Astronomia

Nella prima sezione di questo capitolo, abbiamo descritto il disco sottile, il disco spesso e l’alone stellare. Guardate la sezione precedente e notate alcuni dei modelli. Le stelle giovani si trovano nel disco sottile, sono ricche di metalli e orbitano intorno al centro della Galassia ad alta velocità. Le stelle nell’alone sono vecchie, hanno basse abbondanze di elementi più pesanti dell’idrogeno e dell’elio, e hanno orbite altamente ellittiche orientate in modo casuale (vedi Figura 1). Le stelle dell’alone possono attraversare il disco e il bulge centrale, ma passano la maggior parte del loro tempo molto al di sopra o al di sotto del piano della Galassia. Le stelle nel disco spesso sono intermedie tra questi due estremi. Vediamo prima perché l’età e l’abbondanza degli elementi più pesanti sono correlati e poi vediamo cosa ci dicono queste correlazioni sull’origine della nostra Galassia.

Due tipi di stelle

La scoperta che ci sono due diversi tipi di stelle fu fatta da Walter Baade durante la seconda guerra mondiale. Come cittadino tedesco, Baade non era autorizzato a fare ricerche di guerra come molti altri scienziati con sede negli Stati Uniti, così fu in grado di fare un uso regolare dei telescopi di Mount Wilson nella California meridionale. Le sue osservazioni furono aiutate dai cieli più scuri che risultarono dal blackout bellico di Los Angeles.

Tra le cose che un grande telescopio e i cieli scuri permisero a Baade di esaminare attentamente c’erano altre galassie, vicine alla nostra Via Lattea. Parleremo di altre galassie nel prossimo capitolo (Galassie), ma per ora ci limiteremo a menzionare che la galassia più vicina che assomiglia alla nostra (con un disco simile e una struttura a spirale) è spesso chiamata galassia di Andromeda, dal nome della costellazione in cui la troviamo.

Baade fu colpito dalla somiglianza delle stelle principalmente rossastre nel bulge nucleare della galassia di Andromeda con quelle negli ammassi globulari e nell’alone della nostra galassia. Notò anche la differenza di colore tra tutte queste e le stelle più blu che si trovano nei bracci di spirale vicino al Sole (Figura 2). Su questa base, chiamò le stelle blu brillanti nei bracci a spirale popolazione I e tutte le stelle nell’alone e negli ammassi globulari popolazione II.

Ora sappiamo che le popolazioni differiscono non solo nella loro posizione nella Galassia, ma anche nella loro composizione chimica, età e movimenti orbitali intorno al centro della Galassia. Le stelle di Popolazione I si trovano solo nel disco e seguono orbite quasi circolari intorno al centro galattico. Esempi sono le stelle supergiganti luminose, le stelle della sequenza principale di alta luminosità (classi spettrali O e B), che sono concentrate nei bracci di spirale, e i membri dei giovani ammassi stellari aperti. La materia interstellare e le nubi molecolari si trovano negli stessi luoghi delle stelle di popolazione I.

Le stelle di popolazione II non mostrano alcuna correlazione con la posizione dei bracci di spirale. Questi oggetti si trovano in tutta la Galassia. Alcuni sono nel disco, ma molti altri seguono orbite ellittiche eccentriche che li portano in alto sopra il disco galattico nell’alone. Alcuni esempi sono le stelle circondate da nebulose planetarie e le stelle variabili RR Lyrae. Le stelle negli ammassi globulari, che si trovano quasi interamente nell’alone della Galassia, sono anch’esse classificate come popolazione II.

Oggi sappiamo molto di più sull’evoluzione stellare di quanto non sapessero gli astronomi negli anni ’40, e possiamo determinare l’età delle stelle. La popolazione I include stelle con un’ampia gamma di età. Mentre alcune sono vecchie fino a 10 miliardi di anni, altre si stanno ancora formando oggi. Per esempio, il Sole, che ha circa 5 miliardi di anni, è una stella di popolazione I. Ma lo sono anche le giovani stelle massicce nella Nebulosa di Orione che si sono formate negli ultimi milioni di anni. La popolazione II, d’altra parte, consiste interamente di vecchie stelle che si sono formate molto presto nella storia della Galassia; l’età tipica è da 11 a 13 miliardi di anni.

Ora abbiamo anche buone determinazioni della composizione delle stelle. Queste sono basate su analisi degli spettri dettagliati delle stelle. Quasi tutte le stelle sembrano essere composte principalmente da idrogeno ed elio, ma le loro abbondanze degli elementi più pesanti sono diverse. Nel Sole e in altre stelle di popolazione I, gli elementi pesanti (quelli più pesanti dell’idrogeno e dell’elio) rappresentano l’1-4% della massa stellare totale. Le stelle di popolazione II nell’alone galattico esterno e negli ammassi globulari hanno abbondanze molto più basse degli elementi pesanti – spesso meno di un centesimo delle concentrazioni trovate nel Sole e in rari casi anche più basse. La più vecchia stella di popolazione II scoperta fino ad oggi ha meno di un decimilionesimo della quantità di ferro del Sole, per esempio.

Come abbiamo discusso nei capitoli precedenti, gli elementi pesanti sono creati in profondità all’interno delle stelle. Essi vengono aggiunti alle riserve di materia prima della Galassia quando le stelle muoiono, e il loro materiale viene riciclato in nuove generazioni di stelle. Così, col passare del tempo, le stelle nascono con scorte sempre più grandi di elementi pesanti. Le stelle di Popolazione II si sono formate quando l’abbondanza di elementi più pesanti dell’idrogeno e dell’elio era bassa. Le stelle di Popolazione I si sono formate più tardi, dopo che la massa persa dai membri morenti delle prime generazioni di stelle aveva disseminato il mezzo interstellare di elementi più pesanti dell’idrogeno e dell’elio. Alcune si stanno formando ancora adesso, quando ulteriori generazioni si sono aggiunte alla fornitura di elementi più pesanti disponibili per le nuove stelle.

Il mondo reale

Con rare eccezioni, non dovremmo mai fidarci di nessuna teoria che divide il mondo in due sole categorie. Mentre possono fornire un punto di partenza per ipotesi ed esperimenti, sono spesso semplificazioni eccessive che hanno bisogno di perfezionamento una ricerca continua. L’idea di due popolazioni ha aiutato a organizzare i nostri pensieri iniziali sulla Galassia, ma ora sappiamo che non può spiegare tutto ciò che osserviamo. Anche le diverse strutture della Galassia – disco, alone, bulge centrale – non sono così nettamente separate in termini di ubicazione, età e contenuto di elementi pesanti delle stelle al loro interno.

La definizione esatta del disco della Galassia dipende dagli oggetti che usiamo per definirlo, e non ha un confine netto. Le stelle giovani più calde e le loro associate nubi di gas e polvere si trovano per lo più in una regione di circa 300 anni luce di spessore. Le stelle più vecchie definiscono un disco più spesso di circa 3000 anni luce. Le stelle aureole passano la maggior parte del loro tempo sopra o sotto il disco, ma lo attraversano sulle loro orbite altamente ellittiche e così a volte si trovano relativamente vicine al Sole.

La più alta densità di stelle si trova nel bulge centrale, quella regione interna a forma di barra della Galassia. Ci sono alcune stelle giovani e calde nel bulge, ma la maggior parte delle stelle del bulge hanno più di 10 miliardi di anni. Eppure, a differenza delle stelle dell’alone di età simile, l’abbondanza di elementi pesanti nelle stelle del bulge è circa la stessa del Sole. Come mai?

Gli astronomi pensano che la formazione di stelle nell’affollato bulge nucleare sia avvenuta molto rapidamente subito dopo la formazione della Via Lattea. Dopo pochi milioni di anni, la prima generazione di stelle massicce e di breve durata ha espulso elementi pesanti in esplosioni di supernova, arricchendo così le successive generazioni di stelle. Così, anche le stelle che si sono formate nel bulge più di 10 miliardi di anni fa hanno iniziato con una buona scorta di elementi pesanti.

Esattamente il contrario si è verificato nella Piccola Nube di Magellano, una piccola galassia vicino alla Via Lattea, visibile dall’emisfero meridionale della Terra. Anche le stelle più giovani di questa galassia sono carenti di elementi pesanti. Pensiamo che questo sia dovuto al fatto che la piccola galassia non è particolarmente affollata, e la formazione delle stelle è avvenuta abbastanza lentamente. Di conseguenza ci sono state, finora, relativamente poche esplosioni di supernova. Le galassie più piccole hanno anche più difficoltà a trattenere il gas espulso dalle esplosioni di supernova per poterlo riciclare. Le galassie di bassa massa esercitano solo una modesta forza gravitazionale, e il gas ad alta velocità espulso dalle supernovae può facilmente sfuggire da esse.

Gli elementi di cui è dotata una stella dipendono quindi non solo da quando la stella si è formata nella storia della sua galassia, ma anche da quante stelle nella sua parte di galassia avevano già completato la loro vita nel momento in cui la stella è pronta a formarsi.

Glossario

stella di popolazione I:

una stella contenente elementi pesanti; tipicamente giovane e si trova nel disco

stella di popolazione II:

una stella con abbondanza molto bassa di elementi pesanti; si trova in tutta la Galassia