Corso di astronomia online
Corso di astronomia online
a cura del Circolo Astrofili Veronesi
Uno sguardo sull'Universo
Se alziamo gli occhi al cielo in una serata limpida e priva del bagliore della città ci accorgeremo della grande immensità e della ricchezza di oggetti celesti che popolano l'Universo.
Se ci rechiamo in alta montagna, o in aperta campagna si potrà fare un osservazione del cielo nella sua completezza e profondità, senza interferenze luminose, e ci si potrà rendere conto di ciò che perdiamo nei cieli cittadini.
Se la serata è senza Luna, che altrimenti rappresenta un disturbo luminoso non indifferente, si potrà osservare subito una fascia lattiginosa indistinta che attraversa tutto il cielo e costellata di stelle di varia luminosità. Alcune di queste le vedremo più brillanti e dalla luce più stabile, sono i pianeti. Le stelle si distinguono dai pianeti proprio per la loro luce che appare più debole e tremolante, ciò è dovuto al fatto che essa è puntiforme ed attraversando l'atmosfera terrestre, che è in continuo movimento, subisce le sue perturbazioni.
La fascia luminosa che vediamo è
Iniziamo il nostro viaggio nella conoscenza dell'Universo. A questo scopo dividiamo la materia in argomenti specifici, sviluppando il nostro discorso come un viaggio nelle profondità dello spazio.
L'osservazione del cielo
1. Le costellazioni.
Di origine molto antica, sono raggruppamenti convenzionali di stelle riunite a formare figure di eroi mitici o di fantastici esseri od oggetti.
Osservando infatti una serie di puntini disposti a caso l’occhio tende a riunirli a gruppi e ciò rende molto più semplice la loro individuazione in situazioni di osservazione discontinua.
A tal fine, per risolvere il problema rappresentato dal grande numero di stelle che popolano la notte, già gli antichi babilonesi (ma anche altri popoli come gli Egizi, i Cinesi ed i Maya) avevano introdotto l'usanza di individuare in cielo delle figure immaginarie – le costellazioni - che, nella quasi totalità dei casi, hanno presto assunto una valenza ed un significato di tipo religioso o mitologico spesso mantenuto per tradizione sino ad oggi.
Raggruppare mentalmente le stelle più luminose in costellazioni facilita anche la memoria visiva di ampi settori di cielo ed agevola una sua conoscenza sia di tipo "geografico" che di tipo "cronologico", perché è resa possibile l’individuazione precisa di oggetti e fenomeni celesti transitori che in esse avvengono.
Le costellazioni individuano inoltre delle regioni di cielo che occupano posizioni differenti ma prevedibili durante l’anno, assumendo quindi importanza anche dal punto di vista cronologico per la misurazione del tempo, con riflessi immediati sulle attività di tipo economico e sociale.
L'Unione Astronomica Internazionale, nel 1933, ha sancito formalmente il numero (88 nei due emisferi), il nome ed i confini delle costellazioni per i tempi moderni, assegnando ad esse settori del cielo molto diversi tra loro e con differenti sviluppi in Ascensione Retta ed in Declinazione.
Tuttavia nulla vieta di individuare anche raggruppamenti di stelle che potremmo chiamare “asterismi” o costellazioni "di comodo". Alcuni asterismi sono così di uso comune, anche internazionale; è il caso del Triangolo Estivo: un largo triangolo di stelle (Altair, Vega e Deneb) tra le più brillanti del cielo ed appartenenti a tre costellazioni convenzionali diverse (rispettivamente L'Aquila, La Lira ed Il Cigno).
Per molte costellazioni, come il Sagittario, Cassiopeia o Pegaso, la disposizione delle stelle non richiama immediatamente alcun oggetto familiare: è bene in tal caso “ridisegnare” a nostro uso personale la costellazione per agevolarne la nostra memorizzazione; gli americani, ad es., ridisegnano il Sagittario con la figura di una teiera (e nei dintorni riconoscono anche il cucchiaino e la tazza...), anche se la costellazione della Teiera ufficialmente non esiste. Analogamente, tutti riconoscono la regina Cassiopeia come una larga "W" circumpolare o il cavallo alato Pegaso per la forma di un grande quadrato.
Di particolare rilevanza sono le tredici costellazioni zodiacali (vedi Documento Elementi di Geografia Astronomica), quelle cioè che vengono attraversate dal Sole nel suo percorso annuo in cielo (eclittica), e nelle quali si colloca anche il percorso apparente di tutti i pianeti solari, interni ed esterni.
Nella costellazione dei Pesci si colloca il Punto Gamma o Punto di Ariete, corrispondente al nodo ascendente dell’eclittica, cioè all’intersezione di primavera tra questa e l’equatore celeste.
Le costellazioni zodiacali vere e proprie differiscono dagli omonimi “Segni zodiacali” cui fanno riferimento gli astrologi. I Segni hanno infatti tutti uguale ampiezza temporale (1 mese), sono in numero di dodici (manca l’Ofiuco, che è invece di fatto attraversato dal Sole ) e fanno riferimento ad un punto origine (il Punto Gamma) collocato nella costellazione dell’Ariete (da cui la denominazione di Punto d’Ariete) anziché nei Pesci.
Pur se rappresentano un metodo empirico e grossolano di orientarsi in cielo, ancora oggi gli astrofili, e talora anche gli astronomi, utilizzano molto spesso le costellazioni per fornire una indicazione intuitiva anche se approssimativa di settori specifici del cielo e di oggetti in essi contenuti.
I nomi delle costellazioni sono spesso indicate in latino per ragioni storiche; lo sono sempre quando si ricorre ad abbreviazioni o nei nomi di stelle.
1) Magnitudini (grandezze) visuali ed assolute
Già l’osservazione visuale degli antichi aveva condotto alla suddivisione empirica delle stelle in sei classi di "grandezza", dalle più luminose (stelle di prima grandezza) alle più deboli (stelle di sesta grandezza).
Da ciò è derivata la modernascala delle magnitudini (o grandezze) visuali, che si riferisce alla sensazione luminosa ricevuta dall’occhio umano; rispetto al metodo degli antichi, la sola differenza è data dal fatto che il rapporto fra una magnitudine e l'altra è stato fissato con precisione: 1 magnitudine di differenza = luminosità maggiore / minore di 2.5 volte .
Due magnitudini di differenza tra stelle corrispondono quindi ad una differenza di luminosità pari a 2.5 * 2.5 = 6.25, mentre cinque magnitudini equivalgono ad una differenza di luminosità di 100 volte.
Poiché una stella di magnitudine 1 è più luminosa di una di magnitudine 3 e questa di una altra stella di magnitudine 5, man mano che ci si avvicina a magnitudine 0 la luminosità aumenta. Per oggetti di luminosità superiore a quelli di magnitudine 0 (zero), oggi si utilizzano numeri di magnitudine minori di 0.
La stella più luminosa del cielo, Sirio, ha su questa scala una magnitudine negativa: -1,46; Venere, al suo massimo, ha una magnitudine di -4,5; la Luna piena -12,7, il Sole -26,8.
In ottime condizioni ambientali, l’occhio umano percepisce le stelle sino alla magnitudine visuale di 6 – 6.5. Si tratta tuttavia di magnitudini e luminosità apparenti, che non tengono conto della reale distanza dell’oggetto luminoso né delle caratteristiche della sua emissione. L’occhio umano non è infatti in grado di percepire emissioni al difuori della gamma della luce visibile.
Per scopi scientifici si fa invece riferimento alle magnitudini assolute visuali, corrispondenti a quella magnitudine visuale che la stella avrebbe se fosse posta alla distanza standard di 10 parsec, cioè 32, 6 Anni Luce (il Sole, a tale distanza, apparirebbe come una debole stellina di 4^ grandezza), od alle magnitudini assolute bolometriche, riferite alla totalità delle emissioni e.m., in tutta la gamma spettrale (anche quindi all’esterno della gamma visibile).
Le 20 stelle più luminose
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Nome della stella
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Designazione
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Magnitudine Apparente
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AR (h min, sec)
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Decl. (in ° ‘ “)
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Sirio a Canis maj. -1,43 06:43:50 -16:40:25
Canopo a Carinae -0,73 06:23:17 -50:40:44
Toliman a Centauri -0,27 14:37:33 -60:42:46
Arturo a Bootis -0,06 14:14:17 +19:20:16
Vega a Lyrae +0,04 18:35:55 +38:45:17
Capella a Aurigae +0,09 04:13:28 +45:58:10
Rigel b Orionis +0,15 05:13:06 -08:14:06
Procione a Canis min. +0,37 07:37:44 +05:18:11
Achernar a Eridani +0,58 01:36:36 -57:23:20
Beltegeuze a Orionis +0,4 05:53:33 +07:24:10
Hadar b Centauri +0,66 14:01:41 -60:13:45
Altair a Aquilae +0,8 19:49:19 +08:47:16
Aldebaran a Tauri +0,85 04:34:12 +16:27:01
Acrux a Crucis +0,87 12:24:55 -62:55:59
Antares a Scorpii +0,98 16:27:34 -26:22:01
Spica a Virginis +1,00 13:23:37 -11:00:19
Fomalhaut a Piscis aust. +1,16 22:55:60 -29:46:54
Polluce b Geminorum +1,16 07:43:29 +28:06:00
Deneb a Cygni +1,26 20:40:24 +45:10:21
-- b Crucis +1,31 12:45:57 -59:31:30
2) I nomi delle stelle
Già dai tempi più antichi le stelle più luminose erano identificate da propri nomi; i nomi che utilizziamo ancora oggi sono stati assegnati nel medioevo e sono quasi tutti di origine araba, anche se molti di essi affondano le loro origini in epoche ancor più remote.
Nel XVII secolo l’astronomo Hevelius iniziò ad indicare le stelle di ciascuna costellazione designandole con una lettera progressiva dell’alfabeto greco, dalle stelle più brillanti a quelle meno luminose.
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Alfabeto Greco
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a
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alfa
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h
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eta
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u
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nu
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t
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tao
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b
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beta
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q
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theta
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x
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xi
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u
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ipsilon
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g
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gamma
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i
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iota
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o
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omicron
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f
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fi
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d
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delta
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k
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kappa
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p
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pi
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c
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chi
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e
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epsilon
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l
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lambda
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r
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ro
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y
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psi
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z
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Zeta
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m
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mu
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s
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sigma
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w
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omega
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Poiché le limitate lettere dell’alfabeto greco non erano sufficienti per le stelle visibili in alcune costellazioni, Flamsteed impose alle stelle di ciascuna costellazione un numero progressivo. Oggi le stelle sono identificate dalle loro coordinate celesti, ed eventualmente da sigle o numeri di cataloghi, come ad esempio il SAO (Stellar Atlas Objects).
Comunque, sia nel mondo degli astrofili che nelle riviste specializzate, sono onnipresenti le antiche denominazioni e le sigle greche.
Dire “a Scorpius” o “Antares” ha tutto un altro sapore che “SAO 184415”!
3) Carte Stellari
Sono atlanti della volta celeste che riportano posizione e tipo di oggetti celesti; hanno caratteristiche (e costi) diversi secondo l’utilizzo e dell’accuratezza di rappresentazione.
Quelli seguenti sono soltanto alcuni di quelli oggi presenti sul mercato, su supporto cartaceo. Non si trattano quelli – pur di estremo interesse - compresi in vari software commerciali.
Ø Bright Star Atlas 2000; è un atlante in 10 mappe, dove sono rappresentate 9.096 stelle sino alla magnitudine 6,5 ed una selezione di 600 oggetti di profondo cielo, fra i più “facili”. E’ economico ed adatto a chi inizia, per familiarizzare con le costellazioni.
Ø Sky Atlas 2000; è un atlante in 26 carte, contenente 43.000 stelle sino alla magn. 8 e 2.500 oggetti di profondo cielo. Sono segnati i confini delle costellazioni ma non le linee di queste. E’ adatto ad astrofili che già hanno una certa familiarità con la volta celeste.
Ø Uranometria 2000; è un bellissimo atlante diviso in 2 volumi (emisfero nord ed emisfero sud). Ogni volume contiene 259 mappe e vi sono rappresentate 332.000 stelle sino alla magnitudine 9,5 e 10,300 oggetti non stellari. E’ un atlante adatto ad astrofili evoluti poiché diventa utile soltanto per posizionamenti precisi, una volta che il telescopio è già stato posizionato vicino alla zona prescelta.
Ø Millenium Star Atlas: è il nuovissimo e costosissimo atlante, basato sui dati della sonda Hipparcos, contenente più di 1.058.000 stelle sino alla mag.11, 9.000 stelle variabili, 22.000 stelle doppie o multiple e più di 10.000 oggetti non stellari, rappresentati spesso da disegni in scala. Quest’opera monumentale – e costosa - è in 3 volumi da 516 mappe ciascuno e può considersi più un pezzo da collezione che un atlante da usare sul campo.
4) Cataloghi di oggetti non stellari
Ø Catalogo Messier: contiene 110 fra i più begli oggetti non stellari del cielo catalogati dall’astronomo Charles Messier nel XVIII secolo. E’ riportato al termine dei Capitoli relativi a Ammassi, Nebulose e Galassie.
Ø New General Catalogue (NGC). E’ un catalogo compilato alla fine del XIX secolo, molto utilizzato ancor oggi. Contiene circa 9000 oggetti non stellari..
Ø Index Catalogue (IC) E’ una estensione del NGC contenente circa 5300 oggetti.
Oltre ai precedenti, esistono moltissimi altri cataloghi come L’UGC, L’RC3, il PGC, il PK, l’MRK e l’ESO, meno utilizzati dagli astrofili.
5) Effemeridi
L’osservazione di un oggetto dotato di un moto proprio sulla volta celeste richiede, per poterlo rintracciare, una tabella che ne riporti le posizioni riferite ad una serie di date precise.
Il termine “effemeridi” significa infatti “giorno per giorno”, ed indica tavole astronomiche pubblicate annualmente che forniscono, per intervalli fissi di tempo, elementi caratteristici della posizione di Sole, Luna e pianeti.
Le tavole più complete forniscono anche altri dati utili come la distanza dal sole “r” quella dalla terra “d”, la distanza angolare dal sole “elongazione” e la fase (cioè la frazione di disco illuminata visibile dalla Terra).
METODOLOGIE E STRUMENTI DI OSSERVAZIONE
La TV, i libri e le riviste specializzate forniscono immagini degli oggetti astronomici indubbiamente spettacolari ed affascinanti, che però ingenerano in chi intende avvicinarsi alla pratica dell’osservazione astronomica una certa conseguente “aspettativa”, troppo spesso destinata a rimanere delusa.
Tali immagini, infatti, quasi sempre non corrispondono a quanto si può effettivamente osservare "dal vivo” nell'osservazione strumentale, per quanto grande sia lo strumento disponibile : infatti solo il sole, la luna e le stelle hanno una luminosità intensa e risultano in ogni caso facilmente visibili ed osservabili; tutti gli altri oggetti celesti (ammassi, nebulose, galassie etc.) sono piccoli, distanti e debolissimi.
Tuttavia ciò non preclude all’astrofilo la possibilità di "fare astronomia" osservativa in maniera talora esaltante e persino utile anche alla “grande astronomia” professionale.
Sia però chiaro che, più di una ricca strumentazione, è una certa "educazione all'osservazione astronomica" che può dare risultati : è come dire che un ciclista che vuole vincere deve pedalare, e non basta che abbia una bicicletta all'ultimo grido.
Per ottenere da una sessione osservativa i migliori risultati bisogna allora considerare una serie di fattori, di problemi ed ostacoli sia di natura tecnica che ambientale :
1. Le condizioni meteorologiche
2. La scelta del sito osservativo
3. L'inquinamento luminoso
4. La presenza della Luna
5. L'adattamento al buio
6. L'orientamento ed il riconoscimento delle costellazioni
7. La scelta ed il corretto impiego della strumentazione
8. Le tecniche osservative.
1. Le condizioni meteorologiche
Anche se a livello dilettantistico il più delle volte “ci si accontenta” del cielo disponibile, le osservazioni visuali dovrebbero aver luogo sotto cieli limpidi, senza nuvole o foschia; le serate adatte si presentano, poco dopo il tramonto e prima del crepuscolo, con un cielo tipicamente blu scuro intenso che nella maggior parte dei casi è accompagnato dal rosso spettacolare del tramonto.
Il cielo non dovrebbe cioè avere quel colore azzurro slavato che di norma presenta nelle nostre zone e che è sinonimo di umidità atmosferica e di polveri in sospensione.
Nella pianura Padana, ed in particolare nel Veronese, condizioni perfette di trasparenza si presentano non più di una decina di volte all'anno. Anche in tale situazione, tuttavia, molto spesso risulta impossibile utilizzare ingrandimenti medio – alti stante la presenza di turbolenza residua dell’aria, che penalizza soprattutto le osservazioni lunari e planetarie.
Le condizioni di bel tempo stabile, tipiche soprattutto dell’inverno e delle fasi centrali dell’estate, anche se caratterizzate da minore trasparenza dell’aria, potrebbero invece risultare di minore turbolenza e quindi più favorevoli delle precedenti.
2. La scelta del sito osservativo
Per l'osservazione astronomica è bene ricercare un luogo elevato, sgombro da ostacoli alla visione di ampi settori della volta celeste e lungo l'orizzonte.
Con la quota infatti si evitano generalmente le luci del fondovalle o della pianura; il cielo è migliore, l'aria è generalmente più secca e limpida, e sopra di noi c’èmeno atmosfera.
In pratica, per le nostre zone, potremo sperare in una buona sessione osservativa con cieli accettabili solo se ci spingiamo in montagna, o per lo meno in collina, oltre i 600 m di quota : avremo più probabilità di trovare un luogo scuro, lontano dalle luci e dai disturbi, senz'altro meno umido ed inquinato della pianura, e soprattutto avremo 600 metri d'aria in meno sulla testa. Si potranno quindi osservare con molta più facilità oggetti cosmici evanescenti, guadagnando in "magnitudine limite”.
3. L'inquinamento luminoso
Costituisce ormai il principale nemico dell'astronomia anche amatoriale, ed è' un problema di difficile soluzione perché coinvolge problematiche di tipo sociale.
E’ provocato dall'illuminazione artificiale di strade, stadi, discoteche, illuminazione "familiare" di corti e giardini, illuminazione di monumenti ecc., ed in particolare dalla componente “gialla” della luce stessa, che – diffusa dalla polvere e dall’umidità in sospensione nell’aria - genera i ben noti aloni luminosi che sovrastano le nostre città. Protraendosi ben oltre il limite apparente dell’alone, l’inquinamento luminoso dà luogo ad una tenue luminosità diffusa del fondo cielo che offusca, o meglio soffoca, la luce proveniente dalle stelle e dagli altri deboli oggetti celesti.
Nei secoli scorsi le condizioni di inquinamento luminoso erano ben diverse : i grandi osservatori astronomici sorgevano all'interno stesso delle città, come a Padova, Milano (Brera), Roma (M. Mario), Londra (Greenwich), Parigi etc.
Oggi invece, da un centro abitato dotato di una diffusa illuminazione pubblica, anche in presenza di ottime condizioni meteorologiche si può sperare di osservare in tutto il cielo al massimo qualche decina di stelle: ciò significa che la magnitudine stellare “limite” in città è di circa 2.
In luoghi riparati dalla luce diretta si può sperare di intravedere stelle di magnitudine 3, ed il numero di stelle visibili sale a circa 100. La fascia indistinta della Via Lattea è visibile solo se la magnitudine stellare limite del cielo è di 4.5, quindi al di fuori della città.
In teoria l'occhio umano è capace di raggiungere in media la mag. visuale 6 (può cioè vedere circa 6000 stelle), ma essa è raggiungibile solo in luoghi lontani dai centri cittadini e dal loro inquinamento luminoso, sempre sotto buone condizioni atmosferiche. In alcuni casi particolari ed in alta montagna si può però sperare di raggiungere la mag. limite 7 (da noi succede in media una volta ogni lustro...).
In conclusione, per poter sperare in un cielo che offra una magnitudine limite almeno pari a 6, non è sufficiente evitare le cosiddette luci parassite (cioè quelle che raggiungono direttamente il nostro occhio, con qualsiasi angolazione), ma occorre anche allontanarsi dagli aloni luminosi dei centri abitati, particolarmente se posti in direzione sud (ove è massimo l’addensamento di oggetti celesti di interesse osservativo).
Un valido aiuto nell’osservazione di oggetti nebulari deboli potrà infine venire dall’impiego di specifici (e costosi) filtri che eliminano gran parte della luce diffusa parassita.
4. La presenza della Luna
A causa della sua intensa luminosità, la Luna, a meno di non essere essa stessa oggetto di studio, è motivo di forte disturbo per l'attività osservativa, che può diventare praticamente impossibile attorno alla fase di Luna Piena.
Ciò è però vero per l'osservazione o la ripresa fotografica di oggetti di "profondo cielo" (nebulose, galassie ed ammassi deboli) che sappiamo fortemente disturbati da qualsiasi fattore di tipo atmosferico o luminoso. Molto meno influenzata è invece l’osservazione di pianeti e di stelle doppie o variabili.
Invece, la presenza di una falce di Luna attorno al Primo od Ultimo Quarto non costituisce generalmente un grosso disturbo, sia perché l'intensità luminosa è ridotta sia perché solitamente le fasi precoci o tardive della lunazione hanno la caratteristica di tramontare presto di sera o sorgere molto tardi di notte (o la mattina presto), salvaguardando quindi buona parte delle ore buie notturne.
5. L'adattamento al buio
L’occhio, che è il nostro "sensore" per l'osservazione degli oggetti celesti, non si adegua istantaneamente alle condizioni di oscurità. Perché possa ricevere al massimo la debole luce proveniente dagli oggetti celesti, la pupilla deve dilatarsi per bene (sino a 6 - 8 mm) e nessuna fonte luminosa deve colpire la nostra retina per almeno 10 -15 minuti (tempo in cui viene raggiunto l'80% dell’adattamento al buio).
L’adattamento è completo dopo circa mezz'ora nell'oscurità: la pupilla risulta dilatata al massimo e la retina è ricoperta dal fotopigmento detto porpora retinica, sensibile anche a bassi livelli di luminosità.
Anche in totale assenza di inquinamento luminoso, la volta celeste possiede una luminosità di fondo dovuta alla diffusione da parte dell'atmosfera della luce proveniente dalle stelle, che si manifesta con una certa lattescenza del fondo valutabile attorno alle magnitudini 18 - 19 per piccole aree. Pertanto, con occhi adattati alla debole luminosità ambientale riusciamo di solito a distinguere sufficientemente bene quanto ci sta vicino e ad armeggiare senza difficoltà attorno agli strumenti di osservazione, evitando le fonti superflue di luce.
Per consultare atlanti stellari, cataloghi e cartine serve naturalmente una luce più intensa di quella offerta dall'ambiente : per limitare il danno all'adattamento dell'occhio al buio, è buona regola l'impiego di fonti di luce rossa non troppo intensa (il rosso cade in un settore dello spettro in cui l'occhio è poco sensibile), talora ottenute da normali torce mascherate da un doppio strato di plastica o lacca rossa trasparente (che però non assicurano una luce rossa puramente monocromatica) o di dispositivi che hanno come fonte di luce un LED rosso che fornisce una luce regolabile in intensità.
L'unico inconveniente di queste fonti monocromatiche rosse è dato dal fatto che non consentire una buona percezione delle sfumature di colore; la visione risulta "piatta" e “grigia”.
6. L'orientamento ed il riconoscimento delle costellazioni
Ogni sessione osservativa dovrebbe iniziare con l’individuazione dei punti cardinali lungo l'orizzonte del luogo, per orientarsi sulla disposizione della volta celeste, riconoscere i settori di cielo dove gli astri sorgono, tramontano, o culminano e come tutto ciò evolverà durante la nottata.
L’individuazione delle costellazioni alte nel cielo agevola la ricerca successiva di specifici oggetti da osservare.
7. La scelta ed il corretto impiego della strumentazione
Un errore comune tra i principianti, è quello di tendere ad attrezzarsi con la strumentazione più grande, costosa, o tecnologicamente avanzata che possono permettersi. Ma spesso, dopo le prime osservazioni, spesso deludenti se non sono state osservate le regole sin qui esposte, l'entusiasmo iniziale per l'astronomia decade e nasce l’errata convinzione che la materia sia troppo complicata o che per praticarla con un certo profitto sia necessario disporre di strumentazioni al di fuori delle possibilità.
Invece, la resa dello strumento aumenta quando se ne conoscono bene caratteristiche e prestazioni, e si ottiene maggior profitto se si è saputo scegliere lo strumento e gli accessori in funzione del tipo di osservazione che ci interessa.
Non è necessario iniziare con un telescopio. Vi sono campi di studio adatti a qualsiasi strumento: l'osservazione di meteore, ad esempio, va fatta quasi esclusivamente ad occhio nudo.
Anche un semplice binocolo si rivela particolarmente adatto per le comete e per l'osservazione della Via Lattea e dei suoi ammassi e nebulose, essendo queste talvolta molto vaste e poco luminose: è quindi lo strumento ideale per iniziare a conoscere il cielo, senza essere impegnativo come un telescopio.
Per quanto riguarda gli strumenti astronomici veri e propri, gli elementi qualificanti sono il diametro, il rapporto focale e lo schema ottico.
Verranno analizzati più avanti; è però opportuno anticipare che :
· a parità di altre condizioni, quanto più il telescopio è di grosso diametro (e quindi quanta più luce raccoglie), tanto più fornirà immagini luminose e dettagliate. Ma spesso con le dimensioni aumenta di pari passo anche la complicazione relativa all'uso, oltre che il peso;
· il rapporto focale di uno strumento è in ogni caso indice della sua "luminosità , e corrisponde al concetto di "diaframma" (f/) che si usa in fotografia : quanto più è piccolo il valore del rapporto focale tanto più è luminoso il telescopio;
· contrariamente a quanto comunemente si crede, in astronomia non si usano spesso ingrandimenti spinti. L’ingrandimento massimo teorico non è quindi un parametromolto importante nella scelta del telescopio.
Con riguardo all’impiego prevalente che se ne intende fare, i telescopi rifrattori, cioè con obiettivo a lenti, sono solitamente adatti all'osservazione planetaria e lunare date le loro caratteristiche costruttive (notevole lunghezza focale in rapporto al diametro e struttura chiusa) e la particolare nitidezza di immagini che sono in grado di offrire.
I riflettori, cioé i telescopi che hanno specchi come obbiettivo, e gli strumenti catadiottrici (che impiegano sia specchi che lenti) sono più versatili e, in quanto generalmente più luminosi, più adatti all'osservazione degli oggetti del profondo cielo (galassie, nebulose, ammassi deboli). Tuttavia, per le particolari configurazioni costruttive (basso rapporto focale, struttura talora aperta) forniscono a parità di diametro immagini spesso meno dettagliate anche se più luminose.
8. Le tecniche osservative
Durante l'osservazione astronomica è buona regola non limitarsi a dare uno sguardo fugace all'oggetto che stiamo osservando, ma persistere nell’osservazione.
Bisogna dare il tempo al nostro occhio di cogliere il massimo delle informazioni che ci fornisce la strumentazione a disposizione, ed al nostro cervello di elaborare un'immagine coerente ed organica.
Nell’osservazione di oggetti particolarmente deboli, è utile la tecnica di osservazione detta a "visione distolta". Consiste nel non guardare direttamente l'oggetto (la cui luce in tal caso cadrebbe nei pressi della “fovea centralis” della retina, impegnando le cellule dette “coni” che forniscono un'immagine molto dettagliata ed a colori ma sono relativamente poco sensibili alla luce), ma distogliere invece leggermente l'occhio e guardare un po’ a lato dell’oggetto pur mantenendo l'attenzione su di esso (si impegnano così le cellule della retina dette “ bastoncelli” che sono circa 3 volte più sensibili alla luce debole rispetto ai coni).
Si tratta cioè di guardare quasi con la coda dell'occhio. Non si avrà un'immagine distinta subito, a ciò penserà il nostro cervello. Con un po' di pratica i risultati saranno sorprendenti.
Se invece il nostro interesse si rivolge all'osservazione planetaria la luce non manca : l'osservazione può avvenire comodamente per "visione diretta", impegnando i “coni” che consentono maggiore acuità.
Ma anche in tale caso bisogna trattenersi quanto più tempo possibile all'oculare del telescopio per cogliere i minuti dettagli che solo una sistematica e prolungata osservazione dell’immagine può dare : alcuni osservatori planetari rimangono anche più di un'ora incollati al telescopio puntato sullo stesso soggetto. Il cervello svolge lo stesso processori elaborazione già descritto, ma in questo caso si dedicherà a distinguere e coordinare tutte le minime variazioni e strutture visibili sul pianeta.
Nell’osservazione planetaria, se si dispone di una certa capacità artistica, sarà molto utile riprodurre in un disegno l'immagine che si forma nella mente. Questa tecnica, molto usata a livello amatoriale, in molti casi si dimostra sorprendentemente superiore persino alla ripresa fotografica, a parità di strumentazione usata. Un disegno ben eseguito rivela spesso informazioni dettagliate ed oggettivamente corrette che sarebbero raggiungibili fotograficamente solo usando strumentazioni nettamente superiori.
TIPOLOGIA DEI TELESCOPI
Nessuno sa con precisione quando sia nato il telescopio: l’unica cosa certa è che un primo strumento avente la particolarità di avvicinare gli oggetti lontani fu inventato per caso in Olanda nel 1609; ma esso però non aveva ancora le caratteristiche di uno strumento per l’uso astronomico, ed era solo una delle tante curiosità.
Galileo Galilei nel 1610 valorizzò lo strumento appena inventato costruendo da sé il primo cannocchiale astronomico sulla base di poche informazioni relative al primo modello olandese.
Il termine “cannocchiale” deriva dall'unione delle parole cannone ed occhiale, e venne coniato dallo stesso Galileo. Con esso l’astronomo fiorentino scoprì nel 1609 i quattro satelliti di Giove chiamati “Medicei” (in onore della famiglia Medici che governava Firenze in quegli anni) e svolse le prime osservazioni dei crateri della Luna, delle macchie solari, delle fasi del pianeta Venere etc., proiettando l’astronomia in una nuova dimensione: la sperimentazione tramite l’osservazione visuale.
Gli strumenti dell’epoca erano tuttavia grossolani : avevano pochi ingrandimenti (quello di Galileo ne aveva solo quattro), e presentavano una forte aberrazione cromatica (l’oggetto osservato si mostrava variamente colorato, con un lembo rosso ed uno blu).
1. I Rifrattori
I “cannocchiali” con obiettivo a lenti, o rifrattori, sono caratterizzati dal fatto che la luce attraversa il vetro degli obiettivi, e ne viene rifratta in maniera diversa a seconda della lunghezza d’onda.
La “dispersione cromatica” (= colorazione parassita delle immagini) che ne nascerebbe viene oggi corretta dall’impiego di più lenti, con superfici a curvatura diversa e fatte con vetri di indice di rifrazione differenti.
Realizzare l’obiettivo di un rifrattore comporta la lavorazione di quattro (o più) superfici ottiche; il relativo costo, unitamente allo spessore e peso del vetro necessario ed alla notevole lunghezza focale, pone un limite pratico alle dimensioni dei rifrattori. Il rifrattore più grande mai realizzato è quello di Yerkes (Chicago), costruito nel 1897 con 107 cm di diametro, ancora esistente e funzionante.
2. I Riflettori
Con questo termine si intendono invece i “telescopi a specchio”, in cui la luce è raccolta da uno specchio (solitamente parabolico o sferico) e rinviata all’oculare attraverso uno o più specchi piani o curvi. Le caratteristiche degli specchi nel loro complesso determinano la configurazione ottica dello strumento. Il “corpo” del riflettore può essere aperto o chiuso (se è presente anche una “lastra correttrice” all’estremità superiore del tubo ottico). La configurazione a specchi consente un “accorciamento” del corpo rispetto ad un cannocchiale equivalente.
Il telescopio riflettore iniziò il suo sviluppo da un progetto di Newton intorno al 1650 ; il primo prototipo aveva un diametro di 37 mm e 16 cm di focale; la visione era pessima ma si era aperta una nuova strada che avrebbe portato alla costruzione di specchi sempre più grandi, con una spesa inferiore rispetto a quella relativa alla costruzione di rifrattori della stessa apertura (il numero di superfici ottiche da lavorare è minore).
I telescopi a specchio presentano oggi una varietà di diversi schemi ottici (Newton, Schmidt-Cassegrain, Maksutov-Cassegrain, Ritchey-Chretien, etc., vedi oltre), e sono definiti catadiottrici se lo schema stesso comprende anche una o più complesso di lenti .
3. Paragone tra rifrattori e riflettori
A parità di altre caratteristiche (diametro utile, focale, precisione della lavorazione, condizioni osservative), un rifrattore, se paragonato ad un riflettore:
Ø fornirà sempre una immagine più definita, con maggiore contrasto, ed un miglior potere risolutivo effettivo, anche grazie all’isolamento dalle perturbazioni esterne conferito dal tubo ottico “chiuso” ed alla conseguente stabilità del percorso dei raggi luminosi all’interno;
Ø sarà quindi preferibile nell’osservazione di oggetti in cui è importante discriminare tonalità e sfumature di colore, piccoli particolari, etc., come nell’osservazione planetaria;
Ø presenterà per contro un costo sensibilmente maggiore, stante l’esigenza di lavorare un numero superiore di superfici ottiche (due per ciascuna lente costituente l’obiettivo).
Ø risulterà più sensibile ad oscillazioni / vibrazioni indotte nella montatura, stante la lunghezza maggiore del tubo ottico (richiederà quindi montature più costose a parità di peso e lunghezza focale).
Stante l’alto rapporto costo/diametro e le peculiari caratteristiche ottiche dei rifrattori, questi, negli osservatori amatoriali, vengono spesso utilizzati in abbinamento a riflettori di maggiore diametro (talora posti su una stessa montatura, dimensionata per lo strumento maggiore).
Il riflettore, per contro :
Ø è meno soggetto a deformazioni, a parità di diametro. Lo specchio infatti, a differenza della lente che è sostenuta solo lungo la circonferenza esterna, poggia su un supporto (cella) che lo sostiene su tutta la superficie, eliminando in gran parte le deformazioni provocate dal suo stesso peso;
Ø è totalmente esente da aberrazione cromatica (che nei rifrattori è eliminabile solo adottando tecniche sofisticate e costose) poiché riflette anziché rifrangere la luce;
Ø per ottenere ampi campi visuali esenti da deformazioni, richiede lavorazioni particolari che gli conferiscono una curvatura parabolica o iperbolica (e non sferica), ed un insieme di altri accorgimenti che contraddistinguono i vari schemi ottici (vedi oltre);
Ø a differenza dei telescopi a lenti, praticamente esenti da manutenzione, richiede una periodica rialluminatura delle superfici riflettenti;
Ø a causa della presenza dello specchio secondario sul percorso della luce che deve raggiungere lo specchio principale, presenta una “ostruzione” che a volte può arrivare anche al 30% del diametro dello specchio principale, e che provoca uno scadimento nel potere risolvente del telescopio ed una diminuzione del contrasto, con conseguente peggioramento dell’immagine all’oculare.
Il rapporto costo / diametro molto contenuto è tuttavia il vero punto di forza del riflettore, che si è imposto anche in ambito amatoriale proprio per le sue doti di versatilità, potendo essere impiegato più o meno bene in tutti i campi dell’astronomia osservativa.
4. Parametri qualificanti dei telescopi
Un qualunque strumento astronomico è caratterizzato dai seguenti parametri:
Ø diametro utile (solitamente espresso in cm o in pollici),
Ø lunghezza focale (espressa in cm o mm) e rapporto focale (= lunghezza focale / diametro);
Ø schema ottico.
Da queste caratteristiche dipendono :
Ø la capacità di raccolta della luce, che aumenta in ragione del quadrato del diametro utile dell’obiettivo o specchio principale; da essa dipende la capacità di discernere oggetti deboli; è talora espressa come multiplo della luce raccolta dall’occhio umano in visione notturna;
Ø il potere risolutivo teorico, cioè la capacità di fornire immagini separate di elementi luminosi vicinissimi tra di loro; dipende dal diametro utile dell’obiettivo o specchio principale (aumentando linearmente con esso), dalla bontà della lavorazione ottica e da caratteristiche ambientali ed intrinseche dell’oggetto. E’ espresso in frazioni di secondo d’arco (es.: 0.3”);
Ø la magnitudine visuale limite, cioè la “grandezza” delle stelle più deboli rese visibili all’osservazione;
Ø la luminosità degli oggetti “estesi” (nebulose, pianeti etc.), che dipende dalla quantità di luce raccolta, ma anche dal rapporto focale (a parità di diametro, varia con l’inverso del quadrato del rapporto focale).
5. Gli schemi ottici dei riflettori
I telescopi a specchio presentano una varietà di diversi schemi ottici determinati dalla disposizione reciproca e tipo di curvatura (sferica, parabolica, etc) degli specchi principale e secondario, e dalla eventuale presenza e forma di una lastra correttrice e di ulteriori specchi.
Ne esamineremo solo i principali, cioè quelli di possibile interesse amatoriale.
Lo schema ottico condiziona:
Ø la semplicità o complessità delle operazioni di allineamento degli assi ottici (indispensabili per una buona visione);
Ø l’ostruzione, cioè la percentuale di superficie utile sottratta dalla presenza dello specchio secondario; una maggior ostruzione determina minore definizione dell’immagine;
Ø l’ampiezza della superficie utilizzabile sul piano focale per immagini fotografiche prive di sensibili distorsioni;
Ø la sensibilità alla turbolenza causata dai moti convettivi dell’aria all’interno dello strumento, e rapidità di stabilizzazione delle immagini;
Ø la configurazione “aperta” o “chiusa” del tubo ottico, data dalla presenza o meno di una lastra correttrice a chiusura dello stesso, con diversa protezione meccanica delle superfici riflettenti;
Ø la possibilità di variare la lunghezza focale complessiva dello strumento (schemi a doppia configurazione ottica);
Ø la presenza di residui di distorsioni dell’immagine per oggetti posti fuori dall’asse ottico(coma, aberrazione sferica etc.)
a. Schema Newton
E’ oggi caratterizzato da specchio primario parabolico e secondario piano; ha una elevata luminosità (possibilità di basso rapporto focale, anche f/3), costi ridotti (semplicità costruttiva), semplicità di allineamento delle ottiche, rapidità di stabilizzazione della turbolenza interna (configurazione “aperta”) e bassa ostruzione; per contro, risulta ingombrante (lunghezza del tubo ottico) e talora scomodo (l’osservatore deve porsi di lato al tubo ottico); non è pertanto configurazione idoneo per strumenti di medie – grandi dimensioni dovendosi utilizzare scale o altro per l’osservazione in prossimità dello zenith.
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b. Schema Cassegrain Classico (CC)
E’ caratterizzato da specchio primario parabolico e secondario iperbolico; ha una buona od elevata luminosità (possibilità di medio - basso rapporto focale, anche f/8), costi relativamente ridotti, buona semplicità di allineamento delle ottiche, rapidità di stabilizzazione della turbolenza interna (configurazione “aperta”) e ostruzione medio – bassa.
Risulta poco ingombrante (ridottalunghezza del tubo ottico) e comodo (l’osservatore si pone dietro lo strumento, come nei rifrattori).
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c. Schemi Schmidt-Cassegrain (SC) e Maksutov – Cassegrain (CM)
Sono caratterizzati, a differenza dei precedenti, da una struttura “chiusa”, ottenuta con la apposizione di una lastra contrapposta allo specchio primario.
Ø Schmidt – Cassegrain : come nei Cassegrain precedenti, lo specchio primario è parabolico ed il secondario iperbolico; la lastra correttrice, detta di forma “asferica” (cioè di una particolare curvatura non sferica), porta applicato al suo centro lo specchio secondario;
Ø Maksutov – Cassegrain: (indicato come “Maksutov” in figura) lo specchio primario è sferico, cui è contrapposto un “menisco sferico a facce parallele” a chiusura frontale del tubo ottico. Lo specchio secondario è ricavato per alluminatura della superficie interna del menisco sferico ed è quindi sferico anch’esso.
Entrambe le configurazioni hanno una buona od elevata luminosità (possibilità di basso rapporto focale, anche f/6.6), costi relativamente ridotti, sufficiente semplicità di allineamento delle ottiche, minore rapidità di stabilizzazione della turbolenza interna (configurazione “chiusa”) e ostruzione medio - bassa; costituiscono le configurazioni ottiche preferite per strumenti di medie dimensioni.
Per rapporti focali pari a f/8 o superiori, il campo ottico è accettabilmente piano anche nel formato fotografico medio 6X6. Il campo migliora ulteriormente con l’introduzione di un gruppo correttore di campo (come nel diffusissimo telescopio russo MTO 1000, di schema Maksutov/Cassegrain).
d. Schema Ritchey-Chretien (RC)
Ha le stesse caratteristiche dello schema Schmidt-Cassegrain (SC), ma è caratterizzato da una diversa geometria di curvatura degli specchi (entrambi iperbolici). Presenta in genere un fattore di ostruzione maggiore rispetto agli SC, (il secondario è in proporzione più vicino al primario), ma la minore amplificazione di focale prodotta dal secondario (tipicamente, 2.9x contro 5x degli SC) consente un minore rapporto focale complessivo ed un maggiore campo esente da aberrazione sferica e coma.
I RC hanno quindi la grande virtù di essere aplanatici e più luminosi degli SC, consentendo maggiori velocità di ripresa fotografica ed immagini fotografiche perfette fino ai bordi nel piccolo e medio formato fotografico. Rappresentano la scelta d'elezione per la astrofotografia non professionale; tuttavia l’estrema delicatezza delle operazioni di allineamento degli assi ottici ne complica spesso l’installazione e l’impiego.
IL SISTEMA SOLARE
ORIGINE DEI SISTEMI PLANETARI
1. Nascita di una stella
Le stelle hanno origine dalla contrazione di enormi nubi di gas e polveri (nubi molecolari giganti), che si estendono nello spazio interstellare per decine o anche centinaia di anni-luce (un ottimo esempio, ben visibile nel cielo invernale, è la nebulosa di Orione). Per il 99% queste nubi sono composte di idrogeno ed elio, i due elementi più semplici, e solo di una minima percentuale di elementi più pesanti come carbonio, ossigeno, silicio, ferro, ecc. Benché la densità di queste nubi sia bassissima (miliardi di volte inferiore a quella della nostra atmosfera), sono talmente grandi da avere, prese nel loro complesso, una massa enorme.
Una nube di queste dimensioni non può essere del tutto omogenea: ben presto il suo interno si popola di grumi più densi che continuano a contrarsi per conto loro. Nelle zone centrali di questi addensamenti la temperatura comincia ad aumentare, come capita ad ogni gas che venga compresso (secondo lo stesso principio per cui una pompa per biciclette si scalda quando la usiamo). Poiché in genere questi oggetti ruotano attorno al loro nucleo, la forza centrifuga li appiattisce trasformandoli in dischi più o meno sottili che gli astronomi chiamano "Proplyds", cioè dischi protoplanetari. Quasi tutto il materiale che li compone va a finire al centro dove, compresso dalla gravità, si scalda sempre di più. Quando nel nucleo la temperatura raggiunge i 10-15 milioni di gradi i nuclei di idrogeno cominciano a fondersi in nuclei di elio, liberando enormi quantità di energia: è l'atto di nascita di una nuova stella.
2. Formazione iniziale dei pianeti
Mentre la stella si sta formando, il materiale che non è stato inglobato nel nucleo (nel caso del nostro sistema solare, appena l'1 o 2 per mille del totale) continua a girargli attorno su piani orbitali abbastanza paralleli (come abbiamo visto la nube protoplanetaria ha infatti la forma di un disco schiacciato). Si tratta sempre di polveri e gas, in cui la parte del leone la fanno ancora l'idrogeno e l'elio. Tra grani di metallo e silicati, le collisioni sono all'ordine del giorno: se avvengono ad alta velocità, li mandano in pezzi e li allontanano. Ma se invece la velocità reciproca è bassa, viene favorito un processo di aggregazione in cui forze di coesione elettrochimiche sono sufficienti a tenerli "incollati" incorporandoli in un oggetto più grande; in questo modo si formano quindi miliardi di proto-pianeti (o planetesimi) con dimensioni di alcune decine di km ed una gravità non trascurabile che favorisce ulteriormente il processo di aggregazione.
La loro esistenza è tuttavia precaria: possono andare in frantumi per collisione con un altro proto-pianeta, oppure finire inglobati da uno più grande, o essere espulsi dal proprio sistema solare, o ancora modificare in maniera drastica l’inclinazione del proprio asse di rotazione (che in genere tende a disporsi in modo perpendicolare al piano dell’orbita) in conseguenza di un violento urto laterale (vedi successivamente).
In pratica, i pianeti che restano sono il prodotto di una selezione naturale spietata che ha privilegiato i più grossi e quelli posti su orbite più stabili, ed i crateri che sconvolgono le superfici di quasi tutti i pianeti e satelliti del nostro sistema solare testimoniano in modo eloquente un passato duro e violento.
3. Pianeti di tipo terrestre e di tipo gioviano
La formazione di un pianeta avviene in tempi rapidissimi, dell'ordine di pochi milioni di anni.
Se il proto-pianeta si è formato vicino alla stella, lo costituiscono soprattutto elementi pesanti, come rocce e metalli che naturalmente tendevano a cadere nelle regioni interne della nebulosa proto-planetaria. Inoltre la giovane stella emette potenti venti stellari, la cui pressione spinge verso l'esterno gli elementi più leggeri svuotando le sue immediate vicinanze da gas come l'idrogeno e l'elio.
Il calore, poi, fornisce energia ai gas che tendono a fuggire nello spazio rendendo difficile per un pianeta trattenere un'atmosfera. Anche nel caso ci riesca, questa sarà sottile (100-200 km) e composta di gas pesanti come l'azoto e l'anidride carbonica.
Procedendo verso l'esterno del sistema planetario, vedremo aumentare la percentuale di roccia rispetto ai metalli e con il freddo fa la sua comparsa il ghiaccio d'acqua, che nelle regioni esterne è molto abbondante. I pianeti che si formano in queste regioni possono accumularne notevoli quantità, diventando parecchie volte più grandi di quelli che hanno origini vicino alla stella; qui inoltre siamo più lontani dai venti stellari e ci sono ancora grandi quantità di idrogeno ed elio disponibili. A questo punto la loro stessa gravità rende i pianeti in grado di risucchiare questi gas (agevolati dalle basse temperature che li aiutano a trattenerli) e raggiungere dimensioni enormi. Esistono quindi pianeti terrestri (fatti di roccia e metallo come la nostra Terra) e pianeti gioviani che, come Giove, sono composti soprattutto di idrogeno ed elio e si formano a non meno di 4 Unità Astronomiche dalla stella : sfere di gas decine o centinaia di volte più massicce della Terra, con solo un piccolo nucleo solido fatto più o meno come i pianeti terrestri.
In pratica la loro composizione chimica e la loro densità sono molto simili a quelle di una stella, con la differenza di una massa molto inferiore che non permette loro di raggiungere al centro la temperatura e la pressione necessarie ad "accendersi" (la massa di Giove è pur sempre solo 1/1000 di quella del Sole). Date le dimensioni, attorno questi pianeti si formano dei veri sistemi solari in miniatura, con molti satelliti di ogni tipo e grandezza. Per un pianeta terrestre, invece, possedere satelliti è un evento abbastanza occasionale e dipende probabilmente da circostanze fortuite.
4. Altri sistemi planetari
Finora abbiamo parlato a grandi linee della formazione e della costituzione di un sistema planetario, utilizzando concetti generali validi per tutti i casi. I pianeti scoperti finora al di fuori del sistema solare sono già una settantina, ma nessuno in realtà ne ha mai "visto" uno: se ne è semplicemente dedotta l'esistenza da certi effetti che producono sulla loro stella, con una tecnica che privilegia i più grossi e quelli posti su orbite più strette, con massa pari o superiore a quella di Giove ( vedasi anche il Capitolo “Pianeti extrasolari”).
Una percentuale notevole occupa regioni molto vicine alla loro stella, dove in teoria un pianeta di questo tipo non dovrebbe potersi formare, ma gli astronomi ritengono che in realtà siano nati altrove, finendo poi in orbite diverse da quella originaria. Altri sono probabilmente solo stelle fallite, nati non per accumulo progressivo di materia ma per il distacco di una parte della nube protoplanetaria che si è poi contratta per suo conto, senza avere però massa sufficiente per "accendersi" (la massa critica è pari a circa 80 volte quella di Giove). Questi oggetti vengono chiamati nane brune. Se però vogliamo descrivere più in dettaglio gli oggetti che compongono un sistema planetario e le forze che li hanno plasmati, dobbiamo per forza fare riferimento al nostro sistema solare, l'unico che conosciamo bene. Nei capitoli seguenti pianeti, comete ed asteroidi verranno esaminati non uno per uno ma cercando sempre di immergerli in un contesto più ampio, confrontandoli tra di loro e tenendo bene a mente che nessun corpo del sistema solare fa storia a sé, ma interagisce in modo complesso e spesso violento con gli altri che popolano il sistema di cui fa parte. Questo vale anche per la nostra Terra, che non a caso abbiamo scelto di trattare come un qualsiasi altro pianeta, e per l'origine e lo sviluppo della vita, pesantemente condizionata da tutto ciò che avviene al di fuori della nostra piccola oasi (e forse i dinosauri ne hanno saputo qualcosa!).
I PIANETI DI TIPO TERRESTRE
1. Una visione d’insieme
Il sistema solare interno ha visto la formazione di 5 pianeti di tipo terrestre (vedi sopra): Mercurio, Venere, la Terra, Marte più la Luna che, per le sue notevoli dimensioni, possiamo considerare un pianeta (vedi oltre).
Come previsto dalle teorie che abbiamo precedentemente esposto, la composizione chimica di questi oggetti varia con la loro distanza dal Sole: Mercurio, il più vicino, a 0,4 U.A., presenta una grande abbondanza di metalli, che hanno dato origine ad un nucleo ferroso con un diametro pari al 70-80% di quello totale del pianeta (4880 km) il tutto ricoperto da un mantello di rocce; la sua densità media di 5,4 g/cm3 è quindi tra le più elevate nel sistema solare. Venere, a 0,8 U.A. dal Sole, è sotto molti aspetti un pianeta gemello della Terra, con una massa solo leggermente inferiore, l’81%, ha una densità media di 5,25 g/cm. cubo. Marte, ultimo tra i pianeti terrestri, a 1,5 U.A. dal Sole, con un diametro di 6.687 Km. scende ad una densità 3,9 g/cm3.
In realtà la densità di un pianeta è condizionata anche da altri fattori oltre la composizione chimica, soprattutto l’autocompressione generata dalla gravità. Si spiega così il fatto che la Terra abbia una densità un po’ superiore a quella di Mercurio, 5.5 g/cm3 per il nostro pianeta, nonostante la composizione meno ricca di elementi pesanti.
La Terra essendo più massiccia risente in misura maggiore di questo fenomeno, poco importante su Mercurio; senza di esso la densità del nostro pianeta non supererebbe i 4 g/cm cubo. La densità della Luna invece raggiunge solo i 3,34 g/cm3, ben al di sotto di quanto previsto per un pianeta della sua massa con una composizione simile a quella degli altri pianeti nati nella stessa regione del sistema solare.
Probabilmente l'origine della Luna fu accidentale. Nelle fasi finali del suo accrescimento la Terra venne colpita di striscio da un piccolo pianeta in formazione; per il modo in cui si svolse, l'urto non distrusse la Terra ma proiettò nello spazio circostante una parte dei suoi strati più esterni, che riaggregandosi per gravità avrebbero dato origine alla Luna. Questa teoria è l’unica in grado di spiegare la bassa densità del nostro satellite naturale: il materiale proiettato via dall'urto apparteneva infatti agli strati esterni del pianeta, più poveri di elementi pesanti rispetto al centro. La crosta lunare inoltre scarseggia di materiali volatili come l'acqua, l’azoto, i composti dello zolfo; il calore sviluppato nell'urto li avrebbe vaporizzati e dispersi, perciò le rocce da cui si formò la Luna ne erano molto povere.
Impatti del genere non sono improbabili : con simulazioni al calcolatore, si è visto che tra le conseguenze possibili c’è proprio la formazione di un satellite.
In seguito le forze di marea della Terra (vale a dire, le tensioni generate dalla differenza di attrazione su punti diversi della Luna) hanno provveduto a "sincronizzare" il periodo di rotazione della Luna con quello di rivoluzione attorno al nostro pianeta: infatti durano entrambi 27 giorni, con il risultato che la Luna rivolge alla Terra sempre la stessa faccia. Si tratta di un fenomeno comune tra i satelliti nel sistema solare, con poche eccezioni. Tra gli altri pianeti terrestri anche Marte possiede satelliti, Phobos e Deimos, ma sono solo due massi irregolari grandi poche decine di km.
2. Caratteristiche ed evoluzione dei pianeti terrestri
Durante la sua formazione un pianeta accumula una notevole quantità di calore, prodotto dalle continue collisioni con altri corpi vaganti nello spazio; un’altra fonte importante viene dal decadimento di elementi radioattivi che si “scaricano” lentamente liberando calore.Questa energia termica rimane immagazzinata all’interno del corpo celeste e rilasciata a poco a poco. Un pianeta di grandi dimensioni ha la possibilità di accumulare più elementi radioattivi e quindi più calore, inoltre per le proprietà geometriche della sfera il rapporto tra volume e superficie (attraverso cui il pianeta disperde il proprio calore) è maggiore in un pianeta grande che in uno piccolo: quest’ultimo perderà il suo calore interno molto più rapidamente.
Tutti i 5 pianeti terrestri di cui ci occupiamo sono abbastanza massicci da aver attraversato una fase iniziale che li vedeva allo stato fluido sotto forma di magma incandescente, compresa la superficie direttamente esposta allo spazio esterno. In queste condizioni gli elementi più pesanti possono agevolmente affondare verso il centro, mentre i più leggeri risalgono in superficie; si viene così a formare un nucleo composto di minerali ferrosi (ferro e nichel, ad esempio), circondato da un mantello di rocce siliciche (in cui cioè l’elemento fondamentale è il silicio). La superficie esterna, intanto, si va raffreddando e dà presto origine ad una crosta solida; in questa fase però l’interno è ancora molto caldo, perciò deve sfogare la propria energia attraverso vulcani che si aprono la strada attraverso la crosta. Fino a questo punto i pianeti di tipo terrestre hanno un comportamento simile, ma l'evoluzione successiva dipende dalla loro massa: i più piccoli come Mercurio e la Luna, infatti, si raffreddano rapidamente mentre la crosta diventa sempre più spessa, provocando l’esaurimento di ogni attività geologica significativa dopo solo poche centinaia di milioni di anni dalla loro formazione.
Le loro superfici sono infatti costellate di crateri da impatto per lo più molto antichi: eruzioni e colate di lava hanno infatti la proprietà di ringiovanire la superficie di un pianeta, cancellando i segni di ciò che è accaduto in precedenza.
In genere è possibile distinguere tra due tipi di craterizzazione, considerando che gli urti più duri e violenti dovettero aver luogo oltre 4 miliardi di anni fa, durante la fase finale della formazione dei pianeti in cui si aggirava ancora per il sistema solare un gran numero di planetesimi:.
In quell’epoca tutti i pianeti dovevano mostrare superfici intensamente craterizzate, con parecchi crateri di grandi dimensioni.
Tolti di mezzo i proiettili più grossi e più pericolosi, nei miliardi di anni seguenti gli impatti sono diventati sempre più rari e per lo più di piccole dimensioni, fino ad arrivare alla "coda" attuale in cui la loro frequenza è migliaia di volte inferiore a quella originaria.
Insomma, pochi crateri (e piccoli) indicano un terreno giovane, tanti crateri (e grandi) un suolo antico, al punto che la densità di crateri su un terreno può essere usata per stabilirne l'età approssimativa. Mercurio e la Luna mostrano quindi di aver arrestato la propria evoluzione geologica a quell’epoca primordiale.
Nei pianeti più grandi le cose vanno diversamente: Marte, Venere e la Terra sono ancora molto attivi dal punto di vista geologico (o lo sono stati fino a non molto tempo fa), specialmente la Terra che non a caso è anche il più grande.
Il nostro pianeta è ancora dotato di una notevole riserva di calore interno che si sfoga attraverso un'intensa attività: La crosta, spessa in alcuni punti solo pochi km, è tanto sottile da spezzarsi in un certo numero di zolle che galleggiano come zatteroni sul mantello fluido sottostante, e si muovono l'una rispetto all'altra trascinate dalle correnti del mantello stesso: è il noto fenomeno della tettonica a zolle. Dove due zolle si scontrano, una scivola al di sotto dell'altra e le sue rocce vengono fuse e rielaborate all'interno della Terra mentre la compressione della crosta porta alla formazione di catene montuose. In un punto in cui invece due zolle si separano (ad esempio al centro dell'Oceano Atlantico, con una velocità di circa 2 cm all'anno), la lava fuoriesce dalle spaccature del suolo andando a formare una nuova crosta.
Questa attività permette un riciclo costante della superficie, che infatti mostra pochissimi crateri da impatto ed appare ovunque molto giovane da un punto di vista geologico.
Venere (solo di poco più piccolo della Terra) non mostra un’attività tettonica globale ma solo possibili indizi di movimenti crostali in alcuni punti. Questo non significa che la sua attività geologica sia esaurita, Venere infatti offre un vasto campionario di strutture vulcaniche, alcune delle quali sembrano essere ancora attive.
Marte rappresenta un caso intermedio tra la Terra e la Luna: la sua massa, superiore a quella della Luna, è però solo un decimo di quella terrestre e la tettonica a zolle non ha mai preso piede su questo mondo; dopo un’intensa fase di vulcanismo globale, esaurita circa 3,5 miliardi di anni fa, il pianeta ha conosciuto ad intermittenza periodi di grande attività che però si faceva sempre più rara e localizzata man mano che il calore interno si esauriva. I vulcani attivi si concentrarono dapprima nelle regioni di Elysium e Tharsis ed infine solo in quest’ultima (un grande sollevamento della crosta causato dalla pressione del magma sottostante).
Su questo altipiano si elevano i più grandi edifici vulcanici del sistema solare, il più alto dei quali, Olympus (26 km di altezza!) era probabilmente ancora attivo 200 milioni di anni fa. In effetti la superficie di Marte presenta altipiani antichissimi e molto craterizzati, simili a quelli lunari, ma anche terreni assai più recenti.
La presenza di un nucleo interno metallico ancora fluido (e dunque caldo) si può manifestare anche con la presenza di un campo magnetico, generato dalla rotazione del pianeta che si comporta in questo caso come una gigantesca dinamo.
Il campo magnetico più intenso tra i pianeti terrestri è difatti quello della Terra, mentre la Luna ne è praticamente priva. I deboli campi magnetici di Mercurio e Marte (quest’ultimo pari a solo 1/800 di quello del nostro pianeta) sono probabilmente solo dei residui, dovuti alla presenza di rocce che si magnetizzarono quando l’interno del pianeta era ancora caldo e la “dinamo” ancora attiva. Venere invece non sembra possedere un campo magnetico significativo, forse perché la sua "dinamo planetaria" ruota troppo lentamente (la durata del giorno su Venere è pari a ben 243 giorni terrestri, probabilmente a causa di una collisione); a titolo di paragone, la Terra e Marte ruotano entrambi in circa 24 ore, Mercurio in 59 giorni (la rotazione di Mercurio è stata rallentata dalle forze di marea del Sole).
3. Le atmosfere dei pianeti terrestri
Subito dopo la loro formazione, le superfici incandescenti dei pianeti terrestri erano avvolte da uno spesso involucro di gas come idrogeno, ed elio, che per la debole gravità e la vicinanza del Sole (vedi sopra) sfuggirono presto nello spazio. I vulcani però emettevano continuamente gas e vapori, soprattutto anidride carbonica, acqua sotto forma di vapore, azoto ecc.
La Luna e Mercurio non erano comunque in grado di trattenerli, e li persero rapidamente. Venere, la Terra e Marte disponevano invece di una gravità sufficiente a farli rimanere sulla propria superficie, dove diedero origine a nuove atmosfere che sostituirono quelle primordiali. All’inizio quindi le atmosfere di questi tre pianeti dovevano essere piuttosto simili per composizione chimica e densità, ma nei miliardi di anni successivi hanno conosciuto un'evoluzione molto diversa.
La temperatura media della Terra era prossima al punto triplo dell’acqua, quello cioè in cui è possibile trovarla sia in forma solida (ghiaccio), liquida e gassosa, ma la maggior parte del vapore emesso dai vulcani condensò in forma liquida formando mari ed oceani.
La presenza di grandi quantità di acqua liquida finì anche per “depurare” l’atmosfera da quasi tutta l’anidride carbonica: questo gas tende infatti a disciogliersi nell’acqua rendendola leggermente acida e quindi in grado di sciogliere le rocce dei fondali marini, con cui l'anidride carbonica si combina dando origine a carbonati come il calcare. Un po’ alla volta ne rimase solo la piccola quantità attuale (0,03%), grazie all’azione dei vulcani che restituiscono all’atmosfera un po’ dell’anidride carbonica intrappolata nelle rocce.
Il componente principale della nostra aria divenne così l’azoto, seguito da un gas che di solito è difficile trovare in forma libera: l’ossigeno. Questo elemento infatti, pur essendo molto abbondante nel sistema solare è estremamente attivo e tende a legarsi con tutto quello che trova formando dei composti, come appunto l'anidride carbonica o l'acqua.
Sulla Terra però l’atmosfera viene continuamente rifornita di ossigeno dalle piante, attraverso il processo della fotosintesi che dà appunto ossigeno come sottoprodotto: nei miliardi di anni la sua presenza nell'aria è aumentata continuamente fino a raggiungere l'attuale 20% (contro il 78% circa di azoto).
L'atmosfera di Venere è oggi molto diversa: trovandosi più vicino al Sole del 30% rispetto alla Terra, questo pianeta aveva una temperatura più alta, probabilmente tra i 50° e i 60°; su Venere quindi l'evaporazione era molto più intensa, con un'alta percentuale di acqua allo stato di vapore. Ora, quando il suolo di un pianeta viene colpito dalla luce solare ne riflette una certa misura, mentre la parte restante viene assorbita e poi riemessa nello spazio esterno sotto forma di calore. Se il pianeta però è circondato da un'atmosfera, parte del calore verrà intercettata e assorbita dai gas che la compongono, restando intrappolata sulla superficie: l'atmosfera di un pianeta si comporta cioè in modo simile ai vetri di una serra.
Il vapor d'acqua è un gas-serra tra i migliori, e la sua abbondanza nell'aria di Venere determinò un ulteriore riscaldamento della superficie, e quindi una maggiore evaporazione che a sua volta arricchì l'atmosfera di vapor d'acqua e così via, finché la temperatura fu troppo alta per permettere l'esistenza di acqua liquida.
L'anidride carbonica, che a sua volta è un ottimo gas serra, non poté più disciogliersi nell'acqua formando carbonati come è avvenuto sulla Terra e rimase tutta nell'atmosfera, innalzando ulteriormente la temperatura in un tremendo effetto serra a catena che ha portato Venere alle sue condizioni attuali: l'atmosfera, in cui si formano nubi impenetrabili di vapor d'acqua e acido solforico (tanto che per osservare la superficie ci vuole un radar), è 90 volte più pesante che sulla Terra e composta per il 98% di anidride carbonica, mentre la temperatura raggiunge i 460°.
Su Venere il piombo fonde e il magma che esce dai vulcani può scorrere per migliaia di km prima di raffreddarsi.
Marte rappresenta invece un tipo di evoluzione opposta. Questo pianeta è 2 volte più lontano dal Sole rispetto a Venere e 1,5 volte più della Terra, e riceve quindi meno calore.
Le immagini trasmesse dalle sonde mostrano però antiche tracce di erosione dovuta allo scorrimento di acqua liquida: Marte nonostante tutto doveva avere quindi una temperatura superiore allo zero, grazie al moderato effetto serra generato da un'atmosfera più densa di quella attuale, composta probabilmente di anidride carbonica, azoto e vapor d'acqua.
Come abbiamo visto (2.2) Marte è però nettamente più piccolo di Venere e della Terra: ben presto i vulcani cominciarono a spegnersi e l'anidride carbonica che si combinava con l'acqua non venne più rimpiazzata, mentre azoto fuggiva nello spazio mal trattenuto dalla debole gravità.
Con l'assottigliarsi dell'atmosfera diminuì anche l'effetto serra finché la temperatura scese al di sotto dello zero; a questo punto l'acqua si congelò nel sottosuolo mescolandosi con il terreno per dare origine al permafrost, una specie di fango gelato comune anche sulla Terra nelle regioni artiche.
Questa fase si concluse 3,5 miliardi di anni fa, anche se in periodi di grande attività vulcanica l'atmosfera poteva risvegliarsi dal letargo e sostenere ancora per breve tempo un ciclo dell'acqua con piogge ed inondazioni. Attualmente però l'atmosfera (anidride carbonica per il 95%) presenta una pressione pari a solo 1/150 di quella terrestre (appena 6 millibar) ed una temperatura media di -35°: l'effetto serra la innalza di appena 5°, contro i 35° della Terra ed i 430° di Venere.
In generale sui pianeti terrestri la circolazione dell'aria viene innescata dalle differenze di temperatura tra l'equatore ed i poli: l'aria calda dei tropici sale in quota e si raffredda dirigendosi verso le alte latitudini, mentre la gelida aria polare viaggia in direzione dell'equatore formando in ciascun emisfero una cella di Hadley.
In realtà, sulla Terra e su Marte la veloce rotazione del pianeta spezza ogni cella in tre unità più piccole. Venere ruota molto più lentamente e questo effetto è meno importante, ma proprio la lentezza della rotazione venusiana dà origine a forti differenze tra l'emisfero illuminato dal Sole e quello in ombra: tale squilibrio causa una super-rotazione dell'atmosfera, che in appena 4 giorni compie un giro completo del pianeta ridistribuendo il calore tra i due emisferi.
I PIANETI DI TIPO GIOVIANO
1. Caratteri generali
Alla distanza di Giove (5 U.A.) le condizioni ambientali sono ormai tali da permettere la crescita di grandi mondi gassosi (vedi cap. 1.3), decine o centinaia di volte più massicci dei pianeti terrestri.
Nel sistema solare ne esistono quattro: Giove, Saturno, Urano e Nettuno, ognuno dei quali si trova ad una distanza dal Sole circa doppia rispetto al pianeta precedente (Il più lontano è Nettuno, a circa 30 U.A. dal Sole).
Tale distribuzione non può essere casuale: evidentemente l'evoluzione del sistema solare ha favorito quei proto-pianeti che si trovavano a distanza di sicurezza l'uno dall'altro su orbite non troppo ellittiche, impedendo l'accrescimento degli altri.
Questi quattro pianeti formano due gruppi distinti, con Giove e Saturno da una parte e Urano e Nettuno dall'altro: Giove infatti, composto soprattutto di idrogeno ed elio, è 318 volte più massiccio della Terra e Saturno 95, ma Urano e Nettuno solo 15 e 17 volte rispettivamente; questi numeri devono rappresentare in qualche modo la densità della nube protoplanetaria nelle regioni in cui si formarono questi mondi.
La densità di Giove 1,33 g/cm3 è molto simile a quella del Sole, mentre su Saturno per la minore gravità la materia subisce una compressione inferiore e la densità è di appena 0,69 g/cm3, inferiore anche a quella dell'acqua.
Quella di Urano e Nettuno vale rispettivamente a 1,2 e 1,7 g/cm3, senza dubbio perché questi pianeti hanno accumulato meno gas degli altri due e quindi il nucleo originario di roccia e ghiaccio è proporzionalmente molto più grande. Anche il metano e l’ammoniaca, di cui peraltro sono ricchi anche Giove e Saturno, assumono un ruolo maggiore.
Su questi pianeti non esiste una superficie solida, ma solo un immenso oceano di gas che scendendo verso il centro del pianeta diventa sempre più denso e caldo: ben presto l'idrogeno passa allo stato liquido, a causa della tremenda pressione.
Su Giove e Saturno questa raggiunge, 25.000 km al di sotto delle nubi visibili, i 3 milioni di atmosfere sufficienti a trasformare l'idrogeno in idrogeno metallico: uno stato impossibile da riprodurre in laboratorio in cui gli elettroni vengono strappati ai loro nuclei e vagano liberi in una miscela di elettroni e protoni (Urano e Nettuno invece sono troppo piccoli per produrre tali pressioni).
Tra l'altro, l'idrogeno metallico liquido è un ottimo conduttore e considerando che Giove e Saturno ruotano molto rapidamente (il loro giorno dura attorno alle 10 ore), questi due pianeti diventano gigantesche dinamo in grado di produrre poderosi campi magnetici, molto più intensi di quelli dei pianeti terrestri.
2. Le atmosfere dei pianeti giganti
Il Sole che splende sulla Terra è 25 volte più luminoso di quello di Giove, 91 volte più di quello di Saturno, addirittura 900 volte più di quello di Nettuno; gli strati più esterni dell'atmosfera di questi pianeti sono quindi estremamente freddi, con temperature che vanno dai -150° di Giove ai -220° di Urano e Nettuno.
Tuttavia, trattandosi di pianeti molto grandi, essi hanno accumulato una notevole riserva di calore (vedi sopra) e scendendo in profondità la temperatura aumenta rapidamente tanto che la principale fonte di energia delle loro atmosfere non viene dal Sole ma dall'interno del pianeta: questi mondi emettono infatti da 1,5 a 3 volte più energia di quanta non ne ricevano dal Sole. La circolazione è quindi determinata dalle correnti ascendenti che trasportano verso l'alto masse di aria calda, e da quelle discendenti costituite da gas ormai raffreddati (trasporto di calore per convezione).
Sui pianeti terrestri invece il movimento delle masse d’aria viene innescato dalla differenza di temperatura tra l'equatore e i poli, ma abbiamo visto che sui pianeti giganti la fonte di energia principale è quella interna, perciò le differenze di insolazione non sono molto importanti : su Giove la differenza di temperatura tra l'equatore e i poli è di appena 3°.
Gli assi di rotazione di Saturno, Urano e Nettuno sono però abbastanza inclinati da produrre effetti stagionali significativi: ad esempio, su Saturno ogni 30 anni circa l’inizio dell’estate boreale porta alla risalita di grandi nubi di cristalli di ammoniaca, disperse poi da violenti correnti orizzontali nell’arco di alcuni mesi.
L’asse di Urano è inclinato di ben 98° (contro ad es. i 23° della Terra) e ne risultano stagioni estreme, con i poli che ad ogni rivoluzione per un certo periodo risultano puntati a turno esattamente in direzione del Sole! Voyager 2 sorvolò Urano nel 1986 proprio mentre si trovava in una situazione di questo tipo, e non trovò altro che una densa nebbia uniforme con solo deboli tracce di attività atmosferica. Probabilmente si trattava di un fenomeno legato alla particolare stagione in corso, infatti negli anni seguenti, con il ritorno a regimi di insolazione più normali, il Telescopio Spaziale ha messo in evidenza la ripresa di un’attività più consueta.
Su questi pianeti le correnti vanno a disporsi in fasce parallele all'equatore, le bande di colore scuro, fatte di gas freddo discendente e le zone, molto più chiare, che rappresentano la sommità di una corrente ascensionale.
All'epoca del sorvolo di Voyager 2 (1989) Nettuno esibiva una macchia scura molto simile a quella di Giove, ma dalla vita più breve: già da alcuni anni non se ne osserva alcuna traccia.
Non è ancora ben chiaro se la circolazione atmosferica degli strati esterni (gli unici che possiamo osservare, profondi non più 300-400 km) si svolga in modo indipendente o rifletta in qualche modo le correnti delle masse d'aria più dense e profonde, anche se i planetologi propendono per quest’ultima ipotesi.
I SATELLITI DEI PIANETI GIGANTI
1. Lune ed anelli
La formazione di un pianeta gigante è invariabilmente accompagnata da quella di un complesso sistema di satelliti, cresciuti a partire dai residui della formazione del pianeta o catturati dalla sua gravità. Sei di questi hanno dimensioni planetarie con diametri dai 2700 ai 5200 km, e ben poco da invidiare a piccoli mondi come Mercurio o Plutone a parte il fatto che non ruotano direttamente attorno al Sole: si tratta di Io, Europa, Ganimede, Callisto (satelliti di Giove), Titano e Tritone (satelliti rispettivamente di Saturno e Nettuno).
I satelliti di Giove sono composti soprattutto di rocce con una crosta di ghiaccio ma, sembra, anche un piccolo nucleo metallico. La loro densità varia da 3,6 a 1,8 g/cm3 ed è interessante notare che decresce con regolarità allontanandosi da Giove, proprio come avviene per i pianeti nei confronti del Sole. Evidentemente subito dopo la sua formazione Giove era abbastanza caldo da impedire l’accumulo di ghiaccio nei suoi immediati dintorni. Saturno probabilmente no, infatti i suoi satelliti ne sono costituiti almeno per il 70%, la loro densità è quindi molto bassa, di poco superiore a quella dell'acqua. Il ghiaccio ha una temperatura di fusione molto inferiore a quella della roccia, perciò ci vuole poco perché il loro interno fonda e dia origine ad un'attività geologica significativa anche in satelliti di piccole dimensioni (vedi oltre).
Ad eccezione di Titano (5.540 Km.) i satelliti di Saturno vanno dai 10 ai 150 Km di diametro ed è probabilmente dal disgregarsi di quelli più interni che poté formarsi il sistema di anelli di Saturno.
Questi anelli sono costituiti da una miriade di particelle di ghiaccio e roccia che non possono aggregarsi in un satellite perché troppo vicine al pianeta.
Esiste infatti una distanza (meglio, un volume), detta limite di Roche al cui interno la gravità di un pianeta è in grado di sbriciolare qualsiasi satellite più grande di qualche decina di km (per uguali densità del pianeta e del satellite tale limite cade a 2,44 raggi planetari); gli anelli potrebbero quindi essere i resti di un satellite distrutto, o che non è mai riuscito a formarsi.
Fino a poco tempo fa gli anelli planetari erano considerati strutture temporanee; il fatto però che tutti i pianeti giganti possiedono anelli (anche se non evidenti come quello di Saturno) porta a ritenere che siano almeno semi-permanenti, riforniti ogni tanto di materiale da comete di passaggio catturate e distrutte dalla gravità del pianeta o da piccoli satelliti geologicamente attivi che eruttano materiale nello spazio o andati in pezzi per qualche motivo.
Ad esempio, nel sistema di Saturno, Mimas oltre ad interagire gravitazionalmente con gli anelli mostra di essere stato distrutto almeno una volta da una collisione, ma trovandosi all’esterno del “limite di Roche” ha potuto riaggregarsi dai suoi frammenti.
Bisogna ricordare, infatti, che la gravità dei pianeti giganti attira ed accelera i proiettili vaganti nello spazio interplanetario: un grave pericolo per i satelliti più vicini al pianeta.
2. Io, Europa, Tritone ed altri
Io ed Europa sono i due più interni tra i grandi satelliti di Giove, e del tutto paragonabili alla Luna per massa e dimensioni. Dovremmo quindi aspettarci che abbiano esaurito da miliardi di anni il loro calore interno e possiedano una superficie antica, crivellata dai crateri. Ma Io si trova imprigionato in una sortadi trappola gravitazionale tra Giove ed Europa (e, in minor misura, Ganimede): ogni volta che girando attorno a Giove supera il satellite più esterno, riceve dalla sua gravità una specie di "strattonata" che introduce una lieve eccentricità nella sua orbita. Di conseguenza, Io si trova ad oscillare avanti e indietro nel campo gravitazionale di Giove, una situazione che produce per attrito nel suo interno un'immensa quantità di calore: questo calore trova sfogo attraverso un'impressionante attività vulcanica, che ne fa il corpo geologicamente più attivo del sistema solare. Le sue bocche eruttano zolfo e lapilli direttamente nello spazio, mentre la superficie viene continuamente coperta da nuove colate che cancellano ogni traccia di eventuali crateri da impatto.
Europa d'altra parte, trovandosi più lontano da Giove subisce un riscaldamento molto inferiore (circa 1/10) ma non del tutto trascurabile: in teoria questo satellite dovrebbe possedere una crosta di ghiaccio profonda un centinaio di km, ma le immagini trasmesse dalla sonda Galileo fanno invece ritenere che al di sotto di un sottile guscio, spesso al più un paio di km (la temperatura esterna è pur sempre di -150°... ), il ghiaccio sia completamente fuso ed abbia dato vita ad un oceano sotterraneo di acqua liquida, La crosta galleggia su questo fluido in modo concettualmente simile alle zolle della crosta terrestre, spezzandosi continuamente in enormi “iceberg” mentre l’acqua che sgorga dalle fratture congela immediatamente formando una nuova superficie ghiacciata.
Tritone con i suoi 2700 km di diametro è il più grande tra gli otto satelliti noti di Nettuno, e si formò probabilmente come un pianeta indipendente (vedi 5.2) catturato dalla gravità di Nettuno. A parte alcune anomalie orbitali, la superficie di Tritone è infatti geologicamente giovane, con pochi e piccoli crateri. Ma la massa di Tritone è solo 1/3 di quella della Luna ed il suo “motore geologico” dovrebbe essersi spento quasi subito, a meno che qualcosa non gli abbia fornito del calore in tempi più recenti: la cattura gravitazionale di un satellite prevede appunto che al suo interno si sviluppi per attrito una grande quantità di energia termica.
Questo corpo celeste, il più freddo in assoluto nel sistema solare (-235° C!) mostra tuttora una superficie di grande interesse: le particolari caratteristiche della sua orbita si traducono infatti in stagioni molto complesse. L’emisfero invernale è ricoperto da una calotta di azoto solido e metano, ma d’estate i raggi solari che filtrano attraverso il ghiaccio come fosse il vetro di una serra provocano la formazione di sacche di azoto liquido, che erompono violentemente in superficie con un meccanismo simile a quello dei geyser terrestri. In seguito una piccola parte dell’azoto evapora, creando una tenue atmosfera 100.000 volte più rarefatta di quella terrestre.
Attorno ai pianeti giganti anche oggetti molto piccoli hanno a volte un'attività geologica di lunga durata, potendo essere riscaldati dall'interazione gravitazionale con gli altri satelliti ed il pianeta. Encelado, satellite di Saturno, si trova in una situazione simile a quella di Io ed infatti parte della sua superficie è estremamente giovane, tanto da far supporre che proprio da Encelado provenga il materiale che costituisce l'anello E, uno dei più esterni e rarefatti.
Nel sistema di Urano, Miranda esibisce una serie di enormi pieghe e faglie che sono un'indizio di attività geologica normalmente poco consona ad un oggetto così piccolo. Encelado e Miranda infatti hanno entrambi un diametro sui 500 km.
3. Titano
Mentre nel sistema solare interno le alte temperature permettono solo ai pianeti più grandi di conservare un involucro di gas (vedi sopra), oltre l’orbita di Giove anche corpi più piccoli possono trattenere un'atmosfera.
Titano, il più grande satellite di Saturno e secondo nel sistema solare solo a Ganimede, c’è riuscito nonostante la gravità non molto maggiore di quella della Luna e inferiore a quella di Mercurio, due pianeti totalmente privi di atmosfera. Quella di Titano è composta prevalentemente di azoto (82% circa, una percentuale molto simile a quella tipica dell’aria sulla Terra), con percentuali minori di argon e metano. Stupisce anche la sua densità, con una pressione al suolo pari a 1,5 volte quella del nostro pianeta, ma tenendo conto della minor gravità di Titano un metro cubo di atmosfera contiene in realtà 4,6 volte più aria che non sulla Terra.
La presenza del metano è particolarmente interessante, perché su questo pianeta la temperatura (-180°) è molto vicina al “punto triplo” tipico di questo idrocarburo, quello cioè in cui possiamo trovarlo sia allo stato solido, sia liquido sia gassoso. E’ perfettamente possibile quindi che esistano piogge e laghi, o addirittura oceani di metano da cui emergono continenti di ghiaccio (che a queste temperature è solido come la nostra roccia), ma uno strato opaco di nebbie d’alta quota ha impedito alle telecamere di Voyager 1 di fotografare la superficie.
Utilizzando il Telescopio Spaziale sono state compiute osservazioni interessanti ma non risolutive, perciò dovremo attendere i risultati della missione Cassini che nel 2004 sgancerà una sonda nell’atmosfera di Titano, mentre un satellite ne sonderà la superficie con un radar in grado di penetrare l’atmosfera.
I CORPI MINORI DEL SISTEMA SOLARE
1. La fascia degli Asteroidi : un pianeta abortito
Le orbite dei pianeti principali appaiono spaziate in modo piuttosto regolare, ma con la notevole eccezione di un vasto “buco” tra Marte e Giove (tra 1,5 e 5 U.A. dal Sole). In questa regione non abbiamo un pianeta di grandi dimensioni, ma piuttosto una miriade di piccoli corpi concentrati in una fascia tra 2,4 e 3,2 U.A. dal Sole, anche se molti si spingono nelle regioni più interne del sistema solare ed altri addirittura oltre Saturno. L’esame delle loro orbite, e soprattutto sofisticate simulazioni eseguite al computer, dimostrano che questa zona del sistema solare risente pesantemente di perturbazioni gravitazionali provocate dalla vicinanza di Giove.
Pochi superano i 100 km di diametro (solo Cerere ha un diametro di circa 1000 km), ma ne sono stati osservati almeno 20.000 con dimensioni maggiori di 1 km e si ritiene che il loro numero totale si aggiri sui 100.000, per non parlare dei più piccoli.
Una ventina di famiglie di asteroidi condividono parametri orbitali simili, indizio convincente che si tratta dei frammenti di proto-pianeti distrutti da collisioni ad alta velocità, ma tutta l’evoluzione di questi corpi è stata dominata dagli impatti reciproci. Lo dimostra la frequenza di asteroidi doppi, o il fatto che molti di essi sembrano aggregati di scarsa consistenza, tenuti assieme in qualche modo dalla debole gravità, in questo caso l’urto è stato sufficiente a distruggere l’asteroide, ma non a disperdere i frammenti che tentano faticosamente di riaggregarsi; in altri casi, invece, i pezzi possono allontanarsi per sempre e magari finire sulla Terra sotto forma di meteoriti.
Le romantiche stelle cadenti sono quasi sempre "briciole" di asteroide che concludono la loro esistenza con un tuffo spettacolare nella nostra atmosfera.
Che il colpevole di tutto questo sia Giove, lo dimostra anche l’esistenza delle cosiddette lacune di Kirkwood, corrispondenti a gruppi di orbite, praticamente vuote di asteroidi, che portano ad incontri con il grande pianeta sempre nella stesso punto, come ad esempio una il cui periodo di rivoluzione attorno al Sole sia esattamente la metà di quello di Giove; in questo modo, ogni due orbite avremo un incontro con il grande pianeta (si parla in questo caso di risonanza 2:1, ma possiamo avere anche risonanze 3:1 o 5:2 che hanno proprietà simili).
Nel lungo periodo la risonanza con Giove deve averne aumentato continuamente l’eccentricità portandoli ad intersecare le orbite dei pianeti interni che hanno infine provveduto a toglierli di mezzo, gettandoli contro il Sole od espellendoli dal Sistema Solare (o più raramente distruggendoli con una collisione diretta. Sono tuttora molti gli asteroidi che percorrono traiettorie “a rischio di collisione” con i pianeti interni, e quindi anche con la Terra.
Non essendo mai state inglobate in un pianeta, le rocce di molti asteroidi sono rappresentative della materia primordiale da cui si formò il sistema solare, perciò lo studio chimico approfondito di uno di questo oggetti è una salda priorità nei piani delle agenzie spaziali.
2. Oltre Nettuno
Oltre Nettuno il sistema solare appare stranamente "vuoto", come se questo grande pianeta segnasse le colonne d'Ercole del regno del Sole. La nebulosa protoplanetaria però non poteva avere un confine così netto, ma doveva piuttosto sfumare gradualmente nello spazio interstellare. Gli astronomi perciò hanno sempre sospettato che le propaggini estreme del sistema solare ospitassero qualcosa di simile alla fascia degli asteroidi, la cosiddetta fascia di Edgeworth-Kuiper dagli astronomi che ne ipotizzarono l’esistenza.
Solo negli ultimi anni però abbiamo potuto osservarne direttamente l’esistenza, mentre calcolatori sempre più potenti hanno permesso di ricostruire la sua origine e la sua evoluzione.
La fascia di Kuiper deve essersi formata in modo analogo a quella degli asteroidi: i grandi pianeti, ed in particolare Nettuno infatti potrebbero aver spedito (per effetto di “fionda gravitazionale”) molti planetesimi all’esterno del sistema solare, andando a sviluppare una fascia profonda da qualche decina a qualche centinaio di U.A. e impedendo loro di aggregarsi in un pianeta di grandi dimensioni.
Nei paraggi di Nettuno ne rimangono però almeno due: Tritone e il sistema Plutone-Caronte.
Di Tritone abbiamo già parlato, mettendo in rilievo la sua probabile origine come pianeta indipendente che, anziché venire distrutto o scagliato nella fascia di Kuiper, fu catturato dalla gravità di Nettuno.
Il sistema Plutone – Caronte invece ruota direttamente attorno al Sole ad un distanza media di 39 U.A., ma a parte questo i due corpi appaiono estremamente simili sotto molti punti di vista e identica deve essere stata anche l’origine, come planetesimi che intersecavano l'orbita di Nettuno. Plutone si è salvato perché la su orbita è “sincronizzata” con quella di Nettuno in modo che la distanza tra i due pianeti non scende mai al di sotto delle 18 U.A. Si tratta infatti di un'orbita molto ellittica per un pianeta (il suo periodo orbitale è di 247 anni!) e in questi decenni Plutone si trova alla minima distanza dal Sole: lo strato di metano che sembra coprire la superficie, per effetto del maggior calore, ha dato origine ad una tenue atmosfera che si ritiene debba congelare nuovamente negli anni a venire.
Plutone è Caronte sono assimilabili ad un pianeta doppio: il diametro di Caronte è infatti di 1300 km, contro i 2300 di Plutone e i due ruotano uno attorno all'altro rivolgendosi sempre la stessa faccia.
Anche in questo caso l’unica ipotesi in grado di spiegarne l’origine e le peculiarità è quella dell’urto “di striscio” con un grosso proiettile.
Non è escluso anzi che in futuro se ne possano scoprire di simili, dato che i maggiori osservati finora hanno dimensioni sui 500 km (qualcuno ha già coniato per loro il termine "plutini").
Non è escluso anzi che in futuro se ne possano scoprire di simili, dato che i maggiori osservati finora hanno dimensioni sui 500 km (qualcuno ha già coniato per loro il termine "plutini").
Non è tuttavia netta la distinzione tra oggetti della Fascia ed asteroidi veri e propri: ad esempio, Chirone, che orbita tra Saturno ed Urano ed era considerato un asteroide, ha esibito negli anni scorsi una chioma tipicamente cometaria.
L’asteroide 1996 PW presenta l’aspetto tipico degli asteroidi composti di roccia e metalli, ma la sua orbita lo porta dalla fascia principale degli asteroidi fino ad oltre 327 U.A. dal Sole, dentro e forse oltre la fascia di Kuiper: quest’ultima infatti potrebbe non essere l’estremo confine del sistema solare.
3. Le comete
Se davvero la fascia di Kuiper ospita almeno 50.000 oggetti sopra i 100 km, quelli più piccoli (1-10 km) sono certamente miliardi. Molti vanno ancora soggetti a perturbazioni gravitazionali, e nel corso dei milioni di anni lente modificazioni dell’orbita li possono portare vicino a qualche grosso pianeta, specialmente Urano e Nettuno.
Quando ciò avviene, il piccolo corpo celeste viene scaraventato all’esterno del sistema solare oppure nelle regioni interne.
In quest’ultimo caso, possiamo avere la formazione di comete a breve periodo, aventi orbite non molto inclinate sull’eclittica, la cui origine è quindi collocabile nella Fascia di Kuiper.
Come nasce una cometa: se il corpo celeste è abbastanza ricco di composti chimici volatili e ghiacciati (ad es. l’acqua), arrivato a meno di 2,5-3 U.A. dal Sole il calore fa sublimare i ghiacci di cui è composto, e questi, assieme alla polvere a cui erano mischiati, formano tutto intorno un ampio involucro: la chioma.
In tale processo di sublimazione / disgregazione, le particelle solide di polvere o ghiacci vengono disperse dalla cometa, lungo la sua orbita che seguono senza molte varianti, dando origine alla cosiddetta “coda di polveri”.
I gas (ionizzati) a livello atomico o molecolare subiscono invece, molto più nettamente, l’effetto della pressione di radiazione solare e si dispongono pertanto sull’allineamento nucleo – Sole, in direzione opposta a ques’ultimo, dando origine alla cosiddetta “coda di gas ionizzato).
L’insieme delle code è lungo anche milioni o decine di milioni di km. Ha densità insignificante, viste le piccole dimensioni del nucleo (Cometa di Halley : 15 x 10 x 10 Km), ma si rende visibile riflettendo molto bene la luce del Sole e rendendosi fluorescente sotto l’azione dei raggi ultravioletti.
Nel suo progressivo disfacimento, ogni cometa lascia quindi dietro di essi una scia di frammenti solidi / polverosi, che si allontanano progressivamente dal corpo – madre pur continuando a percorrere l’orbita che la cometa aveva quando se ne sono separati.
Questi frammenti sono organizzati in formazioni più o meno dense, corrispondenti, per le parti di maggiore densità, al rilascio di frammenti avvenuto in corrispondenza dei singoli passaggi al perielio della cometa (maggiore riscaldamento à maggior rilascio di frammenti).
E’ questa l’origine degli sciami meteoritici periodici (Perseidi, Leonidi etc.), che noi percepiamo come “pioggia di stelle” quando la Terra interseca, ad intervalli regolari, la loro orbita.
In seguito, la cometa potrà tornare nella fascia di Kuiper, o dopo ulteriori perturbazioni rimanere nel sistema solare interno dove la sua sorte è segnata; colpirà un pianeta arricchendolo di acqua o verrà disgregato dai ripetuti passaggi nei pressi del Sole o comunque, una volta esauriti i gas e le polveri fonte della sua coda, diventerà un oggetto a prima vista indistinguibile da un comune asteroide.
Dall’analisi di alcune orbite cometarie a lungo e lunghissimo periodo, particolarmente eccentriche ed a alta inclinazione sulla eclittica, l’astronomo Jan Oort ipotizzò l’esistenza di un serbatoio di comete posto a decine di migliaia di U.A. dal Sole, vale a dire da un quarto alla metà della distanza che ci separa dalle stelle più vicine!
I nuclei ghiacciati di questa fantomatica Nube di Oort non si sarebbero formati nello spazio interstellare, ma nel sistema solare esterno assieme a quelli della fascia di Kuiper.
Solo più tardi sarebbero finiti in zone così remote in conseguenza delle solite perturbazioni gravitazionali. Ogni tanto l’avvicinarsi di una stella può strapparne definitivamente qualcuno dalla tranquilla orbita e spingerlo verso le regioni più interne del nostro sistema planetario dove il suo destino cambierà radicalmente diventando un bellissimo astro chiomato, e dopo un fugace e rapido passaggio vicino alla nostra stella il ritorno nelle gelide vastità dello spazio interstellare.
OLTRE IL NOSTRO SISTEMA SOLARE
LE NEBULOSE E GLI AMMASSI
Introduzione
L'astronomo francese Charles Messier (1730 - 1817) si dedicò prevalentemente alla ricerca di comete scarsamente luminose. Per evitare di confonderle con altri oggetti celesti "fissi" visibili al telescopio, poco luminosi e diffusi, simili a piccole nuvolette (nebulae), compilò nel 1771 l'elenco che - con poche varianti - porta ancora oggi il suo nome (Catalogo Messier), e che comprende oltre un centinaio (oggi : 110) di oggetti "non stellari" tra quelli più luminosi ed interessanti del cielo.
Ai suoi tempi, e per quasi tutto il XIX secolo, anche se si riusciva a scomporre in stelle solo una parte di tali oggetti celesti (riconoscendo quindi la vera natura di quelli che oggi chiamiamo ammassi aperti e globulari), si riteneva che le "nebulae" fossero tutte composte di stelle, data la limitata capacità di "separare" stelle angolarmente molto vicine tra loro.
La Nebulosa di Andromeda (una galassia gemella della nostra) e la Nebulosa di Orione (una nube gassosa interna alla nostra galassia) si presentavano infatti, al telescopio come ad occhio nudo, con aspetti simili : una tenue nebulosità biancastra sullo sfondo nero del cielo e delle stelle fisse.
E' per questo che il termine "nebulosa" è ancora oggi rimasto nell'uso pratico per indicare oggetti in realtà ben differenziati. Se si vuole essere precisi, però, il termine "nebulosa" va impiegato solo per le nubi gassose galattiche, nelle loro varie forme.
Solo con l'inizio degli studi di spettroscopia, attorno al 1860, si riuscì a distinguere le nebulae composte da gas da quelle composte di stelle; e solo negli anni '20 del XX secolo si dimostrò che una parte di tali nebulae, quelle corrispondenti a galassie, erano in realtà esterne alla nostra Via Lattea.
Il Catalogo Messier, riportato al termine del capitolo sulle galassie, comprende quindi, oltre a moltissime galassie, anche ammassi aperti e globulari, nebulose ad emissione o riflessione, nebulose planetarie e perfino un residuo di supernova.
La materia interstellare
Lo spazio interstellare non è vuoto, ma contiene polveri e gas, con addensamenti (nubi interstellari) in corrispondenza del piano del disco delle galassie a spirale, come risulta evidente dalle fotografie delle galassie esterne (Fig. 9, pag. 69). Tale materia interstellare costituisce una parte importante della massa galattica complessiva, ed equivale almeno al 10% di quella contenuta nelle stelle.
Le nebulose
La materia interstellare,costituita in assoluta prevalenza dai gas idrogeno ed elio, si trova sparso ovunque nello spazio galattico. Oggi si definiscono nebulose quelle regioni in cui la densità del gas interstellare è maggiore della densità media dello stesso.
Una distinzione approssimativa, basata essenzialmente sulla densità del gas in esse presente, può essere fatta tra:
Ø nubi interstellari poco dense, in cui la densità è ancora così bassa (dell'ordine di meno di 1 atomo per cm3) che gli atomi di gas, una volta eccitati dalle radiazioni di origine stellare, non riescono a raffreddarsi per cessione di energia cinetica tramite "urti termici" con altri atomi. Tali nubi hanno quindi una temperatura equivalente a quella degli atomi più eccitati, anche dell'ordine di 1 milione di gradi : emettono pertanto deboli radiazioni X ed ultraviolette;
Ø materiale rilasciato nello spazio da stelle in momenti particolari della loro vita : sono tali le cosiddette nebulose planetarie ed i resti di supernova. Se ne parla nel capitolo relativo alle fasi finali della vita delle stelle;
Ø nebulose vere e proprie, in cui il gas è presente talora in forma di atomi neutri (Regioni HI, o H°), oppure ionizzati da stelle vicine (Regioni HII, o H+), o di atomi associati in molecole (nubi molecolari).
In queste nebulose la densità, pur rimanendo in ogni caso abissalmente inferiore al massimo grado di vuoto ottenibile sulla Terra, può variare da 50 atomi per cm3 (Regioni HI) fino a 10/100.000 molecole per cm3 nel caso delle nubi molecolari, nelle quali, oltre ad idrogeno ed elio, sono anche presenti tracce di C e O, ossidi (CO), nitriti (HCN), aldeidi (H2CO), molecole cicliche (C3H2), radicali (OH), etc.
Le dimensionispaziali vanno da qualche anno luce (per le nubi molecolari "piccole") a 150 -250 anni luce per le nubi molecolari giganti.
Tali enormi dimensioni giustificano la grande quantità di materia gassosa presente nel loro interno : una nube molecolare gigante (ad es. : la famosa Nebulosa di Orione) contiene gas fino 10 milioni di volte la massa del Sole, e ciò fa di tali nubi le entità singole di maggior massa nella galassia.
Con idonei mezzi, esse sono riconoscibili anche nelle galassie esterne perché emettono deboli radiazioni, in particolare sulle lunghezze d'onda di 21 cm (onde radio), emessa dall’idrogeno e che consente la "mappatura" delle nubi stesse, di 121.6 nanometri (ultravioletto), utilizzata per gli studi sul redshift, ed infinea 656,28 nm (luce rossa nella gamma delle radiazioni visibili), che conferisce loro la debole colorazione rossastra caratteristica delle riprese fotografiche
Le nubi molecolari giganti presentano spesso delle condensazioni, nelle quali una debole radiazione infrarossa tradisce la presenza di proto-stelle in formazione.
Esse sono quindi associate alle zone galattiche (tipicamente : le braccia a spirale) ove più intensa è la formazione stellare, e sono presenti a migliaia nella nostra e nelle altre galassie.
Nelle nebulose ad emissione, quali la Nebulosa di Orione la luminosità del gas è prodotta dall'eccitazione indotta dalla potente radiazione energetica di giovani stelle molto luminose presenti nel loro interno. La loro energia viene "assorbita" dal gas e quindi rilasciata su lunghezze d'onda maggiori, anche nella gamma della luce visibile.
Tale meccanismo è lo stesso che rende luminose le nebulose planetarie, in cui masse di gas espulse in precedenza dalla stella sono illuminate dalla stessa con radiazioni UV molto energetiche.
Sostanzialmente analogo è il fenomeno dei residui luminosi di supernova, di cui si tratta nel Capitolo relativo alle fasi finali delle stelle.
In altri casi, nebulose a riflessione, la nube di gas riflette semplicemente la luce di giovanissime stelle (di qualche decina di milioni d'anni di età) che sono ancora immerse nelle nubi da cui hanno tratto origine, come nel caso delle Pleiadi. In questo caso tuttavia il gas rimanente della nube originaria è stato allontanato (anzi : letteralmente "soffiato" via) dagli immediati dintorni dai potenti venti stellari (radiazioni energetiche e particelle cariche elettricamente) emessi dalla superficie delle luminosissime stelle.
Può anche infine succedere che la massa di gas - oscura perché non illuminata da stelle vicine - appaia prospetticamente sovrapposta ad altre nebulose più lontane e luminose, con effetti spettacolari di contrasto : sono queste le cosiddette nebulose oscure, tra le quali famose la ("Nebulosa Aquila"e la "Testa di Cavallo).
Prima di passare alla osservazione di nebulose, occorre infatti avere abituato l'occhio all'oscurità, evitando anche di osservare stelle luminose, impiegare particolari filtri che - eliminando buona parte della luce di fondo diffusa dalle sorgenti artificiali - fanno emergere anche i particolari molto tenui, ed adottare infine, se serve, il metodo di "visione distolta"(Vedasi Capitolo “L’osservazione astronomica”).
Tuttavia, solo la fotografia a lunga posa consente risultati simili a quelli delle figure qui riportate.
GLI AMMASSI STELLARI
E' esperienza comune il fatto che le stelle appaiono talora addensate in gruppi più o meno fitti : le Pleiadi, il cosiddetto Presepe, la Chioma di Berenice ne sono gli esempi più noti tra quelli visibili ad occhio nudo. La stessa Via Lattea, se guardata con un semplice binocolo, presenta una serie infinita di tali addensamenti stellari. Tuttavia non sempre la vicinanza di stelle in cielo corrisponde ad una effettiva prossimità tra le stesse : diremo perciò che si è in presenza di un vero ammasso solo se in esso le stelle risultano fisicamente (cioè gravitazionalmente) legate tra loro, e non si tratti solo di casuale accostamento prospettico di oggetti posti a diverse distanze da noi.
Origine degli ammassi
Si è detto che le stelle si formano di solito da colossali nubi molecolari giganti, nel cui interno si può talora osservare la presenza di numerosi "nuclei di addensamento" del materiale (le protostelle). Se il materiale disponibile è sufficiente, da una stessa nube possono nascere centinaia, migliaia o addirittura milioni di stelle relativamente vicine tra loro e in maggioranza coetanee.
Si è detto che le stelle si formano di solito da colossali nubi molecolari giganti, nel cui interno si può talora osservare la presenza di numerosi "nuclei di addensamento" del materiale (le protostelle). Se il materiale disponibile è sufficiente, da una stessa nube possono nascere centinaia, migliaia o addirittura milioni di stelle relativamente vicine tra loro e in maggioranza coetanee.
Se forze esterne non intervengono, gli stessi effetti gravitazionali che hanno prodotto la formazione dei nuclei di addensamento agiscono anche tra di essi, dando origine agli ammassi.
In essi il gas residuo, non addensatosi in stelle, è lentamente e progressivamente soffiato via, fino a disperdersi, dai venti stellari il cui effetto prevale localmente sull'attrazione gravitazionale. Se tuttavia la massa iniziale era sufficientemente alta, generazioni successive di stelle esauriscono in breve tempo tutto il gas disponibile.
Ciò è a fondamento della più importante classificazione degli ammassi : globulari o aperti.
Gli ammassi globulari
Il loro aspetto telescopico è caratteristico
Il loro nome deriva dal fatto che, prima del lancio del Telescopio Spaziale e dell'ultima generazione di telescopi terrestri, essi apparivano così densi da non poter essere risolti in stelle se non nelle loro parti più esterne.
Si tratta degli ammassi più antichi, vecchi quasi come la galassia, formatisi in seno a colossali nubi di gas primordiale (ricco di idrogeno ed elio, e quasi del tutto privo di elementi più pesanti), che successive ondate di formazione stellare hanno pressoché esaurito.
Tali ammassi orbitano attorno al nucleo galattico in orbite altamente eccentriche e talora retrograde (rispetto al senso di rotazione del disco galattico).
Il numero di stelle che compongono gli ammassi globulari, le dimensioni compatte e la notevole luminosità complessiva, fanno di loro oggetti visibili anche nelle galassie esterne, il che li rende uno strumento prezioso per il calcolo approssimativo della distanza delle galassie stesse.
Gli ammassi aperti
Sono caratterizzati, come suggerisce il nome, da una densità e da un numero complessivo di stelle (qualche decina o centinaia) molto inferiore rispetto agli ammassi globulari.
Sono tali, e visibili a occhio nudo, le Pleiadi, il Presepe, etc.
La differente densità stellare è dovuta al fatto che gli ammassi aperti si sono formati in tempi relativamente recenti (qualche centinaio di milioni di anni fa, quando la struttura della galassia era già ben definita) da nubi di gas presenti nelle braccia a spirale. Essi continuano perciò ad orbitare con la galassia all'interno del suo disco; da ciò la denominazione di “galattici”..
Le stelle che abbandonano l'ammasso continuano ad orbitare nei campi stellari della galassia: taluni ipotizzano che tutti questi ultimi, sia nella nostra che in altre galassie, abbiano avuto origine da ammassi disgregatisi.
Lo studio degli ammassi aperti più prossimi alla Terra ( ad es. Le Iadi, gruppo di stelle nella costellazione del Toro) ha fornito il mezzo per la stima delle distanze medie da noi di gruppi di stelle che si può a buona ragione ritenere legate tra loro da vincoli gravitazionali e quindi aventi moti coordinati nello spazio.
Poiché gli ammassi aperti contano relativamente poche stelle, sono stati per decenni visibili solo se posti a distanze relativamente brevi dal sole; se lontani, si confondevano infatti nella massa indistinta di stelle galattiche.
Solo recentemente il Telescopio Spaziale si è spinto in direzione del Centro Galattico, penetrando attraverso 25.000 anni-luce di polveri oscuranti e moltitudini di stelle per ottenere le più nitide immagini mai viste di due giovani ammassi stellari, fra i più grandi della Via Lattea. Sono ammassi aperti decisamente fuori dalla norma perché si trovano a soli 100 anni-luce dal centro galattico. Hanno una massa pari a oltre 10.000 masse solari e sono dieci volte più estesi dei tipici ammassi aperti disseminati nella Via Lattea.
Anch'essi sono destinati a disperdersi in pochi milioni di anni a causa delle forze mareali presenti nel core galattico, ma per ora essi sono più luminosi di qualsiasi altro ammasso della nostra Galassia.
Astrofiliveronesi.it - sito ufficiale del Circolo Astrofili di Verona C.A.V. - redazione: Flavio Castellani - Sergio Montomoli - Fabio Coltri
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