Costellazioni e stelle
Le costellazioni
Il cielo è suddiviso in 88 settori, chiamati costellazioni, che gli astronomi usano come modo conveniente per ubicare e denominare gli oggetti celesti. Le principali costellazioni furono ideate all'alba della storia dai popoli mesopotamici, che immaginarono di poter ravvisare tra le stelle una somiglianza con certe creature favolose e con certi eroi mitologici; probabilmente è la stessa tendenza che porta a individuare immagini particolari tra le forme che assumono le nuvole. Nei tempi più antichi, erano molto importanti, in particolare, le dodici costellazioni dello zodiaco, i cui nomi ci sono noti grazie alle rubriche astrologiche dei giornali.
Nella maggior parte dei casi, le stelle di una costellazione non hanno alcuna connessione reale; la loro distanza dalla Terra può essere notevolmente diversa, ed è per semplice interpretazione visiva che formano una specie di disegno. Alcune costellazioni come Orione o Cassiopeia, hanno una configurazione più facilmente riconoscibile che non altre.\\
Le costellazioni moderne derivano da un elenco di 48 forme celesti riconosciute da Claudio Tolomeo nel 150 d.C., famoso astronomo di Alessandria. Questo elenco fu poi ampliato da navigatori e disegnatori di carte celesti, in particolare dal tedesco Johann Bayer (1572-1625), dal polacco Johannes Hevelius (1611-1687) e dal francese Nicolas Louis de Lacaille (1713-1762). Lacaille introdusse 14 nuove costellazioni in parti di cielo australe non visibili dalle regioni mediterranee. Un certo numero di costellazioni ideate, recentemente, caddero in disuso, lasciando un totale di 88 costellazioni, che furono ufficialmente adottate nel 1930 dall'Unione Astronomica Internazionale.
I nomi delle stelle
Solo le stelle più luminose per l'occhio umano hanno nomi derivati soprattutto da quelli antichi greci e arabi. Il Bayer introdusse l'uso d'indicare le stelle con una lettera greca seguita dal genitivo del nome latino della costellazione a cui appartengono; in genere Bayer seguì un criterio di luminosità, per cui indicò con a la stella più luminosa, con b quella immediatamente meno luminosa e così via. Per alcuni casi non si preoccupò della luminosità, ma della posizione delle stelle all'interno della costellazione. Una stella può essere indicata, pertanto, nei seguenti modi:
Schedir;
a Cassiopeiae;
oppure, per le stelle più deboli, vengono indicate dai numeri dei cataloghi in cui sono annotate.
Cos'è una stella?
Le stelle sono sfere di gas che rilasciano l'energia prodotta dalle reazioni nucleari che avvengono nei loro nuclei. La maggior parte delle stelle è simile al Sole, la stella a noi più vicina, ma siccome sono molto distanti ci appaiono come semplici puntini luminosi. All'interno della nostra galassia, come in tutte le galassie, ci sono stelle che si stanno formando, evolvendo e che moriranno. Le stelle si formano a partire da grandi nubi di gas e polveri, le nebulose (200000 miliardi di Km di diametro), in un processo che continua ai giorni nostri. La nebulosa si contrae, sotto l'impulso della sua gravità, originando un embrione di stella chiamata protostella (100 milioni di Km di diametro). Ad un certo punto la densità e la temperatura del gas, al centro della protostella, aumenta vertiginosamente, raggiungendo le condizioni richieste per innescare le reazioni nucleari. L'oggetto "si accende" e diventa una stella vera e propria, in grado di emettere calore e luce. Ora la stella è nella fase di sequenza principale (1 milione di Km di diametro): quanto vi resta e cosa succede poi, è determinato dal valore della sua massa.
- Stelle massicce .
Una stella di sequenza principale, ma con una massa dell'ordine delle decine di volte la massa del Sole (la massa del Sole è 333000 volte la massa della Terra), si estingue in modo spettacolare: aumenta le proprie dimensioni diventando una supergigante rossa (1 miliardo di Km di diametro). Si raffredda e perde gli strati superficiali; infine il suo nucleo collassa, causando un'esplosione. A seconda se tale esplosione avviene all'interno o al di fuori della nostra galassia si dà il nome, rispettivamente, di nova o supernova . Per alcune settimane la supernova emette una quantità di luce paragonabile a quella di un'intera galassia. Mentre gli strati superficiali della stella vengono lanciati nello spazio, il destino del nucleo dipende ancora solo dalla sua massa. Un nucleo di massa limitata degenera in una piccola e densissima stella di neutroni (15 Km di diametro). Un'ipotesi estremamente affascinante è quella che riguarda un nucleo di massa circa tripla di quella del Sole: la sua stessa gravità lo trasformerà in un buco nero (50 Km di diametro).
- Stelle piccole .
Una stella di massa paragonabile a quella del Sole va incontro ad una fine meno drammatica. Si trasforma in una gigante rossa (100 milioni di Km di diametro) e infine perde nello spazio gli strati superficiali, che finiscono per circondarla come un guscio gassoso, originando una nebulosa planetaria (10000 miliardi di Km di diametro). Il nucleo diviene una nana bianca (10000 Km di diametro), che si raffredda in miliardi di anni. Quando smetterà di emettere luce, si trasformerà in una nana nera (10000 Km di diametro). Le stelle più piccole, le nane rosse con massa pari a un decimo del Sole, possono sopravvivere 100 miliardi di anni e anche più, mentre le stelle più massicce esplodono dopo solo alcuni milioni di anni. Il Sole, che si formò 5 miliardi di anni fa, è circa a metà della sua esistenza.
Magnitudine delle stelle
Abbiamo quindi, superficialmente, analizzato i possibili cicli vitali di una stella e le possibili dimensioni le quali presentano accentuate differenze. Una gigante rossa può raggiungere i 150 milioni di chilometri di diametro, il nostro Sole ha un diametro di 1,39 milioni di chilometri mentre una nana bianca ha un diametro tipico di 10000 chilometri. Ma dalla Terra, senza particolari strumenti, è possibile osservare la luminosità ed il colore di una stella.
La luminosità di un oggetto nel cielo notturno è detta magnitudine apparente (magnitudine è un termine che deriva dal latino magnitudo, che significa “grandezza”) e dipende sia dalla sua luminosità intrinseca che dalla distanza dalla Terra. Questa grandezza fu introdotta da Ipparco di Nicea nel II sec. a. C. quando redasse il primo catalogo classificando 1080 stelle in sei classi di grandezza, 1m (le stelle più luminose), 2m,..., 6m (a cui corrispondono le stelle appena visibili ad occhio nudo). Successivamente la scala fu estesa anche a stelle telescopiche, invisibili ad occhio nudo, sotto la 6m fino alla 23m. Infine fu definita esattamente la differenza fra due classi contigue di luminosità che è di 2,5: una stella di 1m è 2,5 volte più luminosa di una di 2m. La scala è dunque logaritmica; una stella di magnitudine 1 è 100 volte più luminosa di una stella di magnitudine 6.
Poiché la distanza di una stella influisce sulla luminosità con cui essa appare, la magnitudine apparente ha poca relazione con la quantità di luce che essa emette realmente, cioè con la magnitudine assoluta .
Un'ulteriore classificazione si basa sostanzialmente sulla rilevazione strumentale della temperatura dell'atmosfera della stella che è associata al colore della stessa. Via via che le temperature delle stelle aumentano, si va dall'arancione, al giallo, al bianco, all'azzurrognolo. Le classi sono in realtà molte di più ed ognuna delle quali è suddivisa ulteriormente in sottoclassi.
Così è possibile migliorare la nostra confidenza con il cielo: riconoscere le stelle non solo attraverso le costellazioni di appartenenza, ma anche per le magnitudini apparenti, senza dimenticare che un'ulteriore differenza tra gli oggetti celesti sono le sfumature di colore che essi emettono.
La distanza delle stelle.
Nell'universo, le distanze sono tanto enormi che gli astronomi hanno abbandonato l'esiguo chilometro e hanno inventato proprie unità di misura. La più familiare di queste è l'anno luce (a.l.), cioè la distanza percorsa da un raggio di luce in un anno. La luce si muove con la massima velocità nota nell'universo, circa 300.000 Km al secondo. Un anno luce equivale quindi a 9,46 milioni di milioni di Km. In media, le stelle distano diversi anni luce. La stella più vicina al Sole a Centauri dista 4,3 anni luce. Un raggio di luce che parte dal Sole impiega circa 8 minuti per raggiungere la Terra; si dice che il Sole dista dalla Terra 8 minuti luce. La Luna dista dalla Terra poco più di 1 secondo luce.
La distanza delle stelle più vicine può essere misurata direttamente nel modo seguente. Si misura accuratamente la posizione della stella quando la Terra si trova da un lato del Sole; la sua posizione viene quindi rimisurata sei mesi dopo, quando la Terra si è spostata, nella sua orbita, dall'altro lato del Sole. Quando una stella viene osservata in questo modo da due punti molto diversi dello spazio, la sua posizione sembra essere lievemente mutata rispetto a quella delle stelle più lontane. Questo effetto viene chiamato parallasse (vedi figura 1), e vale per qualsiasi oggetto osservato da due punti di vista contro uno sfondo fisso, come un albero contro l'orizzonte.
Figura 1 : Più la stella è distante, tanto minore è lo spostamento parallattico
Lo spostamento parallattico di una stella è tanto piccolo da essere trascurabile a tutti i fini usuali: nel caso di a Centauri, che ha lo spostamento parallattico maggiore di qualsiasi altra stella, la quantità è all'incirca il diametro di una monetina vista alla distanza di 2 Km. Una volta misurato lo spostamento parallattico di una stella, si può determinare la sua distanza mediante un semplice calcolo. Un oggetto abbastanza vicino da mostrare uno spostamento parallattico di 1'' (un secondo) di arco si trova alla distanza di un parsec . Nessuna stella è così vicina; la parallasse di a Centauri è di 0,75''. Un parsec è equivalente a 3,26 anni luce. Spesso gli astronomi preferiscono usare i parsec piuttosto che gli anni luce per la facilità con cui la parallasse può essere convertita in una distanza: la distanza in parsec di una stella è semplicemente l'inverso della sua parallasse in secondi. Per esempio una stella distante 2 parsec ha una parallasse 1/2 = 0,5''; se è distante 4 parsec, ha una parallasse 1/4 = 0,25'', e così via. Più lontana è una stella, più piccola è la sua parallasse. Al di là di circa 50 anni luce, la parallasse di una stella diventa troppo piccola da poter essere misurata con precisione mediante telescopi al suolo e pertanto si ricorre a tecniche più sofisticate.
Stelle doppie
Un gran numero di stelle è composto in realtà da due o più stelle vicine. Talvolta queste connessioni sono solo prospettiche e allora la coppia è detta doppia ottica . Un esempio di doppia ottica è costituito da Mizar (magnitudine 2,2) e Alcor (magnitudine 4) nel Grande Carro che si trovano, rispettivamente, a 78 e 81 anni luce.
Ma nella maggior parte dei casi, le stelle si trovano a distanza ravvicinata tra di loro, costituendo un vero sistema binario fisico. Ciò significa che i membri di una binaria orbitano, legati gravitazionalmente, l'uno attorno all'altro. Quando le stelle sono di magnitudine molto differente, la stella più debole (la secondaria ) potrebbe risultare difficile da osservare, offuscata dallo splendore della più brillante (la primaria ).
Un esempio di doppia fisica non risolvibile ad occhio nudo è Sirio nel Cane Maggiore la quale ha una compagna denominata Sirio B che la orbita in cinquant'anni. Sirio B, conosciuta anche come "Cucciolo", è una nana bianca 10000 volte più debole della principale. Sirio ha una magnitudine di -1,44 ed è intrinsecamente 20 volte più luminosa del Sole, ma dista circa 8,6 anni luce e si presenta di colore bianco, salvo quando è prossimo all'orizzonte che sembra scintillare con colori cangianti per effetto della rifrazione atmosferica.
Un altro esempio di doppia fisica è la stella Algol in Perseo (figura 2) che è una famosa binaria ad eclisse. Quando la primaria è eclissata dalla secondaria, ogni 2 giorni e 21 ore, la magnitudine del sistema scende dalla 2,1 alla 3,4 per circa 10 ore, risultando visibile ad occhio nudo.
Figura 2 : Perseo, tra le costellazioni confinanti.
Algol significa in arabo occhio del diavolo , in quanto questa variazione di magnitudine confutava l'immutabilità dei cieli sostenuta dalla Chiesa Cattolica. La costellazione di Perseo è individuabile sulla linea Phecda - Dubhe del Grande Carro come mostrato in figura 4.
Comete e stelle cadenti.