Le distanze astrali (parte IV)

Come dicono alcuni, le dimensioni contano, e certamente conta poter avere un’idea delle dimensioni dell’ambiente in cui esistiamo; per tale motivo, come abbiamo avuto modo di considerare nell’ultimo articolo sulle distanze astrali, si è cercato un modo per poter farsi una qualche idea, la più precisa possibile, delle dimensioni della galassia prima e dell’universo successivamente, così da avere una chiara idea di chi siamo e qual è il nostro posto nell’universo.
Con questo articolo vediamo come si sono evolute le informazioni a nostra disposizione e come questo fatto ha ulteriormente modificato la nostra visione del mondo e del ruolo dell’uomo in esso.

Osservazioni e misurazioni più precise

Nel 1918 Shapley cominciò a osservare le cefeidi della nostra galassia, nel tentativo di determinare con questo nuovo metodo le dimensioni della galassia stessa. Egli si occupò in modo particolare delle cefeidi che si trovano in gruppi di stelle che vengono chiamati ammassi globulari – aggregati sferici molto densi che possono contenere da decine di migliaia a decine di milioni di stelle, con diametri dell’ordine di 100 anni luce. Questi ammassi (di cui già Herschel, un secolo prima,

aveva osservato l’esistenza) presentano un ambiente astronomico del tutto diverso da quello che prevale nello spazio più prossimo a noi, in quanto la densità della popolazione stellare che li compone è molto maggiore. In queste condizioni la luce stellare deve superare di molto quella prodotta dalla luna sulla terra, così che un ipotetico pianeta che si trovasse vicino al centro di un simile ammasso non conoscerebbe una vera notte.

Esistono circa 150 ammassi globulari noti nella nostra galassia e probabilmente altrettanti che non sono stati ancora scoperti. Shapley calcolò che la distanza dei vari ammassi globulari fosse compresa tra 20 mila e 200 mila anni luce da noi (L’ammasso più vicino, come la stella più vicina, si trova nella costellazione del Centauro ed è visibile a occhio nudo, apparendo simile a una stella: esso porta il nome di Omega Centauri. L’ammasso più distante, NGC2419, è talmente lontano che forse non lo si può neppure considerare come appartenente alla galassia). Shapley trovò che gli ammassi erano distribuiti in una enorme sfera tagliata a metà dal piano della Via Lattea; essi formavano una sorta di alone intorno a una porzione del corpo principale della galassia. Formulò perciò l’assunto abbastanza naturale che essi circondassero il centro della galassia; secondo i suoi calcoli, il punto centrale di questo alone di ammassi globulari si trova entro la Via Lattea, in direzione della costellazione del Sagittario, a circa 50 mila anni luce da noi. Ne consegue che il nostro sistema solare, ben lungi dall’essere al centro della galassia, come avevano pensato Herschel e Kapteyn, si troverebbe nelle vicinanze dei suoi margini. Il modello di Shapley raffigurava dunque la galassia come un’immensa lente, del diametro di circa 300 mila anni luce. Questa volta l’errore era in eccesso, come mostrò ben presto un altro metodo di misurazione.

Dal fatto che la galassia ha la forma di un disco, gli astronomi, dopo William Herschel, dedussero che essa ruotasse nello spazio. Nel 1926 l’astronomo olandese Jan Oort si accinse a misurare tale rotazione. Dato che la galassia non è un oggetto solido, ma è composta da un gran numero di singole stelle, non c’è da aspettarsi che essa giri in modo rigido, come farebbe una ruota. Le stelle situate in prossimità del centro gravitazionale del disco devono ruotare intorno a esso più rapidamente di quelle più distanti (come i pianeti più vicini al sole percorrono le loro orbite con velocità maggiore). Pertanto le stelle vicine al centro della galassia (cioè in direzione del Sagittario) dovrebbero tendere a precedere il nostro sole, mentre quelle più distanti di noi dal centro (in direzione dei Gemelli) dovrebbero tendere a restare indietro durante la loro rivoluzione. Inoltre, più una stella dista da noi, maggiore dovrebbe essere questa differenza di velocità.

In base a questi assunti, divenne possibile calcolare la velocità di rotazione intorno al centro della galassia, partendo dal moto relativo delle stelle. Si trovò che il sole e le stelle vicine viaggiano a circa 240 chilometri al secondo rispetto al centro galattico, compiendo una rivoluzione completa intorno a esso in circa 200 milioni di anni. (Il sole percorre un’orbita quasi circolare, mentre le orbite di certe stelle, come per esempio Arturo, sono decisamente ellittiche).

Il fatto che le stelle non ruotino in orbite perfettamente parallele spiega il moto relativo del sole in direzione della costellazione della Lira. Avendo fatto una stima della velocità di rotazione, gli astronomi poterono successivamente calcolare l’intensità del campo gravitazionale del centro galattico, e quindi la sua massa. Si è trovato che il centro galattico (che contiene la maggior parte della massa della galassia) ha una massa pari a più di 100 miliardi di volte quella del nostro sole. E dato che quest’ultimo è una stella con una massa superiore alla media, la nostra galassia contiene forse da 200 a 300 miliardi di stelle – fino a tremila volte il numero stimato da Herschel.

Dalla curvatura delle orbite descritte dalle stelle è inoltre possibile determinare la posizione del centro intorno a cui ruotano. In tal modo si è potuto confermare che il centro della galassia si trova in direzione del Sagittario, come aveva concluso Shapley, ma solo a 27 mila anni luce da noi, e il diametro totale della galassia diventa così di 100 mila anni luce, anziché 300 mila. In questo nuovo modello, che oggi viene ritenuto corretto, lo spessore del disco al centro è di circa 20 mila anni luce e diminuisce verso la periferia; nella posizione in cui si trova il nostro sole, cioè a due terzi del raggio in direzione della periferia, lo spessore del disco è all’incirca di 3000 anni luce. Ma si tratta solo di cifre approssimative, perché la galassia non ha frontiere nettamente definite. Se il sole è tanto vicino all’orlo della galassia, perché la Via Lattea non è molto più luminosa in direzione del centro che nella direzione opposta, cioè verso il bordo? Guardando verso il Sagittario noi abbiamo di fronte il corpo principale della galassia, con circa 200 miliardi di stelle, mentre verso la periferia ve ne sono soltanto alcuni milioni, assai più disperse. Eppure la fascia della Via Lattea ci appare ugualmente luminosa in tutte le direzioni. La spiegazione sembra risiedere nel fatto che enormi nubi di polvere oscura nascondono alla nostra vista gran parte della zona centrale della galassia; queste nubi di polvere e gas possono arrivare a costituire addirittura una metà della massa della periferia galattica.

È per questa ragione che Herschel e altri tra i primi studiosi della galassia avevano pensato che il nostro sistema solare fosse al centro ed è, probabilmente per lo stesso motivo, che Shapley in origine aveva sopravvalutato la grandezza della galassia. Alcuni degli ammassi da lui studiati erano oscurati dalla polvere interposta, e pertanto le cefeidi in essi contenute sembravano meno luminose di quanto in realtà fossero, e quindi più distanti.

L’universo si ingrandisce

Ancor prima che fossero determinate la massa e la grandezza della galassia, le variabili cefeidi delle nubi di Magellano (in cui la Leavitt aveva fatto la scoperta cruciale della curva luminosità – periodo) furono usate per determinare la distanza delle nubi stesse, che risultò superiore ai 100 mila anni luce. I calcoli attuali più attendibili pongono la grande nube di Magellano a una distanza da noi di circa 150 mila anni luce e la piccola nube di Magellano a circa 170 mila anni luce. La grande nube ha un diametro che non supera la metà di quello della nostra galassia, mentre quello della piccola nube non supera un quinto. Inoltre esse appaiono meno densamente popolate di stelle. Questa era la situazione all’inizio degli anni venti: l’universo noto aveva un diametro di meno di 200 mila anni luce, ed era formato dalla nostra galassia e dalle sue due vicine. Ci si cominciò allora a domandare se, al di fuori di questo, esistesse qualche altra cosa.

I sospetti si concentravano su certe piccole macchie di nebbia luminosa, chiamate nebulose osservate da tempo dagli astronomi. L’astronomo francese Charles Messier ne aveva catalogate 103 nel 1781.(Molte di esse sono ancor oggi chiamate con il numero dato loro da Messier, preceduto dalla lettera M, iniziale del suo nome.) Erano solo delle nuvole come apparivano, queste nebulosità? Alcune sembravano non essere altro, come la nebulosa di Orione (scoperta nel 1656 dall’astronomo olandese Christiaan Huygens), una nube di polvere e gas, di massa pari a 500 volte quella del nostro sole, illuminata da stelle molto calde al suo interno. Altre nebulosità, invece, risultarono essere ammassi globulari – enormi aggregati di stelle. Restavano, però, delle macchie luminose che non sembravano contenere affatto delle stelle. Ma allora perché erano luminose? Nel 1845 l’astronomo britannico William Parsons (terzo conte di Rosse), usando un telescopio da 72 pollici costruito con il lavoro di un’intera vita, aveva accertato che alcune di queste macchie avevano una struttura a spirale, il che procurò loro il nome di «nebulose a spirale», senza tuttavia chiarire il mistero della loro luminosità.

La più spettacolare di queste macchie, nota come M 31, o nebulosa di Andromeda (perché si trova nella costellazione di Andromeda), era stata studiata per la prima volta nel 1612 dall’astronomo tedesco Simone Marius. Si tratta di un ovale allungato di luce fioca, grande metà della luna piena. Poteva darsi che essa fosse composta di stelle talmente lontane che non era possibile vederle distinte, neppure con un grande telescopio? In tal caso, la nebulosa di Andromeda doveva trovarsi lontanissima da noi, ma doveva anche avere dimensioni enormi per essere visibile a una simile distanza. (Già nel 1755 il filosofo tedesco Immanuel Kant aveva speculato sull’esistenza di siffatti lontanissimi raggruppamenti di stelle, che aveva denominato universi-isola) Nel secondo decennio del XX secolo vi fu un acceso dibattito su tale questione. L’astronomo olandese-americano Adriaan Van Maanen aveva riferito che la nebulosa di Andromeda ruotava con una velocità misurabile, e che doveva quindi trovarsi abbastanza vicina a noi. Se infatti si fosse trovata al di fuori della galassia, sarebbe stata troppo lontana perché ci fosse possibile percepirne il moto. Shapley, un buon amico di Van Maanen, usò le scoperte di questi per sostenere che la nebulosa di Andromeda faceva parte della galassia.

Contro questa affermazione si levò l’astronomo americano Heber Doust Curtis, sostenendo che, anche se la nebulosa di Andromeda non era risolvibile in stelle, di quando in quando faceva la sua comparsa la luce debolissima di una stella; secondo Curtis si trattava di una nova una stella che aumenta di colpo la sua luminosità di migliaia di volte. Nella nostra galassia queste stelle acquistano un’enorme luminosità per breve tempo, per poi scomparire di nuovo alla vista; ma nella nebulosa di Andromeda esse risultavano a malapena visibili, anche al massimo del loro splendore. Curtis argomentò che le novae apparivano così fievoli perché la nebulosa di Andromeda era straordinariamente lontana. Quanto alle stelle normali di tale nebulosa, esse erano decisamente troppo deboli per essere avvistate, e la loro luce si fondeva in una sorta di nebbia vagamente luminosa.

Il 26 aprile 1920 Curtis e Shapley tennero sull’argomento un dibattito che ebbe ampia risonanza; in complesso non si giunse a nulla di nuovo, anche se Curtis risultò un oratore sorprendentemente abile nel difendere accanitamente la propria posizione. Nel giro di qualche anno, tuttavia, fu evidente che era Curtis ad avere ragione. In primo luogo i dati di Van Maanen risultarono sbagliati. Non se ne sa bene la ragione, ma anche i più bravi possono commettere degli errori, e a quanto pare ciò era accaduto a Van Maanen. Poi, nel 1924, l’astronomo americano Edwin Powell Hubble puntò il telescopio da 100 pollici (2,5 metri) del Monte Wilson, in California, sulla nebulosa di Andromeda. (Questo telescopio fu chiamato Hooker, dal nome di John B. Hooker che aveva elargito i fondi per la sua costruzione.) Tale strumento potentissimo risolse in stelle alcune zone della periferia della nebulosa; si vide allora che la nebulosa di Andromeda, almeno in alcune sue parti, assomigliava alla Via Lattea; poteva dunque esserci qualcosa di vero nel concetto degli “universi-isola”. Tra le stelle alla periferia della nebulosa di Andromeda vi sono delle variabili cefeidi; usandole come “metro” di riferimento, Hubble stabilì che la nebulosa distava qualcosa come un milione di anni luce! La nebulosa di Andromeda era dunque lontana, lontanissima, dalla nostra galassia. Tenuto conto di tale distanza, la sua dimensione apparente dimostrava che essa doveva essere un enorme agglomerato di stelle, paragonabile alla nostra galassia.

Anche altre nebulosità risultarono agglomerati di stelle, ancora più distanti della nebulosa di Andromeda. Si dovette riconoscere che tutte queste nebulose extra-galattiche erano delle galassie – dei nuovi universi che facevano del nostro niente più che uno dei tanti esistenti nello spazio. Ancora una volta l’universo si era ingrandito. Era più vasto di quanto mai si fosse pensato.

Con l’aumentare della precisione degli strumenti d’indagine usati, ci si è sempre più resi conto che in realtà il cosmo è di una vastità incommensurabilmente grande, rispetto a qualsiasi concetto l’uomo riesca a farsi o a qualsivoglia habitat in cui possa essere abituato a vivere; e si è compreso che quanto se ne può sapere è ugualmente poco rispetto all’enormità di eventi che possono accadere in un universo così vasto; d’altro canto, l’essere riusciti a farsi un’idea di tale enormità, con tecniche e strumenti ancora in via di raffinamento, fa comprendere che arrivare a conoscere i misteri nascosti nell’infinitamente grande e profondo cosmo non è al di fuori della nostra portata e che anzi, da un certo punto di vista, queste meraviglie stuzzicano e spronano le menti di chi le cerca proprio perché sono “nascoste allo sguardo”, nel senso che non sono così facilmente comprensibili e spiegabili.

Nel prossimo articolo del genere vedremo come gli sforzi di altri appassionati studiosi abbiano reso ancora più precise certe misure e valutazioni, compiendo un ulteriore passo in avanti nella comprensione dei complessi meccanismi cosmici.
Un arrivederci al prossimo articolo, dunque.

Le Fonti:

• The Asimov's New Guide to Science, in Italia col titolo Il Libro di Fisica, Arnoldo Mondadori Editore, 2000, ISBN 88-04-41445-6, per i dati storici;

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