluppati da vari popoli antichi, in particolare dagli egizi, dai maya e dai cinesi; furono però i babilonesi a raggiungere i risultati più interessanti. Per perfezionare il loro calendario, essi studiarono i moti del Sole e della Luna; facevano corrispondere l'inizio di ogni mese con il primo giorno dopo la Luna nuova, quando la prima falce di Luna crescente appariva dopo il tramonto. Intorno al 400 a.C. essi notarono che il moto apparente del Sole e della Luna, da ovest verso est, non avveniva a velocità costante, ma che i due corpi celesti sembravano muoversi con velocità crescente per mezza rivoluzione fino a raggiungere una velocità massima fissa, per poi decelerare fino alla velocità iniziale. Per spiegare questa evidenza essi formularono i primi modelli matematici sul moto degli astri, mediante i quali poterono prevedere il verificarsi della Luna nuova e quindi l'inizio esatto di ogni mese.
In modo simile calcolarono le posizioni e le velocità dei pianeti, sia nel moto generale verso est, sia nelle fasi di moto retrogrado. Gli archeologi hanno ritrovato centinaia di tavolette scritte con caratteri cuneiformi che mostrano tali calcoli.
Astronomia greca
Gli antichi greci portarono importanti contributi teorici all'astronomia. L'Odissea di Omero contiene riferimenti ad alcune costellazioni (come il Grande Carro e Orione) e alle Pleiadi, e descrive come le stelle servissero per la navigazione. Nelle opere di Esiodo si trovano invece informazioni di carattere astronomico, utilizzabili per individuare il miglior momento per l'aratura, la semina e la mietitura.
Contributi scientifici significativi sono associati ai nomi dei filosofi Talete di Mileto e Pitagora di Samo, ma di essi non rimangono documenti scritti. La leggenda secondo la quale Talete predisse correttamente l'eclisse totale di Sole del 28 maggio 585 a.C. è probabilmente apocrifa. Intorno al 450 a.C. i greci iniziarono a studiare con successo il moto dei pianeti. Filolao (vissuto nel V secolo a.C.), sostenitore della teoria pitagorica, propose che la Terra, il Sole, la Luna e i pianeti si muovessero attorno a un fuoco centrale nascosto alla vista da una "contro-Terra" interposta. Secondo la sua teoria, la rivoluzione della Terra attorno al fuoco ogni 24 ore spiegava il moto giornaliero del Sole e delle stelle. Intorno al 370 a.C. l'astronomo Eudosso di Cnido spiegò i moti osservati supponendo che le stelle si trovassero sulla superficie interna di un'enorme sfera che ruotava attorno alla Terra in 24 ore. Inoltre, per spiegare il moto del Sole, della Luna e dei pianeti, egli suppose che, all'interno della sfera delle stelle, vi fossero molte altre sfere trasparenti che ruotavano con direzioni e velocità diverse.
Il più acuto osservatore del cielo dell'antichità fu probabilmente l'astronomo greco Aristarco di Samo. Questi era convinto che i moti degli astri nel cielo fossero spiegabili con l'ipotesi che la Terra ruotasse attorno a un proprio asse una volta al giorno, orbitando come gli altri pianeti attorno al Sole. Questa spiegazione venne rifiutata dalla maggior parte dei filosofi greci i quali, sulla base di una teoria geocentrica rimasta praticamente inalterata per circa 2000 anni, ritenevano che la Terra fosse una sfera immobile attorno alla quale orbitavano i corpi celesti, leggeri e incorporei.
I greci avvalorarono le loro teorie con osservazioni dei corpi celesti accurate e organizzate. Tavole celesti in cui era riportata la posizione di oltre 1000 stelle brillanti vennero compilate da Ipparco di Nicea (II secolo a.C.) e da Tolomeo (II secolo d.C.). Abbandonando le sfere di Esiodo per un più pratico sistema di cerchi, i due astronomi rappresentarono il moto generale degli astri sulla fascia dello zodiaco per mezzo di una serie di cerchi con la Terra vicino al centro comune. Le periodiche variazioni di velocità del Sole e della Luna e il moto retrogrado dei pianeti potevano essere spiegati con una scelta appropriata dei diametri e delle velocità dei cerchi ascritti a ciascun corpo. La tradizione dell'astronomia greca fu mantenuta viva anche da Ipatia, una seguace di Platone vissuta ad Alessandria d'Egitto nei primi secoli dell'era cristiana. Ella scrisse dei commentari su argomenti di matematica e di astronomia e viene oggi considerata la prima importante scienziata e filosofa dell'Occidente.
L'astronomia greca venne trasmessa in Oriente, ai siriani, agli indiani e agli arabi. Nel IX e nel X secolo gli astronomi arabi compilarono nuovi cataloghi stellari e svilupparono precise tavole dei moti planetari, ma benché fossero eccellenti osservatori, portarono pochi contributi importanti alle teorie astronomiche. Le traduzioni dall'arabo dell'Almagesto di Tolomeo stimolarono l'interesse per l'astronomia anche in Europa, dove vennero compilate tavole del moto dei pianeti e si divulgarono le teorie del sistema tolemaico. Successivamente il filosofo e matematico tedesco Niccolò Cusano e Leonardo da Vinci misero in dubbio l'assunzione fondamentale della centralità e immobilità della Terra.
La teoria copernicana
La storia dell'astronomia ebbe una svolta decisiva nel XVI secolo, con il lavoro dell'astronomo polacco Nicolò Copernico. Nella sua grande opera Sulla rivoluzione dei corpi celesti (1543) egli analizzò criticamente la teoria tolemaica, mostrando che i moti planetari potevano essere spiegati assumendo che il Sole, anziché la Terra, occupasse una posizione centrale.
Il sistema copernicano, o eliocentrico, ricevette scarsa attenzione nell'ambiente scientifico e filosofico del tempo fino a quando non venne confermato dalle osservazioni compiute dall'astronomo italiano Galileo. Audace sostenitore della teoria copernicana, Galileo costruì un piccolo telescopio rifrattore per mezzo del quale scoprì quattro lune di Giove e osservò le fasi di Venere, mostrando che quest'ultimo pianeta orbitava attorno al Sole. Convinto che almeno alcuni corpi celesti non orbitassero attorno alla Terra, egli iniziò una lunga opera di diffusione della teoria copernicana (vedi Sistema copernicano), entrando in acceso contrasto con le autorità ecclesiastiche e con l'ambiente filosofico.
La teoria di Newton
Dal punto di vista scientifico, il sistema copernicano era perlopiù una rielaborazione del sistema di orbite planetarie concepite da Tolomeo. Un passo decisivo fu compiuto intorno al 1610, quando l'astronomo Giovanni Keplero, rielaborando i dati raccolti dall'astronomo danese Tycho Brahe, pubblicò le tre leggi sperimentali sul moto dei pianeti, stabilendo che questi si muovono attorno al Sole percorrendo orbite ellittiche a velocità variabile.
L'interpretazione fisica delle leggi di Keplero venne fornita solo in un secondo tempo con la legge di gravitazione universale elaborata dal fisico britannico Isaac Newton.
Astronomia moderna

Dopo l'epoca di Newton, l'astronomia si ramificò in varie discipline. Con la legge di gravitazione, il vecchio problema dei moti planetari venne studiato alla luce della recente meccanica celeste; il miglioramento dei telescopi permise l'osservazione dettagliata delle superfici dei pianeti, la scoperta di molte stelle deboli e la misura delle distanze stellari. Nel XIX secolo un nuovo strumento, lo spettroscopio, fornì informazioni circa la composizione chimica dei corpi celesti e permise di ottenere nuovi dettagli sui loro moti. Vedi Spettroscopia.
Nel corso del XX secolo sono stati costruiti telescopi riflettori sempre più potenti, che hanno permesso di osservare la struttura degli enormi e distanti agglomerati di stelle, chiamati galassie, e degli ammassi di galassie. Nella seconda metà del secolo gli sviluppi della fisica hanno condotto alla realizzazione di nuove classi di strumenti astronomici adatti per misure di tipo spettroscopico, alcuni dei quali sono stati installati a bordo di satelliti orbitanti. Oggi gli astronomi non studiano solo i pianeti, le stelle e le galassie, ma anche il plasma (gas caldo ionizzato) che circonda le stelle doppie, le regioni interstellari dove si formano nuove stelle e la polvere fredda invisibile nei telescopi ottici. Argomenti di ricerca sono pure i nuclei energetici delle galassie che possono contenere buchi neri e la radiazione cosmica di fondo originatasi dal Big Bang, che fornisce informazioni sulla storia dell'universo primordiale. Vedi Esplorazione dello spazio.
Il sistema solare

La legge di gravitazione universale spiegava dal punto di vista teorico le leggi di Keplero postulando che, tra una qualsiasi coppia di corpi dotati di massa, e quindi in particolare tra il Sole e i pianeti, si sviluppasse una forza attrattiva di intensità proporzionale al prodotto delle masse dei corpi coinvolti e inversamente proporzionale al quadrato della loro distanza. Come conseguenza di questa legge, forze di intensità minore si sviluppano anche tra un pianeta e l'altro, e tra il Sole e altri corpi celesti come le comete, determinando una deformazione delle loro orbite rispetto alla forma perfettamente ellittica. La maggior parte di queste irregolarità, previste sulla base della teoria di Newton, possono essere osservate con i telescopi.
Lo sviluppo di strumenti estremamente potenti e di sofisticate tecniche fotografiche ha permesso di determinare la posizione occupata dai pianeti con notevole precisione. Inoltre, complessi calcoli matematici consentono oggi di prevedere tali posizioni con anni di anticipo.
Con l'uso dei telescopi la nostra conoscenza del cielo è cambiata radicalmente. Furono individuati nuovi membri del sistema solare, tra cui i pianeti Urano, Nettuno e Plutone e, con l'invio di sonde nello spazio, aumentò notevolmente il numero dei satelliti naturali noti. Il numero aggiornato delle lune è il seguente: Terra, 1; Marte, 2; Giove, 16; Saturno, più di 20; Urano, 15; Nettuno, 8; Plutone, 1. Migliaia di asteroidi sono stati seguiti nel loro moto attorno al Sole, la maggior parte tra le orbite di Marte e Giove. Sono state catalogate centinaia di comete e osservati un numero elevatissimo di piccoli meteoroidi, rocciosi o metallici.
L'analisi chimica e fisica di corpi celesti inaccessibili divenne possibile dopo l'invenzione dello spettroscopio, avvenuta nel 1814 per opera del fisico tedesco Joseph von Fraunhofer, e la conseguente scoperta che ogni elemento chimico possiede un insieme unico e caratteristico di linee spettrali. L'analisi degli spettri dei pianeti e delle stelle ha dimostrato che questi corpi celesti sono composti dagli stessi elementi chimici presenti sulla Terra e ha fornito informazioni anche sulla loro temperatura, sulla gravità superficiale e sulle condizioni di moto.
Per mezzo di sonde spaziali con strumenti a bordo sono stati scoperti sottili anelli scuri attorno a Giove, Urano e Nettuno, e sono state raccolte informazioni che escludono la presenza di vita sugli altri pianeti del sistema solare; questi infatti sembrano essere, a seconda dei casi, troppo caldi, troppo freddi o troppo secchi, oppure possiedono atmosfere incompatibili con la vita che conosciamo.
Stelle vicine
Alla base dello studio delle stelle vi è la misura delle loro distanze; nel caso in cui l'astro sia relativamente vicino, la distanza si determina osservando la posizione che esso occupa rispetto alle stelle dello sfondo a intervalli di sei mesi, ogni volta che la Terra si trova agli estremi opposti della propria orbita. Durante la rivoluzione del nostro pianeta, la stella sembra spostarsi e lo spostamento annuale, detto parallasse, diminuisce all'aumentare della sua distanza.
Tutte le stelle, pur avendo caratteristiche differenti, sono corpi caldi e gassosi, costituiti prevalentemente da idrogeno. I parametri fisici più importanti che le caratterizzano sono la luminosità intrinseca, le dimensioni, la massa e la composizione chimica. Benché tutte le stelle del cielo appaiano molto più deboli del Sole, a causa della loro enorme distanza, alcune di esse sono intrinsecamente più brillanti (vedi Magnitudine). La massa può essere determinata solo per il Sole e per le stelle doppie, come le binarie a eclisse, che orbitano una attorno all'altra. Solo cinque delle cinquanta stelle più vicine, per le quali i dati sono abbastanza completi, hanno massa, luminosità e dimensioni maggiori di quelle del Sole.
Il Sole irradia energia al tasso di 3,86 × 1026 W e sulla base di studi di carattere geologico, si può dedurre che questa situazione si sia mantenuta ai livelli attuali per centinaia di milioni di anni. Il meccanismo di emissione dell'energia solare è rimasto ignoto per moltissimo tempo e solo nel 1938 il fisico statunitense Hans Bethe avanzò l'ipotesi secondo cui il Sole produce energia attraverso la fusione di nuclei di idrogeno, con produzione di elio.
Le osservazioni del cielo, e le teorie a esse correlate, hanno permesso di ricostruire le fasi principali della vita di una stella. Essa nasce dalla condensazione di una nube di gas interstellare freddo; in questa fase si contrae e si riscalda, dando inizio alle reazioni di fusione nucleare dell'idrogeno, quindi diventa una cosiddetta stella di sequenza principale. Nel caso di stelle di massa simile a quella del Sole, la fase di sequenza principale dura circa 10 miliardi di anni. Esaurito l'idrogeno, la stella si espande, trasformandosi in una gigante rossa, si contrae nuovamente e infine collassa, raffreddandosi fino allo stadio di nana bianca. Le stelle aventi massa maggiore di 1,4 masse solari evolvono molto rapidamente e spesso, dopo pochi milioni di anni di sequenza principale, esplodono come supernovae. Vedi Stella: Evoluzione delle stelle.
Negli anni Sessanta il radioastronomo britannico Jocelyn Bell rilevò segnali radio rapidamente variabili provenienti da oggetti di aspetto stellare. Gli studi condotti nel periodo successivo da Antony Hewish mostrarono che si trattava di sorgenti pulsanti, oggi chiamate pulsar, costituite da materia molto più densa di quella delle nane bianche. Le pulsar sono stelle di neutroni in rapida rotazione e, a eccezione dei buchi neri, sono gli oggetti più densi dell'universo. Nel 1974 l'esistenza di un buco nero nella costellazione del Cigno fu suggerita dalla rivelazione di raggi X generati da gas accelerato quasi alla velocità della luce dall'enorme campo gravitazionale che si suppone associato al buco nero stesso. A seguito di quella osservazione sono state proposte diverse teorie, tra le quali l'esistenza di enormi buchi neri situati al centro di galassie molto brillanti. Malgrado i numerosi indizi, tuttavia, nessuno di questi oggetti è stato finora osservato con certezza.
La Galassia
Verso la fine del XVIII secolo l'astronomo William Herschel costruì il più grande telescopio riflettore dell'epoca, dando inizio a una serie di precise e sistematiche esplorazioni del cielo. Scoprì il pianeta Urano, molti satelliti, numerose stelle doppie e osservò vari ammassi e nebulose. Dai conteggi di stelle che effettuò in differenti regioni del cielo dedusse che esse erano distribuite in una struttura dalla forma schiacciata a disco, nella quale il Sole occupava una posizione eccentrica. Guardando nella direzione del disco è possibile vedere in cielo una fascia di stelle di debole luminosità, la Via Lattea, che attraversa la volta celeste. Nelle altre direzioni le stelle sono meno addensate.
Le osservazioni moderne confermano l'ipotesi di Herschel e collocano il Sole a circa due terzi del raggio galattico. Il nome Via Lattea indica l'intero sistema di stelle legate da forze gravitazionali e orbitanti attorno al centro della nostra galassia. Per conoscere la struttura della Via Lattea è fondamentale poter misurare le distanze delle stelle. Il metodo della parallasse è applicabile solo in pochi casi e quindi sono state messe a punto tecniche alternative. In particolare, esiste una classe di stelle, note come variabili Cefeidi, la cui luminosità varia regolarmente con un periodo che dipende dalla luminosità intrinseca; confrontando la brillantezza di tali stelle con quella intrinseca è allora possibile risalire alla loro distanza. La scoperta della relazione tra periodo e luminosità delle Cefeidi, a opera di Henrietta Swan Leavitt, permise a Harlow Shapley di determinare le dimensioni approssimative della Via Lattea: l'intero sistema ha diametro di circa 100.000 anni luce.
Nella Via Lattea si trovano circa 100 miliardi di stelle, che orbitano attorno a un centro comune. Il sistema solare, che si trova in un braccio esterno, a circa 30.000 anni luce dal centro, viaggia a una velocità di circa 210 km/s e completa un'intera rivoluzione in circa 250 milioni di anni.
Il sistema contiene anche una grande quantità di materia interstellare, costituita da polveri e gas, che assorbe la luce emessa dalle stelle distanti; come conseguenza di ciò un osservatore posto sulla Terra non può vedere in dettaglio le regioni più lontane della galassia. Tra il 1931 e il 1932 l'ingegnere elettronico statunitense Karl G. Jansky scoprì che la Via Lattea emette onde radio, dando inizio a un nuovo campo di studi astronomici. Le successive ricerche hanno attribuito questa emissione in parte al mezzo interstellare e in parte a sorgenti discrete, dette in origine radio stelle. Le onde radio emesse dalle regioni più remote della Via Lattea possono attraversare il mezzo interstellare, che è opaco alla luce visibile, e quindi rendono possibile l'osservazione di zone nascoste agli strumenti ottici. Tali osservazioni hanno rivelato che la Via Lattea è una galassia a spirale con un nucleo centrale di stelle vecchie, un disco esterno composto sia da stelle calde e giovani sia da stelle vecchie che formano i bracci, e da un grande alone esterno di stelle deboli.
Il nucleo della Via Lattea è stato per lungo tempo un mistero, nascosto com'è dalle nubi oscure della polvere interstellare. Gli astronomi hanno cominciato a raccogliere le prime immagini dettagliate della regione nel 1983, quando venne lanciato il satellite IRAS (Infrared Astronomy Satellite, cioè Satellite per astronomia infrarossa). I rivelatori a bordo del satellite hanno registrato con una definizione fino ad allora mai raggiunta la posizione e la forma della miriade di sorgenti infrarosse che occupano il cuore della galassia. Tra queste vi è un oggetto molto massiccio, diverso da una stella e troppo compatto per essere un ammasso, che potrebbe forse essere un buco nero.
Il cosmo
Benché sia molto grande, la Via Lattea è solo una delle tante galassie, che popolano l'universo conosciuto. Le osservazioni compiute intorno agli anni Venti dall'astronomo statunitense Edwin Hubble hanno permesso di dimostrare che le nebulose a spirale sono in realtà galassie simili alla Via Lattea, collocate a grande distanza dalla Terra. Alcune galassie hanno forma a spirale, come la nostra, altre sono sferiche, senza bracci; altre ancora hanno forma irregolare, a volte mostrando traccia di bracci a spirale.
L'analisi spettroscopica della luce proveniente dalle galassie mostra che le stelle che le compongono sono costituite degli stessi elementi chimici presenti sulla Terra. Il fenomeno dello spostamento verso il rosso delle linee spettrali di tutte le galassie indica inoltre che esse si allontanano lentamente dalla Via Lattea con velocità proporzionale alla loro distanza (vedi Effetto Doppler). Ciò dimostra che l'universo è in espansione e avvalora l'ipotesi secondo cui esso si sarebbe originato da uno stato estremamente caldo e denso in una violenta esplosione detta Big Bang. Le possibili condizioni che hanno portato al Big Bang sono trattate in una teoria cosmologica, proposta all'inizio degli anni Ottanta, nota come teoria inflazionaria. La prova più importante a sostegno di questa formulazione fu la scoperta della radiazione cosmica di fondo, avvenuta nel 1965 per merito dei fisici statunitensi Arno Penzias e Robert Wilson.
I quasar, scoperti negli anni Sessanta, sono probabilmente nuclei energetici di galassie molto distanti. Per ragioni non ancora note, essi sono talmente luminosi da nascondere la luce delle galassie circostanti e le loro linee spettrali mostrano uno spostamento verso il rosso molto accentuato, che sembra indicare che questi oggetti si allontanano da noi a velocità fino a circa l'80% di quella della luce. Questa elevata velocità di recessione indica inoltre che essi sono probabilmente gli oggetti più distanti dell'universo.