ORIGINE DELL UNIVERSO

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1 L UNIVERSO 1 ORIGINE DELL UNIVERSO L'Universo si espande Nel corso dei secoli passati, e in particolare nell'ultimo secolo, grazie all'uso di telescopi sempre più potenti, gli astronomi hanno potuto raccogliere osservazioni sempre più accurate sui corpi celesti e quindi descrivere l'origine dell'universo e la sua evoluzione fino allo stato attuale. Le conoscenze sulla natura delle galassie vengono ricavate dall'analisi della luce che esse inviano: essa viene scomposta nei suoi colori componenti e si ottiene lo spettro a righe, una serie di righe colorate che possono variare la loro posizione. L'astronomo americano Edwin Hubble, nel 1929, osservò che lo spettro della luce proveniente dalle galassie era spostato verso il rosso; questo fenomeno, detto redshift, si spiega in base all'effetto Doppler, secondo il quale la frequenza delle onde varia se la sorgente si sposta rispetto all'osservatore. Quando sentiamo la sirena di un'ambulanza notiamo che, man mano che si avvicina, il suono sembra più acuto, mentre si allontana più grave. Per la luce si ha un fenomeno analogo: se la sorgente di luce si avvicina all'osservatore le righe dello spettro sono più spostate verso l'azzurro, se la sorgente si allontana, le righe sono più spostate verso il rosso. Da ciò Hubble concluse che le galassie si stanno allontanando tra loro e che la loro velocità è tanto maggiore quanto più esse sono lontane: quindi l'universo si sta espandendo. Ma, se attualmente le galassie si allontanano e l'universo si espande, possiamo pensare cosa accadrebbe se facessero il cammino a ritroso. Con la moviola possiamo vedere le immagini di un filmato tornare verso il punto di partenza; immaginiamo allora di vedere alla moviola il cammino delle galassie: esse si avvicinerebbero sempre di più, fino a concentrarsi in un unico punto. II Big Bang Qualche anno dopo le osservazioni di Hubble il matematico belga Georges Lemaitre propose un'ipotesi, confermata poi dagli studi del fisico statunitense George Gamow nel 1946, secondo la quale inizialmente, in un periodo stimato fra 10 e 15 miliardi di anni fa circa, tutta la materia dell'universo era concentrata in uno spazio piccolissimo, con una densità incredibile (sfera di fuoco primordiale). Una violentissima esplosione, il Big Bang, sparse la materia in tutte le direzioni; dopo circa tre minuti cominciarono a formarsi i primi nuclei di idrogeno e di elio, a temperature dell'ordine dei miliardi di gradi, ma solo dopo un milione di anni si formarono gli atomi completi di idrogeno e di elio. A questo punto, in alcune zone la materia, per effetto della forza di gravità, cominciò ad aggregarsi, formando i primi corpi celesti, i quasar (corpi simili alle stelle); dall'aggregazione delle stelle si formarono le galassie che, per effetto di quella forza immane, si stanno ancora allontanando. Questa teoria, conosciuta come teoria del Big Bang, è la più accettata sull'origine dell'universo. Un'ulteriore prova si è avuta, nel 1965, quando A. Penzias e R. Wilson registrarono delle radiazioni provenienti da tutte le direzioni dell'universo. Queste radiazioni, definite radiazione cosmica di fondo, prima scambiate per scariche elettriche delle apparecchiature utilizzate, furono poi riconosciute come «radiazione fossile», residuo dell'enorme energia sprigionata dal Big Bang. Nel 1998 è stato lanciato nella stratosfera il telescopio Boomerang, che è stato in grado di registrare la radiazione di fondo lasciata dal Big Bang. La spedizione, coordinata da un gruppo scienziati italiani e americani, ha consentito di raccogliere migliaia di dati e, nella primavera del 2000, dopo mesi di elaborazioni con i computer, è stata ottenuta la prima foto dell'universo appena nato. Il telescopio E primo telescopio rudimentale fu costruito, nel 1608, dall'olandese Hans Lippershey; in seguito, Galileo Galilei ( ) costruì uno strumento simile con il quale riuscì ad osservare corpi celesti ancora sconosciuti nella sua epoca. Nei secoli successivi, i telescopi sono stati perfezionati sempre più e sono diventati strumenti sofisticati che consentono di effettuare osservazioni di corpi lontanissimi dalla

2 Terra. Oggi i più potenti telescopi sono installati in luoghi isolati, lontani dalle città, preferibilmente nei deserti. Proprio in un deserto, il deserto di Atacama, in Cile, sulla cima del Cerro Paranàl, a 2635 m di altezza, è sorto il più grande telescopio del mondo. Esso è nato da un progetto europeo, diretto da un italiano, Riccardo Giacconi; il telescopio VLT è in realtà formato da quattro telescopi, tutti uguali, che potranno osservare le stelle come un unico, grande, occhio. Prima della costruzione di questo, i telescopi più potenti erano il Keck 1 sul Mauna Kea nelle Hawaii, quelli dell'osservatorio di Monte Palomar (California) e di Zelenciukskaja (Caucaso) e il telescopio spaziale Hubble, che è stato messo in orbita nel 1990 con la navicella spaziale Discovery. Il futuro dell'universo Il futuro dell'universo attualmente è spiegato secondo due teorie: la teoria dell'universo in espansione (aperto). la teoria dell'universo oscillante (chiuso). Secondo la teoria dell'universo in espansione, le galassie continueranno ad allontanarsi e l'universo si espanderà sempre più, diventando sempre più grande e freddo (il Grande Freddo). La teoria dell'universo oscillante prevede, invece, che, ad un certo punto, l'energia sviluppata dal Big Bang si esaurisca e, per effetto dell'attrazione gravitazionale, le galassie cominceranno ad avvicinarsi fino a concentrarsi di nuovo nella sfera di fuoco primordiale (Big Crunch: grande contrazione).a quel punto ci sarà una nuova esplosione e l'universo tornerà ad espandersi, in un ciclo senza fine. LE GALASSIE Tipi di galassie L'Universo è formato da miliardi di galassie. Esse sono enormi ammassi di stelle (fino a 100 miliardi) e vennero classificate nel 1926, dall'astronomo americano Edwin Hubble, in base alla loro forma. Possiamo distinguere galassie ellittiche, a spirale e irregolari. 2 Le galassie ellittiche hanno forma ovoidale che, in alcuni casi, è quasi una sfera, in altri è molto

3 schiacciata. Le galassie a spirale sono formate da un nucleo centrale, sferico o ellittico, da cui partono delle braccia composte da polveri, gas e stelle. Esiste anche un altro gruppo di galassie a spirale, le galassie a spirale barrata, in cui le braccia non partono dal nucleo, ma da una specie di «manubrio» che lo attraversa. Le galassie irregolari non hanno una forma ben definita, ma le stelle, le polveri e i gas sono distribuiti in modo irregolare. Hubble individuò, inoltre, le galassie lenticolari, intermedie fra le galassie ellittiche e quelle a spirale. La Via Lattea La galassia a cui appartiene il Sistema Solare, e quindi la Terra, è la Via Lattea. Essa è una galassia a spirale con un diametro di circa anni luce; è formata da un nucleo centrale, circondato da un rigonfiamento e da un disco costituito dai bracci a spirale. Nel rigonfiamento, che ruota a una velocità di 100 km/s, ci sono circa dieci miliardi di stelle, mentre nel disco, formato da stelle e gas, la velocità di rotazione è intorno ai km/s. 3 Il Sistema Solare, situato a circa anni luce dal nucleo centrale, su uno dei bracci del disco, impiega circa 230 milioni di anni per compiere un giro completo intorno al centro della Via Lattea: questo è un enorme buco nero, denominato Sagittario A. Le nebulose All'interno delle galassie si possono individuare le nebulose. Esse sono costituite da gas molto rarefatti (soprattutto idrogeno ed elio) e da polvere cosmica. Possono apparire luminose (nebulose lucide) o scure (nebulose oscure) ed hanno in genere forma irregolare. A volte si raccolgono intorno a una stella e per questo vengono dette nebulose planetarie. Le distanze nell'universo L'Universo ha dimensioni così grandi da non poter essere definite con le unità di misura che usiamo per le distanze sulla Terra, perché bisognerebbe utilizzare numeri con moltissime cifre. Per questo gli astronomi usano altre unità di misura delle distanze. Esse sono: l'unità astronomica (U.A.): è la distanza media Terra-Sole (149, km); questa unità viene utilizzata soprattutto per le distanze fra corpi del Sistema Solare (dell'ordine di 10 9 km); l'anno luce (a.1.): è la distanza percorsa dalla luce nel vuoto in un anno. Considerando che la velocità della luce è di circa km/s ( ), l'al corrisponde a circa 9, km; questa unità viene utilizzata per esprimere le distanze delle stelle e delle galassie; parsec (pc): equivale a 3,26 a.1, cioè a circa km; si usa per le distanze delle stelle.

4 LE STELLE L'energia delle stelle Le stelle sono corpi celesti costituiti da enormi quantità di gas, prevalentemente idrogeno ed elio, che emettono energia sotto forma di luce e calore. Ciò avviene in seguito a reazioni, dette di fusione nucleare, durante le quali due isotopi dell'idrogeno, il deuterio e il trizio, si uniscono formando un nucleo di elio con la liberazione di un neutrone Nelle reazioni nucleari si ha la perdita di una piccola parte di massa che si trasforma in una grande quantità di energia; la massa e l'energia sono legate dalla famosa relazione: E=m c 2 E = energia m = massa v = velocità nota come relazione di Einstein. La reazione è resa possibile dalle elevatissime temperature, dell'ordine di milioni di gradi, di questi corpi celesti. Luminosità e magnitudine delle stelle Quando osserviamo le stelle, ne vediamo alcune più lumi-nose, altre meno. Per molto tempo si è creduto che la grandezza delle stelle dipendesse dalla loro luminosità, cioè che quelle più splendenti fossero le più grandi. In realtà dobbiamo tener conto che le stelle non sono tutte alla stessa distanza dalla Terra; la loro luminosità, quindi, dipende dalla loro grandezza, ma anche dalla distanza dalla Terra. La magnitudine apparente misura l'energia luminosa di una stella senza considerare la distanza; invece la magnitudine assoluta ci permette di valutare l'effettiva luminosità delle stelle, supponendo che esse siano tutte alla stessa distanza dalla Terra, stabilita convenzionalmente in 10 parsec, cioè 32,6 anni luce. La magnitudine viene considerata in ordine decrescente, cioè quanto più la stella è luminosa, tanto più piccola è la magnitudine. Ad esempio Sirio, che è la stella più luminosa del cielo, ha magnitudine 1,4, ma appare così luminosa perché dista dal-la Terra «solo» 8,7 anni luce. Invece Deneb, che ha magnitudine -7,2, appare meno luminosa poiché dista dalla Terra ben anni luce. Il Sole ci sembra la stella più luminosa poiché è vicinissima a noi: in effetti la sua magnitudine è 4,8. Nascita ed evoluzione di una stella Anche le stelle hanno un loro ciclo di vita: nascono, si evolvono e poi muoiono, ma dai gas di cui sono fatte nascono altre stelle, in un lungo ciclo della materia. Inizialmente i gas cominciano ad aggregarsi e, per effetto della forza di gravità, si concentrano formando una nebulosa rotante. Qui la materia si addensa e diviene sempre più calda: si forma una protostella. Quando al centro della protostella la temperatura raggiunge valori intorno ai 10 milioni di gradi, si innescano le reazioni di fusione nucleare: nasce la stella. La stella trascorre circa il 90% della sua vita in una condizione di stabilità: questa fase è detta sequenza principale. Il Sole è in questa fase da circa 5 miliardi di anni ed è giunto all'incirca a metà del periodo. Quando la stella, col tempo, esaurisce quasi tutta la sua riserva di idrogeno, perde la stabilità e, per effetto della gravità, riprende la contrazione: aumenta nuovamente la temperatura e si innescano altre reazioni nucleari che trasformano l'elio in carbonio. La stella allora aumenta le sue dimensioni e diventa una stella rossa e poi una gigante rossa. La successiva evoluzione di una stella dipende dalla sua massa. Una stella di massa piccola (come il Sole o inferiore al Sole), dopo aver disperso nello spazio la parte gassosa più esterna, raggiunge lo stadio di nana bianca (formata solo dal nucleo della stella) e infine, quando sarà cessata ogni reazione nucleare, diventa una nana nera. Una stella di massa grande (10-20 volte quella del Sole), dopo lo stadio di gigante rossa, aumenta ancora le sue dimensioni, fino a diventare una supergigante rossa. Le reazioni nucleari che avvengono in una stella di questo tipo portano alla formazione di elementi via via più pesanti, finché la stella esplode, diventando una nova, se viene parzialmente distrutta, o una supernova se viene distrutta completamente. I residui dell'esplosione di una supernova possono continuare a contrarsi dando origine a corpi piccolissimi, ma con densità elevatissima, le stelle a neutroni o pulsar, oppure possono «scomparire» lasciando nello spazio un punto dove la densità e la gravità sono talmente alte da 4

5 attirare tutta la materia e non lasciar sfuggire nulla, neppure la luce: si forma un buco nero. I gas prodotti dall'esplosione di una supernova si disperdono nello spazio; quando iniziano ad aggregarsi originano una nuova generazione di stelle: in questo modo il ciclo ricomincia. 5 I buchi neri Quando una supernova esplode la materia del suo nucleo centrale subisce un collasso gravitazionale, viene cioè attirata violentemente verso il centro che «aspira» tutto, anche la luce: si forma un buco nero. I buchi neri non sono visibili, ma vengono individuati grazie alle radiazioni emesse dai gas prima che essi vengano «inghiottiti». Nel 1783 l'inglese John Michell ipotizzò per primo l'esistenza di questi corpi celesti dotati di attrazione gravitazionale così grande da non lasciar sfuggire neppure la luce. Altri accenni furono fatti da studiosi nell'ottocento e nei primi anni del Novecento. Ma solo negli anni Sessanta le informazioni su questi corpi divennero più precise e vennero chiamati «buchi neri» dal fisico John Arcibald Wheeler nel La certezza della loro esistenza si è avuta nel 1971 quando è stato individuato, dall'osservatorio orbitale Uhuru, il buco Cygnus X-1, distante dalla Terra circa 8000 a.l. Oggi si sa che buchi neri si trovano nella zona centrale di molte galassie, anche della Via Lattea. Il più grande buco nero oggi conosciuto si trova nella costellazione della Vergine: sembra che la sua massa sia cinque miliardi di volte quella del Sole.