Universo e vita extraterreste

Equazione di Drake statistica

Autore: Andrea Pacchiarotti
Ultimo aggiornamento: 10 Aprile 2022
Categoria: Universo e Vita Extraterrestre

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Universo e vita extraterreste

Sommario Universo e vita extraterreste

Equazione di Drake statistica

Lo scienziato Claudio Maccone rivede l’equazione di Drake

L’equazione di Drake (nota anche come equazione o formula di GreenBank) è una formula, creata nel 1961 dall’astronomo e astrofisico statunitense Frank Drake, che stima il numero di civiltà extraterrestri esistenti capaci di comunicare nella nostra galassia.
Molti termini della formula sono congetturali e i parametri danno per scontato che la vita possa esistere solo in forme simili alle nostre, ne discende che il numero di specie intelligenti nella galassia potrebbe quindi aumentare.

La formula è la seguente:
N = R* x Fp x Ne x Fl x Fi x Fc x L

N numero di civiltà extraterrestri presenti oggi nella nostra galassia (Via Lattea) con le quali si può pensare di stabilire una comunicazione
R* tasso medio annuo con cui si formano nuove stelle nella Via Lattea
Fp frazione di stelle che possiedono pianeti
Ne numero medio di pianeti per sistema planetario capaci di ospitare la vita
Fl frazione dei pianeti Ne su cui si è effettivamente sviluppata la vita
Fi frazione dei pianeti Fl su cui si sono evoluti esseri intelligenti
Fc frazione di civiltà extraterrestri in grado di comunicare
L stima della durata di queste civiltà evolute
Le scoperte di pianeti extrasolari ha rivelato che questi sono molto più diffusi di quanto si potesse pensare nel 1961. Ricadono tra questi quelli del sistema TRAPPIST-1, scoperti nel febbraio 2017, un sistema solare con sette pianeti rocciosi simili alla Terra, tre dei quali nella cosiddetta “zona abitabile” (dov’è cioè possibile la presenza di acqua liquida in superficie) che ruotano attorno alla stella nana rossa TRAPPIST-1 (nota anche come 2MASSJ23062928-0502285, nella costellazione dell'Acquario) distante 39 anni luce da noi e che ha l’8% della massa solare. In tutti e sette i pianeti dovrebbe essere presente acqua, ma nei tre della zona abitabile potrebbe essere abbondante allo stato liquido.

Trappist 1
Trappist 1: Fonte NASA

Il telescopio Hubble ne sta analizzando le atmosfere, ma gli osservatori di nuova generazione potranno cercarne l’acqua e probabilmente l’eventuale esistenza di vita.

Gli esopianeti, cioè pianeti al di fuori del nostro sistema solare, non sono rari, ad esempio Proxima Centauri b che orbita intorno alla stella Proxima Centauri (una delle tre stelle che formano il sistema Alpha Centauri) è il pianeta abitabile più vicino alla Terra e dista circa 4,3 anni luce; è stato fotografato dal radiotelescopio Parkers.
L’indice di similarità terrestre (ESI - Earth Similarity Index) misura quanto un pianeta è fisicamente simile alla Terra: fino a oggi quelli con la percentuale più alta sono risultati Trappist-1 d (90%), Kepler-438 b (88%), Proxima Centauri b (87%) e Trappist-1 e (86%).

Addirittura nel 2017 sono stati scoperti oltre 3.000 esopianeti, e il loro numero cresce ogni anno. Alcuni di questi sono anche candidati a ospitare la vita come noi la conosciamo, che sia poi vita intelligente è più difficile.

La NASA, attraverso il sito BackyardWorlds: Planet 9, offre inoltre a tutti l’opportunità di scoprire il Pianeta 9, noto anche come pianeta X, ovvero l’oscuro nono pianeta del sistema solare non ancora individuato dai telescopi, ma del quale sussistono prove di tipo indiretto.

È situato nella fascia di Kuiper, una zona del sistema solare che contiene anche Plutone, ben oltre l'orbita di Nettuno.
Mercurio, Venere, Terra, Marte (pianeti interni), separati da Giove, Saturno, Urano, Nettuno (pianeti esterni) dalla fascia d’asteroidi, hanno pertanto un nono fratello che come si sa non è più Plutone dato che questo pianeta, scoperto nel 1896, è stato declassato nel 2006 dall'Unione Astronomica Internazionale a pianeta nano). Il pianeta 9 potrebbe impiegare fino a 20.000 anni (la Terra impiega 1 anno) per completare un'orbita attorno al Sole, la nostra stella e la sua massa potrebbe essere fino a 10 volte quella terrestre.

Pianeta 9 - Pianeta X
Pianeta 9 - Pianeta X

Tornando al calcolo che stima il numero di civiltà extraterrestri esistenti capaci di comunicare nella nostra galassia, lo scienziato italiano Claudio Maccone ha messo a punto l’Equazionedi Drake Statistica che ha normalizzato ogni valore ipotetico della vecchia equazione secondo i parametri accettati dal SETI (Search for Extra-Terrestrial Intelligence, un programma per la ricerca della vita intelligente extraterrestre).
Si è così giunti a una migliore stima delle potenziali civiltà extraterrestri rispetto al passato arrivando a stabilire un numero compreso tra 0 e 15.785, con una media approssimata di 4.590 e il 75% delle possibilità che gli E.T. si trovino tra 1.361 e 3.979 anni luce da noi.
Oltre i 500 anni luce, dicono i ricercatori, le possibilità di captarli sono pari a zero, sempre ammesso che usino i segnali radio e non un altro tipo di tecnologia che noi, troppo primitivi, non siamo in grado di riconoscere.
Sappiamo che la luce viaggia a 299.792,458 km/s; Albert Einstein, nel secondo postulato della teoria della relatività, afferma che tale velocità è la più alta fisicamente ammissibile.
Nonostante questa rapidità la luce impiega millenni e più per coprire le distanze cosmiche, quindi quando vediamo la luce di una stella questa ci mostra com’era quell’oggetto n anni addietro (è dunque una sorta di macchina del tempo, ad esempio la luce del sole ci raggiunge in 8 minuti, quella della galassia più vicina, Andromeda, in 2 milioni di anni, quindi se da lì una civiltà riuscisse in questo istante a osservarci, vedrebbe la Terra di 2 milioni di anni fa, con gli ominidi…, quella delle quasar ci raggiunge in 10 miliardi di anni).
Eventuali messaggi di civiltà aliena captati dai radiotelescopi non ci metterebbero dunque in contatto diretto con loro, forse il segnale ci arriverà addirittura quando quella civiltà sarà già tramontata.
Inoltre senza superare la velocità della luce sarà impossibile attraversare anche la nostra galassia il cui diametro, da molti stimato in 100.000 anni luce, risulta forse di circa 160.000 anni luce, per uno spessore di 1.000 anni luce. Tra l’altro l’Universo si sta espandendo e le galassie stanno allontanandosi reciprocamente, le più distanti addirittura quasi alla velocità della luce, ma dato che come detto la teoria della relatività di Einstein afferma che non possiamo superare tale velocità, come ci si potrà spostare proficuamente?
La meccanica quantistica prevede che possa esserci un collegamento istantaneo tra due particelle che si trovano a enormi distanze, questo presuppone l’esistenza di un collegamento a una velocità superiore a quella della luce; ma pare che ciò sia possibile solo a livello di particelle, escludendo quindi, almeno per ora, la possibile applicazione a livello di uomini e oggetti.

Forse potremmo sfruttare quanto teorizzato riguardo il ponte di Einstein-Rosen detto anche cunicolo spazio-temporale o wormhole, una sorta di scorciatoia da un punto dell'universo a un altro, che permetterebbe di viaggiare tra di essi più velocemente di quanto impiegherebbe la luce a percorrere la stessa distanza attraverso lo spazio normale. Questa teoria è ritenuta possibile da molti scienziati, ma non ancora dimostrata.

Cunicolo spazio-temporale o Wormhole
Cunicolo spazio-temporale o Wormhole: fonte www.space.com

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Sistema solare

Sistema solare
Sistema solare

1 Unità Astronomica =149.600.000 km (distanza media Sole-Terra)
1 Anno luce = 9.461.000.000.000 km = 63.073,3 unità astronomiche
1 Parsec = 30.857.244.000.000 km = 3,26 anni luce = 206.265 unità astronomiche
1 Kiloparsec (Mpc) = 103 parsec = 1000 parsec
1 Megaparsec (Mpc) = 106 parsec = 1.000.000 parsec

Il sistema solare è costituito dal Sole e dagli oggetti che gli orbitano attorno: pianeti con relativi satelliti, asteroidi, meteoriti e comete oltre a polveri finissime e gas rarefatti.
La formazione del sistema solare e quella del Sole è avvenuta circa 4,7 miliardi di anni fa. La frammentazione e il collasso gravitazionale di una nube di gas e polveri, innescati forse dall’esplosione di una supernova vicina, potrebbero aver portato alla formazione di una nebulosa solare primordiale. Il Sole si sarebbe poi formato nella regione centrale, più densa, della nube. Quindi sarebbero venuti i pianeti interni e, successivamente gli esterni. Il nostro non è ovviamente l’unico sistema planetario esistente.

Il Sole è una stella di dimensioni e luminosità medie che continuerà a esistere per altri 5 miliardi di anni. Nel suo nucleo avvengono fusioni nucleari che formano nuclei di elio a partire da nuclei di idrogeno. Sulla sua superficie a latitudini comprese tra i 40° N e i 40° S si formano, con un ciclo della periodicità di 11 anni, regioni più scure dette macchie solari che sono correlate a improvvise emissioni di energia e di particelle elettricamente cariche (brillamenti). Il Sole emette inoltre un flusso continuo di particelle cariche detto vento solare.

Sole
Il Sole in una foto scattata dalla sonda Solar Orbiter il 7 marzo 2022 quando era a circa metà strada tra la Terra e la nostra stella

I pianeti del sistema solare, in orbita ellittica intorno al Sole, sono otto: quattro detti interni (Mercurio, Venere, Terra, Marte) sono piccoli e composti essenzialmente da rocce e metalli, i restanti quattro detti esterni (Giove, Saturno, Urano, Nettuno) hanno dimensioni maggiori e sono composti principalmente da gas. A eccezione di Mercurio e Venere presentano tutti dei satelliti.
Un pianeta nano, contrariamente a quanto potrebbe far pensare il nome, non è necessariamente più piccolo di un pianeta propriamente detto, ma è un oggetto che nel processo della sua formazione non è stato in grado di inglobare tutto il materiale presente lungo la sua orbita. Fanno parte della categoria dei pianeti nani Cerere, Plutone, Haumea, Makemake ed Eris. .

Gli asteroidi sono piccoli corpi rocciosi che si trovano per la maggior parte nella cosiddetta fascia di asteroidi compresa tra le orbite di Marte e Giove e il più grande è Cerere (960km).

Oltre Nettuno si trova la fascia di Edgeworth-Kuiper occupata da miliardi di corpi ghiacciati o rocciosi di dimensioni relativamente piccole, che si collocano a metà tra gli asteroidi e le comete a breve periodo (la cui rivoluzione non supera i 200 anni). La fascia si estende dall'interno dell'orbita di Nettuno fino all'esterno dell'orbita di Plutone e per questo sono detti oggetti trans-nettuniani: Plutone è l’oggetto più grande con i suoi 2390km. Questa regione è situata presumibilmente fra 30 e 100 unità astronomiche dal Sole.

Le comete di lungo periodo provengono invece da una sfera gigante di miliardi di rocce che ci circonda e che si chiama nube di Oort formatasi contemporaneamente al sistema solare a seguito della dispersione di comete, asteroidi e frammenti ghiacciati verso l'esterno di esso, causata dal campo gravitazionale dei pianeti in formazione. Gli oggetti della nube di Oort costituiscono un campione del materiale primordiale col quale si sono formati i pianeti.
Le comete sono aggregati di polveri rocciose, ammoniaca, monossido di carbonio e anidride carbonica, di diametro compreso tra i 5 e 10km. Descrivono orbite ellittiche molto eccentriche intorno al Sole; quando vi si avvicinano, per effetto della radiazione emessa dalla stella, i gas evaporano e formano chiome (nube fluorescente che circonda il nucleo) e code. Halley ad esempio transita periodicamente nel sistema solare interno a intervalli di 76 anni circa; il suo passaggio più recente risale al 1986, il prossimo dovrebbe quindi essere nel 2062. Quando una cometa si avvicina al Sole, il calore di quest’ultimo determina la sublimazione del ghiaccio, dando luogo alla formazione di una brillante coda, che a volte si estende per milioni di chilometri.
Molti astronomi ritengono che esse si siano formate nelle regioni più fredde ed esterne del sistema solare dalla materia residua delle prime fasi divita del nostro sistema planetario.
L’astronomo italiano Giovanni Virginio Schiaparelli dimostrò che lo sciame meteoritico delle Perseidi, visibile in agosto, si muove sulla stessa orbita della cometa 1862 III. Analogamente lo sciame delle Leonidi, che appare in novembre, segue la stessa orbita della cometa 1866 I. Ciò suggerisce che numerosi sciami siano da associare all’insieme di detriti seminati dalle comete lungo le proprie orbite. Delle oltre 1000 comete catalogate, meno della metà è visibile a occhio nudo e meno del 10% è molto brillante.

Meteoroidi, Meteore, Bolidi e Meteoriti
I meteoroidi nascono dagli scontri fra asteroidi e dal dissolvimento delle comete in prossimità del Sole. Quando un nucleo cometario si avvicina al Sole, ne viene scaldata provocando un processo noto come sublimazione, ovvero il passaggio del ghiaccio che la costituisce dallo stato solido allo stato gassoso, senza passare per quello liquido. Essa così dissemina polveri e ghiacci lungo la sua orbita e quando la Terra li incrocia i granelli attraversano la nostra atmosfera e ne vengono frenati per attrito, dando luogo alle note scie.
Durante l’ingresso in atmosfera, che avviene a velocità tra circa 40.000 e 260.000 km orari, il granello di polvere (chiamato meteoroide se la dimensione è minore di un metro) porta alla completa erosione dell’oggetto con una piccola esplosione finale. Nel caso di granelli più grandi (l'Unione Astronomica Internazionalela considera meteoroidi i corpi di massa compresa fra 10−9 e 107 kg) il processo di rottura può avvenire anche più volte nel corso della caduta, il che provoca la comparsa di picchi di luce lungo la scia, fino alla completa distruzione, in tal caso si parla di meteora.
Se le meteore acquisiscono una luminosità particolarmente elevata (una magnitudine apparente paragonabile, o superiore, a quella del pianeta Venere), prendono il nome di bolidi o fireball, ma solo per distinguerle da detriti più piccoli. Nel caso dei bolidi, infatti, la grandezza dell’oggetto raggiunge le dimensioni di una noce, paragonato ai granelli di polveri delle dimensioni massime di una lenticchia che originano le meteore. I bolidi possono generare scie persistenti.
Se il meteoroide non viene completamente consumato dall’impatto con l’atmosfera, ciò che rimane impatta la superficie della Terra ed è chiamato meteorite (la meteora di Chelyabinsk, che ha attraversato i cieli della Russia il 15 febbraio 2013 aveva una massa stimata di 10.000 tonnellate ed un diametro di circa 15 metri, nel 2016, in un lago vicino alla città furono recuperati i 570 chilogrammi rimasti dopo l’impatto.


Big bang

Big Bang
Big Bang

Brevissimo excursus storico: le prime teorie cosmologiche furono sviluppate verosimilmente in base a osservazioni del cielo intorno al 4000 a.C. in Mesopotamia e affermavano che la Terra fosse ferma al centro dell’universo e che i corpi celesti si muovessero lungo orbite stabili intorno a essa. Una concezione condivisa anche dal filosofo Aristotele (nato in Macedonia nel 384 a.C.) e dall’astronomo Tolomeo (nato in Grecia nel 100), entrambi sostenitori dell’ipotesi di un universo finito, sostanzialmente statico. In particolare quest’ultimo propose un sistema planetario di tipo geocentrico secondo cui il Sole, la Luna, i pianeti e tutta la sfera celeste orbitano intorno alla Terra, fissa al centro dell'universo; questo modello perdurò fino a quando, nel 1543, l’astronomo polacco Niccolò Copernico pubblicò il De revolutionibus orbium coelestium (La rivoluzione delle sfere celesti) in cui propose un modello con i pianeti in moto su orbite circolari intorno al Sole, posto al centro dell’universo. Giudicato eretico dai teologi e osteggiato dagli scienziati, il sistema copernicano fu confermato nel XVII secolo.
Successivamente l’astronomo e filosofo Giovanni Keplero (nato in Germania nel 1571), sostenitore del sistema copernicano così come Galileo (nato a Pisa nel 1564), enunciò le tre leggi che regolano il moto dei pianeti. Il matematico e fisico britannico Isaac Newton (1643 - 1727) dimostrò la validità generale di queste teorie. Le scoperte e i miglioramenti tecnologici cominciarono a susseguirsi sempre più velocemente: nasce l'astrofisica che, a differenza dell'astronomia si basa su esami di laboratorio. Con il tedesco Joseph von Fraunhofer (1787 - 1826) inizia l'analisi spettrale delle sorgenti celesti. Successivamente il connazionale Gustav Robert Georg Kirchhoff (1824 – 1887) scopre la chiave di volta per entrare nella chimica degli oggetti celesti: lo spettro delle stelle consente di saperne la composizione. Con Armand Hippolyte Louis Fizeau (1819 – 1896) e Christian Johann Doppler (1803 - 1853) si inizia a precisare il moto degli oggetti più lontani: anche le cosiddette stelle fisse si muovono! Padre Angelo Secchi (1818 - 1878) basandosi sugli spettri classifica le stelle in cinque tipi mettendo per primo in evidenza che il colore delle stelle è in relazione con le righe spettrali e che la temperatura influenza tale spettro. Dal danese Ejnar Hertzsprung (1873 - 1967) e dallo statunitense Henry Norris Russell (1877 - 1957) nasce il diagramma Hertzsprung-Russell (diagramma HR) che mette in relazione la temperatura  (in ascissa) e la luminosità (in ordinata) delle stelle utile per comprendere l'evoluzione stellare e le caratteristiche fisiche di stelle e agglomerati stellari: ammassi aperti, ammassi globulari e galassie.

Secondo il modello cosmologico standard del Big Bang la storia dell’universo è iniziata 13,8 miliardi di anni fa con un’immane esplosione di energia a partire da una precedente e cosiddetta singolarità ovvero da un punto infinitamente denso di radiazione e materia, tenuto insieme da una forza straordinariamente intensa, non descrivibile con le attuali leggi della fisica, formata dalle quattro forze naturali oggi note (forza di gravitazione, forza elettromagnetica, forza di interazione debole e forza di interazione forte).
Tale teoria trova conferme sperimentali come ad esempio le abbondanze cosmiche del deuterio e dell’elio, l’espansione dell’universo, lo spostamento verso il rosso della luce proveniente da galassie lontane (redshift) e la radiazione cosmica di fondo (o radiazione fossile, il residuo dell’energia presente negli istanti iniziali della grande esplosione); sotto l’aspetto probatorio gli acceleratori di particelle stanno svolgendo un ruolo di primo piano consentendo di ricreare materia allo stato primordiale per studiarla e ricostruire  ciò che è avvenuto nei primissimi istanti successivi al Big Bang.
Al momento dell’esplosione spazio e tempo coincidevano, così come materia ed energia; al di fuori della microscopica singolarità (non più grande di un protone) non esisteva nulla, neanche il tempo, quindi non ha senso domandarsi che c’era prima del Big Bang perché il tempo cominciò a scorrere proprio da quel momento; il cosiddetto processo di inflazione spiega come questo seme, a velocità superiori a quelle della luce, si sia espanso e lo stia facendo tuttora da oltre 13 miliardi di anni a partire da un tempo zero. Nasce così lo spazio.

La fisica quantistica non riesce a definire la geometria dell’Universo nella prima brevissima fase della sua evoluzione (circa 5∙10−43 s), fin quando le sue dimensioni furono inferiori alla lunghezza di Planck (circa 1,6∙10−33 m). L’inflazione spiega infatti gli eventi dal momento in cui l’universo aveva l’età di un decimillesimo di secondo, una temperatura di 1000 miliardi di gradi e una densità pari a un odierno nucleo atomico. Durante la successiva separazione delle quattro forze fondamentali, il fluido era costituito da quark le più piccole particelle elementari oggi note, leptoni e fotoni.
A t±100 ms i quark si unirono a gruppi di tre per formare protoni (carica positiva)  e neutroni (carica neutra)
A t±3 minuti ebbe inizio una fase in cui protoni e neutroni si combinarono formando nuclei di idrogeno, elio e litio.
A t±30 minuti la temperatura dell’universo era di 300 milioni di gradi e la densità inferiore a quella dell’acqua. I nuclei di idrogeno ed elio, dotati di carica elettrica positiva, coesistevano con elettroni liberi (carica negativa). La materia si trovava in uno stato di plasma, come l’interno del Sole oggi.
A t±380.000 anni la temperatura scese sotto i 10000 °C, elettroni e nuclei si combinarono formando atomi di idrogeno, deuterio ed elio. Diminuì l’interazione tra fotoni e materia, la radiazione si disaccoppiò dalla materia e l’Universo divenne trasparente, nel senso che i fotoni della luce potevano passare tra gli atomi; precedentemente materia ed energia erano troppo dense per permetterlo, quindi, prima di 380.000 anni non possiamo vedere l’universo direttamente con i nostri telescopi, è la cosiddetta dark age, l’era oscura perché non ci sono ancora stelle e galassie (la trasformazione di energia in materia fu previsto e quantificato da Einstein nell’equazione E = mc2 dove E=energia, m=massa, c=velocità della luce). Il residuo di questa radiazione fotonica è oggi rilevata dai radiotelescopi a una temperatura di -270 °C (3 °K) come radiazione cosmica di fondo (l’eco del Big Bang); tale radiazione fu individuata nel 1965 dagli scienziati  Arno Allan Penzias e Robert Woodrow Wilson, insigniti del Nobel nel 1978.
A t±200milioni di anni risale la stella più antica mai scoperta fino a oggi: si chiama SMSS J031300.36-670839.3, si trova nella nostra galassia ed è visibile nel cielo australe, tra le due Nubi di Magellano; comunque anche HD140283 situata a circa 190 anni luce dalla Terra e appartenente alla costellazione della Bilancia, è antichissima dato che ha una stima di circa 13,6 miliardi di anni.
A t±600milioni di anni risale invece la galassia più lontana mai osservata, si chiama EGSY8p7.
L’osservazione fatta col telescopio spaziale Hubble di una galassia a 13 miliardi di anni luce (che noi vediamo dunque com’era circa 700 milioni di anni dopo l’inizio) mostra che in essa sono già presenti tutti gli elementi che noi conosciamo sulla Terra. Ma l’universo dell’era oscura conteneva solo i prodotti della nucleo sintesi primordiale: dove e quando si sono formati gli altri elementi? Occorrono luoghi abbastanza densi e caldi da permettere tutte le altre reazioni nucleari in grado di produrre questi elementi. Questi vengono continuamente prodotti nell’interno di stelle molto più grosse del Sole, in una tale quantità di energia che la stella non riesce a dissipare irraggiandola regolarmente dalla sua superficie, e quindi esplode dando luogo alla supernova. L’esplosione arricchisce il mezzo interstellare, da cui si formeranno altre stelle, di tutti gli elementi costruiti nell’interno della supernova.
Si deve dedurre che fra 400.000 anni e 700 milioni di anni si devono essere formate le prime grandi stelle che hanno prodotto tutti gli elementi che noi conosciamo e che costituiscono anche il nostro stesso corpo.

Pare che al centro di ogni galassia ci sia un enorme buco nero che nasce nell’esplosioni di stelle più grandi del sole. Si ritiene che all’interno dei buchi neri il tempo si fermi o rallenti, inoltre l’alta densità impedisce l’uscita dei fotoni della luce; altri pensano che conducano verso altre regioni dello stesso universo o di universi paralleli (wormhole).
Le stelle sono raggruppate in gruppi locali di galassie, i vari gruppi locali di galassie in ammassi di galassie, gli ammassi in super ammassi.
Il modello cosmologico standard prevede che i super ammassi siano incorporati in una ragnatela cosmica composta da gas e materia; l’universo sarebbe composto per l’1% da pianeti e stelle, dal 4% da gas e da circa il 95% da energia oscura (per ¾) e materia oscura (per ¼). La ragnatela cosmica è stata osservata grazie al telescopio Keck I nelle Hawaii che ha individuato la luce proveniente da un quasar che ha illuminato la rete di filamenti di gas che si estende per circa 2 milioni di anni luce.
La grande muraglia di Ercole è il più grande ammasso di galassie mai osservato per dimensioni e massa dell'universo osservabile che misura oltre 10 miliardi di anni-luce; è seguito dall’ammasso di quasar Huge-LQG, dalla grande muraglia di Sloan e dalla grande muraglia Cf2A
Le costellazioni invece sono un’illusione ottica, utile come carta geografica, un tentativo di raggruppare le stelle in composizioni che hanno originato i segni astrologici.

In merito alle sorti del processo di espansione dell’universo si hanno 3 ipotesi:
1) si dilata indefinitamente (universo aperto);
2) raggiunge uno stato di equilibrio (universo piatto);
3) inverte il processo di espansione per contrarsi nel cosiddetto Big Crunch (universo chiuso); in tal caso potrebbe verificarsi un rimbalzo, da cui potrebbe originarsi un nuovo Big Bang.
A oggi le misurazioni indicano che le galassie si stanno allontanando (nel 1929 Edwin Hubble scoprì che la loro velocità di allontanamento reciproco è direttamente proporzionale alla loro distanza; è la cosiddetta legge di Hubble) e che l’energia oscura stia rendendo l’espansione dell’universo sempre più veloce. Ciò proverebbe proprio che un tempo doveva essere concentrato in un singolo punto.

Un universo che abbia avuto origine dal nulla e non dal Big Bang somiglia al fiat lux biblico. Cosa c’era prima? L’unica insoddisfacente risposta è ancora il nulla dato che tempo e spazio si sono creati col Big Bang stesso. Oppure non c’era il nulla, ma il vuoto dei fisici, che non viola le leggi della fisica e nel quale particelle e antiparticelle si annichilano costantemente liberando energia che ricrea altre particelle e antiparticelle, in uno spazio e un tempo infiniti che non escludono la possibilità che si formino multiversi, idea non ancora verificabile.
E chi ha creato le particelle? Dio recita il credente.


Galassie

Le galassie hanno forme e dimensioni diverse. Oggi gli astronomi le classificano in tre categorie principali:

Oltre queste tre categorie sono state identificate molte galassie di forma insolita che sembrano trovarsi in una fase transitoria di sviluppo. Queste includono quelle in procinto di interagire e quelle che espellono getti di gas.
Le galassie lenticolari, si trovano nelle zone di transizione tra quelle ellittiche e quelle a spirali.

Tipologie di galassie
Tipologie di galassie

Spesso i nuclei delle galassie emettono enormi quantità di energia, è il caso delle Radiogalassie, Quasar e Oggetti BL Lacertae

Via Lattea

La galassia è un agglomerato di stelle, gas e polveri, legati tra loro da forze gravitazionali e orbitanti intorno a un centro comune. Tutti ciò che vediamo a occhio nudo dalla Terra appartiene alla nostra galassia a spirale barrata chiamata Via Lattea che ha un diametro di 100.000 anni luce, un’età stimata di 13,81 miliardi di anni, uno spessore superiore ai 1.000 anni luce e contiene almeno 200 miliardi di stelle (secondo alcuni 400) con i relativi pianeti. Il Sole si trova in uno dei bracci della galassia, il Braccio di Orione (o Braccio Locale), e dista dal centro galattico circa 26.000 anni luce.

Via Lattea
Via Lattea visione laterale, inclinata e frontale

Via Lattea - Braccio di Orione
Via Lattea - Braccio di Orione con il Sole

L'età della stella più antica conosciuta nella Galassia è probabilmente SMSS J031300.36-670839.3, ma anche HD 140283, situataa circa 190 anni luce dalla Terra e appartenente alla costellazione della Bilancia, è molto antica dato che ha una stima di circa 13,6miliardi di anni.
Il Sistema Solare impiega poco meno di 250 milioni di anni per completare un'orbita attorno alla Galassia (anno galattico) e viaggia a circa 220 km/s (dunque in 1400 anni percorre approssimativamente un anno luce).
La Via Lattea si muove invece tra i 550 ed i 600 km/s.
Al centro della Via Lattea, così come in molte altre galassie, si trova un buco nero.
Alle nostre latitudini è meglio osservarla nelle notti estive limpide e senza luna, quando appare come una banda luminosa e irregolare che attraversa il cielo da nord-est a sud-ovest, estendendosi tra le costellazioni di Perseo, Cassiopea e Cefeo.

La Via Lattea fa parte del Gruppo Locale, un raggruppamento del  diametro di 10 milioni di anni luce con varie galassie: un ammasso modesto se si pensa che ne esistono alcuni che comprendono varie migliaia di galassie.. Secondo la legge di Hubble l’universo si sta espandendo, ma alcune galassie del Gruppo Locale si stanno avvicinando perché entro il gruppo prevale la forza gravitazionale; lo stesso vale per gli ammassi di galassie.
Tra circa 4 miliardi di anni si scontreranno le due maggiori galassie del Gruppo Locale: Andromeda o M31 (la più grande) e la Via Lattea (la più massiva) che si avvicinano l'una all'altra a una velocità di circa 120km/s. L’altro più massiccio membro del Gruppo Locale è la galassia del Triangolo o M33. Altri elementi del gruppo sono la Piccola e la Grande Nube di Magellano (satelliti della Via Lattea), le galassie M32 e M110 (satelliti di Andromeda) e un gran numero di galassie nane.
Eventuali comunicazioni con civiltà del Gruppo Locale sarebbero impossibili con l’odierna tecnologia dato che, solo per attraversare la nostra galassia a una velocità prossima alla luce, occorrerebbero tra i 100.000 e i 160.000 anni.

Gruppo Locale
Clicca per guardare il Gruppo Locale ad alta risoluzione

Il Gruppo Locale con gli altri 5 gruppi più vicini: Gruppo dello Scultore, Gruppo di Maffei 1, Gruppo di M81, Gruppo di Centaurus A/M83 e Gruppo di M94 e con l'Ammasso della Vergine, grosso e massiccio gruppo di galassie distante 50 milioni di anni luce, fa parte di una struttura più ampia conosciuta come Superammasso della Vergine, del diametro di circa 200 milioni di anni luce, che si muove verso una zona nota come Grande Attrattore. Quest'ultimo si trova in corrispondenza del centro gravitazionale del superammasso di galassie Laniakea (o Superammasso Locale), con una dimensione di circa 500 milioni di anni luce, che comprende i gruppi suddetti e molti altri.

Superammassodella Vergine
Superammassodella Vergine
Grande Attrattore
Grande Attrattore

Ricapitolando: la Terra è all’interno del Sistema solare, che a sua volta è all’interno della galassia chiamata Via Lattea (100.000 anni luce di diametro) che è all’interno del Gruppo Locale (10 milioni anni luce di diametro), che è all’interno del Superammasso della Vergine (200 milioni anni luce di diametro), che è all’interno del Superammasso Locale chiamato Laniakea (520 milioni anni luce di diametro).

Nel complesso la distribuzione degli ammassi e dei superammassi nell’universo non è uniforme, forse a causa dei campi gravitazionali esercitati dalla materia oscura, tant'è che le ultime osservazioni mostrano un universo con giganteschi vuoti separati da muri e filamenti di galassie, con i superammassi che appaiono come nodi occasionali più densi. La Grande Muraglia di Ercole, la più grande striscia di galassie fino a ora scoperta, si estende per oltre 10 miliardi di anni luce.



Grandi strutture dell'Universo

Universo osservabile
Universo osservabile

Abbiamo detto che la Terra è all’interno del Sistema solare, che a sua volta è all’interno della galassia chiamata Via Lattea (ampio 100.000 anni luce) che è all’interno del Gruppo Locale (ampio 10 milioni di anni luce), che è all’interno del Superammasso della Vergine (ampio 200 milioni di anni luce), che è all’interno del Superammasso Locale chiamato Laniakea (ampio 520 milioni di anni luce).

Il Superammasso Locale chiamato Laniakea comprende 100.000 galassie distribuite su 160 Megaparsec (522 milioni di anni luce). Ma a oggi è solo la decima grande struttura esistente nell’universo!
Ecco la lista con il nome e la dimensione massima in anni luce:

  1. NQ2-NQ4 GRBoverdensity (impropriamente detta Grande muraglia di Ercole) 10.000.000.000
  2. Giant GRB Ring 5.600.000.000
  3. Huge-LQG 4.000.000.000
  4. U1.11 LQG 2.500.000.000
  5. Clowes-Campusano LQG 2.000.000.000
  6. Sloan Great Wall 1.370.000.000
    Limite teorico: strutture più grandi di queste dimensioni sono incompatibili con il principio cosmologic 1.200.000.000
  7. BOSS Great Wall 1.000.000.000
  8. Complesso di superammassi dei Pesci-Balena (o Filamento dei Pesci-Balena) Contiene la Via Lattea ed è il primo filamento di superammassi di galassie scoperto
  9. CfA2 Great Wall 750.000.000
  10. Superammasso Laniakea Contiene la Via Lattea 520.000.000

Bisogna distinguere tra universo osservabile e universo intero. Se consideriamo l’universo osservabile come una sfera centrata sull'osservatore, tale sfera, se l'universo non fosse in continua espansione, avrebbe un raggio pari alla distanza percorsa dalla luce nell'arco di tempo trascorso dal suo inizio, cioè 13,8 miliardi di anni luce (la distanza percorsa dalla luce dal Big Bang); ma poiché l'universo è in espansione fin dalla nascita a velocità più alte di quella della luce, si stima che la sfera dell'universo osservabile abbia un diametro di circa 93 miliardi di anni luce con approssimativamente cento miliardi di galassie. Inoltre l’universo sembra non espandersi in maniera uniforme cioè alla medesima velocità in tutte le direzioni, è dunque difficile dire quant’è grande realmente l’universo anche perché non possiamo vederne il confine e neanche concettualizzarlo dato che non siamo sicuri della sua forma (alcune stime ritengono l’intero universo almeno 250 volte più esteso dell’universo osservabile pari a circa 7 trilioni di anni luce).
Gli astronomi hanno stimato circa 2mila miliardi di galassie nell’intero universo e circa 200.000.000.000.000.000.000.000.000 di stelle (200 milioni di miliardi di miliardi ovvero duecentomila triliardi o anche 200 quadrilioni). La Via Lattea ha circa 100 miliardi di stelle.

La Terra è 75.000 miliardi di volte più piccola della Via Lattea
La Via Lattea è 5200 volte più piccola di Laniakea
Laniakea è 180 volte più piccola dell’universo osservabile.

Laniakea
Laniakea


Evoluzione stellare

Evoluzione stellare
Evoluzione stellare

La stella nasce dall'addensamento di una gigantesca nube di gas e polveri (nebulosa), per effetto della contrazione gravitazionale. Quando tali nuclei divengono sufficientemente densi e caldi, vengono chiamati protostelle.

Mentre la contrazione gravitazionale prosegue, sale la temperatura; quando nella zona interna si raggiungono i 10 milioni di gradi, iniziano le reazioni nucleari che trasformano l’idrogeno e il deuterio in elio, producendo enormi quantità di energia nucleare, irradiata nello spazio sotto forma di luce e calore, tale energia va a bilanciare la spinta centripeta dell’attrazione gravitazionale, facendo arrestare la contrazione, la protostella diviene una stella ed entra così in una fase di stabilità (le stelle che, formatesi in coppia o gruppi che poi si disgregano, restano legate dalla gravità si chiamano stelle binarie).

Quando l'idrogeno del nucleo comincia a scarseggiare, il rilascio di energia si riduce e non riesce più a bilanciare la spinta centripeta dell’attrazione gravitazionale, il nucleo così aumenta di densità e temperatura; ciò innesca una serie di reazioni che bruciano elio producendo carbonio facendo sì che gli strati più esterni comincino a dilatarsi. La stella entra nella fase di gigante rossa e il suo raggio può aumentare fino a mille volte rispetto a quello iniziale, mentre gli strati più esterni si assestano intorno a una temperatura di 3-4000°C che origina una radiazione rossa, da cui il colore di queste stelle come ad esempio Betelgeuse, nella costellazione di Orione.

Betelgeuse, nella costellazione di Orione
Betelgeuse, nella costellazione di Orione

Una volta esaurito tutto il combustibile e quindi terminate le reazioni nucleari al suo interno, la stella assumerà caratteristiche future che dipendono sostanzialmente dalla sua massa iniziale.

Se questa ha le dimensioni del Sole la gigante rossa si contrae in una nana bianca che irradia nello spazio l’energia sviluppata nella contrazione e quindi continua a risplendere. Il materiale di cui è composta raggiunge densità di circa una tonnellata per centimetro cubo: la stella non collassa sotto il proprio peso per la repulsione reciproca tra gli elettroni. Per il valore di massa di Chandrasekhar le nane bianche non possono avere massa superiore a 1,4 volte quella del Sole, altrimenti la gravità avrebbe il sopravvento sulla repulsione fra elettroni, rendendo la stella instabile.  Tra i numerosi sistemi di stelle doppie composti da una stella normale e da una nana bianca, Sirio (la stella che più brilla di notte) forma un sistema con la nana bianca Sirio B.

Sirio forma un sistema con la nana bianca Sirio B
Sirio forma un sistema con la nana bianca Sirio B

Vista l’assenza di reazioni nucleari le nane si raffreddano fino allo zero assoluto divenendo in decine di miliardi di anni nane nere. Dato che l’età dell’universo è di circa 14 miliardi di anni, nessuna stella ha avuto il tempo di raggiungere tale stadio.

Se la stella ha invece una massa iniziale anche solo una volta e mezza quella del Sole, ancora durante lo stadio di gigante rossa, comincia a espellere grandi quantità di materia, che costituisce una nube di gas e polveri a forma di anello intorno al nucleo stellare, chiamata nebulosa planetaria, come la M57, successivamentesi contrae e diventa una nana bianca.

Nebulosa anello M57
Nebulosa anello M57

Se infine la massa iniziale della stella è più di tre volte quella del Sole, una volta superato lo stadio di giganti rosse ed esaurito tutto l'idrogeno a disposizione, entra in una seconda fase espansiva che origina una supergigante la quale successivamente esplode in una nova o supernova.
Nella nova c’è un improvviso aumento della luminosità seguito da un lento indebolimento che non altera in modo permanente le sue caratteristiche fisiche. Nella supernova l’esplosione distrugge o altera irreversibilmente la stella progenitrice. Le supernovae sono rare e contribuiscono significativamente all’apporto di materia interstellare dalla quale si formano nuove stelle, mentre le novae sono più frequenti.
A seconda della massa del residuo della supernova si otterrà:
- una stella di neutroni  in cui gli atomi della stella, sottoposti a un’enorme forza di attrazione gravitazionale reciproca, si contraggono fino alla compenetrazione degli elettroni nei protoni risultando alla fine costituita, per interazione debole, solo da neutroni.

La prima osservazione diretta di una stella a neutroni, RX J185635-3754
La prima osservazione diretta di una stella a neutroni, RX J185635-3754

La pulsar è un particolare tipo di stelle di neutroni in rapida rotazione intorno al proprio asse che emette impulsi radio regolari, come quella che si trova al centro della nebulosa del Granchio; entrambe – pulsar e nebulosa – sono quanto resta della supernova del 1054 annotata dagli astronomi cinesi. Tale pulsar ruota su se stessa 33 volte al secondo ed emette fasci di elettroni con una velocità quasi pari a quella della luce. Una pulsar ha massa confrontabile con quella del Sole, ma concentrata in soli 20 km di diametro.

Pulsar nella nebulosa del Granchio
Pulsar nella nebulosa del Granchio

- un buco nero se la massa della stella è maggiore di quella che ha generato una stella di neutroni. Un buco nero ha una grande massa concentrata in uno spazio ristrettissimo con un campo gravitazionale tanto forte da attirare a sé tutta la materia circostante, da trattenere la luce e da comprimere la materia al suo interno in uno stato a densità pressoché infinita.
La classificazione dei buchi neri dipende essenzialmente dalla loro massa, che li fa rientrare in quattro categorie: micro, stellare, di massa intermedisupermassiccio (come nel caso di quello immortalato al centro della galassia M87).
Il cosiddetto orizzonte degli eventi è il limite attraverso il quale la luce può entrare ma non uscire dal buco nero. Si può calcolare che un ipotetico buco nero della massa del Sole avrebbe un raggio pari a 3 km (il Sole ha un raggio di circa 700.000 km).
Secondo la relatività generale, in prossimità di un buco nero il tempo rallenta man mano che ci si avvicina dall’esterno all’orizzonte degli eventi e si ferma sull’orizzonte stesso.
Poiché i buchi neri non emettono radiazioni, possono essere osservati in modo indiretto, attraverso gli effetti gravitazionali che producono nello spazio circostante. Se ne ipotizza uno in corrispondenza della sorgente di raggi X Cygnus X-1 osservabile nella costellazione del Cigno, ma pare che tante galassie abbiano al loro interno un buco nero, compresa la nostra Via Lattea.Rappresentazione artistica del sistema con i getti relativistici che si dipartono dal buco nero

Rappresentazione artistica del sistema con i getti relativistici che si dipartono dal buco nero

Telescopi del futuro

Le osservazioni coi moderni telescopi permettono di vedere l’universo e la sua evoluzione da circa 400.000 anni dopo l’inizio dell’espansione dello spazio fino a oggi. Non possiamo vedere direttamente le immagini dell’universo nei primi 400.000 anni perché il gas è completamente ionizzato, e del tutto opaco alle radiazioni. Solo dopo i primi 400.000 anni, quando la temperatura, a causa dell’espansione è scesa da miliardi di gradi a circa 3.000 gradi, il gas diventa neutro e trasparente alla radiazione e la “radiazione fossile” ci mostra l’immagine dell’universo primordiale che arriva liberamente fino a noi.

Dopo l’Hubble Space Telescope (HST) messo in orbita nel 1990 con lo specchio a 2,4 metri e il James Webb Space Telescope (JWST) lanciato nel 2021 che, con il suo specchio primario di 6,5 m di diametro, si occuperà della fine dell’età buia dell’universo, della prima luce; della formazione delle galassie; della possibilità che altri pianeti supportino lo sviluppo di forme di vita, il prossimo sarà l'Extremely Large Telescope (ELT) previsto per il 2024: esso studierà i pianeti extrasolari, ma anche la fisica fondamentale e quella degli oggetti più estremi, lavorando nella banda visibile, adiacente a quella infrarossa di JWST.

Spherex una delle missioni scientifiche più importanti di questo decennio, ci permetterà di scoprire come si è evoluto l'universo dopo il Big Bang

WideField InfraRed Survey Telescope (WFIRST denominato anche Nancy Grace Roman Space Telescope) sarà un telescopio spaziale con un’apertura ottica di circa 2,4 metri di diametro (comparabile con quella di Hubble, anche se il nuovo telescopio opererà nell’infrarosso invece che alle frequenze della luce visibile) che sarà lanciato intorno al 2025; ha il potenziale per affiancare l’abilità nel scoprire e caratterizzare pianeti al di fuori del nostro sistema solare con la risoluzione e le ottiche adatte a osservare ampie regioni nelle profondità dell’universo, nello sforzo di svelare i misteri dell’energia oscura e della materia oscura. WFIRST utilizzerà uno strumento ottico a campo largo, in grado di osservare una regione dell’universo larga circa 100 volte più di quanto al momento possibile con Hubble. Sarà inoltre dotato di un coronografo, progettato per bloccare la luce delle singole stelle per rilevare il debole riflesso dei pianeti che vi orbitano. Bloccando gran parte della luce della stella, il coronografo sarà in grado di misurare nel dettaglio i componenti chimici delle atmosfere planetarie. Confrontando i dati provenienti da diversi esopianeti, gli scienziati saranno in grado di comprendere l’origine e la fisica di queste atmosfere e di ricercare i segni di un ambiente favorevole alla vita.

Square Kilometer Array (SKA), un interferometro composto da molte migliaia di antenne, sparse su due continenti, per una superficie complessiva di un chilometro quadrato. Non sarà completato prima della fine del decennio; una volta terminato, promette di avere una sensibilità 50 volte migliore di quanto ora esistente oltre a una velocità di survey del cielo mille volte migliore. Si tratterà di un radiotelescopio multi-purpose, capace quindi, come JWST e ELT, di dare contributi risolutivi in molti campi dell’astronomia, dell’astrofisica e della cosmologia, studiando i processi fisici che danno origine alle onde radio.

Advanced Telescope for High Energy Astrophysics (ATHENA) con un’ipotesi di lancio nel 2028 avrà il compito di studiare le componenti più calde e più energetiche dell'Universo, in particolare il gas caldo presente nelle strutture a grande scala e i buchi neri supermassivi, cercando di capire come si assembla la materia ordinaria nelle strutture a larga scala visibili nell' Universo attuale e in che modo l'accrescimento dei buchi neri influenza l'evoluzione dell'Universo.

Giant Magellan Telescope (GMT) un telescopio di elevate prestazioni la cui ultimazione è prevista entro il 2029. Sarà costituito da sette telescopi riflettori di 8,4 metri di diametro, installati presso l'Osservatorio di Las Campanas, in Cile.

Compton Spectrometer and Imager (COSI) indagherà la nascita e la morte delle stelle e la formazione di elementi chimici nella Via Lattea, la data di lancio dovrebbe essere il 2025

Ricapitolando

  1. European-Extremely Large Telescope (E-ELT). 2024
  2. Spherex 2025
  3. Wide Field InfraRed Survey Telescope (WFIRST). 2025
  4. Compton Spectrometer and Imager (COSI) 2025
  5. Square Kilometer Array (SKA). 2028 circa
  6. Advanced Telescope for High Energy Astrophysics (ATHENA). 2028
  7. Giant Magellan Telescope (GMT). 2029

Quale telescopio acquistare

Binocolo

Solitamente impresso su ogni binocolo (che è una sorta di doppio cannocchiale) c’è una sigla nella quale il primo numero indica l’ingrandimento e il secondo il diametro in millimetri degli obiettivi/lenti (la cosiddetta apertura). Maggiori sono questi numeri, più il binocolo è potente. Attenzione però, oltre i 10 ingrandimenti il seppur piccolo tremolio delle mani, accentuato dal peso del binocolo, impedisce di sfruttarlo completamente e un cavalletto diventa indispensabile per mantenere ferma l’inquadratura.

Messa a fuoco con il binocolo

Il principale vantaggio dei binocoli rispetto ai cannocchiali rimane la visione con entrambi gli occhi, che è più naturale e riposante. Ma per fruirne appieno occorre che il binocolo sia ben regolato per la propria vista. Ecco come fare per mettere a fuoco un binocolo:

Cannocchiali

In genere i cannocchiali, strumenti concepiti per l’osservazione terrestre, si presentano meno consigliabili di un binocolo, perché il loro minore campo di veduta rende più difficoltoso il riconoscimento della zona celeste inquadrata, cioè il campo abbracciato è comparabile a quello di un telescopio, ma con una luminosità molto inferiore. Altro inconveniente è la mancanza di un supporto concepito per l’osservazione del cielo.

Telescopi

Tipi di telescopio
Tipi di telescopio. Il Tubo ottico cattura la luce proveniente dagli oggetti celesti e la Montatura regge tutto l’equipaggiamento del telescopio

Qualsiasi telescopio è caratterizzato da due lunghezze fondamentali: diametro della lente e lunghezza focale. Solitamente i produttori  li indicano in millimentri nel modo seguente:

A parità di diametro, che è sempre la cosa più importante, il telescopio con un rapporto focale più basso è migliore.

Considerazioni: avere un telescopio con lunghezza focale molto alta, ad esempio 2.000mm, potrebbe far pensare di riuscire a vedere qualsiasi oggetto celeste. Ciò è vero ma solo se si ha un diametro in proporzione, se infatti questo fosse piccolo, ad esempio 60mm, si avrebbe un rapporto focale troppo alto (2.000/60=f33) che consentirebbe di osservare solo gli oggetti più luminosi (e quindi più vicini) del sistema solare.

Montature dei telescopi

La montatura è un elemento fondamentale, evitare sempre montature piccole e traballanti perché l'osservazione sarà insoddisfacente. Iniziare invece con una montatura di fascia media come, ad esempio, una Skywatcher EQ 6. La capacità di carico delle montature è spesso reclamizzata dai produttori in modo ottimistico (se una montatura ha una capacità di carico di 20kg, non montarvi un telescopio di 20kg... ma uno di poco più della metà.
Per l’osservazione vanno bene sia montature altazimutali (Dobson con inseguimento e puntamento automatico: meglio passare una serata a osservare piuttosto che a cercare oggetti che non si riesce a trovare) che equatoriali; per l’astrofotografia è necessaria una montatura equatoriale, di precisione, capacità di carico e caratteristiche adeguate al setup fotografico da adottare (ad esempio la Nexstar della Celestron, modello Evolution, nel quale i suoi SC da 150, 200 e 235 hanno montature con batteria fino a 10 ore di autonomia e wi-fi per l'uso con dispositivi Android o MacOS).

Oculari

Un oculare è una lente (o più, anche 8, 9) per ingrandire l'immagine fornita dall'obiettivo. Per i telescopi economici gli oculari sono spesso forniti in dotazione allo strumento (i più diffusi sono quelli da 10 e 25mm). Tuttavia, per sfruttare a fondo una buona ottica, gli oculari devono essere all’altezza. Tra gli oculari ricordiamo gli Huygens e i Ramsden (scarsi), i Kellner (sufficienti), i Plossl e i Super Plossl (molto buoni) e infine i più efficienti schemi ortoscopici (Abbe), Erfle, Nagler e Grandangolari: questi schemi ottici hanno rese ottiche ed esperienze di utilizzo al top.
Se stiamo pensando di acquistare il nostro primo oculare (oltre a quelli forniti dal kit) la scelta potrebbe ricadere sul Plossl: economico e con ottime prestazioni.
L'acquisto dipende dal tipo di osservazione da svolgere: se appassionati di profondo cielo e di vasti campi stellari o della Luna, preferire un oculare wide angle, a largo campo piano, mentre per l'osservazione planetaria, scegliere un buon ortoscopico.
La misura standard del diametro degli oculari è di 1" e 1/4 (31,8mm), ma esistono anche oculari da 2" (50,8 mm). La differenza è data dal campo inquadrato, maggiore nel secondo. La focale degli oculari permette di variare l'ingrandimento ottenibile dal telescopio, l’ingrandimento è dato dal rapporto: Focale telescopio/Focale oculare. Un telescopio dalla lunghezza focale di 1000mm con un oculare da 25mm darà 40 ingrandimenti, lo stesso, con un oculare da 5mm, ne darà 200.
L'ingrandimento massimo è pari a 20 volte il diametro dell'obiettivo in cm: un telescopio con un obiettivo da 10cm potrà quindi dare 200x. Aumentare l'ingrandimento oltre tale limite e quello dell'obiettivo, vuol dire solo ottenere immagini più grandi, ma più sfocate. Diffidare quindi dai produttori che affermano che i loro strumenti da 60mm sono capaci di...300 ingrandimenti!

Filtri

Mai osservare il Sole senza filtri, neanche all’alba e al tramonto, per evitare danni permanenti alla vista. L’Astrosolar della Baader Planetarium, normalmente messo in vendita in fogli formato A4 o 100cm X 50 (la gradazione 5.0 è quella per uso visuale, mentre la 3.8 è quella per astrofotografia) e altri sono filtri solari.
Il Baader Neodymium e altri sono filtri per abbattere l'inquinamento luminoso, in quanto non fanno passare le bande di emissione del sodio e del mercurio dell'illuminazione cittadina.

Seeing

A limitare l’osservazione è però il seeing cioè il grado di turbolenza dell'aria che ci circonda; agli effetti pratici la turbolenza sfoca l’oggetto. Se è previsto vento da 30 Km/h è inutile osservare o fotografare. Il seeing è peggiore in inverno e primavera e varia nell'ambito della giornata. La turbolenza è massima tra le 12 e le 15, dopodiché va lentamente diminuendo per divenire minima tra le 04 e le 07. E' importante anche la turbolenza locale, cioè quella indotta da elementi vicino all'osservatore, come terrazzi esposti al sole che la notte restituiscono il calore assorbito di giorno, camini dei riscaldamenti, barbecue, ecc.; un'altra fonte di turbolenza locale può essere data dal tipo di ricovero scelto per il telescopio: le strutture in cemento tendono a rilasciare di notte più calore di quelle in legno o alluminio: quest'ultimo, se lucido e riflettente, dissipa meglio il calore assorbito. Inoltre se esiste differenza tra la temperatura dell'ambiente dove il telescopio è custodito e l'esterno, occorre far ambientare lo stesso lasciandolo fuori almeno un’ora (alcuni strumenti hanno ventole che aspirano l'aria e l'umidità all'interno). Da questo punto di vista gli strumenti migliori sono quelli aperti con tubi truss, seguiti dai Newton, mentre quelli più problematici sono i telescopi col tubo chiuso, come rifrattori, SC e Mak.

Quale telescopio acquistare?

Il parametro che conta maggiormente è il diametro (apertura) quindi riservate il budget puntando su quello più grande.
Secondo me quelli che iniziano a dare un minimo di soddisfazione partono dai 200mm e un telescopio Dobson non è affatto male anche perché è praticamente privo di montatura (uno Skywatcher Dobson 200/1200 nuovo costa poco più di 400 euro; un 250/1200 poco più di 600 euro; un Meade Dobsonian LightBridge da 300mm sta quasi a 1.600 euro, ovviamente c'è il mercato dell'usato per risparmiare), ma se avete budget e non dovete portare il telescopio troppo in giro, aumentate il diametro (un Meade Dobsonian LightBridge 16 pollici da 406mm sta sui 3.200 euro e 25kg di peso).

Orientarsi tra gli oggetti celesti

Prima di tutto bisogna trovare il Nord attraverso una bussola da scaricare sullo smartphone: anche se l'ago indica il Nord magnetico e non coincide con il Nord geografico, la differenza (declinazione magnetica) è trascurabile, poco più di due gradi. Alle medie latitudini Nord (si intende quindi l'emisfero Nord anche detto Boreale, per distinguerlo dall'emisfero Sud noto come Australe), ad esempio dall'Italia, salendo in verticale dal Nord indicato dalla bussola, si trova una stella poco brillante e isolata: è la Stella Polare (anche detta Polaris, dista dalla Terra circa 350 anni luce, rappresenta un punto di riferimento sin dall'antichità e permette di orientarsi osservando il cielo, poiché indica il polo nord celeste) situata a metà strada tra l'orizzonte e la verticale sulla nostra testa (Zenit). È l'ultima stella della costellazione dell'Orsa Minore e si riconosce dall'allineamento di due stelle brillanti dell'Orsa Maggiore (sempre visibili alle nostre latitudini poiché stelle circumpolari, cioè astri che non tramontano mai). Quindi ricapitolando...

Trovare la Stella Polare (Polaris)
Trovare la Stella Polare (Polaris)

Trovare la Stella Polare

  1. Salire con lo sguardo in verticale dal Nord indicato dalla bussola
  2. Identificare nell'Orsa Maggiore (o Grande carro) Merak e Dubhe
  3. Tracciare una linea immaginaria verso l'alto
  4. Identificare la Stella Polare (Polaris) come ultima stella dell'Orsa Minore (o Piccolo carro)

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