Osservare il cielo da 40°N/Introduzione

Osservare il cielo da 40°N

Copertina · Introduzione · Carte celesti · Tabelle · Aree selezionate di cielo · Fonti e riferimenti

Stelle

Una stella è un corpo celeste che brilla di luce propria. Le stelle si formano all'interno delle nubi molecolari, delle regioni di gas ad "alta" densità presenti nel mezzo interstellare, costituite essenzialmente da idrogeno, con una quantità di elio del 23–28% e tracce di elementi più pesanti.Le stelle più massicce che si formano al loro interno le illuminano e le ionizzano, creando le cosiddette regioni H II.

La formazione di una stella ha inizio quando una nube molecolare inizia a manifestare fenomeni di instabilità gravitazionale, spesso innescati dalle onde d'urto di una supernova o della collisione tra due galassie. Non appena si raggiunge una densità della materia tale da soddisfare i criteri dell'instabilità di Jeans, la regione inizia a collassare sotto la sua stessa gravità. Il graduale collasso della nube porta alla formazione di densi agglomerati di gas e polveri oscure al cui interno si forma la protostella, circondata da un disco che ne accresce la massa; questa contrazione provoca la conversione dell’energia di gravitazione in calore. Il periodo di contrazione gravitazionale termina dopo circa 10-15 milioni di anni.

La sequenza principale è una fase di stabilità durante la quale le stelle fondono l'idrogeno del proprio nucleo in elio a temperatura e pressione elevate; le stelle trascorrono in questa fase circa il 90% della propria esistenza. Queste stelle si trovano nella cosiddetta sequenza principale (MS) e sono chiamate stelle nane. In questa fase ogni stella genera un vento di particelle cariche che provoca una continua fuoriuscita di materia nello spazio, che per gran parte delle stelle risulta irrisoria. La durata della sequenza principale dipende dalla massa iniziale e dalla luminosità della stella. Le stelle più massicce consumano il proprio "combustibile nucleare" piuttosto velocemente ed hanno una vita decisamente più breve (qualche decina o centinaio di milioni di anni); le stelle più piccole invece bruciano l'idrogeno del nucleo molto lentamente ed hanno un'esistenza molto più lunga (decine o centinaia di miliardi di anni). La sequenza principale termina non appena l'idrogeno, contenuto nel nucleo della stella, è stato completamente convertito in elio dalla fusione nucleare; la successiva evoluzione della stella segue vie diverse a seconda della massa dell'oggetto celeste.

Le stelle più piccole, le nane rosse (tra 0,08 e 0,4 masse solari), si riscaldano, divenendo per breve tempo delle stelle azzurre, per poi contrarsi gradualmente in nane bianche. Le stelle la cui massa è compresa tra 0,4 ed 8 masse solari attraversano, al termine della sequenza principale, una fase di notevole instabilità: il nucleo subisce una serie di collassi incrementando la propria temperatura e dando inizio a diversi processi di fusione nucleare che riguardano anche gli strati immediatamente contigui al nucleo; gli strati più esterni invece si espandono e gradualmente si raffreddano, assumendo una colorazione rossastra; la stella diviene una gigante rossa. Durante questo stadio la stella fonde l'elio in carbonio e ossigeno e, qualora la massa sia sufficiente (~7-8 masse solari), una parte di quest'ultimo in magnesio. Parallela a quella di gigante rossa è la fase di gigante blu, che intercorre come meccanismo di compensazione qualora la velocità delle reazioni nucleari subisca un rallentamento. Le stelle supermassicce (>30 masse solari) accumulano al loro centro un grande nucleo di ferro inerte diventando così stelle di Wolf-Rayet, oggetti caratterizzati da forti venti che provocano una consistente perdita di massa.

Quando una stella è prossima alla fine della propria esistenza, la pressione di radiazione del nucleo non è più in grado di contrastare la gravità degli strati più esterni dell'astro. Di conseguenza il nucleo va incontro ad un collasso, mentre gli strati più esterni vengono espulsi; ciò che resta è un oggetto estremamente denso.

Se la stella possedeva originariamente una massa tra 0,08 ed 8 masse solari si forma una nana bianca, un oggetto dalle dimensioni piuttosto piccole (paragonabili a quelle della Terra). Se la sua massa è compresa tra 0,4 ed 8 masse solari, essa, prima di trasformarsi in nana bianca, perde i suoi strati più esterni in una spettacolare nebulosa planetaria. Nelle stelle con masse maggiori, la fusione nucleare continua finché il nucleo non riesce più a tollerare la sua stessa massa e va incontro ad un improvviso e irreversibile collasso. L'onda d'urto che si genera provoca la catastrofica esplosione della stella in una brillantissima supernova. L'esplosione diffonde nello spazio la gran parte della materia che costituiva la stella, mentre il nucleo residuo sopravvive in uno stato altamente degenere. Se la massa del residuo è compresa tra 1,4 e 3,8 masse solari, esso collassa in una stella di neutroni; se la massa del residuo è superiore a 3,8 masse solari, nessuna forza è in grado di contrastare il collasso gravitazionale e si origina un buco nero.

Gli elementi pesanti espulsi dalle stelle morenti vengono riciclati alla nascita di nuove stelle. Questi stessi elementi consentono inoltre la formazione dei pianeti rocciosi.

Gli elementi espulsi dalle supernovae e dal vento stellare delle stelle più massicce giocano un ruolo importante nell’evoluzione del mezzo interstellare.

Le stelle sono classificate in base alle loro caratteristiche spettrali. La classe spettrale di una stella è una classe di designazione che descrive la ionizzazione della sua cromosfera e quali eccitazioni atomiche dominano la sua luce, dando così una misura obiettiva della temperatura della sua cromosfera. La spettroscopia permette in aggiunta di analizzare gli spettri di emissione delle stelle. Infatti è possibile associare in maniera molto approssimativa il nucleo di una stella ad un corpo nero (corpo ideale che emette tutte le onde elettromagnetiche che assorbe) e tenere conto che ciò che giunge sino ai nostri occhi è uno spettro di "assorbimento" causato dal passaggio della luce ideale prodotta dal corpo nero attraverso gli strati gassosi dell'astro. Di conseguenza analizzando tale spettro di assorbimento è possibile persino intuire la stessa costituzione chimica della stella.

Quasi tutte le stelle sono classificate con le lettere O, B, A, F, G, K e M, dove le stelle O sono le più calde e la sequenza delle lettere indica un raffreddamento progressivo fino alla classe M. Secondo la tradizione informale:

le stelle O sono "blu";
le stelle B sono "bianco-azzurre";
le stelle A sono "bianche";
le stelle F sono "bianco-gialle";
le stelle G sono "gialle";
le stelle K sono "arancioni";
le stelle M sono "rosse".

Ciò nonostante il colore reale percepito da un osservatore può variare da questo schema a causa delle condizioni di visuale e dalle singole stelle osservate.

Nel’attuale sistema di classificazione stellare, la lettera spettrale è accompagnata da un numero compreso fra 0 e 9 i che indica decimi di suddivisione fra due classi: A5 è cinque decimi fra A0 and F0, mentre A2 è due decimi fra A0 e F0.

Un'altra dimensione inclusa in questo sistema è la classe di luminosità espressa dai numeri romani I, II, III, IV and V, che indicano lo spessore di alcune linee di assorbimento nello spettro stellare. Questo sistema è di fatto una misura generale del diametro di una stella, e quindi della luminosità totale rilasciata dalla stella stessa. La classe I è quella delle supergiganti; la classe I è quella delle giganti brillanti; la classe III è quella delle giganti; la classe IV è quella delle subgiganti; la classe V è quella delle nane o, più propriamente, stelle di sequenza principale. Sotto questo sistema, il Sole possiede il tipo spettrale G2V, che deve essere interpretato come "stella gialla di sequenza principale due decimi verso l’arancione".

La designazione maggiormente usata per le stelle più luminose è la designazione di Bayer. Le stelle catalogate con questo sistema presentano una lettera greca seguita dal genitivo latino del nome della costellazione di appartenenza. Oltre la lettera “omega”, si usano i caratteri latini minuscoli e poi quelli maiuscoli.

Stelle doppie

Una stella doppia è una coppia di stelle che appaiono vicine l’un l’altra nel cielo se viste da Terra con un telescopio ottico. Ciò accade sia perché le due stelle costituiscono un sistema binario a tutti gli effetti e quindi legato gravitazionalmente, sia perché due stelle distanti fra loro vengono a trovarsi sulla stessa linea di vista e apparire, quindi, vicine.

Una stella binaria è un sistema formato da due stelle che orbitano attorno al loro comune centro di massa. La stella più luminosa è chiamata “primaria” e l’altra è la stella compagna, o “secondaria”. Le stelle binarie sono classificate in quattro tipi a seconda del modo in cui possono essere osservate: visuali, attraverso l’osservazione; spettroscopiche, attraverso cambiamenti periodici delle linee spettrali; fotometriche, attraverso variazioni di luminosità dovute ad eclissi; astrometriche, tramite la misurazione dello spostamento di una stella causato da una compagna invisibile.

Una stella binaria visuale è una stella binaria in cui la separazione angolare fra le due componenti è grande abbastanza da poter essere osservata come stella doppia in un telescopio o in binocoli molto potenti. La stella più luminosa di una binaria visuale è detta primaria e la più debole è detta secondaria. Una classe particolare di stelle binarie è quella delle binarie a eclissi; in questi sistemi il piano orbitale delle due stelle giace così vicino alla linea di vista che le due componenti si eclissano a vicenda. Nel caso in cui le binaria è anche una binaria spettroscopica e la parallasse del sistema è conosciuta, la binaria è adatta per l’analisi stellare. Le binarie a eclissi dunque appaiono come stelle variabili, non perché la luce delle singole componenti varia ma a causa del’eclissi.

Un sistema stellare può essere composto da tre o più stelle legate gravitazionalmente fra loro; in questo caso il sistema è chiamato stella multipla.

Stelle variabili

Una stella variabile è una stella che mostra cambiamenti nel tempo della sua luminosità apparente. La gran parte delle stelle possiedono variazioni di luminosità: l’energia proveniente dal Sole, per esempio, varia di circa lo 0,1% durante il ciclo solare di 11 ani, equivalente ad un millesimo di magnitudine.

Le stelle variabili possono essere intrinseche o estrinseche. Le variabili intrinseche sono stelle la cui variabilità è causata da cambiamenti delle proprietà fisiche delle stelle stesse. Questa categoria può essere suddivisa in tre sottogruppi:

Variabili pulsanti, stelle il cui raggio si espande e si contrae ritmicamente a causa del loro naturale processo di evoluzione. Le variabili Cefeidi Classiche, le variabili semiregolari e le variabili Mira appartengono a questo sottogruppo.
Variabili eruttive, stelle che subiscono eruzioni sulla loro superficie come brillamenti o espulsioni di massa. Le giovani stelle di pre-sequenza principale, le stelle di Wolf-Rayet e le variabili blu luminose appartengono a questo sottogruppo.
Variabili cataclismiche o esplosive, stelle che subiscono cambiamenti cataclismici nelle loro proprietà, come le novae e le supernovae.

Le variabili estrinseche sono stelle la cui variabilità è causata da proprietà esterne come la rotazione o le eclissi. Si dividono in due sottogruppi.

Binarie a eclissi, stelle doppie che si eclissano a vicenda durante la loro orbita se viste da Terra.
Variabili rotanti, stelle la cui variabilità è causata da fenomeni connessi alla loro rotazione. Esempi sono stelle con estremi "sunspot" che possono influenzare la luminosità apparente o stelle che possiedono una velocità di rotazione così elevata da provocare un loro schiacciamento.

Ammassi aperti

Un ammasso aperto è un gruppo di stelle nate insieme da una nube molecolare gigante, e ancora unite dalla reciproca attrazione gravitazionale. Sono anche chiamati ammassi galattici, poiché si trovano solo all'interno del disco galattico. Si distinguono dagli ammassi globulari per il minor numero di stelle, un'attrazione gravitazionale meno forte e per il fatto che questi ultimi giacciono esternamente al piano galattico.

La formazione di un ammasso aperto inizia col collasso di una parte di una nube molecolare gigante, una nube fredda e densa di gas contenente diverse migliaia di volte la massa del Sole; una nube può collassare e formare così un ammasso aperto a causa di diversi fattori, fra i quali le onde d'urto derivanti dall'esplosione di una vicina supernova. Una volta che la nube inizia a collassare, la formazione stellare procede tramite diverse frammentazioni della nube stessa in tanti piccoli bozzoli, processo questo che può durare alcune migliaia di anni. Nella Via Lattea, il tasso di formazione degli ammassi aperti si stima che sia attorno ad uno ogni poche migliaia di anni.

Una volta iniziata la formazione dell’ammasso, le stelle più calde e massicce (stelle di classe spettrale O e B, raggruppate in un’associazione OB) emettono una gran quantità di radiazione ultravioletta, la quale ionizza rapidamente il gas circostante della nube molecolare gigante, formando una regione H II. Il vento stellare delle stelle massicce e la pressione di radiazione inizia a spingere via il gas non collassato; dopo alcuni milioni di anni, il nuovo ammasso sperimenta la prima esplosione di supernova, che contribuisce ad espellere il gas residuo dal sistema. Di solito, meno del 10% del gas originario della nube collassa per formare le stelle dell'ammasso, prima di essere espulso.

Di solito le associazioni OB prendono il nome dalla costellazione in cui si trovano; la tipica designazione di un’associazione OB è il caso nominativo latino del nome della costellazione + OB + un numero. Lo studio delle associazioni OB è importante per capire i processi di formazione stellare che hanno luogo nelle regioni dela Via Lattea e in altre galassie.

Poiché gli ammassi aperti tendono a disperdersi prima che la gran parte delle loro componenti terminino il loro ciclo vitale, la luce irradiata dalle stelle degli ammassi proviene da calde e giovani stelle blu, che sono le più massicce e possiedono un ciclo vitale di poche decine di milioni di anni. Gli ammassi più vecchi contengono invece molte stelle gialle. Alcuni di essi contengono delle stelle blu e calde che sembrano essere più giovani di quelle del resto dell'ammasso; queste cosiddette vagabonde blu si osservano anche negli ammassi globulari, dove si crede che siano il frutto di collisioni fra due stelle, formandone così una più massiccia e più calda. Tuttavia, negli ammassi aperti la densità è estremamente più bassa che in quelli globulari e la teoria della collisione fra stelle non è in grado di spiegare una così grande presenza di vagabonde blu. Si crede in questo caso che molte di queste si originino quando le interazioni dinamiche con altre stelle fanno sì che queste si leghino a formare un sistema stellare, che successivamente collassa in una stella singola.

Molti ammassi aperti sono instabili, con una massa sufficientemente piccola da far sì che la velocità di fuga del sistema sia più bassa della velocità media delle stelle che lo formano; questi ammassi tendono a disperdersi rapidamente, entro pochi milioni di anni. In molti casi, l'espulsione del gas da cui l'ammasso si è formato ad opera della pressione di radiazione delle giovani stelle calde riduce la massa dell'ammasso a sufficienza da permettere una veloce disgregazione dello stesso. Gli ammassi che invece hanno una massa sufficiente per restare integri possono restare tali anche per diverse decine di milioni di anni dopo che i residui nebulosi sono stati spazzati via, sebbene alla lunga tenderanno a disperdersi anch'essi per varie cause, inclusi gli incontri ravvicinati fra due stelle: durante questi incontri, la velocità di una di esse può aumentare oltre la velocità di fuga dell'ammasso, causandone l'espulsione dal sistema. Alla lunga questo processo porterà alla progressiva dissoluzione dell'ammasso.

Dopo che un ammasso non è più legato gravitazionalmente, molte delle sue componenti stellari si saranno già separate, muovendosi in una direzione comune; l'ammasso si sarà trasformato in una associazione stellare. Molte delle stelle più luminose del Grande Carro sono membri di un antico ammasso aperto che ora si è disperso, assumendo l'aspetto e le caratteristiche di un'associazione stellare, ora nota come Associazione dell'Orsa Maggiore. Alla fine, la leggera differenza fra le velocità relative delle stelle le porterà a disperdersi nella galassia. Un ammasso più grande è noto invece come corrente stellare.

Nella Via Lattea sono noti circa un migliaio di ammassi aperti, ma il loro numero reale potrebbe essere fino a dieci volte maggiore. Nelle galassie a spirale gli ammassi aperti si trovano quasi esclusivamente nei bracci di spirale, dove la densità dei gas è maggiore e sono pertanto attivi processi di formazione stellare, e molti di essi si disperdono prima che abbiano avuto il tempo di compiere un’orbita attorno al centro galattico. Gli ammassi aperti si concentrano sul piano galattico, con una scala di ampiezza molto ridotta se paragonata al diametro dell’intera galassia, che si aggira attorno ai 100.000 anni luce.

Ammassi globulari

Un ammasso globulare è un insieme sferoidale di stelle che orbita come un satellite intorno al centro di una galassia. Gli ammassi globulari sono fortemente condizionati dalla loro forza di gravità, che conferisce loro un aspetto sferico e un’elevata densità stellare nel loro centro. Sebbene sia evidente che gli ammassi globulari contengono alcune delle stelle più antiche della Galassia, la loro origine e il loro ruolo nell’evoluzione galattica è ancora poco noto. Sembra chiaro che gli ammassi globulari siano nettamente differenti dalle galassie nane ellittiche e che si siano formati assieme alle stelle della galassia madre piuttosto che come oggetti separati. Tuttavia recenti teorie suggeriscono che gli ammassi globulari e le nane sferoidali potrebbero non essere due classi di oggetti nettamente distinte.

A differenza degli ammassi aperti, la maggior parte degli ammassi globulari restano uniti gravitazionalmente per periodi che si estendono alla vita media della maggior parte delle stelle di cui sono formati, a meno che non vi siano intense interazioni mareali con oggetti di grande massa che ne disperdono le stelle.

La formazione di un ammasso globulare resta un fenomeno piuttosto misterioso. Gli studiosi non sono sicuri se le stelle si sono formate in una singola generazione, o si estendono per diverse generazioni in periodi di diverse centinaia di milioni di anni. Questo periodo di formazione stellare è tuttavia relativamente breve se paragonato all'età di molti ammassi. Le osservazioni mostrano che la formazione delle stelle degli ammassi globulari avviene innanzitutto in regioni dove questo fenomeno è molto elevato e dove il mezzo interstellare ha una densità maggiore rispetto alle regioni normali di formazione stellare. La formazione dei globulari avviene principalmente nelle regioni dette starburst e nelle galassie interagenti. Dopo la loro formazione, le stelle di un ammasso globulare iniziano a interagire gravitazionalmente fra di loro.

La maggior parte dei globulari all'interno della Via Lattea diminuisce costantemente di luminosità man mano che la distanza decresce fino ad una certa distanza dal nucleo, dove scende a zero. Tipicamente questa distanza varia da 1 a 2 parsec. Tuttavia, circa il 20% degli ammassi conosciuti hanno subito un processo chiamato "collasso del nucleo": in questi casi la luminosità continua a decrescere gradualmente anche lungo la regione del nucleo. Si pensa che questo processo accada quando le stelle più massicce incontrano altre stelle più piccole. La conseguenza di questi incontri è che le stelle più grandi tendono a perdere la loro energia cinetica e iniziano a dirigersi verso il nucleo; dopo un lungo periodo di tempo si ha una massiccia concentrazione di stelle vicino al nucleo, fenomeno chiamato segregazione di massa.

Gli ammassi globulari hanno una densità stellare molto alta, quindi le stelle interagiscono in modo significativo e a volte possono accadere delle mancate collisioni. A causa di questi fenomeni, negli ammassi globulari sono comuni tipi di stelle come le cosiddette vagabonde blu, le pulsar millisecondo e le stelle binarie a raggi X di piccola massa; le stelle vagabonde blu sono formate dalla fusione di due stelle, forse a causa di un incontro in un sistema binario, e hanno temperature maggiori rispetto alle stelle dell'ammasso che possiedono la stessa luminosità, quindi differiscono dalle stelle della sequenza principale.

Gli ammassi globulari sono distribuiti lungo il piano galattico, concentrandosi, con pochissime eccezioni, solo in prossimità del centro galattico, in particolare in quell'area di cielo compresa tra le costellazioni di Ofiuco, Scorpione e Sagittario. Se ne conoscono 158 attorno alla Via Lattea, con forse altri 10-20 da scoprire. pare che le galassie più grandi possano averne un numero nettamente superiore (la Galassia di Andromeda potrebbe averne fino a 500). Alcune galassie ellittiche giganti (come M87) ne contano fino a 13.000. Questi oggetti sono considerati parte dell'alone delle galassie, orbitando attorno ai centri di queste a distanze fino a 131.000 anni luce. Ogni galassia del Gruppo Locale con massa sufficientemente grande ha associato un suo gruppo di ammassi globulari, mentre ogni grande galassia possiede un sistema esteso di questi oggetti.

La Galassia Nana Ellittica del Sagittario e quella del Cane Maggiore sono in via di collisione con la Via Lattea, donando così alla nostra Galassia i loro ammassi globulari associati (come Palomar 12). Ciò dimostra come molti degli ammassi globulari osservati nella nostra e in altre galassie possano essere appartenuti ad altre galassie.

Nebulose diffuse

Una nebulosa diffusa è una nube interstellare di polveri, idrogeno, elio e altri gas ionizzati. Molte nebulose o stelle si formano dal collasso gravitazionale del gas del mezzo interstellare (ISM). Nel momento in cui la materia collassa sotto il suo stesso peso si possono originare delle stelle massicce, la cui radiazione ultravioletta ionizza il gas circostante rendendolo osservabile alle lunghezze d’onda della luce visibile.

Le nebulose diffuse sono classificate in tre gruppi maggiori: le regioni H II (nebulose a emissione), le nebulose a riflessione e i resti di supernova.

Regioni H II

Una regione H II è una nebulosa a emissione associata con stelle giovani, blu e calde in cui ha di recente avuto luogo la formazione stellare. Il precursore di una regione H II è una nube molecolare gigante (GMC), una nube densa e molto fredda composta soprattutto da idrogeno molecolare. Può esistere in uno stato stabile per un lungo periodo di tempo, finché delle onde d'urto causate dall'esplosione di una supernova, dalla collisione fra nubi e dall'interazione magnetiche fanno scattare dei fenomeni di collasso in diversi punti della nube. Quando ciò avviene, a seguito di un processo di collasso e frammentazione della nube originaria si formano le stelle.

Le giovani stelle più massicce diventano calde a sufficienza da essere in grado di ionizzare il gas circostante; poco dopo la formazione di un campo di radiazione ionizzante, i fotoni creano un fronte di ionizzazione che fa disperdere il gas circostante a velocità supersoniche. A distanze via via maggiori dalla stella ionizzante il fronte di ionizzazione rallenta, mentre la pressione del nuovo gas ionizzato causa l'espansione del volume ionizzato. Il fronte di ionizzazione rallenta quindi fino a velocità subsoniche e viene superato dal fronte dell'onda d'urto causato dall'espansione della nube.

La vita media di una regione H II è di pochi milioni di anni. La pressione di radiazione proveniente dalle stelle calde e giovani possono far disperdere la gran parte del gas residuo; infatti, questo processo tende ad essere molto inefficiente, nel senso che meno del 10% del gas di una regione H II collassa per formare stelle prima che il restante venga spazzato via. Un altro fenomeno che può contribuire alla dispersione del gas sono le esplosioni delle stelle più massicce appena formate come supernovae, che avvengono dopo appena 1–2 milioni di anni dalla formazione dell'ammasso.

Le regioni H II si rinvengono nelle galassie spirali come la nostra o nelle galassie irregolari, mentre mai si osservano nelle galassie ellittiche. Nelle galassie irregolari si possono trovare in tutte le aree della galassia, mentre nelle spirali si trovano quasi esclusivamente nei bracci di spirale. Una grande galassia spirale come la nostra può contenere migliaia di regioni H II. La ragione per cui questi oggetti non si rinvengono nelle galassie ellittiche, è che si crede che queste si siano formate a causa di fusioni fra galassie. Come le galassie collidono, le nubi molecolari giganti e le stesse regioni H II vengono fortemente perturbate. Durante queste collisioni si sviluppano fenomeni di formazione stellare giganteschi, talmente rapidi che la gran parte del gas viene convertito in stelle, a fronte del normale 10% o meno.

Alcune delle regioni H II più luminose della Via Lattea sono visibili ad occhio nudo, come la famosa Nebulosa di Orione, la Nebulosa della Carena e la Nebulosa Laguna.

Nebulose a riflessione

NGC 1977 nella costellazione di Orione fa parte di un grande complesso nebuloso illuminato dalla stella 42 Orionis e altre stelle vicine. Nei densi globuli di questa nebulosa è attiva la formazione stellare.

Una nebulosa a riflessione è una nube di polvere che riflette la luce di stelle vicine. Si formano quando le stelle (o la stella) vicine non sono calde abbastanza per causare la ionizzazione del gas, come nella nebulosa a emissione, ma sono abbastanza brillanti a dare sufficiente scattering e rendere visibile la polvere. Perciò lo spettro mostrato dalle nebulose a riflessione è simile a quello delle stelle che le illuminano.

Le nebulose a riflessione sono solitamente blu perché lo scattering è più efficiente per la luce blu che per la rossa (è lo stesso processo di diffusione che ci dà cieli blu e tramonti rossi). Nebulose a riflessione e nebulose a emissione si trovano spesso insieme, qualche volta sono entrambe definite come nebulosa diffusa, un esempio è la Nebulosa di Orione.

Esempi di nebulose a riflessione sono M78 in Orione e le piccole macchie nebulose che circondano le stelle delle Pleiadi.

Resti di supernova

Un resto di supernova (SNR) è il materiale lasciato dalla gigantesca esplosione di una supernova. Il resto di supernova è circondato da un’onda d’urto in espansione e consiste del materiale espulso dall’esplosione e dal materiale interstellare accumulato lungo la sua espansione.

Una supernova può generarsi in due modi: una stella massiccia termina la sua riserva di combustibile cessando la sua attività di fusione nucleare e collassando sotto la sua stessa gravità per formare una stella di neutroni o un buco nero, oppure una nana bianca che accumula materiale da una stella compagna finché raggiunge una massa critica da provocare un’esplosione termonucleare. In entrambi i casi, la risultante esplosione di supernova espelle gran parte o tutto il materiale stellare con velocità fino all’1% della velocità della luce, 3.000 km/s; quando questo materiale collide col gas circumstellare o col mezzo interstellare circostante si forma un’onda d’urto che può riscaldare il gas fino a temperature di 10 milioni di K, formando plasma.

I resti di supernova in genere presentano una forma a involucro e molti filamenti di gas; l’onda d’urto originata dall’esplosione di una supernova può ripulire l’ambiente circostante, creando una superbolla in cui la densità del mezzo interstellare è molto bassa.

Un’esplosione di supernova può fornire l’onda d’urto necessaria per comprimere una nube molecolare gigante posta nelle vicinanze, creando un ambiente in cui può aver luogo la formazione stellare.

Esempi ben noti di resti di supernova sono M1 (la Nebulosa Granchio) nella costellazione del Toro, la Nebulosa Velo nel Cigno e la Nebulosa delle Vele, nell’omonima costellazione.

Il giovane resto di supernova più studiato e più osservato è stato generato dalla SN 1987A, una supernova esplosa nella Grande Nube di Magellano che apparve nel 1987 (ed esplose circa 168.00 anni fa). Il resto di supernova più recente conosciuto nella Via Lattea è G1.9+0.3, scoperto nel centro galattico e divenuto visibile circa 140 anni fa.

Nebulose planetarie

Una nebulosa planetaria è un oggetto astronomico che appare generalmente come nebuloso e simile ad un disco, quando visto a risoluzioni non molto elevate. A causa di questo aspetto, simile a quello dei pianeti, l'astronomo William Herschel coniò questo nome nel 1785, in quanto avevano un aspetto simile a quello di Urano, da lui recentemente scoperto.

Le nebulose planetarie sono il prodotto delle ultime fasi della vita di una stella di massa medio-grande (si ipotizza da 0,8 a 4 volte quella del Sole). Quando nel nucleo cessa completamente la fusione del combustibile nucleare, la stella può seguire due diverse vie a seconda della massa. Se ha una massa compresa tra 0,08 e 0,5 masse solari, la stella morente dà luogo ad una nana bianca di elio senza alcuna fase intermedia, espellendo gli strati esterni sotto forma di vento stellare. Se invece la sua massa è compresa tra 0,5 ed 8 masse solari, si generano delle violente pulsazioni termiche all'interno dell'astro che causano l'espulsione dei suoi strati più esterni in una sorta di "supervento" che assorbe la radiazione ultravioletta emessa a seguito dell'alta temperatura degli strati interni dell'astro. Tale radiazione viene poi riemessa sotto forma di luce visibile dall'involucro dei gas, i quali vanno a costituire una nebulosità in espansione, la nebulosa protoplanetaria prima e nebulosa planetaria poi, al cui centro rimane il cosiddetto nucleo della nebulosa planetaria (PNN, dall'inglese Planetary Nebula Nucleus), che diverrà poi la nana bianca.

Il resto della stella che ha prodotto la nebulosa è anche responsabile della produzione di energia che la fa risplendere: la radiazione ultravioletta prodotta dalla caldissima nana bianca eccita gli atomi della nebulosa, che tornano poi al loro stato di minima energia emettendo radiazione luminosa. A seconda della composizione chimica e della potenza della radiazione originatesi dalla nana bianca, la nebulosa può assumere colori diversi come il rosso, il verde e addirittura il blu. La grande maggioranza però si limita ad essere rossa, colore emesso da grandi quantità di idrogeno (l'elemento più comune nell'Universo), eccitato da una radiazione non troppo energetica.

Una nana bianca appena formata ha una temperatura molto elevata, pari a circa 100-200 milioni di K, che diminuisce in funzione degli scambi termici con lo spazio circostante, finché l'oggetto non raggiunge lo stadio ultimo di nana nera. Si tratta però di un modello teorico, poiché sino ad ora non è stata ancora osservata alcuna nana nera; perciò gli astronomi ritengono che il tempo previsto perché una nana bianca si raffreddi del tutto sia di gran lunga superiore all'attuale età dell'Universo.

Anche il Sole, secondo le teorie correnti dell'evoluzione stellare, finirà la propria vita espellendo i propri strati esterni e formando una nebulosa planetaria. Cosa possa succedere ai pianeti ancora in orbita attorno alla stella non è ben chiaro, ma sicuramente non sarà un processo indolore. I pianeti interni (compresa la Terra) saranno comunque già stati distrutti durante la precedente fase di gigante rossa.

Le dimensioni tipiche di una nebulosa planetaria sono dell'anno luce, con una massa da 0,1 a 1 masse solari. La loro vita è molto breve su scala cosmica, solo qualche decina di migliaia di anni, dopodiché si disperdono negli spazi interstellari, rendendole non più osservabili. Per questo ne sono state scoperte finora molto poche (circa 2.000), ma si stima che ne esistano circa 10.000 nella galassia, in quanto la gran parte sono nascoste dalle polveri interstellari.

Le nebulose planetarie hanno un ruolo importante nell'evoluzione stellare, in quanto la materia che le costituisce arricchisce il mezzo interstellare di elementi più pesanti dell'idrogeno e dell'elio, aumentandone la metallicità e rendendo possibile la formazione di stelle di popolazione I, ossia stelle con un contenuto medio di metalli, quelle che si generano attualmente nei bracci di spirale delle galassie.

Un esempio di nebulosa planetaria è la Nebulosa Elica visibile nella costellazione del’Acquario; essa è anche la nebulosa planetaria più grande visibile nella volta celeste, a causa della sua vicinanza. Un altro esempio è la Nebulosa Anello (M57), visibile nella costellazione boreale della Lira.

Galassie

Una galassia è un grande insieme di stelle, sistemi, ammassi ed associazioni stellari, gas e polveri (che formano il mezzo interstellare), legati assieme dalla reciproca forza di gravità. Il nome deriva dal greco γαλαξίας (galaxìas), che significa "di latte, latteo"; è una chiara allusione alla Via Lattea, la Galassia per antonomasia, di cui fa parte il sistema solare.

Lo schema classificativo delle galassie noto come Sequenza di Hubble si basa sulla morfologia visuale delle galassie; esse si suddividono in tre tipi principali: ellittiche, spirali e irregolari. Dato che tale sequenza si basa esclusivamente su osservazioni di tipo prettamente morfologico visivo, essa non tiene in considerazione alcune delle caratteristiche più importanti delle galassie, quali il tasso di formazione stellare delle galassie starburst e l'attività nel nucleo delle galassie attive.

Il sistema di classificazione di Hubble considera le galassie ellittiche in base alla loro ellitticità, ossia alla loro apparenza sferica più o meno allungata; la scala di misura parte dalla classe E0, indicante le galassie di aspetto quasi sferico, alla classe E7, fortemente allungate. Queste galassie hanno un profilo ellissoidale, che conferisce loro un'apparenza più o meno ellittica a seconda dell'angolo di visuale. All'apparenza mostrano pochi dettagli e in genere possiedono al loro interno una quantità relativamente bassa di materia interstellare, che comporta un numero esiguo di ammassi aperti e un tasso ridotto di formazione stellare; sono formate anzi da stelle generalmente piuttosto vecchie ed evolute, orbitanti attorno ad un centro comune di gravità secondo direzioni casuali. Tali caratteristiche le rendono in parte simili ai ben più piccoli ammassi globulari.

Le galassie più imponenti sono dette ellittiche giganti. Si pensa che molte galassie ellittiche si siano formate a causa di interazioni fra galassie, che terminano nella collisione e nella successiva fusione dell'una nell'altra; come conseguenza di ciò possono crescere di dimensioni fino a raggiungere il diametro delle galassie spirali, ma con un numero di stelle decisamente superiore. Queste galassie si trovano spesso al centro di grandi ammassi di galassie, di cui spesso costituiscono i componenti più massicci, dove le interazioni tra singole galassie possono avvenire più frequentemente.

Le galassie spirali consistono in un disco di stelle e materia interstellare rotante attorno ad un centro composto da stelle generalmente di età avanzata. All'esterno del centro, chiamato bulge, si trovano i bracci di spirale, relativamente luminosi. Nello schema di classificazione di Hubble le galassie spirali sono indicate con la lettera S, seguita dalle lettere minuscole a, b o c, che indicano in grado di spessore dei bracci di spirale e la dimensione del bulge centrale. Una galassia di tipo Sa possiede dei bracci molto ben avvolti e poco definiti e un nucleo centrale relativamente grande; una galassia di tipo Sc ha dei bracci ben definiti e un rigonfiamento centrale ridotto.

Nelle galassie spirali i bracci di spirale hanno un andamento simile a quello di una spirale logaritmica. Come le stelle, i bracci di spirale ruotano attorno al centro, ma con una velocità angolare che varia da punto a punto: questo significa che le stelle transitano all'interno e all'esterno dei bracci di spirale, e la loro velocità di rivoluzione diminuisce nelle stelle che si trovano nelle regioni esterne ai bracci, mentre è più rapida per le stelle che vi si trovano all'interno. Si pensa che i bracci di spirale siano delle aree ad alta densità di materia, o meglio delle onde di densità. Come le stelle si muovono attraverso il braccio, la velocità spaziale di ciascuna di esse viene modificata dalle forze gravitazionali della densità più elevata; questa velocità ridiminuisce come le stelle riescono dal braccio di spirale.

Un buon numero di galassie spirali mostrano una struttura stellare lineare a forma di barra che attraversa il nucleo, da cui si dipartono i bracci di spirale. Nella classificazione di Hubble tali galassie spirali barrate sono indicate con la sigla SB, accompagnata dalle lettere minuscole a, b o c, che indicano la forma e l'avvolgimento dei bracci di spirale allo stesso modo in cui vengono classificate le galassie spirali normali. Gli astrofisici ritengono che le barre siano delle strutture temporanee che si formano come risultato di un'onda di densità che irradia in direzioni opposte dal nucleo, oppure siano il risultato di forze di marea con un'altra galassia.

Le cosiddette galassie peculiari sono galassie che sviluppano proprietà insolite, dovute all'interazione e alle forze mareali di altre galassie. Un esempio di questa classe di oggetti è la galassia ad anello, che possiede una struttura anulare di stelle e mezzo interstellare che circonda una barra centrale. Si pensa che una galassia ad anello si possa formare qualora una galassia più piccola passi attraverso il nucleo di una galassia spirale.

Una galassia lenticolare è invece una forma intermedia che ha sia le proprietà delle galassie ellittiche sia quelle delle galassie spirali. Sono classificate secondo la sequenza di Hubble con la sigla S0 o SB0 e possiedono dei bracci di spirale non definiti, con un alone ellittico di stelle.

In aggiunta a queste due classi esiste una grande varietà di galassie che non possono essere classificate né come ellittiche, né come spirali: di solito ci si riferisce a queste galassie con l'appellativo di galassie irregolari. Una galassia Irr-I possiede alcune strutture che non possono allinearsi con lo schema di Hubble; una galassia Irr-II invece non possiede neppure una struttura che ricordi la sequenza di Hubble. Un esempio di galassie irregolari vicine alla nostra Galassia sono le due Nubi di Magellano.

Nonostante l'apparente prevalenza delle grandi galassie ellittiche o a spirale, la gran parte delle galassie dell'Universo sono in realtà delle galassie nane; queste deboli galassie possiedono circa un centesimo del diametro della Via Lattea e contengono al massimo appena qualche miliardo di stelle.

La Via Lattea

La Via Lattea è la galassia in cui si trova il sistema solare. Tutte le stelle visibili a occhio nudo nel cielo stellato appartengono alla Via Lattea; tuttavia, a parte queste stelle vicine, la Via Lattea appare come una scia luminosa chiara che attraversa l’intera volta celeste. La luce si origina da stelle e altro materiale situato all’interno del piano galattico. Le regioni oscure lungo questa scia, come la Fenditura del Cigno e la Nebulosa Sacco di Carbone, corrispondono ad aree in cui la luce delle stelle più lontane è oscurata da nebulose oscure.

Il centro della Via Lattea ricade in direzione del Sagittario ed è qui che appare più luminosa. Dal Sagittario, la Via Lattea attraversa verso ovest le costellazioni di Scorpione, Altare, Squadra, Triangolo Australe, Compasso, Centauro, Mosca, Croce del Sud, Carena, Vele, Poppa, Cane Maggiore, Unicorno, Orione e Gemelli, Toro, Auriga, Perseo, Andromeda, Cassiopea, Cefeo e Lucertola, Cigno, Volpetta, Freccia, Aquila, Ofiuco, Scudo e rientra in Sagittario. Il fatto che la Via Lattea divide la volta celeste in due metà simmetriche indica che il Sole si trova nei pressi del piano galattico.

La Via Lattea possiede un nucleo attraversato da una barra circondata da un disco di gas, polveri e stelle che formano quattro strutture distinte, i bracci di spirale, che descrivono una spirale logaritmica. La distribuzione della massa all’interno della Via Lattea è paragonabile a quella di una galassia di classe SBbc della sequenza di Hubble, ossia una galassia spirale barrata con bracci relativamente poco avvolti.

Il disco galattico, che circonda il centro galattico, ha un diametro compreso fra 70.000 e 100.000 anni luce; la distanza fra il Sole e il centro galattico è pari a circa 26.000 ± 1.400 anni luce.

Il centro galattico nasconde al suo interno un oggetto di massa molto elevata, che si ritiene essere la causa della forte emissione radio da parte della sorgente nota come Sagittarius A; molti indizi inducono a pensare che si tratti di un buco nero supermassiccio, denominato Sgr A*.

Il centro galattico è attraversato da una barra, dalle dimensioni prossime ai 27.000 anni luce; si crede che essa attraversi il centro galattico con un angolo di visuale di 44 ± 10 gradi rispetto alla linea ideale che collega il Sole allo stesso centro galattico. La barra è composta principalmente da stelle rosse, probabilmente di età molto antica, e appare circondata da una struttura ad anello chiamata "anello dei 5 kpc", che contiene una gran parte dell'idrogeno molecolare presente nella Via Lattea e dove hanno luogo molti fenomeni di formazione stellare. Vista dalla Galassia di Andromeda, questa struttura sarebbe la più luminosa osservabile della nostra Galassia.

La Via Lattea possiede due bracci di spirale maggiori: il Braccio di Perseo e il Braccio Scudo-Croce, cui si aggiungono il Braccio del Sagittario e il Braccio del Cigno, talvolta chiamato Braccio Esterno. Fra il Braccio del Sagittario e il Braccio di Perseo si trova il Braccio di Orione (o Sperone di Orione), un piccolo braccio in cui si trova il sistema solare. Tutte queste strutture giacciono sul disco galattico, che è il piano in cui si trovano la spirale, la barra e il disco delle galassie a disco (spirali e spirali barrate). Il disco ospita tutti i fenomeni di formazione stellare (concentrati specialmente nei bracci di spirale, che hanno una densità maggiore). Gli ammassi aperti e le regioni H I si concentrano sui bracci di spirale.

Il disco galattico è circondato da un alone sferoidale formato da stelle vecchie ed ammassi globulari, il 90% dei quali si trovano entro un raggio di 100.000 anni luce, suggerendo l'esistenza di un alone di stelle di 200.000 anni luce di diametro. Tuttavia, alcuni ammassi globulari sono stati osservati a distanze anche maggiori, come Palomar 4 e AM1, che si trovano ad oltre 200.000 anni luce dal centro galattico.

La Via Lattea e la Galassia di Andromeda costituiscono un sistema binario di galassie spirali giganti appartenenti a un gruppo di 50 galassie, noto col nome di Gruppo Locale; il Gruppo Locale fa a sua volta parte del Superammasso della Vergine.

Due galasie minori e un gruppo di galassie nane del Gruppo Locale orbitano attorno alla Via Lattea. La più grande tra queste è la Grande Nube di Magellano, con un diametro di 20.000 anni luce, ossia circa un quinto di quello della nostra Galassia; nei suoi pressi si trova una compagna, la Piccola Nube di Magellano. Le due galassie sono connesse tra di loro e con la Via Lattea tramite la Corrente Magellanica, un ponte di idrogeno neutro formato da materiale strappato via dalla Grande Nube a causa delle forze mareali durante l'ultimo transito ravvicinato con la nostra Galassia.

Alcune delle galassie nane orbitanti attorno alla Via Lattea sono la Galassia Nana Ellittica del Cane Maggiore, la più vicina, la Galassia Nana Ellittica del Sagittario, la Galassia Nana dell'Orsa Minore, quella dello Scultore, del Sestante, della Fornace e la Galassia Leo I. Le galassie nane più piccole orbitanti attorno alla nostra possiedono un diametro di appena 500 anni luce; tra queste ci sono la Galassia Nana della Carena e del Drago, più la galassia Leo II. Probabilmente esistono altre galassie nane ancora sconosciute, sempre gravitazionalmente legate alla Via Lattea, situate oltre la zona d'ombra galattica.

Le misure attuali suggeriscono inoltre che la Galassia di Andromeda si stia avvicinando a noi a una velocità compresa fra 100 e 140 km/s. Come conseguenza di ciò si ipotizza che fra 3 o 4 miliardi di anni la Via Lattea e la Galassia di Andromeda potrebbero collidere; in un evento apparentemente catastrofico come quello di uno scontro fra galassie, le singole stelle non collideranno fra di loro, ma si mescoleranno, andando a formare un'unica grande galassia ellittica entro un miliardo di anni dallo scontro.

Le costellazioni

Una costellazione è un gruppo di stelle disposte in modo tale da formare una figura nel cielo. Gli astronomi utilizzano ancora oggi le costellazioni, sebbene il sistema attuale le individui come un insieme di aree ben definite di cielo piuttosto che come figure. Una figura tracciata da stelle che non è ufficialmente classificata come costellazione è chiamata asterismo; un famoso esempio di asterismo è il Grande Carro, un termine non utilizzato dall’Unione Astronomica Internazionale (IAU) dato che le sue stelle sono considerate parte della costellazione dell’Orsa Maggiore.

Nel 1922, Henry Norris Russell aiutò l’IAU a suddividere la volta celeste in 88 costellazioni ufficiali. Di solito le costellazioni moderne utilizzano gli stessi nomi ereditati dalla tradizione greco-romana, come Orione, il Leone e lo Scorpione. Sebbene le costellazioni fossero originariamente connesse con eventi mitologici, creature o personaggi, esse assunsero importanza prioritaria nella navigazione e nell’orientamento fino all’invenzione della bussola. Col progresso astronomico divenne importante passare da un sistema basato sulle forme apparenti a uno basato sulle esigenze cartografiche, che comportò la perdita di alcune costellazioni storiche.

Nel 1930 i confini delle 88 costellazioni ufficiali vennero rivisti da Eugène Delporte, il quale li tracciò seguendo linee verticali e orizzontali di ascensione retta e declinazione; in seguito a ciò, l’emisfero boreale contava 37 costellazioni e quello australe ne contava 51. Tuttavia, le coordinate utilizzate per tracciare questi confini furono quelle dell’epoca B1875.0, suggerite da Benjamin A. Gould, il quale per primo propose di utilizzare le coordinate celesti per tracciare tali limiti. La conseguenza fu che, a causa della precessione degli equinozi, i confini delle costellazioni tracciati sulle mappe aggiornate alle coordinate J2000 si presentano sfasati rispetto alle coordinate moderne, non presentandosi più perfettamente allineati ad esse. Questo effetto andrà progressivamente aumentando col passare dei secoli.

Le stelle situate in una costellazione raramente sono in reale relazione fisica fra loro; la loro apparente vicinanza è infatti dovuta nella gran parte dei casi soltanto ad un effetto prospettico. Tuttavia, ci sono alcune eccezioni: nella costellazione del’Orsa Maggiore, il Grande Carro è in massima parte costituito da stelle vicine fra loro, appartenenti a un gruppo stellare chiamato Associazione dell’Orsa Maggiore.

Nella cultura occidentale il cielo dell’emisfero nord è tradizionalmente suddiviso in costellazioni basate su quelle descritte dagli antichi Greci; in effetti le prime opere dell’antica Grecia che trattano delle costellazioni sono libri mitologici. Il più antico di questi è un poema composto da Esiodo attorno all’ottavo secolo avanti Cristo, del quale ci sono pervenuti solo alcuni frammenti. Le opere più complete che ci sono giunte sulle origini mitologiche delle costellazioni furono scritte da uno scrittore di epoca ellenistica indicato come Pseudo-Eratostene e dallo scrittore romano arcaico Pseudo-Igino. Nel secondo secolo dopo Cristo l’astronomo greco Tolomeo descrisse le costellazioni in grande dettaglio nella sua fondamentale opera chiamata Almagesto.

Durante l’Età Moderna e l’Età delle Scoperte, quando le stelle dell’emisfero australe vennero osservate e mappate dagli scienziati europei, il cielo australe venne suddiviso in tante piccole nuove costellazioni, create in aree rimaste vuote perché sconosciute agli astronomi più antichi. Molte di queste costellazioni rappresentano strumenti tecnici inventati durante il sedicesimo e il diciassettesimo secolo.

Alcune costellazioni sono intersecate dall’eclittica. L’eclittica è il sentiero apparente che il Sole percorre nel cielo durante l’anno, muovendosi apparentemente da ovest verso est su un’immaginaria superficie sferica, la sfera celeste, rispetto alle cosiddette stelle fisse. In termini più precisi, è l’intersezione della sfera celeste col piano dell’eclittica, che è il piano geometrico che contiene l’orbita della Terra attorno al Sole. Poiché l’asse di rotazione terrestre non è perpendicolare al suo piano orbitale, il piano equatoriale non è parallelo al piano dell’eclittica, ma forma un angolo di 23°27’, che è conosciuto come inclinazione assiale (o obliquità del’eclittica).

L’eclittica si trova al centro di una regione chiamata zodiaco, che consiste in una fascia che si estende per 9° a nord e a sud dell’eclittica; la Luna e i pianeti si trovano sempre nella fascia dello zodiaco. Secondo la tradizione astrologica, questa regione è suddivisa in 12 segni che si estendono per 30° di longitudine ciascuno; questi segni prendono il nome di 12 delle 13 costellazioni zodiacali, trasformate nei “segni” zodiacali utilizzati in astrologia.

È importante distinguere i segni zodiacali dalle costellazioni ad essi associate, non solo perché la precessione degli equinozi ha creato uno sfasamento delle loro posizioni, ma anche perché le costellazioni fisiche possiedono porzioni dell’eclittica di dimensioni differenti l’una dall’altra; pertanto la Vergine possiede un tratto di eclittica cinque volte più esteso di quello dello Scorpione. I segni zodiacali, d’altra parte, sono un’astrazione delle costellazioni fisiche e ciascuno di essi intende rappresentare esattamente un dodicesimo dell’intero tratto dell’eclittica, o una longitudine attraversata dal Sole in circa 30,4 giorni.