Il Rapporto dei Giovani con l’Astronomia
Tutti abbiamo determinati passioni e interessi, ed alcuni di noi si saranno sicura-mente interessati alla realtà fisica in cui esistiamo noi, i nostri cari, i nostri proble-mi… e chi ha approfondito avrà compreso la piccolezza di ognuno di noi e di ogni aspetto della nostra vita di fronte all’immensità dell’universo in cui viviamo, in tut-ta la sua varietà e complessità. E’ comprensibile che solo in rari casi un ragazzo/a si dedichi alle scienze nel suo tempo libero, ma questo è solo a causa del fatto che i loro lati interessanti non vengono mai evidenziati a dovere: a molti interesserà studiare le costellazioni e i miti che si celano dietro di esse piuttosto che la nascita delle stelle, altri saranno più emozionati nello scoprire come nasce un Buco Nero e perché le leggi della Fisica cambino così tanto nei pressi di questi e il motivo per cui nemmeno la Luce può sfuggire alla loro immensa gravità (“Singolarità” del Bu-co Nero)! Altri scienziati ed appassionati sono stati invece travolti dalla sBu-coperta dei nuovi mondi, gli esopianeti, che potranno finalmente confermare, un giorno, l’esistenza di altre forme di vita fuori dal sistema Solare e la loro origine. I Fisici che studiano i meccanismi dell’universo, i F. Teorici, studiano invece le più impor-tanti teorie scientifiche,che loro cercano di spiegare attraverso leggi fisiche enun-ciate nella maniera più “generale” possibile. La teoria che al momento più si avvici-na a spiegare l’intero funzioavvici-namento dell’universo è detta “Teoria delle Stringhe” (soprannominata “Teoria del Tutto”, perché confermando la sua validità si spie-gherebbe dalle fondamenta tutto ciò che accade nell’universo);Altri dilemmi della fisica teorica sono la supersimmetria, la materia e l’energia oscure…Ovviamente, si inizia a piccoli passi: alzare gli occhi al cielo e scorgere, nelle migliori condizioni os-servative, un’incredibile moltitudine di stelle, ognuna diversa dall’altra e che a sua volta costituisce un imponente sistema di pianeti, polveri…altre volte due o più stelle interagiscono tra di loro gravitazionalmente e iniziano a orbitare una intorno all’altra: si formano allora sistemi binari, tripli…Queste stelle si trovano in un uni-verso in espansione, e che quindi continua sempre di più ad accrescere le sue di-mensioni: si parte dal “Big Bang”, il momento in cui quel punto di massa e densità pressocchè infinite iniziò ad espandersi violentemente ed improvvisamente, gene-rando un’enorme energia che oggi vediamo sottoforma di radiazioni, nella così detta “Radiazione Cosmica di Fondo”: queste radiazioni, inizialmente talmente
concentrate da arrivare a temperature inimmaginabili, ora continuano ad espan-dersi insieme all’universo arrivando, nella nostra epoca, ad una temperatura di ap-pena 3K, pari a circa -270,15°C!
Tutto l’universo che conosciamo è racchiuso all’interno di questo “fantasma” della radiazione primordiale, anche se la parte di cielo che possiamo effettivamente os-servare e studiare, “l’universo visibile”, corrisponde ad una piccolissima parte dell’intero universo. Tuttavia, abbiamo saputo sfruttare a dovere questa parte dell’universo a noi concessa scoprendo innumerevoli sistemi planetari e realtà ai li-miti dell’immaginazione. Parlare della fisica che regola l’universo e tutto ciò da cui è costituito è estremamente complesso, per questo si inizia da attività principal-mente da astrofili: l’Astronomia di Posizione.
La radiazione Cosmica di fondo.
“Hubble Deep Field”. Il telescopio spaziale Hubble analizzò dettagliatamente un piccolo spiraglio di cielo dove apparentemente non vi era nulla: questo è il risulta-to. Ogni singolo oggetto nell’immagine è una galassia, un ammasso…formati a loro volta da innumerevoli stelle che danno/hanno dato origine a mondi completamen-te diversi dal nostro, o, chissà, a mondi, al contrario, talmencompletamen-te simili al nostro da ospitare forme di vita.
Sapere dove Guardare
L’Astronomia di Posizione è quella branca dell’Astronomia che ci dà informazioni sulla posizione di un astro nei confronti della Terra, facendo uso di coordinate (dette “astronomiche”). Vi sono diversi sistemi di coordinate astronomiche, ma il sistema più veloce ed intuitivo è quello equatoriale, che si basa sulle coordinate che usiamo noi sulla Terra (Latitudine e Longitudine) applicate però alla Volta Cele-ste, una sfera con al Centro la Terra, dove sono idealmente proiettate tutte le stel-le. Su questa sfera celeste vengono proiettati meridiani e paralleli dando delle coordinate ad ogni singolo “puntino luminoso”; in particolare, la latitudine delle stelle viene chiamata “declinazione” (δ), e la loro longitudine “angolo orario” (H). L’angolo orario indica quindi l’angolo tra la stella, l’osservatore e il meridiano Sud (se si proiettano tutti i meridiani sulla sfera celeste, si dice “Meridiano Sud” quello
che passa esattamente sopra il punto cardinale Sud) ed è estremamente impor-tante poiché una stella, nell’emisfero boreale, raggiunge la massima altezza
quan-do ha un angolo orario pari a 0°, quanquan-do giace cioè sul meridiano sud, mentre nell’emisfero australe la stella raggiunge la massima altezza al Meridiano Nord.
La volta celeste sembra muoversi da est verso ovest, a causa della rotazione della Terra su sé stessa, e di conseguenza variano sempre la loro distanza dal meridiano e cambiano in continuazione il loro angolo orario; tuttavia, esiste una coordinata che indica la “longitudine” delle stelle e che non varia mai:l’ascensione retta (α). Essa si calcola in ore, minuti e secondi a partire dalla distanza angolare dal Sole il giorno dell’equinozio di primavera: in quel giorno (così come nell’equinozio di au-tunno)il Sole ha δ=0°0’0’’ e giace nell’intersezione tra equatore celeste (la proie-zione dell’equatore terrestre sulla volta celeste) e l’eclittica, ovvero il percorso ap-parente che compie il Sole intorno alla Terra durante l’anno; questa posizione prende il nome di “punto γ”, o “punto Ariete”. Nell’esatto momento in cui il Sole assume questa posizione, esso assume δ=0°0’0’’ e α= 0h 0min 0s (00:00:00). Se in quel momento una stella si trova a distanza angolare 180° dal Sole, allora avrà α=12:00:00, se una stella si trova a distanza angolare 30° dal Sole in quel momen-to, allora avrà α=02:00:00 (l’ascensione retta nel nostro caso si ricava dalla distan-za angolare di 30° attraverso la proporzione 360°:24h=30°:x, una distandistan-za angola-re di 15° equivale ad 1 ora).
“α” di una stella è la sua distanza dal punto γ, in cui il Sole ha δ=0°0’0’’ e α=00:00:00. Questa distanza viene poi “convertita”, da gradi a ore. [immagine da “Treccani”]
”H” di una stella è la sua distanza angolare dal Meridiano a Sud, detto “Meridiano Astronomico”. [immagine da “DropSea”]
La posizione delle stelle sulla volta celeste viene quindi indicata con la coppia δ,α: Sirio avrà quindi coordinate -16°42’58’’, 6h45m9s (6:45:09), la Stella Polare 89°15’51’’, 02:31:49. Conoscendo le coordinate equatoriali di un astro e la data delle osservazioni, si può quindi risalire alla posizione dell’astro rispetto a noi e quindi al punto in cui dobbiamo guardare.Tutte le stelle mantengono pressocchè costanti nel tempo le loro coordinate δ e α tranne il Sole: essendo molto vicino al-la Terra rispetto alle altre stelle, avendo al-la Terra che le orbita intorno ed essendo l’asse terrestre inclinato di 23°,45 (=23°27’00’’) varia sempre la sua posizione
sul-la volta celeste; in particosul-lare, il giorno dell’equinozio di primavera,
approssimati-vamente il 21/3, assume coordinate 0°0’0’’, 0:00:oo, nel solstizio d’estate (21/6) avrà coordinate 23°27’00’’, 6:00:00, nell’equinozio di autunno (23/9) 0°0’0’’, 12:00:00, nel solstizio d’inverno -23°27’00’, 18:00:00.Prima di esporre un esempio pratico, dobbiamo chiarire il concetto diTempo Siderale. Il Tempo Siderale è l’ascensione retta di una stella che passa esattamente al meridiano Sud in un dato momento. Il tempo siderale quindi, varia sempre al passare del tempo: se infatti
assumiamo la Terra ferma, ci sembrerà che saranno le stelle a muoversi e che quindi ad un certo meridiano passeranno sempre diverse stelle e quindi sempre nuove ascensioni rette. Si potrebbe pensare che quindi il tempo siderale vari come varia il tempo dell’orologio, ma ciò è impreciso in quanto la Terra non impiega 24
ore per fare un giro di 360° su sé stessa, bensì 23 ore 56 minuti e 4 secondi circa.
24 ore rappresenta il tempo impiegato dal Sole per ritornare di nuovo sul meridia-no Sud a causa del fatto che la Terra ruota intormeridia-no al Sole mentre ruota su sé stes-sa; le altre stelle invece possono essere considerate fisse a causa della loro distan-za: ritorneranno nella stessa posizione dopo che la Terra avrò compiuto 360° su sé stessa, e quindi ritorneranno al meridiano Sud dopo 23h56min4s. Ed è per questo che se il tempo siderale alle ore 20:00:00 dell’orologio è 20:00:00, allora domani, alla stessa ora, sarà di 20:03:56 e così via (la differenza tra giorno solare di 24h e giorno siderale di 23h56min4s è proprio di 3min56s, dopo 23:56:04 ci sarà quindi di nuovo un tempo siderale di 20:00:00, dopo 24h, quando si saranno fatte di nuo-vo le 20:00:00 secondo l’orologio, ci sarà un’ascensione retta di 20:03:56). D’ora in poi, indicheremo il tempo Siderale con “Ts”.
Ricordiamo quindi che Ts varia sempre durante la giornata così come H di ogni stel-la, mentre invece le loro coordinate rimangono invariate in tutti i casi tranne che per quanto riguarda il Sole.
In una data ora del Giorno, è la Stella Rigel, della costellazione di Orione, ad essere al meridiano Sud e ha possedere quindi H≈00°00’0’’, e di conseguenza Ts=αrigel
Dopo circa 2.5 ore, è la stella Procione, della costellazione del Cane Maggiore, ad essere al meridiano e ad avere quindi H≈00°00’0’’ ed ora quindi, Ts=αprocione. Ora Ri-gel avrà H≈37°35’00’’. Il Programma utilizzato per ottenere le foto, Stellarium, con-verte l’angolo Orario in ore utilizzando la stessa proporzione che abbiamo usato in precedenza per l’ascensione retta e lo fa poiché, noto che la Stella ritornerà al
me-ridiano Sud dopo 23:56:04, possiamo dire che 360°:23.934h = H:t, in cui “t” è il tempo trascorso dal passaggio al meridiano.
Si propone quindi il seguente quesito: quando la stella Sirio (-16°42’58’’, 6:45:09) assumerà H=0°0’0’’ il giorno 21/12/2018?
Il quesito ci chiede quando Sirio raggiungerà il meridiano Sud il giorno del solstizio d’inverno. Ricordiamo che il Sole si può assumere raggiunga H=0°0’0’’ (altezza massima) alle ore 12:00:00 (anche se dire che raggiunge la massima altezza a mez-zogiorno è leggermente improprio a causa di diversi fattori) e che il giorno del sol-stizio d’inverno avrà α=18:00:00. Se alle 12:00:00 abbiamo Ts=18:00:00, allora a mezzanotte, 12 ore prima, vi era Ts=18:00:00-12:00:00=6:00:00, sappiamo quindi che a mezzanotte raggiungevano la massima altezza (avevano H=0°0’0’’) le stelle con α=6:00:00; Sirio possiede α=6:45:09 di conseguenza assumerà H=0°0’0’’ 45 mi-nuti e 9 secondi dopo la mezzanotte, alle ore 00:45:09 (αsirio-Ts[00:00:00] = 06:45:09-6:00:00 = 00:45:09 approssimativamente). Possiamo anche calcolare quale altezza “h” raggiunge Sirio in un determinato luogo, che si trova ad una certa latitudine (indicata con “ψ”): sapendo che l’altezza di una stella è l’angolo tra la stella, l’os-servatore e l’orizzonte dell’osl’os-servatore, allora h=δ+90-ψ; prendiamo ad esempio la città di Roma, che si trova a ψ=42°0’0’’ approssimativamente: avremo un’altez-za per Sirio al meridiano Sud di h==δ+90-ψ = -16°42’58’’+90-42°0’0’’ = 31° 17’ 2’’. Tutte queste nozioni sono state acquisite attraverso le Olimpiadi di Astronomia, che forniscono materiale riguardante non solo l’Astronomia di Posizione, ma an-che la Cosmologia o la Luminosità delle Stelle per competizioni a livello scolastico, regionale, nazionale ed internazionale tra ragazzi delle scuole superiori. Personal-mente, dopo diverso studio sono riuscita ad arrivare alla gara internazionale, dove
un’ottima occasione per con0scere altre persone di altre culture legate però dagli stessi interessi, ed è sempre emozionante confrontarsi con loro.
Fare Esperienza dell’Astronomia
L’Astronomia è tra le più antiche e nobili delle scienze, ma può essere concepita anche come semplice passatempo: Il solo uscire di casa e riconoscere le costella-zioni e i miti su cui esse si basano può aiutare a prendere confidenza con il cielo osservabile da una certa latitudine e con gli stessi corpi celesti: presto si inizieran-no a ricoinizieran-noscere gli astri più lumiinizieran-nosi, ovvero i pianeti, e a distinguerli da quelle che invece sono realmente stelle. Nel cielo notturno, infatti, sono ben riconoscibili Marte, Giove e Saturno essendo senza dubbio i corpi più luminosi, mentre Urano e Nettuno non possono essere visti ad occhio nudo in quanto non riescono a riflette-re abbastanza luce solariflette-re. D’estate, nei priflette-ressi dello Zenith (il punto del cielo esat-tamente sopra la nostra testa) è visibile la stella Vega, della costellazione della Li-ra, che insieme ad altre due stelle poco meno luminose, Deneb del Cigno e Altair dell’Aquila, forma il “Triangolo Estivo”:
Simili Asterismi (gruppi di stelle che assumono una particolare configurazione geo-metrica) possono essere osservati d’inverno con le stelle Sirio (la stella più
lumino-sa dell’intero cielo, nella costellazione del Cane Maggiore), Procione (nel Cane Mi-nore) e Betelgeuse (in Orione) che formano il Triangolo Invernale:
In Primavera abbiamo le stelle Arturo (nel Boote), Spica (nella Vergine) e Denebola (nel Leone) che formano il Triangolo Primaverile:
In Autunno è invece ben visibile il “Quadrato di Pegaso”: questo non è un vero e proprio asterismo in quanto il “quadrato” costituisce il busto del cavallo Alato, il Pegaso, formato quindi da 4 stelle appartenenti tutte alla stessa costellazione:
Le stelle vengono ovviamente classificate a seconda della loro luminosità attraver-so un numero detto “Magnitudine”. Una Stella più ha luminosità alta, più è bassa la sua magnitudine: quindi, ad esempio, la stella più brillante dell’intero cielo, Si-rio, avrà magnitudine m= -1,45, mentre una stella della costellazione dell’Ariete, Hamal, meno luminosa, avrà m=2,00. Sono da distinguere la Magnitudine Assoluta e quella Apparente, infatti una dipende dalla reale luminosità della stella (Lumino-sità Intrinseca), mentre la seconda dipende anche dalla distanza della Stella dalla Terra. Sirio è infatti la stella più luminosa (apparte il Sole) perché è più vicina ri-spetto ad altre stelle; la sua magnitudine apparente m= -1,45 contrasta infatti con la sua magnitudine assoluta M= 1,46. Vi sono stelle di gran lunga più luminose di Sirio che hanno magnitudine apparente molto più grande di quella di Sirio (come UY Scuti, la stella più grande conosciuta) che spesso non sono nemmeno visibili ad occhio nudo (le stelle visibili ad occhio nudo hanno m≤6).
Nelle varie costellazioni sono presenti diversi ammassi, galassie, nebulose…rag-gruppamenti di stelle e polvere interstellare. Alcuni esempi:
M1, Resto di Supernova nel Toro. Una supernova, esplodendo alla fine della sua vi-ta, ha liberato tutta la sua energia e tutta la sua materia.
Nebulosa Testa di Cavallo in Orione. Si tratta di una “Nebulosa Oscura”, in quanto le polveri di cui è costituita riescono ad assorbire la Luce delle Stelle che si trovano coperte dalla Nube. Deve il suo nome alla configurazione particolare delle polveri: la stella rappresenta l’occhio del cavallo, la piccola nube rosa/rossa il muso del ca-vallo, e la lunga nube rossa la criniera.
L’Astronomia, così come ogni disciplina scientifica, è vasta ed affascinante da ogni punto di vista. Forse non sarai subito riuscito a cogliere gli aspetti migliori, che più sono nelle tue corde, ma una volta compresi gli aspetti fondamentali, si comincia a prendere gusto nell’arricchire il proprio bagaglio di competenze su un determina-to ambidetermina-to dell’astronomia o sotdetermina-to un aspetdetermina-to generale.☆
