Moti stellari
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Fino agli albori del XVIII secolo le stelle furono considerate fisse: si riteneva non mutassero mai, neppure minimamente, le loro posizioni relativamente alla volta celeste che invece, come aveva scoperto Ipparco, subisce un lento e costante spostamento da est verso ovest (precessione degli equinozi).

Già nel 1440 Nicola Cusano sosteneva che lo spazio fosse infinito[1] e che le stelle fossero dei soli disseminati a grandissime distanze, illimitatamente, in tutte le direzioni, ciascuna con la propria corte di pianeti abitati. Egli attribuiva alla grande distanza il fatto che le stelle non avessero lo stesso aspetto del Sole, ma apparissero come dei puntini luminosi. Ma Cusano non aveva prove da addurre per sostenere le sue idee, che avanzava come semplici opinioni. Esse apparvero avventate e il loro autore venne ignorato. Nel 1718 Edmund Halley, nel quadro di un accurato studio dell’Almagesto di Tolomeo che portava avanti fin dal 1710, fece una scoperta destinata a sconvolgere oltre due millenni di certezze sulla fissità delle stelle.

Halley notò che alcune fra le stelle più luminose (Sirio, Arturo, Aldebaran) registrate nel catalogo di Tolomeo (che aveva ripreso quello più antico di Ipparco) non si trovavano nelle posizioni esatte indicate dall’astronomo alessandrino. Esse occupano, nel catalogo dell’Almagesto, posizioni le cui latitudini sono rispettivamente 20’, 22’ e 33’ più a nord delle loro effettive posizioni registrate dallo stesso Halley nel 1717[2]. Calcolando la diminuzione dell’obliquità dell’eclittica nell’intervallo di tempo considerato (circa 1850 anni) le tre stelle avrebbero dovuto trovarsi, se fossero state realmente fisse, rispettivamente 10’, 14’ e 0’ più a sud delle posizioni registrate (in base all’eclittica, appunto) da Tolomeo. La sostanziale correttezza delle posizioni di altre centinaia e centinaia di stelle registrate nel catalogo dell’astronomo alessandrino induceva ad escludere il difetto di precisione da parte di Tolomeo. Se si escludevano anche eventuali errori di trascrizione, non si poteva che ammettere un moto in latitudine verso sud di quelle stelle: e un moto di notevole rilevanza, rispettivamente 37’, 42’ e 33’. Il fatto risultò corroborato ulteriormente da un’osservazione di Aldebaran effettuata ad Atene nel 509 d. C.: l’11 marzo di quell’anno era stata osservata un’occultazione di quella stella da parte della Luna; ebbene, si era osservata la stella emergere dall’occultazione in una posizione che essa non avrebbe potuto assumere se l’occultazione non fosse stata pressoché centrale. E dalle conoscenze che abbiamo dei moti lunari risulta che ciò non sarebbe stato possibile se Aldebaran avesse avuto a quel tempo la stessa latitudine celeste che aveva al tempo di Halley.

Halley giunse alla conclusione che allora le stelle non sono fisse nel firmamento, ma si muovono liberamente, in tutte le direzioni e a diverse velocità. Il loro moto è però così lento che, prima che le si potesse osservare col telescopio, era estremamente improbabile che potesse essere rilevato in tempi ragionevolmente brevi. La ragione per cui questo moto, che chiameremo moto proprio, delle stelle è così piccolo sta nel fatto che esse sono enormemente distanti da noi. Sirio, Arturo e Aldebaran sono tra le stelle a noi più vicine, così che il loro moto proprio finì per essere osservato. E’ la loro relativa vicinanza che le fa apparire così luminose. Le stelle meno luminose sono, generalmente, più lontane, e il loro moto proprio è rimasto inosservabile anche nel corso di un lasso di tempo grande come quello che ci separa dagli antichi Greci[3].

Il moto proprio in se stesso, pur essendo un indizio della distanza delle stelle, non consentiva di calcolare tale distanza. Naturalmente le stelle più vicine dovevano presentare una parallasse più facilmente misurabile rispetto a quelle più lontane. Riprenderemo questo argomento tra breve.

Chiamiamo dunque moto proprio di una stella lo spostamento annuale, espresso in secondi d’arco, della direzione che porta dall’osservatore alla stella. Tale spostamento si misura in relazione allo sfondo di stelle talmente lontane da non presentare alcun moto proprio misurabile. La stella che presenta il più elevato moto proprio è la Stella di Barnard, nella costellazione di Ofiuco, che si sposta di 10,3” all’anno. Il moto proprio di questa stella è dovuto solo in parte alla sua alta velocità nello spazio (rispetto a noi): è invece dovuto soprattutto alla sua vicinanza (si trova a soltanto 1,8 pc da noi).

Abbiamo parlato di velocità nello spazio: per velocità spaziale di una stella intendiamo la velocità di questa in km/sec. rispetto al Sole. E’ conveniente scomporre tale velocità in due componenti perpendicolari tra di loro: lo spostamento della stella in direzione della visuale (velocità radiale) e quello in direzione normale alla visuale stessa (velocità tangenziale).

v_s² = v_r² + v_t²

dove v_s  sta per velocità spaziale,  v_r per velocità radiale e v_t  per velocità tangenziale.

La velocità radiale è facilmente misurabile con l’effetto Doppler; la velocità tangenziale è più complicata da misurare, dato che dipende dal moto proprio e dalla distanza della stella[4].

Gli astronomi studiano da molto tempo gli spettri delle stelle (ne parleremo tra poco) e ne conoscono bene l’aspetto regolare: una serie di righe luminose contro un sfondo scuro, oppure di righe scure su uno sfondo luminoso, che mostrano rispettivamente l’emissione o l’assorbimento della luce da parte degli atomi a determinate lunghezze d’onda, o colori. Gli astronomi hanno pertanto potuto calcolare la velocità con cui le stelle si avvicinano o si allontanano da noi (velocità radiale), misurando lo spostamenti delle righe spettrali dalle posizioni consuete verso l’estremo violetto o verso quello rosso dello spettro.

Fu il fisico francese Armand Hippolyte Louis Fizeau che, nel 1848, fece notare che la posizione delle righe spettrali poteva servire per studiare meglio l’effetto Doppler. Per tale ragione l’effetto Doppler viene chiamato effetto Doppler-Fizeau, quando riguarda le onde luminose. Molte sono state le applicazioni dell’effetto Doppler-Fizeau. Lo si può usare, nel nostro sistema solare, per dare una nuova dimostrazione della rotazione del sole. Le righe spettrali che provengono dalla porzione del sole che si avvicina a noi durante la rotazione si sposteranno verso il violetto (violet shift), mentre quelle provenienti dalla porzione del sole che si sta allontanando presenteranno uno spostamento verso il rosso (red shift)[5].

L’effetto Doppler-Fizeau può essere utilizzato per studiare oggetti qualsiasi distanza, purché si possa ottenerne uno spettro. Pertanto i suoi successi più sensazionali sono stati sicuramente quelli relativi alle stelle. Nel 1868 l’astronomo inglese Sir William Huggins misurò la velocità radiale di Sino e annunciò che tale stella si stava allontanando da noi al­la velocità di circa 46 chilometri al secondo (oggi abbiamo dati più esatti, ma per quel tempo era un dato già abbastanza buono). Nel 1890 l’astronomo americano James Edward Keeler, usando strumenti più precisi, ottenne una serie di risultati quantitativamente attendibili; per esempio mostrò che Arturo si andava avvicinando alla terra alla velocità di 6 chilometri al secondo.

L’effetto può essere usato anche per accertare l’esistenza di sistemi stellari di cui non è possibile rilevare i particolari con il telescopio. Nel 1782, per esempio, John Goodricke studiò la stella Algol, la cui luminosità au­menta e diminuisce con regolarità. Goodricke spiegò tale fatto suppo­nendo che una compagna scura girasse intorno ad Algol, passandole da­vanti periodicamente, eclissandola, e quindi diminuendone la lumino­sità. Doveva passare però un secolo prima che questa plausibile ipotesi ve­nisse sostenuta da ulteriori prove. Nel 1889 l’astronomo tedesco Her­mann Karl Vogel mostrò che le righe spettrali di Algol presentavano al­ternativamente degli spostamenti verso il rosso e verso il violetto in cor­rispondenza del calo e dell’aumento di luminosità. La stella si allontana quando la compagna scura va avvicinandosi, mentre si avvicina quando a la compagna si allontana. Si era così stabilito che Algol era una stella bi­naria a eclissi.

Nel 1890 Vogel fece una scoperta simile, ma più generale. Trovò che certe stelle sembravano a un tempo avvicinarsi e allontanarsi: cioè 1e righe spettrali mostravano sia uno spostamento verso il rosso che uno verso il violetto, apparendo quindi sdoppiate. Vogel ne concluse che si trattava di un sistema binario a eclissi, in cui le due stelle, entrambe luminose, erano talmente vicine da apparire come un’unica stella anche se osservate col migliore telescopio. Stelle siffatte vengono chiamate binarie spettroscopiche.

Nulla impediva di ritenere che l’effetto Doppler-Fizeau si verifica anche al di fuori della nostra galassia. Ciò permise tra l’altro di studi degli oggetti astronomici che si trovavano al di fuori della Via Lattea Nel 1912 l’astronomo americano Vesto Melvin Slipher scopri, misurando la velocità radiale della galassia di Andromeda, che essa si sta movendo verso di noi alla velocità di circa 200 chilometri al secondo. Quando, però, passò a studiare altre galassie, scopri che la maggior parte di esse si stava allontanando da noi. Nel 1914 Slipher aveva raccolto dati relativi a quindici galassie, delle quali tredici erano in moto di allontanamento, alla