A Nord: Giraffa - latino Camelopardalis, abbreviazione Cam

La Giraffa (Fig. 5a) è una costellazione circumpolare, che si trova cioè nelle immediate vicinanze del polo nord celeste, ragion per cui è visibile per tutto l’anno non scendendo mai sotto l’orizzonte. Una piccola osservazione merita il suo nome latino che è Camelopardalis, nome che a sua volta deriva dal greco “kamelos”, cammello, e “pardalis”, leopardo. I Greci, e così i Latini, chiamavano infatti la giraffa “camelopardo” per via del suo collo simile a quello del cammello e del suo corpo maculato come quello del leopardo. La nostra parola “giraffa” deriva invece dall’arabo (“zarrafah”) e per questo le due nomenclature sono tanto diverse. La Giraffa è la 18ma costellazione più grande delle 88 esistenti e si estende per 757 gradi quadrati. Le stelle che delineano la sagoma della Giraffa occupano in realtà una regione molto più piccola, quella della testa, tuttavia pur essendo relativamente raccolte e di forma semplice – una sorta di Y rovesciata – non è immediato riconoscerle in quanto, come vedremo, sono poco brillanti. Ci si può sicuramente aiutare con le costellazioni confinanti che sono: a nord l’Orsa Minore e Cefeo, a nord-ovest Cassiopea, a ovest Perseo e l’Auriga, a sud la Lince e da est a nord-est l’Orsa Maggiore (Fig. 6a). Le stelle principali che formano la Y rovesciata, e che altro non è che la testa della Giraffa, sono sei e la loro nomenclatura segue due diversi cataloghi stellari storici. Le tre più luminose appartengono al catalogo di Johann Bayer del 1603 dove le stelle sono battezzate in ordine di luminosità decrescente con le lettere dell’alfabeto greco seguite dal genitivo della costellazione, mentre le ultime tre non compaiono nel catalogo di Bayer, ma in quello più tardo di John Flamsteed, primo direttore dell’osservatorio di

fig.5a

fig.6a

Greenwich, il cui catalogo di stelle risale al 1714. Flamsteed classificò le stelle non per luminosità ma per posizione, partendo da quella più a ovest e nominandole con i numeri anziché con le lettere. Naturalmente la maggioranza delle stelle catalogate da Bayer si trova anche nel catalogo di Flamsteed, possedendo così una doppia nomenclatura. Nel caso della Giraffa, la stella più luminosa è Beta Camelopardalis con 4,03 magnitudini apparenti. Dal nome si intuisce che Bayer ne sottostimò la luminosità, avendola classificata come la seconda stella più brillante della costellazione e non come la prima. Quella che per l’astronomo tedesco era la più luminosa, la Alpha, ha invece magnitudine 4,29 ed è quindi leggermente più debole. L’errore è dovuto alla precisione inferiore degli strumenti di allora, tant’è che le misure successive hanno corretto il dato. Per convenzione però non si è intervenuti sul nome originario. La stella più debole non è presente nel catalogo di Bayer, bensì in quello successivo di Flamsteed e ha perciò una nomenclatura numerica: si tratta di 36 Camelopardalis la cui magnitudine apparente è 5,32, oltre tre volte più debole di Beta. Mediamente la Giraffa ha una magnitudine apparente di 4,64; si tratta dunque di una costellazione che comincia a essere ardua per la nostra vista e che richiede cieli molto bui. Né i Greci né i Romani videro in queste stelle una costellazione, la cui istituzione risale infatti al XVII secolo (Fig. 7a). Per questo motivo non vi è associato nessun mito.

fig.7a

Verso la fine di ottobre cominciano a sorgere le prime stelle del Leone Minore (Fig. 8a), piccola costellazione posta al di sopra del Leone e così chiamata perché i disegnatori delle mappe celesti vi hanno rappresentato un Leone in miniatura (Fig. 9a). In realtà, si tratta solo di un vezzo artistico in quanto la disposizione delle stelle del Leone Minore non ha nulla a che vedere con quella delle stelle del Leone.

La costellazione è interamente visibile da novembre a luglio e si trova vicino al nord nel mese di marzo. Il Leone Minore si estende per 232 gradi quadrati, classificandosi al 64mo posto fra le 88 costellazioni ufficiali. Si tratta dunque di una costellazione modesta, ma lo è ancor di più se si pensa che le sue stelle principali sono solo tre e che per giunta non sono nemmeno molto luminose.

Di aiuto alla localizzazione sono le costellazioni che la circondano: da est a nord l’Orsa Maggiore, da nord-ovest a ovest la Lince, a Sud il Cancro e a sud-est il Leone.

La stella più luminosa è la 46 del catalogo di Flamsteed con una magnitudine apparente pari a 3,83, mentre quella più debole è la 21, quasi due volte più spenta con 4,48 magnitudini apparenti.

Beta, l’unica presente nel più antico catalogo di Bayer, la numero 31 del catalogo di Flamsteed, ha magnitudine 4,21.

Le tre stelle quindi contribuiscono a dare al Leone Minore una magnitudine complessiva media di 4,17, valore che giustifica la necessità di cieli scuri per l’osservazione.

La sua comparsa fra le costellazioni risale al 1687 ad opera dell’astronomo polacco Johann Hevelius e per questo motivo non vi è mitologia associata.

A Sud: Cane Maggiore - latino Canis Major, abbreviazione CMa

L’Unicorno è una costellazione visibile guardando la volta celeste in direzione meridionale. E’ di dimensioni piuttosto contenute avendo un’area di 482 gradi quadrati – è la 35ma costellazione per estensione fra le 88 esistenti – ed è molto debole in quanto a brillantezza. Pertanto se da un lato l’occhio non deve percorrere ampi spazi di cielo per arrivare ai suoi confini, dall’altro la scarsa luminosità delle sue poche stelle non ne rende immediato il riconoscimento. Fortunatamente però è circondata da alcune costellazioni che possiedono stelle molto luminose e che possono così fungere da guida per la sua localizzazione: l’Unicorno è compreso fra le stelle Sirio nel Cane Maggiore e Procione nel Cane Minore, la prima inconfondibile essendo l’astro più luminoso dell’intero cielo (Fig. 3 ).

Le costellazioni che troviamo ai suoi confini sono: i Gemelli e il Cane Minore a nord, Orione e la Lepre a ovest, il Cane Maggiore e la Poppa a sud, mentre a est incontra l’Idra. Lungo la sua sagoma si possono contare solo cinque stelle di cui la più brillante, Alpha Monocerotis, è quasi di quarta classe con la sua magnitudine apparente di 3,93; si tratta quindi di una stella molto debole. La meno luminosa invece è Beta Monocerotis con magnitudine 4,60, quasi due volte più spenta della Alpha. Mediamente perciò l’Unicorno è una costellazione di magnitudine apparente pari a 4,20.

Se dal punto di vista stellare l’Unicorno è pressoché anonimo, non lo è per quel che riguarda i cosiddetti oggetti di profondo cielo, ossia tutto quanto non è stella (quindi nebulose, ammassi e galassie) e che risiede molto ma molto più lontano di queste, nello spazio profondo appunto. Nel caso dell’Unicorno possiamo ammirare al telescopio due nebulose decisamente suggestive: la Nebulosa Rosetta e la Nebulosa Cono (Fig. 4 ).

Costellazione importante per la particolare posizione che occupava sull’eclittica al tempo degli Antichi Greci, è il Cancro (Fig. 5 ).

Ricordando che l’eclittica è l’orbita percorsa dalla Terra nel suo moto di rivoluzione attorno al Sole, e che il suo piano ha un’inclinazione di 23,5° rispetto al piano dell’equatore terrestre, possiamo osservare che proprio quando viene raggiunta questa massima inclinazione in direzione nord, la Terra passa davanti alla costellazione dei Gemelli (Fig. 6 ).

fig.7

Duemila anni fa però la costellazione di fronte alla quale avveniva questo transito era quella del Cancro, ragion per cui gli antichi Greci battezzarono il punto sull’eclittica “Tropico del Cancro” (Fig. 7 ). La dicitura aggiornata ad oggi sarebbe “Tropico dei Gemelli”, ma per ragioni storiche e convenzionali, continuiamo a parlare di Tropico del Cancro. Il fatto che in duemila anni la costellazione non sia più la stessa è dovuto al cosiddetto fenomeno della precessione degli equinozi, di cui si parlerà in occasione della costellazione dell’Ariete. Questo punto dell’eclittica infine, viene raggiunto al solstizio d’estate, cioè il 21 di giugno, il giorno più lungo dell’emisfero nord del pianeta in termini di luce.

fig.8

Qualcuno potrebbe chiedersi perché la costellazione si vede in inverno se è estiva. La risposta è semplice: bisogna ricordarsi che in estate non è visibile perché è “abbagliata” dalla luce del Sole, ossia sorge e tramonta durante il giorno. Nel tardo inverno invece sorge e tramonta la sera, quando il Sole è già calato sotto l’orizzonte permettendoci la sua vista. Per quanto riguarda la costellazione in sé invece, essa si presenta come un insieme di stelle non molto luminose sparse su un’area di 506 gradi quadrati, un’estensione media, ma che non ne rende immediato il riconoscimento soprattutto a causa del suo modesto splendore. Le sue stelle infatti sono di terza e quarta magnitudine, prossime quindi al limite della sensibilità della vista umana. Famoso è invece l’ammasso aperto Praesepe e la recente scoperta di un sistema planetario orbitante attorno alla stella 55 del Cancro e avente un pianeta simile alla Terra (Fig. 8 ).

Zodiaco: Toro - latino Taurus, abbreviazione Tau

Seconda costellazione dello zodiaco il Toro abita 797 gradi quadrati di cielo così che, degli 88 gruppi di stelle, è il 17° in quanto a estensione. Identificarlo è semplice sia grazie all’elevata luminosità della sua stella principale, Aldebaran, che alla felice posizione in cui è adagiato. Il Toro ha infatti il privilegio imperituro di godere della compagnia dell’inconfondibile Orione a sud, dei brillanti Gemelli a est e dell’altrettanto splendente Auriga a nord-est (Fig. 9 ). A nord confina invece con Perseo, a nord-ovest con l’Ariete, a ovest con la Balena ed infine a sud-ovest con l’Eridano. La sua forma allungata è costituita da circa 12 stelle, 8 delle quali sono di terza magnitudine e 2 di quarta. Si tratta quindi di una costellazione poco brillante, che si salva esclusivamente grazie alla luce intensa di Aldebaran (Alpha Tauri) con magnitudine apparente 0,85 e di Beta Tauri con 1,65. La stella più debole lungo il suo profilo è Delta 3 che ha magnitudine visuale 4,29, un Aldebaran affievolito di quasi 24 volte. Oltre al suo astro principale che offre lo spunto per parlare delle ultime fasi evolutive delle stelle, il Toro ospita due ammassi stellari molto conosciuti, le Pleiadi e le Iadi, queste ultime racchiuse nel cerchio evidenziato in Fig. 10 e un Resto di Supernova anch’esso entrato nella storia del’Astronomia noto col nome di Nebulosa del Granchio.

fig.9

fig.10

A Nord: Perseo - latino Perseus, abbreviazione Per

Pur non rientrando a pieno titolo tra le costellazioni circumpolari, Perseo (Fig. 1P) è praticamente sempre visibile. Soltanto una manciata delle sue stelle conosce il tramonto durante l'anno, mentre buona parte della costellazione rimane ogni notte a disposizione di quanti vogliono abbandonarsi allo spettacolo del cielo stellato. Il periodo migliore per osservare Perseo è quello autunnale; nei mesi di ottobre e novembre si trova allo zenit, ovvero al massimo della sua altezza, laddove il cielo è più terso, nel senso che l’atmosfera è rarefatta il più possibile e il suo disturbo è quindi ridotto al minimo. A partire da aprile Perseo inizia invece a perdere le sue stelle più meridionali. Alla fine del mese scende Algol, l’astro più famoso della costellazione, per riapparire nuovamente due mesi dopo, a fine giugno. Nonostante sia possibile tenere sempre d’occhio la costellazione di Perseo, essa non è tuttavia di immediato riconoscimento. La sua sagoma è un po’ “contorta” e soprattutto estesa. Parliamo di 615 gradi quadrati di cielo ragion per cui non si ha una visione raccolta della costellazione. Con queste dimensioni Perseo è la 24ma costellazione più grande fra le 88 della volta celeste. Come vedremo non è nemmeno particolarmente brillante, altro elemento che non gioca a favore di un istantaneo riconoscimento. Possono invece aiutare a individuare la regione di cielo in cui dimora Perseo, le costellazioni con cui confina che sono: Cassiopea a nord, Andromeda a nord-ovest, l’Ariete e il Triangolo a ovest, il Toro a sud, l’Auriga a est mentre la Giraffa completa il giro cingendola a nord-est (Fig. 2a). Lungo il suo disegno si possono contare 17 stelle, la più luminosa delle quali è Alpha Persei con 1,79 magnitudini apparenti. Lambda Persei è invece la più debole di esse avendo una magnitudine apparente di 4,29. In termini di luminosità (sempre apparente, cioè dipendente dalla distanza) significa che ci appare 10 volte più spenta della Alpha. Facendo la media delle magnitudini apparenti delle 17 stelle che delineano Perseo, risulta che la costellazione è di terza classe – 3,46 magnitudini per la precisione – motivo per cui non spicca per brillantezza.

fig.1P

fig.2p

fig.3p

fig.4p

fig.5p

Un altro primato di cui gode Sirio, è di essere stata la prima stella a cui si è applicato il principio dell’effetto Doppler-Fizeau. Esso consiste nello spostamento delle onde di una sorgente luminosa verso la parte rossa o blu dello spettro elettromagnetico qualora sia in movimento. In particolare, uno spostamento verso il rosso (redshift) indica che la sorgente si sta allontanando dall’osservatore, mentre uno verso il blu (blueshift) indica un avvicinamento.

Nel 1868 l’astronomo inglese William Huggins scoprì che Sirio si stava allontanando da noi alla velocità di 46 km/s.

Insieme a Procione e Betelgeuse, forma il cosiddetto Triangolo Invernale (Fig. 11 ), che è un evidente disegno triangolare sulla volta celeste, dove i vertici sono tre stelle che spiccano per luminosità, appartenenti a tre costellazioni adiacenti: Procione nel Cane Minore, Betelgeuse in Orione e Sirio appunto nel Cane Maggiore.

Sirio non è sola nel suo cammino. Nel 1844, l’astronomo tedesco Friedrich Bessel, il primo a determinare la distanza di una stella, stava cercando di quantificare quella di Sirio osservandone il moto. Quello di

La compagna di Sirio fu chiamata Sirio B (Fig. 12 ) e studi successivi rivelarono una temperatura estremamente alta sulla sua superficie: circa 10.000 °K, quasi come Sirio! Com’era possibile allora che fosse così poco luminosa? Per “far tornare i conti”, c’era solo una quantità su cui si poteva lavorare: le dimensioni. Solo se queste ultime fossero stata molto piccole, si poteva giustificare la scarsa luminosità nonostante l’elevata temperatura. Ed infatti, si trovò che Sirio B aveva un diametro di soli 11.100 Km, praticamente era grande come la Terra.

Soltanto ai primi del ‘900 si poté dare un’identità a Sirio B, grazie all’analisi del suo spettro ed alle nuove teorie astronomiche. Si scoprì così per la prima volta di essere di fronte ad una Nana Bianca, ossia una stella giunta alla fine della sua vita che, dopo aver bruciato milioni di anni prima la sua riserva di idrogeno che la teneva sulla Sequenza Principale, e poi quella di elio che la trasformò in una Gigante Rossa, sopravvive ora consumando il carbonio rimasto nel suo nucleo. La fase finale di ogni processo di combustione è stata infine accompagnata da un collasso progressivo del nucleo della stella, ragion per cui le sue dimensioni si sono ristrette a valori planetari.

Ogni notte da ottobre fino all’inizio di aprile, un occhio dalla pupilla arancione scruta la Terra confondendosi con le stelle di ugual colore che gli dimorano appresso: è l’occhio del Toro, la stella più luminosa di questa costellazione invernale la quale insieme a Orione, ai Gemelli e all’Auriga, affresca il cielo dei mesi più rigidi dell’anno. I seguaci del cielo stellato sanno che ognuna delle quattro stagioni ci offre una cartolina “d’autore” con lo scorcio più romantico della volta celeste. E a rappresentare l’inverno ci sono proprio loro, Orione, il Toro, i Gemelli e l’Auriga, costellazioni tanto importanti per la loro tradizione mitica quanto seducenti per i tesori di cui si adornano: Orione con la sua cintura di luce e l’enorme stella rossa Betelgeuse, i Gemelli con le stelle Castore e Polluce simili a diamanti incastonati sulla notte vellutata, l’Auriga con l’oro della sesta stella più splendente di tutto il cielo – Capella – ed infine il Toro che col suo occhio aperto ci fa sentire per una volta oggetto dello sguardo del cielo, mentre le Pleiadi lo precedono fedeli in corteo.

Aldebaran è il nome che gli antichi arabi diedero alla stella che nella loro fantasia sembrava inseguisse le Pleiadi senza poterle tuttavia mai raggiungere. Aldebaran infatti significa “colui che insegue”. La sua luce arancio ci arriva dopo aver viaggiato nello spazio per circa 65 anni e questo equivale a dire che l’immagine che vediamo oggi di Aldebaran è quella di 65 anni fa, i suoi raggi sono cioè partiti nel 1944. 65 anni-luce è dunque la distanza a cui la stella si trova da noi, uno dei pochi spazi astronomici alla portata della longevità umana.

L’Alpha Tauri oltre ad essere la stella più luminosa della costellazione del Toro, è anche una delle più appariscenti dell’intera volta celeste (Fig. 13). E’ infatti la 13ma stella più brillante con magnitudine apparente pari a 0,9. Ricordiamo che la magnitudine di una stella è un numero (puro, non ha unità di misura) che esprime la potenza luminosa dell’astro e che è tanto più alto quanto più la stella è debole.

Questa grandezza affonda le sue radici nel lontano II secolo a.C., quando l’astronomo greco Ipparco di Nicea classificò le stelle in base alla loro capacità luminosa. Egli le suddivise in 6 classi dove le meno brillanti erano quelle di VI classe. Ciascuna classe poi differiva dalla precedente o dalla successiva seguendo una legge di tipo logaritmico. Questo perché lo strumento di cui si serviva Ipparco per osservare il cielo era solo il suo occhio e la risposta dell’occhio allo stimolo luminoso ha un andamento logaritmico. Per intenderci, una stella di magnitudine 1 è 100 volte più luminosa di una di magnitudine 6. 6 furono le classi individuate da Ipparco perché l’occhio umano è in grado di vedere la luce fino alla VI classe.

Con l’avvento del telescopio naturalmente si fu in grado di captare stelle molto più deboli tanto che, se ai tempi di Ipparco la magnitudine di una stella era al massimo 6, oggi col telescopio si arriva a vedere stelle con magnitudini superiori a 10, cioè almeno 4.000 volte più deboli! Occorre infine prestare attenzione al tipo di magnitudine a cui ci si sta riferendo. Dire che una stella ha magnitudine 3 per esempio, non ha senso. Le magnitudini infatti sono di due tipi: apparenti (o visuali) e assolute e ogni volta che se ne dà il valore, bisogna specificare a quale magnitudine ci si sta riferendo. La differenza fra le due sta nel fatto che la prima è fittizia, ossia è l’intensità luminosa percepita dal nostro occhio in virtù della distanza a cui si trova l’astro, mentre la seconda è quella vera, ossia è l’effettiva quantità di luce che la stella è in grado di emettere. Una stella infatti ci può apparire più brillante di un’altra senza che sia effettivamente più potente dell’altra. E’ la distanza che fa la differenza e, naturalmente, quanto più è vicina, tanto più ci apparirà luminosa rispetto alle più lontane, anche se di fatto potrebbe non essere un motore di energia altrettanto intenso. Come si fa allora a determinare l’effettiva luminosità di una stella, cioè la sua magnitudine assoluta? Occorre conoscerne la distanza. Conoscendo quest’ultima, la relazione che lega la magnitudine vera a quella apparente è:

M = m + 5 – 5 Log D

dove M è la magnitudine assoluta, m quella apparente, D è la distanza espressa in parsec e Log è il logaritmo in base 10. Nel nostro caso Aldebaran, la cui magnitudine apparente è 0,9 e la cui distanza è 65 anni-luce (equivalenti a 19,9 parsec), ha una magnitudine assoluta pari a –0,6. Per conoscere invece le caratteristiche fisiche di una stella, ossia la sua temperatura e il tipo di gas di cui è composta, occorre “prelevarne” il cosiddetto spettro. Lo spettro è una sorta di impronta digitale della stella, è la sua carta d’identità. Tecnicamente consiste nella scomposizione della luce stellare nelle diverse lunghezza d’onda. Il numero della carta d’identità di Aldebaran è K5III. Uno spettro di tipo K è simile a quello in Fig. 14.

fig.14

Le righe nere che interrompono la sequenza dei colori che compongono la luce – e che sovrapposti danno il bianco – sono dovute alla presenza di metalli nell’atmosfera della stella, i quali assorbono la luce di un particolare colore (tecnicamente frequenza). Quanto più la riga è spessa, tanto più abbondante è l’elemento chimico che la genera, mentre passando da un’estremità all’altra dello spettro, si ha che gli elementi chimici pesanti (il ferro è il più pesante che può esistere in una stella) assorbono la luce violetta e quelli leggeri (il più leggero è l’idrogeno) la luce arancione al capo opposto dello spettro. Come si vede, le stelle K hanno un numero elevato di righe di assorbimento nella parte violetta dello spettro; ciò indica la presenza di elementi pesanti nella sua atmosfera. Tipicamente si tratta di metalli neutri e ossidi metallici. Nella classe K5, quella di Aldebaran, si trovano in particolare ossido di titanio e ossido di zirconio.

Tornando alla codifica dello spettro K5III di Aldebaran, essa si legge nel modo seguente: la lettera K ci dà un’indicazione sul colore e sulla temperatura superficiale della stella, da cui si ricava che si tratta di una stella arancione con una temperatura compresa fra i 5.000°K e i 3.000°K; il numero 5 restringe ulteriormente il campo dicendoci che il valore della sua temperatura si trova circa a metà di quell’intervallo (4.000°K). Le misure danno per Aldebaran una temperatura superficiale di circa 4.100°K. Il numero romano III infine, rappresenta una classificazione in termini di fase evolutiva della stella o, detta in altre parole, ci dice a che punto della sua vita è: la classe III è riservata alle stelle giganti ordinarie.

Parlare di stelle giganti significa parlare di stelle di “terza età” per così dire. Così come l’uomo e tutti gli esseri viventi, anche i puntini luminosi che tanto ci meravigliano ogni volta che guardiamo il cielo di notte, non sono eterni: le stelle nascono, crescono, invecchiano e infine muoiono. Cos’è che ci indica a che punto sono della loro vita? Il tipo di gas contenuto nel loro nucleo, quest’ultimo essendo il loro cuore, il motore in grado di produrre energia che verrà sprigionata sottoforma di luce.

Ebbene le stelle nascono sempre con un cuore interamente fatto di idrogeno, l’elemento più semplice e leggero esistente in natura, e si accendono quando questo cuore si scalda fino a 10 milioni di gradi Kelvin, temperatura alla quale l’idrogeno inizia a bruciare e bruciando emette fotoni (luce) e si trasforma in elio, il secondo elemento della tavola periodica. Fino a quando ci sarà idrogeno da bruciare nel nucleo, la stella è nel fiore dell’età.

Questa fase sarà anche la più lunga della sua esistenza.

Ma quando l’idrogeno nel nucleo sarà stato completamente consumato e il cuore sarà una sfera più pesante di elio, allora la stella si avvierà verso la vecchiaia. Si dirà che è diventata una Gigante perché si sarà dilatata nei suoi gusci più superficiali, mentre il nucleo si sarà invece rimpicciolito essendo più pesante e quindi più esposto alla forza di gravità. L’espansione della stella si tradurrà in una rarefazione del gas di cui è composta e, di conseguenza, la temperatura superficiale scenderà.

Quella di Aldebaran è scesa fino a 4.100°K.

In tutto questo discorso c’è un controsenso che apparentemente non si spiega, ossia il fatto che una stella fredda risulti più luminosa di una “calda”, ancora nel fiore degli anni. Si sa infatti che più alta è la temperatura, più intensa è luminosità. La spiegazione del fenomeno sta proprio nella maggiore dimensione della stella: è vero che il suo gas è più freddo, ma è anche vero che la superficie che emette è molto maggiore; di conseguenza il contributo di ciascun centimetro cubo di gas fa sì che la luminosità totale della stella sia maggiore. Aldebaran ora ha un diametro di 61 milioni di chilometri, cioè circa 44 volte quello del Sole. La sua massa invece è 2,5 volte quella del Sole, essendo il suo nucleo fatto non più di idrogeno ma del più pesante elio.

Situata a 93 anni luce da noi, la seconda stella di Perseo, Beta Persei, è uno strano sole: in meno di tre giorni e per circa 10 ore, il suo splendore si riduce di ben 2/3. Esso riacquista poi la sua luminosità e il fenomeno si ripete nuovamente dopo altri tre giorni con le stesse modalità. Agli occhi degli antichi il comportamento di questo astro apparve inquietante e li indusse a considerarlo demoniaco, tant’è che gli Arabi lo chiamarono proprio “al-ghūl”, appellativo da cui deriva il nome Algol e che significa “demonio”. I Greci invece vi scorsero l’occhio malefico di Medusa, il mostro ucciso da Perseo, occhio che pietrificava chi lo guardasse direttamente.

La prima testimonianza scritta della variabilità di Algol risale al 1667 e si deve all’astronomo e matematico modenese Geminiano Montanari, mentre il primo a ipotizzare una spiegazione dell’accendersi e spegnersi della stella fu un giovane astronomo amatoriale olandese, John Goodricke, morto a soli ventun’anni forse per una polmonite.

Nel 1783 Goodricke presentò alla Royal Society di Londra la sua supposizione che ci fosse un corpo celeste che passava periodicamente davanti a Beta Persei con la conseguenza di eclissarla, e calcolò la durata del fenomeno di oscuramento. Egli fu in questo modo il primo ad abbozzare l’esistenza di stelle che un secolo dopo sarebbero state conosciute col nome di “binarie a eclisse”. Si tratta infatti di coppie di astri in rotazione l’uno attorno all’altro su un’orbita avente direzione prossima alla linea di vista dell’osservatore. In una configurazione del genere, le stelle si eclissano a vicenda dando così luogo a una ciclica variazione di luminosità (Fig. 6P).

La prestigiosa associazione inglese riconobbe il talento del giovane e premiò il suo lavoro con la medaglia Copley, la stessa che aveva ricevuto trent’anni prima Benjamin Franklin e la stessa che avrebbero ricevuto Alessandro Volta nel 1794, Charles Darwin nel 1864 e Albert Einstein nel 1925, solo per citare i più famosi. Tre anni dopo aver ottenuto il riconoscimento, era il 16 aprile 1786, venne conferito a Goodricke il titolo di Membro della Royal Society, ma purtroppo il giovane scienziato era già in fin di vita e quattro giorni dopo morì. La conferma che Algol era una binaria a eclisse arrivò poco più di un secolo dopo in duplice convalida: nel 1881 dall’astronomo americano Edward Pickering, allora direttore dello Harvard College Observatory, e nel 1889 dall’astronomo tedesco Hermann Carl Vogel.Attraverso l’uso di uno spettroscopio, i due scienziati rilevarono finalmente il moto alternato delle due stelle (Fig. 7P). Nessuna influenza demoniaca dunque, ma Algol è semplicemente una stella doppia composta da Algol A e Algol B, la prima essendo quella che dà il maggior contributo in termini

di luminosità. La magnitudine apparente del sistema binario è pari a 2,12 e sale a 3,4 durante le 10 ore di eclissi. Ricordiamo che più luminosa è la stella, più piccolo è il valore della sua magnitudine e viceversa. In particolare, una differenza di 1,28 magnitudini, corrisponde a un calo di luminosità di 3,25: esattamente ogni 2g 20h 49m, Algol si spegne di un fattore 3 per una decina di ore.

Conosciamo ora un po’ più nel dettaglio le componenti A e B di Algol. A questo scopo ci viene in aiuto l’analisi del loro spettro, ossia l’esame della scomposizione della loro luce nei vari colori. Lo spettro rappresenta la carta d’identità di una stella e in astronomia viene scritto in modo codificato.

In particolare, lo spettro di Beta Persei A si scrive B8V dove: la lettera B ci dà un’indicazione sul colore e sulla temperatura superficiale della stella, da cui risulterebbe essere bianca-blu con una temperatura compresa in un intervallo fra 10.000°K e i 20.000°K; il numero 8 restringe ulteriormente il campo dicendoci che la sua temperatura è più vicina al limite inferiore (10.000°K) piuttosto che a quello superiore (20.000°K). Le misure danno infatti per Algol A una temperatura superficiale di circa 12.000°K; il numero romano V infine, rappresenta una classificazione in termini di fase evolutiva della stella o, detta in altre parole, ci dice a che punto della sua vita è; la classe V è riservata alle stelle nane.

Algol A è dunque una stella nana molto calda e di colore bianco-blu. Il fatto che sia nana non deve però trarre in inganno, in quanto è comunque più grande del Sole (anch’esso della stessa famiglia): il suo raggio e la sua massa sono infatti rispettivamente 2,3 e 3,6 volte maggiori. Caratteristiche del genere unite al valore della temperatura, fanno sì che Algol A splenda circa 100 volte di più della nostra stella.

Per quel che riguarda Algol B invece, il suo spettro è K2IV dove: la lettera K indica una colorazione gialla e una temperatura compresa fra i 5.000°K e i 3.000°K; il numero 2 ci dice che la sua temperatura è più vicina al limite superiore (5.000°K) piuttosto che a quello inferiore (3.000°K). Le misure danno per Algol B una temperatura superficiale di circa 4.500°K; il numero romano IV infine è riservato alle stelle subgiganti. Algol B quindi si presenta come una stella subgigante, fredda e di colore giallo. Si intuisce dalla sua famiglia di appartenenza, che è più grande della sua

compagna: il suo raggio è infatti 3 volte quello del Sole. La sua massa invece è più piccola sia rispetto ad Algol A che al Sole, essendo pari a 8/10 della massa di quest’ultimo. Complessivamente infine brilla 3,4 volte più del Sole, luminosità che però è ben poca cosa se confrontata con quella di Algol A.

C’è da dire che in tutti questi numeri, ve ne sono due che, per chi ha un po’ di dimestichezza con l’evoluzione stellare, non tornano. Ovvero: la velocità di evoluzione di una stella, in altre parole la rapidità con cui invecchia, dipende esclusivamente dalla massa che possiede quando si accende per la prima volta. In particolare, tanto maggiore è la massa, tanto più breve sarà la sua vita.

Ora, nel caso di Algol, la stella con massa maggiore sappiamo essere la componente A. Dal momento che le due stelle sono nate insieme – le stime dicono meno di 300 milioni di anni fa – ci aspetteremmo di trovarla più “vecchia” della componente B, la quale peraltro ha una massa molto più piccola, solo 2/10 della prima.

Invece quel che si trova è che Algol A è una stella nana, classificazione corrispondente allo stadio evolutivo che precede quello di subgigante. Com’è possibile dunque che la leggera Algol B invecchi più rapidamente della sua pesante compagna? La spiegazione fortunatamente c’è e ha a che fare col campo gravitazionale esercitato da ciascuna stella. Ogni corpo esercita, in base alla sua massa, un campo gravitazionale più o meno intenso. Dire “intenso” significa dire che si estende fino a una certa distanza. Più la massa è elevata, maggiore è la distanza su cui agisce. Nel nostro caso dobbiamo immaginare che ciascuna stella abbia attorno a sé una sorta di “alone di gravità”, che sarà più grande per Algol A e più piccolo per Algol B. Complessivamente, è come se le due stelle fossero racchiuse in una sorta di “8” più panciuto dalla parte di Algol A. Scientificamente, queste due regioni si chiamano “lobi di Roche”, dal nome di colui che li ha teorizzati (Fig. 8P).

Ora: l’evoluzione – ovvero l’invecchiamento – di una stella, nelle sue prime fasi si traduce sostanzialmente in una espansione della stessa, che a un certo punto arriva a essere maggiore di quell’alone di gravità che la circonda (Fig. 9P). Ciò significa che il campo gravitazionale non è più in grado di tenere gli strati più esterni della stella legati al nucleo, cosicché essa li perde per sempre. Se le due stelle sono sufficientemente vicine fra loro come nel caso di Algol, accade che il gas sfuggito al campo gravitazionale in cui era immerso, viene catturato dal campo di gravità dell’altra stella, rappresentando per essa nuovo combustibile e quindi prolungamento della vita (Fig. 10P). Ecco perché a una distanza di circa 9 milioni di chilometri l’una dall’altra, Algol A si mantiene “giovane” nonostante la sua notevole massa, mentre la leggera Algol B, rapidamente svanisce. Pertanto: Algol A e Algol B si sono formate insieme dalla stessa gigantesca nube d’idrogeno meno di 300 milioni di anni fa, la prima con massa 4,5 volte più grande della seconda; insieme sono cresciute, ma ad un ritmo diverso in accordo con la propria massa – e quindi A più velocemente di B – ma poi, avendo B un campo gravitazionale più debole, quando ha raggiunto una dimensione critica, non è più stata in grado trattenere i propri strati superficiali; a questo punto, a causa della piccola distanza che la separa dalla compagna A, questi gusci di gas sono andati a gravitare attorno a quest’ultima che ha così frenato la sua corsa evolutiva. Recentemente, si è scoperto che Algol ha anche una terza componente, Algol C, situata però molto più lontano, a 400 milioni di anni luce dalle prime due. Si tratta di un’altra nana, più fredda e meno massiccia però della nana A di Algol. La distanza a cui si trova fa sì che sia legata gravitazionalmente alle altre due ma, per quanto si espanderà ed eccederà il suo lobo di Roche, non andrà ad alimentare Algol A.

Per finire, una curiosità: 73 milioni di anni fa Algol, che oggi si trova a 93 anni luce da noi, distava invece solo 9,8 anni luce! Era praticamente 9 volte più vicina di adesso, col risultato che la sua magnitudine apparente era –2,76; significa che a quell’epoca era la stella più luminosa della volta celeste, primato che oggi spetta a Sirio con –1,47 magnitudini. In termini di luminosità era addirittura 3 volte più brillante di Sirio… e ben 89,5 di quanto lo è ai nostri giorni.

Un’altra caratteristica degli ammassi aperti inoltre è quella di trovarsi sempre all’interno della Via Lattea. Con questa dicitura si intende, oltre al nome della galassia in cui abitiamo, anche il braccio di spirale a noi visibile di essa. La striscia biancastra ben in evidenza nei cieli estivi è proprio una porzione di uno dei bracci che formano la nostra galassia, bracci brulicanti di stelle, così tante da dare l’impressione appunto di un unico nastro lattescente disciolto nel cielo. E’ lungo i bracci di spirale che si trovano le stelle più giovani e poiché esse sono sorte relativamente da poco tempo e dalla stessa nube, le troviamo prevalentemente aggregate in gruppi, ragion per cui gli ammassi aperti sono dislocati lì. L’ammasso aperto nel cuore di Rosetta si chiama NGC 2244 e in Fig. 17 ne vediamo la superba immagine che hanno realizzato Stefano Orlandi e Giancarlo Sette nel 1992 dall’Osservatorio Tito Lucrezio Caro di Bologna. La temperatura estremamente elevata di queste stelle – si va da 25.000 °K finanche a 50.000 °K – riscalda tutti gli atomi di idrogeno circostanti a tal punto da far sì che essi perdano l’unico elettrone che possiedono; quest’ultimo non può più esistere singolarmente e così si trasforma in un fotone, ossia in luce. Ecco quindi che in questo modo, oltre alle stelle, anche la nube sprigiona luce. La nebulosa Rosetta è infatti classificata come “nebulosa ad emissione”. In particolare, la luce di cui si tinge è rossa perché l’idrogeno che ha perso il suo elettrone (idrogeno ionizzato) emette nella frequenza del rosso. Le aree scure che contribuiscono a creare l’immagine di una rosa, sono zone in cui l’idrogeno è estremamente rarefatto se non addirittura “assente”, dove per assente si intende 1 atomo di idrogeno per centimetro cubo – che è la densità dell’idrogeno negli spazi vuoti dell’universo e che corrisponde praticamente al vuoto.Diverso è invece il discorso per i filamenti scuri che sembrano graffiare l’immagine. Essi non sono spazi vuoti bensì il contrario!

Si tratta di condensazioni del gas di idrogeno provocate dal fortissimo vento che le giovani e super-roventi stelle di NGC 2244 generano. Proprio questa compressione, che avviene in modo disomogeneo nella nube, fa sì che un giorno essa si frammenterà in nubi più piccole le quali, sotto l’effetto della gravità, collasseranno fino a ridursi a sfere di gas sufficientemente calde e dense da trasformarsi in stelle. I filamenti bui sono perciò i sentieri lungo i quali sorgeranno nuove stelle.

La massa della nebulosa Rosetta è 10.000 volte quella del Sole, che è come dire che teoricamente da essa potrebbero nascere diecimila stelle come quella che scalda la Terra. Poiché infine da ogni frammento di nube prenderanno vita più stelle contemporaneamente, esse non potranno che formare un ammasso aperto. Del resto NGC 2244 altro non è se non un gruppo di stelle generatosi da una regione di Rosetta già frammentatasi in passato, un tempo dell’ordine di qualche milione di anni.

1690 fu l’anno in cui l’astronomo inglese John Flamsteed scoprì l’ammasso, ma per la romantica nube in cui è immerso, bisognerà attendere più di un secolo che la potenza dei telescopi diventi adeguata. Sarà un altro astronomo inglese, Sir William Herschel che per primo si stupirà davanti a questa meraviglia delle tenebre. Rosetta è un altro segreto che il cosmo ha svelato solo quando l’uomo ha potuto creare strumenti in grado di scoprirlo. Chissà quanti altri sono i segreti che tiene ancora per sé…

Oltre alla nebulosa Rosetta, l’Unicorno ne nasconde un’altra di spettacolare fattezza. E’ la nebulosa Cono (Fig. 10c), così chiamata per la forma che assume e, per vederla, è necessario fare un lungo viaggio nelle profondità cosmiche della costellazione.

Occorre dirigersi verso la stella Xi Geminorum (Fig. 11c), addentrarsi negli abissi dello spazio come proiettili sparati alla velocità della luce e viaggiare per ben 2500 anni… Se mai fosse possibile una spedizione del genere, non so dire come se ne uscirebbe, ma di certo la meta varrebbe lo sforzo dal momento che, arrivati a destinazione, saremmo improvvisamente sorpresi da un’esplosione di luce, rossa e verde fatta di giganteschi vapori fumanti (Fig. 12c). Ovunque poi, adagiate nelle colossali sculture gassose in lento movimento, stelle blu caldissime appena nate brillano potentemente per addensarsi infine verso quella che è la zona centrale, mostrandoci così il nucleo da cui scaturiscono (Fig. 13c).

L’immensa regione di magnitudine apparente 3,9 che, grazie al telescopio (provvidenziale!), ci è consentito contemplare senza doverci recare fisicamente laggiù, è una delle numerose “Regioni HII”, che popolano i bracci di spirale della Via Lattea.

Si tratta di grandi nubi di idrogeno, tipicamente di dimensioni dell’ordine di alcuni anni-luce, dentro le quali si formano le stelle. Queste ultime hanno alla nascita temperature elevatissime, tanto più alte quanto più sono massicce. Scientificamente si dice che sono di classe spettrale O oppure B, il che corrisponde a temperature superficiali che vanno dai 60.000 °K ai 10.000 °K, cioè da 12 a 2 volte superiori a quella del Sole. A simili gradazioni, la luce sprigionata è di colore blu e molto energetica, tanto che quando colpisce gli atomi di idrogeno che formano la nube in cui è immersa, strappa a ciascuno l’unico elettrone che possiedono portandolo ad un livello di energia più alto; questo fenomeno è detto “ionizzazione” e, dato che l’idrogeno ionizzato si indica come HII, si spiega il nome di “Regioni HII”.

La conseguenza più importante del processo di ionizzazione è che la nube diviene essa stessa generatrice di luce e ciò accade nel momento in cui gli elettroni “energizzati” – il termine esatto è “eccitati” – tornano al livello energetico originario, il più stabile e anche il minimo, procedimento possibile solo attraverso l’emissione di un fotone di luce da parte di ciascuno. Le nubi di tal genere si chiamano infatti nebulose ad emissione.

In particolare l’idrogeno ionizzato emette nel rosso ed è per questo che le nebulose ad emissione si presentano prevalentemente rossastre. La Nebulosa Cono è solo una minuscola porzione del vasto grembo gravido di stelle (Fig. 14c), un ventre che si estende per circa 40 anni-luce, e si tratta di una nube oscura, ossia il gas di idrogeno di cui è composta, è talmente denso che la luce che lo investe viene assorbita. Ci è possibile vederla grazie alla nebulosa ad emissione che vi sta dietro.

Pur essendo solo un dettaglio nel turbine di colori e trame inestricabili, la nebulosa Cono si distingue per la grandiosità con cui torreggia puntando verso 15 Monocerotis, la stella principale della regione, oltre 200.000 volte più luminosa del Sole e con massa 35 volte superiore. In realtà 15 Monocerotis, come tutte le stelle giovani, fa parte di un ammasso aperto, NGC 2264, ossia di un insieme di stelle la cui distribuzione nello spazio è appunto aperta, a significare che non sono legate fra loro dalla forza di gravità, nel qual caso l’ammasso assumerebbe una forma sferica e si chiamerebbe globulare. A dispetto però del tipo di ammasso, che implica l’assenza di una forma specifica, le stelle principali dell’ammasso aperto dell’Unicorno si sono invece disposte creando una figura che a molti ha ricordato un albero di Natale, tanto che il gruppo di stelle NGC2264 è noto anche come l’Albero di Natale (Fig. 15c).

Tornando alla nebulosa, dire che la Cono è solo un frammento della regione HII in cui dimora, non deve fuorviare: il colosso cinereo che si erge portando in cima le luci di nuove stelle, è alto ben 7 anni luce. In altre parole, la luce impiega sette anni per percorrerlo da un’estremità all’altra! Infine, per quanto riguarda le stelle visibili in cima al pilastro gassoso (Fig. 10c), esse sono le responsabili del cratere in cui sta sprofondando la sommità della colonna; la loro luce infatti, con l’aiuto del vento stellare, riscalda l’idrogeno della nube e lo dissolve verso l’esterno dove, investito dai raggi ultravioletti delle stelle vicine, si ionizza ed emette luce a sua volta creando così l’alone rosso che contorna il cono celeste famoso dal 1785, quando l’astronomo inglese William Herschel per primo lo scoprì.

Era il 1758 quando il ventottenne astronomo francese Charles Messier vide il primo dei suoi 110 oggetti nebulosi “da non confondersi con le comete”, come ci teneva a precisare. Per quell’anno infatti era stato previsto dallo scienziato inglese Edmund Halley, deceduto sedici anni prima, il ritorno al perielio della famosa cometa che porta il suo nome. Grande era il fervore in campo astronomico per l’evento e moltissimi telescopi dell’emisfero boreale, amatoriali e non, erano puntati sulla volta celeste alla ricerca della cometa che ognuno sperava di scorgere per primo. Il premio in palio era non solo la fama legata al primato, ma l’iscrizione del proprio nome nel firmamento: le comete infatti portano il nome del loro scopritore. Nel caso di Halley, sebbene non avesse fatto in tempo a verificare personalmente la sua previsione, si scelse di intitolare comunque la cometa allo scienziato inglese sia perchè i suoi calcoli si dimostrarono corretti, sia perché teorizzò con successo la periodicità di questi corpi celesti.

Fra i cacciatori di comete vi era anche Charles Messier il quale, nel generoso intento di aiutare i cacciatori celesti, stilò un catalogo di tutti quegli oggetti che per via della loro immagine diffusa potevano sembrare comete, ma che in realtà non lo erano. Così facendo non sapeva in realtà di star compilando un elenco di oggetti ben più preziosi per l’astronomia: ammassi di stelle, nebulose, galassie. In quel momento le immagini che si formavano nel telescopio, erano talmente prive di interesse per l’intento di Messier, che le battezzò semplicemente con un numero progressivo in base alla sequenza di avvistamento: M1 (Messier 1) era quindi il primo oggetto che appuntò nel suo elenco, M2 il secondo e così via fino al centodecimo risalente al 1773. Ma evidentemente nel corso dei quindici anni in cui si dedicò al suo catalogo, la curiosità riguardo a quelle misteriose immagini celesti dovette farsi largo nel suo intimo e l’anno successivo lo pubblicò col titolo di “Catalogo di nebulose e ammassi di stelle”.

Si comprende quindi che in realtà ognuno degli oggetti era stato scrupolosamente osservato e studiato fino a definirne l’identità nel modo più esatto possibile per l’epoca. Solo il termine “nebulose” fu lacunoso trattandosi talvolta di nebulose vere e proprie e talvolta di galassie. D’altra parte esse erano anche le sorgenti luminose più distanti e deboli per fornire le informazioni necessarie agli strumenti ottici di fine XVIII secolo.

M1 (Fig. 16g) era una di quelle nebulosità. Si trova nella costellazione del Toro, vicino alla stella Zeta, la terza più luminosa della costellazione e corrispondente al corno meridionale (Fig. 17g). Oggi sappiamo che si tratta di un Resto di Supernova ossia, come dice il termine stesso, ciò che rimane dopo l’esplosione di una stella particolare, la Supernova appunto. Ma c’è di più: l’esplosione di questa Supernova è entrata nella storia dell’astronomia a partire dal 1054, anno in cui si trova la registrazione della stella nei documenti degli astronomi cinesi e arabi. Ciò che accadde agli albori del II millennio della nostra era, fu la presenza improvvisa nel firmamento di una stella che prima non c’era, inizialmente così luminosa da essere visibile anche di giorno! Per 23 giorni il Sole non fu l’unico protagonista celeste delle ore diurne. Poi il puntino di luce si affievolì restando visibile soltanto nelle ore notturne come tutte le altre stelle. Dopo un anno e nove mesi, 653 giorni per la precisione, scomparve per sempre.

Di cosa si fosse trattato rimase un mistero per nove secoli… Cioè fino ai giorni nostri. Fu infatti solo nel secolo scorso che divenne chiara l’identità dell’astro grazie ai modelli teorici dell’evoluzione stellare. Vi sono stelle che nascono con una massa estremamente elevata e, poiché le sorti di una stella dipendono proprio dal valore della massa iniziale, più una stella è massiccia, più andrà incontro ad una fine catastrofica. La teoria evolutiva delle stelle ha identificato i valori critici di massa che determinano i differenti modi con cui una stella andrà incontro alla propria morte. Prendendo come riferimento la massa del Sole, vi sono sostanzialmente quattro soglie possibili:

- massa iniziale inferiore a 0,08 masse solari

- massa iniziale compresa fra 0,08 e 8 masse solari

- massa iniziale compresa fra 8 e 10 masse solari

- massa iniziale superiore a 10 masse solari

Le Supernovae rientrano nell’ultimo caso. Lo studio dell’evoluzione stellare, che si occupa di come evolve fisicamente e chimicamente una stella nel corso della sua esistenza, è molto affascinante ma anche piuttosto complesso via via che si scende nei dettagli. La seguente descrizione è semplificata e limitata agli astri di almeno 0,08 masse solari. Fondamentalmente ciò che bisogna sapere è che ogni stella è una gigantesca sfera di idrogeno allo stato gassoso e che brilla grazie alle reazioni termonucleari che avvengono nel suo centro, il nucleo o core. Lì la temperatura è altissima, 10 milioni di gradi Kelvin e l’idrogeno è il combustibile che a quel calore accende la stella e, man mano che brucia, si trasforma in elio, il secondo elemento della tavola periodica, quattro volte più pesante. La stabilità della stella è garantita dall’equilibrio cosiddetto “termodinamico” che si forma tra la forza di gravità – crescente per via della formazione dell’elio e che tende a far collassare il nucleo su se stesso – e la pressione di radiazione diretta in senso opposto, verso l’esterno, prodotta dai fotoni di luce sprigionati durante la fusione dell’idrogeno. Ad avvolgere il nucleo, vi sono tanti gusci sferici, sempre composti di idrogeno, la cui temperatura e densità diminuiscono man mano che si sale verso gli strati più esterni. L’ultimo guscio è costituito dall’atmosfera della stella, la cui temperatura è molto più bassa di quella centrale dove hanno sede le reazioni termonucleari; si va da circa 50.000 °K per le stelle più calde, 200 volte più fredde del core, a 1.700 °K per le più fredde, quasi 6.000 volte più fredde del nucleo. Tutta la vita delle stelle si gioca sull’equilibrio termodinamico del nucleo. Cosa succede quando l’idrogeno centrale si è convertito completamente in elio? Succede che non ci sono più raggi di luce che con la loro pressione possano bilanciare la gravità. Il nucleo allora non può che collassare, ma non del tutto: solo fino a quando il riscaldamento che ne consegue non arriva a un punto in cui l’elio può divenire il nuovo combustibile della stella e bruciare a sua volta, emettendo la luce necessaria a fermare la gravità. Per una stella di grande massa occorrono alcuni milioni di anni per bruciare completamente l’idrogeno, e il tempo impiegato per consumare il primo combustibile a disposizione, corrisponde in pratica all’intera vita dell’astro dato che coincide con la fase di maggior durata (circa il 90% del suo ciclo vitale). Per confronto, il Sole impiega 10 miliardi di anni a bruciare il proprio idrogeno. Con l’elio, nuovo carburante della stella, la temperatura delle reazioni termonucleari è decuplicata: il nucleo arde a 100 milioni di gradi, temperatura alla quale scatta la fusione dell’elio che si trasforma in nuclei di carbonio e ossigeno, rispettivamente il sesto e ottavo elemento della tavola periodica, il primo 12 volte più pesante dell’idrogeno e il secondo 16: la stella si è trasformata in una Gigante Rossa (o in una Supergigante Rossa se la sua massa iniziale è superiore alle 10 masse solari). La radiazione emessa dal nucleo di elio riscalda gli strati che lo avvolgono, i quali nel frattempo, non essendo gravitazionalmente tenuti agganciati al core in collasso su se stesso, si sono allontanati da esso e raffreddati, estendendo le dimensioni della stella a 10 o addirittura a 100 volte tanto. Per questo motivo si chiama Gigante o Supergigante, mentre il colore rosso è dovuto alla bassa temperatura degli strati superficiali. Quando finalmente la luce affiora di nuovo dal nucleo di elio e riscalda gli strati attigui, si innescano in essi le reazioni nucleari responsabili della fusione dell’idrogeno ivi contenuto trasformandolo in elio.

Il meccanismo si propaga via via negli strati superiori (Fig. 18g). Il nucleo intanto esaurisce il suo elio e si ritrova molto più pesante per via del carbonio e dell’ossigeno che si sono formati. In una stella di grande massa questa seconda fase evolutiva dura molto meno della prima, circa un milione di anni, quasi il rimanente 10%. Di nuovo instabilità e collasso, fino a quando la temperatura non sale al punto da permettere la fusione di carbonio e idrogeno e raggiungere un nuovo stato di equilibrio della stella. Nei gusci adiacenti invece, continua la fusione dell’idrogeno in elio. La stella ora è una Nana Bianca, identità che conserverà per pochissimo tempo, un millesimo della precedente. Da gigante che era si è rimpicciolita incredibilmente, il suo raggio si è ridotto a un centesimo di quello solare, praticamente alle dimensioni della Terra e visivamente appare di colore bianco. La Nana Bianca rappresenta la penultima fase di vita di una stella isolata, dal momento che il suo destino sarà quello di raffreddarsi sempre più fino a spegnersi in una Nana Nera. Se però la massa iniziale della stella supera le 10 masse solari, essa non passa per lo stadio di Nana Bianca, ma è un corpo incandescente fuori controllo. Esaurito il combustibile centrale di elio infatti, la stella si ritrova con un nucleo di carbonio e ossigeno sottoposto a una forza di gravità ancora più intensa della precedente, la quale lo fa collassare su se stesso fino a raggiungere una densità e una temperatura così elevate da innescare la fusione del carbonio e dell’ossigeno. Il nuovo combustibile si trasforma in nuclei di ferro, cioè in un metallo, ma il processo non potrà completarsi con la conversione totale dei due elementi in ferro, in quanto vi è un valore critico per la massa di un core stellare in stato degenere (chiamato “limite di Chandrasekhar” e pari a 1,44 masse solari), superato il quale non è più possibile contrastare la gravità. Poiché il ferro è un elemento pesante, la sua continua creazione non fa che appesantire il nucleo e, dal momento che abbiamo a che fare con una stella originariamente molto massiccia, il carbonio e l’ossigeno non fanno in tempo a esaurirsi prima di aver raggiunto la massa critica di Chandrasekhar. Inevitabilmente quel limite verrà viene e allora la forza di gravità avrà la meglio. In pochi giorni il cuore della stella si comprime alla velocità di 70.000 km/s (circa il 23% della velocità della luce, 5 secondi e mezzo per arrivare sulla Luna!), la densità dei nuclei di ferro aumenta e così anche la temperatura che ora tocca i 100 miliardi di gradi! I nuclei di ferro, per come sono strutturati chimicamente, non si fondono ma si respingono. La gravità però è ormai talmente elevata che di fronte all’impossibilità di legare i nuclei metallici e di arrestare la forza gravitazionale, la stella reagisce con una violentissima esplosione del suo core: la stella è diventata una Supernova (Fig. 19g). La deflagrazione è così potente che l’astro supera temporaneamente la luminosità dell’intera galassia in cui si trova e, tenendo conto che una galassia come la nostra contiene qualche centinaio di miliardi di stelle, significa che per qualche settimana in un’unica stella si concentra la luminosità di 100 e più miliardi di stelle!

Per questo motivo le Supernovae sono le uniche stelle che possiamo distinguere all’interno delle altre galassie, come accadde nel 1987 quando fu nella Grande Nube di Magellano apparve una Supernova (Fig. 20g). Nel frattempo, un’onda d’urto di mostruosa intensità si propaga attraverso gli strati esterni al nucleo provocandone istantaneamente la distruzione, anche per essi tramite esplosione, fino a che lo shock raggiunge i gusci più esterni i quali vengono a loro volta scagliati brutalmente nello spazio a velocità dell’ordine di 10.000 km/s, equivalente al 3% della velocità della luce, una velocità con cui raggiungeremmo la Luna in 38 secondi…

Lo scenario è ora duplice: da una parte c’è quello che rimane del core della stella e dall’altra ciò che rimane dei suoi involucri. Per quel che riguarda il core, resta una palla di appena una decina di chilometri ma con una massa superiore a quella dell’intero Sole (da 1,4 a 3 masse solari), il che implica una densità centomila miliardi di volte maggiore di quella della nostra stella. Essa è costituita di neutroni, le uniche particelle sopravvissute dei nuclei di ferro. La nuova stella, che altro non è se non il cadavere di quella originaria, si chiama Stella di Neutroni (Fig. 21g). Questi astri possiedono i valori di densità più alti conosciuti prima di arrivare ai Buchi Neri e il meccanismo che li tiene in vita, cioè che contrasta l’altissima gravità, è la rotazione: le Stelle di Neutroni ruotano su sé stesse in poche manciate di secondi, alcune addirittura compiono una rotazione in solo qualche millesimo di secondo (Fig. 22g). A causa della rotazione inoltre, ci appaiono pulsanti, motivo per cui sono chiamate anche Pulsar; in origine infatti si pensava fossero due oggetti diversi. La pulsazione luminosa che osserviamo è dovuta al fatto che l’asse di rotazione della stella e quello del campo magnetico da cui fuoriesce la luce, non coincidono. In particolare, questo è ciò che succede: la vertiginosa rotazione della stella di neutroni combinata con il suo eccezionale campo magnetico (mille miliardi di volte quello terrestre) ha come risultato la generazione di campi elettrici di altrettanto straordinaria intensità, i quali accelerano gli elettroni – che sono sempre presenti nella stella anche se in minima parte rispetto ai neutroni – a velocità relativistiche, cioè prossime a quella della luce. Quando questi vengono catturati dal campo magnetico, accade il miracolo: diventano di nuovo sorgenti di luce! Stavolta però non più attraverso un processo termico come avveniva negli stadi precedenti alla Supernova, ma attraverso uno elettromagnetico, ed emettono fotoni alle frequenze radio, gamma, X e anche ottiche, quelle visibili all’occhio umano.

l fascio di luce tuttavia viene emesso nella direzione dei poli magnetici la quale, essendo inclinata rispetto all’asse di rotazione, lo rende visibile solo una volta ad ogni giro, quando punta verso l’osservatore (Fig. 23g), come accade per la luce dei fari marittimi. Così facendo, vediamo la stella accendersi e spegnersi – alla stessa frequenza della rotazione – come se pulsasse. Spostando invece l’attenzione alla parte opposta della stella di neutroni, troviamo il residuo degli involucri della stella, chiamato appunto Resto di Supernova: la Nebulosa Granchio è proprio uno di questi. A 6.500 anni luce da noi, si presenta come un’ellissi dalla trama densa di filamenti intricati (Fig. 24g), i più luminosi dei quali dettero all’astronomo inglese William Parsons, l’impressione di raffigurare un granchio, da cui il nome con cui la battezzò a metà del XIX secolo (Fig. 25g). I filamenti sono tutto quel che resta dell’atmosfera della stella e i vari colori sono dovuti agli elementi di cui sono costituiti e alla temperatura a cui si trovano, la quale va da 11.000 a 18.000 gradi. Si tratta in massima parte di idrogeno ed elio ionizzato mescolati con gli elementi più pesanti tipici delle atmosfere stellari, carbonio, azoto, ossigeno, ferro, neon, zolfo. Un raggio di luce impiega 11 anni per percorrere da un capo all’altro la Nebulosa del Granchio, la cui materia ha una densità di circa 1.300 particelle per centimetro cubo. Al telescopio è facilmente identificabile grazie alle sue 8,3 magnitudini apparenti, ma l’elevata distanza la spegne di ben 40.000 volte.

Ma come si forma un Resto di Supernova? Come abbiamo visto, gli strati che avvolgono il nucleo della stella vengono investiti l’uno dopo l’altro dall’onda d’urto in incalzante avanzamento e infine scaraventati violentemente nello spazio circostante – composto da materia interstellare – alla velocità di 10.000 km/s. La loro temperatura nel frattempo è salita precipitosamente innescando la fusione degli elementi in essi contenuti in elementi più pesanti: laddove vi era elio, si crea carbonio e ossigeno e a seguire silicio e ferro, laddove vi era idrogeno si crea elio che si trasforma poi in carbonio e ossigeno e così via; si verifica in pratica una sorta di proseguimento accelerato del ciclo evolutivo stellare. Ma la cosa più importante è che stavolta si formano anche gli elementi più pesanti del ferro, che non era stato possibile produrre nella stella di neutroni, e questo grazie al fatto che la densità della materia non è più in condizioni proibitive. Si arriva allora a sintetizzare anche l’oro, il settantanovesimo elemento della tavola periodica. Lo spazio interstellare, composto per il 90% da gas di idrogeno, si arricchisce dunque di elementi più pesanti e, travolto dall’onda d’urto, diventa anch’esso incandescente raggiungendo temperature dell’ordine dei 10-100 milioni di gradi, che lo rendono sorgente di raggi X. Trascinato insieme agli involucri della stella, il mezzo interstellare diventa parte del Resto di Supernova, il quale continua la sua espansione a 10.000 km/s per un paio di secoli raggiungendo estensioni di una ventina di anni luce. Poi lo shock inizia a raffreddarsi, perde energia e rallenta così l’espansione; la Nebulosa del Granchio in particolare si sta dilatando a una velocità di 1.500 km/s e, andando a ritroso nel tempo, i calcoli su M1 portano proprio alla Supernova del 1054. L’arresto si avrà a distanza di circa un milione di anni, quando le zone periferiche del Resto di Supernova si saranno dissolte nel mezzo interstellare confondendosi con esso. Per quel che riguarda la forma assunta da queste rovine stellari, essa è ogni volta diversa dipendendo dalla densità del mezzo interstellare contro cui ogni suo elemento localmente si scontra; laddove la materia è più densa, il residuo è frenato rispetto a una zona invece più rarefatta. La grande importanza delle Supernovae sta nel fatto che la loro esplosione porta una forte perturbazione nello spazio interstellare che permette da un lato di innescare i processi di formazione di nuove stelle, e dall’altro di produrre gli elementi più pesanti del ferro che sono quelli che vanno a costituire poi le atmosfere stellari, i pianeti e infine… noi. A pieno titolo dunque possiamo dire di essere Figli delle Stelle!

Certo, se scoppiasse una Supernova nelle nostre vicinanze, per noi sarebbe la fine, una terrificante vaporizzazione istantanea! Ma fortunatamente le esplosioni di Supernova sono un evento piuttosto raro nella nostra Galassia, una al secolo e, soprattutto, sufficientemente lontano da garantire la nostra incolumità! Tuttavia alcune candidate nei nostri dintorni ci sono, le più famose delle quali sono le Supergiganti Rosse Betelgeuse in Orione e Antares nello Scorpione e poi Spica, la Gigante Blu nella Vergine. Ve n’è anche una che si trova a soli 150 anni luce dalla Terra, nella costellazione di Pegaso. Ma possiamo stare tranquilli dato che la sua possibile esplosione, così come quella delle altre citate, avverrà fra diversi milioni di anni. Charles Messier dunque catalogò senza saperlo un Resto di Supernova, proprio quello nel cui centro si trova la stella che sette secoli prima apparve misteriosamente nei cieli degli astronomi asiatici e dopo 653 giorni, altrettanto misteriosamente, scomparve ai loro occhi. Per sempre.

A 577 anni luce da noi, una nebulosità di magnitudine apparente 3,10 abita le poche stelle della costellazione del Cancro.

Nel 1769 l’astronomo francese Charles Messier la aggiunse al suo catalogo, composto da tutti gli oggetti di profondo cielo – e quindi deboli – che riuscì ad osservare al telescopio nel cielo boreale. Chiamò questa nebulosità M44 per indicare che era il 44° oggetto che aveva inserito nel suo catalogo. La lettera M invece è l’iniziale del suo cognome. Osservando la nebulosità al telescopio o con un binocolo però, essa si stempera meravigliosamente in una miriade di stelle bianche, azzurre e arancioni, vicine fra loro.

Galileo fu il primo che ebbe l’onore di ammirare questo piccolo miracolo siderale nel lontano 1609. Riuscì a contare nel suo cannocchiale fino a 36 stelle.

Oggi sappiamo che sono molte di più, oltre 200, di cui la maggior parte appartenenti alle classi spettrali A, F e G; sono pertanto tutte stelle della Sequenza Principale, dunque nel pieno della loro forza vitale, con temperature che vanno dai 6.000 °K come il nostro Sole, ai 10.000 °K come Sirio. Si tratta di stelle cosiddette “nane”. Vi si trovano però anche Giganti Rosse e Nane Bianche, stelle ormai che volgono al tramonto della loro vita.

M44 è il presepio che abbiamo nel cielo; è conosciuto infatti col nome di Ammasso Aperto del Praesepe, o Mangiatoia, o ancora Arnia (Fig. 18 ). La sua età è di circa 730 milioni di anni, che su scala astronomica non è poi elevata. Anche l’Ammasso Aperto delle Iadi nel vicino Toro ha gli stessi anni; questo significa che il Presepe e le Iadi sono nati insieme, molto probabilmente dalla

Ricordo ancora l’emozione che provai quando con un modesto cannocchiale cercai la zona di cielo che doveva accogliere le Pleiadi. Mi trovavo sul balcone di casa e, fortunatamente, quel ritaglio di notte era stato risparmiato dai muri degli altri palazzi.

Sia ben inteso, le Pleiadi sono visibili anche ad occhio nudo, ma trovandomi io sotto le luci della città, mi era impossibile distinguere le sette stelle più brillanti che caratterizzano questo piccolo ammasso aperto. E poi volevo vederle “da vicino”! Quando col mio cannocchiale giunsi sopra di esse, sentii il cuore battere forte e, a mezza voce esclamai: “Le Pleiadi…!”. Nel mio cannocchiale si vedevano nitidamente le stelline e ricordo che trascorsi parecchi minuti incantata da quello spettacolo, impreziosito dalla mia piccola scoperta. Nessuno quasi mai lo dice, ma una delle emozioni più grandi che si provano in astronomia, credo sia proprio il momento dell’apparizione ai propri occhi dell’oggetto che stavamo cercando: stella, galassia, nebulosa e via dicendo. E’ un momento magico. Le Pleiadi (Fig. 19 ), formano un ammasso aperto, sono cioè un insieme di stelle legate fra loro gravitazionalmente e la cui disposizione nello spazio è irregolare o, come è stata chiamata, “aperta”. Gli ammassi aperti sono sempre costituiti da stelle giovani e possono contenere da poche decine a diverse centinaia di stelle. Li si trova tutti lungo i bracci a spirale della Galassia. Le Pleiadi non fanno eccezione e si calcola che l’intero ammasso consista di oltre 200 stelle addensate in un’area di 1° (due volte il diametro della Luna) a 415 anni luce da noi. Al nostro occhio si mostrano soltanto le sette più brillanti, le famose “sette sorelle” come sono state chiamate fin dai tempi antichi.