astrofisica

Settore dell'astronomia che studia la nascita, l'evoluzione e lo stato attuale degli oggetti celesti, sulla base delle leggi della fisica. La maggior parte delle informazioni disponibili in quest'ambito è fornita dallo studio delle radiazioni emesse dai corpi celesti in tutte le regioni dello spettro elettromagnetico e dall'analisi delle variazioni nel tempo di tali emissioni (Vedi Spettroscopia). I dati raccolti per mezzo di spettrometri e spettroscopi vengono interpretati mediante complessi modelli teorici che hanno lo scopo di fornire una spiegazione dei processi fisici che regolano la produzione e l'emissione di radiazione elettromagnetica. L'analisi sperimentale di tale radiazione permette di rilevare la presenza di particolari elementi atomici o molecolari nei corpi celesti, e l'eventuale stato di moto dei corpi stessi. Applicando le leggi della termodinamica è inoltre possibile stimare le condizioni di temperatura e di pressione che caratterizzano le regioni interne, superficiali o esterne degli astri.

Lo studio delle stelle

Le stelle sono tra gli oggetti celesti meglio conosciuti. Analizzando per mezzo di uno spettroscopio la luce proveniente da una stella, è possibile determinare esattamente l'intensità delle componenti a diversa lunghezza d'onda della radiazione elettromagnetica emessa, e quindi ottenere importanti informazioni ad esempio sulle condizioni di temperatura nelle regioni superficiali della stella e sul suo stato di moto nello spazio.

Se inoltre la distanza della stella è nota, è possibile determinarne la magnitudine, o la luminosità intrinseca, sommando l'energia emessa alle varie frequenze. Poiché la luminosità è il prodotto tra l'energia emessa per unità di area (che dipende solo dalla temperatura superficiale) e l'area totale della superficie, è possibile risalire al raggio e quindi alle dimensioni dell'astro, per mezzo di semplici calcoli.

Lo spettro della stella, analizzato con uno strumento ad alta risoluzione, mostra la presenza di linee scure in corrispondenza di lunghezze d'onda specifiche. Queste linee sono dovute all'assorbimento della luce emessa nelle regioni interne della stella da parte degli strati soprastanti, in genere più freddi. La natura degli atomi e delle molecole presenti negli strati superficiali può allora essere identificata confrontando le linee di assorbimento nello spettro della stella con quelle prodotte in laboratorio da gas noti; per mezzo di uno studio del tutto simile, è inoltre possibile calcolare la temperatura e la pressione dell'atmosfera che circonda l'astro, nonché la diffusione relativa dei vari elementi chimici che la compongono. Vedi Linee di Fraunhofer.

La maggior parte delle stelle appartiene alla cosiddetta "sequenza principale", una regione pressoché lineare e obliqua del diagramma di Hertzsrung-Russel, nella quale si osserva un rapporto di proporzionalità tra luminosità e temperatura. Le stelle molto più brillanti, e quindi molto più grandi, delle stelle di sequenza principale aventi la stessa temperatura, sono dette giganti rosse; le stelle più deboli, e quindi più piccole, delle corrispondenti stelle di sequenza principale possono invece essere classificate, a seconda delle dimensioni, come nane bianche o stelle di neutroni.

I modelli teorici validi per le regioni interne delle stelle sono stati elaborati sulla base dell'equilibrio che esiste tra la forza di gravità, che tende a far collassare la stella, e la pressione del gas, che ne determina l'espansione. Le alte temperature, dovute alle reazioni nucleari che hanno luogo all'interno delle stelle, producono un flusso di calore diretto verso l'esterno; se la stella è in equilibrio, il calore dissipato viene compensato dall'energia rilasciata dalle reazioni che avvengono nel nucleo. Quando i vari combustibili nucleari si esauriscono, la stella evolve lentamente, e il nucleo si contrae assumendo densità sempre più alte.

Per le stelle di massa relativamente ridotta questo processo giunge a conclusione quando gli strati gassosi esterni vengono emessi formando una nebulosa planetaria; contemporaneamente il nucleo si raffredda generando una nana bianca. Le stelle di massa elevata, invece, diventano instabili; nel corso dell'evoluzione, il nucleo collassa improvvisamente formando una stella di neutroni oppure un buco nero, e l'energia emessa in questa fase determina una violenta esplosione del corpo celeste, con formazione di una supernova.

Lo studio delle galassie

Le galassie sono enormi sistemi composti da stelle e da materia interstellare, permeati da deboli campi magnetici nei quali sono intrappolate le particelle cariche che costituiscono i raggi cosmici.

Le galassie ellittiche hanno forma sferoidale, contengono poca materia interstellare e un gran numero di stelle di massa relativamente piccola. Le galassie a spirale, invece, sono caratterizzate dalla presenza di un disco in rotazione molto appiattito, composto da materia interstellare e da un grande numero di stelle massicce; la materia nel disco forma una figura a spirale, di solito con due bracci.

Nel nucleo di alcune galassie, sia ellittiche sia a spirale, vi sono intense sorgenti di particelle relativistiche, cioè di particelle che si muovono a velocità prossime a quella della luce, che emettono onde radio e raggi X, oltre a radiazione nello spettro del visibile. I quasar, che sembrano costituire ulteriori esempi di nuclei galattici attivi estremamente luminosi, sono attualmente oggetto di una profonda ricerca scientifica. (Radioastronomia).

I modelli teorici delle galassie presuppongono che si verifichi un continuo scambio di materia e di energia tra le stelle e la materia interstellare. Durante il processo di formazione, le galassie sono composte quasi interamente di gas, da cui in un secondo tempo si originano le stelle. L'eventuale esplosione di una supernova provoca l'immissione nello spazio di una grande quantità di elementi pesanti, i quali contribuiscono alla formazione di una nuova generazione di stelle. Nelle galassie ellittiche questo processo è stato molto efficiente, cosicché in esse rimane una scarsa quantità di materia interstellare. Ricche di materia interstellare sono invece le galassie a spirale, caratterizzate da un tasso di formazione delle stelle molto più alto nei bracci che nel nucleo. Sembra che onde di densità a spirale comprimano la materia interstellare fino a formare nubi scure, le quali collassano formando nuove stelle.

Lo studio dell'universo

La moderna cosmologia ha come oggetto la ricerca delle leggi fisiche che regolano la struttura e l'evoluzione dell'universo. Essa si basa sulla scoperta, effettuata intorno al 1929 dall'astronomo statunitense Edwin Hubble, che tutte le galassie si allontanano le une dalle altre con velocità proporzionale alla loro distanza. Nel 1922 l'astronomo russo Alexander Friedmann suggerì che l'universo avesse ovunque, in media, la stessa densità di materia; utilizzando la teoria della relatività generale di Einstein , egli mostrò inoltre che l'universo ebbe origine da uno stato singolare di densità infinita (chiamato oggi Big Bang) per poi espandersi esattamente come osservato da Hubble. Oggi la maggior parte degli astronomi ritiene valido il modello del Big Bang caldo, che all'inizio degli anni Ottanta è stato perfezionato con l'introduzione della teoria dell'inflazione. Si ritiene che il Big Bang sia avvenuto circa 15 miliardi di anni fa. La scoperta, avvenuta nel 1965, della radiazione cosmica di fondo, una radiazione a microonde che permea lo spazio in tutte le direzioni, suggerì che la radiazione prodotta nel Big Bang fosse ancora presente nell'universo attuale.

Gli astronomi non sono ancora in grado di prevedere se l'universo continerà a espandersi per sempre: ciò dipende dalla quantità di massa presente, la cui stima è estremamente difficile. Dalle prime misure, tuttavia, sembra che la gravità sia insufficiente a fermare l'espansione. Alcuni scienziati suggeriscono che l'universo possa alternare fasi di espansione a fasi di contrazione, ma ciò sembra richiedere una quantità di massa maggiore rispetto a ciò che risulta dai dati raccolti. Un'altra teoria, estremamente attuale, prevede che il neutrino, una particella elementare che si supponeva priva di massa, abbia invece una massa molto piccola. Poiché i neutrini abbondano nell'universo, la loro massa totale potrebbe essere sufficiente per alimentare per sempre il processo di espansione e contrazione