Astrofisica

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L'astrofisica è quella branca dell'astronomia o della fisica che studia le proprietà fisiche della materia celeste.

L'ambito tradizionale di interesse dell'astrofisica comprende le proprietà fisiche (densità, temperatura, composizione chimica e nucleare della materia, luminosità e forma dello spettro emesso, proprietà di eventuali particelle emesse) di stelle, galassie, mezzo interstellare e intergalattico, e di eventuali altre forme di materia presenti nell'universo; essa studia inoltre la formazione e l'evoluzione dell'universo nel suo insieme (cosmologia).

Ma accanto a questa definizione più tradizionale, negli ultimi anni ha assunto sempre più importanza un'altra definizione dell'astrofisica: quella che utilizza il cosmo come un laboratorio, non per investigare le proprietà degli oggetti celesti sulla base di teorie fisiche ben note da esperimenti di laboratorio, bensì per determinare nuove leggi della fisica che non possono altrimenti essere investigate nei laboratori terrestri. Si parla allora di fisica fondamentale nello spazio, un campo il cui primo problema (le proprietà del neutrino) ha ricevuto recentemente il suggello del premio Nobel.

La ricerca astrofisica, più di qualunque altro settore della fisica, richiede la padronanza di tutte le discipline fisiche: la meccanica dei corpi solidi e dei fluidi, la magnetoidrodinamica, l'elettromagnetismo e il trasporto della radiazione, la meccanica statistica, la relatività speciale e generale, la meccanica quantistica, la fisica nucleare e delle particelle elementari, e perfino alcuni campi avanzati della fisica della materia quali superconduttività e superfluidità.

È possibile caratterizzare l'attività di ricerca in astrofisica sulla base della distinzione in astrofisica osservativa (spesso chiamata anche astronomia), astrofisica di laboratorio, e astrofisica teorica, sebbene una divisione rigida di questo genere sia meno giustificata che in altre branche della fisica.

[modifica] Astrofisica Osservativa

Diagramma che illustra la penetrazione della radiazione alle varie lunghezze d'onda nell'atmosfera terrestre. Le onde radio e visibili raggiungono la superficie terrestre, mentre quelle che si arrestano più in alto possono essere osservate solo con telescopi posti su aerei, palloni sonda, razzi, oppure satelliti

Dallo spazio riceviamo principalmente radiazione elettromagnetica (fotoni), ma anche alcune particelle (raggi cosmici e neutrini).

La radiazione elettromagnetica si distingue sulla base della sua lunghezza d'onda; le tecniche osservative e gli oggetti osservati variano fortemente a seconda della lunghezza d'onda di osservazione.

La Radioastronomia studia la radiazione con lunghezza d'onda superiore a qualche millimetro. Il fondatore della disciplina fu Karl Jansky, che nel 1933 annunciò che un'antenna da lui costruita riceveva emissione dalla nostra galassia, la Via Lattea. Emettono in questa banda due tipi di sorgenti: quelle molto fredde come il mezzo interstellare, le nubi molecolari e la polvere interstellare, che hanno temperature ben inferiori a 1000 K, e gli elettroni relativistici che si muovono nel debole campo magnetico delle galassie. Altre importanti sorgenti nella banda radio sono le cosiddette 'sorgenti non termiche', e cioè quelle il cui spettro non è uno spettro termico; fra queste le più importanti sono le pulsar e i Nuclei Galattici Attivi (AGN).

L'Astronomia millimetrica studia la radiazione con lunghezza d'onda attorno al millimetro. La fonte principale di emissione in questa banda è la Radiazione Cosmica di Fondo (CMBR, Cosmic Microwave Backgroung Radiation), ma anche la polvere emette in maniera significativa in questo intervallo di lunghezze d'onda.

L'Astronomia infrarossa (IR) studia la radiazione con lunghezza compresa fra una frazione di millimetro e circa 8,000 Angstrom, ove inizia la radiazione visibile. In questo intervallo sono visibili sia sorgenti termiche, come le stelle più fredde, che sorgenti non termiche come gli AGN. Sono inoltri fortemente visibili le polveri presenti in tutte le galassie a spirali.

L'astronomia ottica è ovviamente la più antica, e la nostra fondamentale fonte di conoscenza astronomica. Deve il suo primato alla congiunzione di tre fatti: il primo è che la radiazione visibile penetra facilmente l'atmosfera terrestre. La seconda è che gli oggetti più comuni nell'universo, e dunque la maggior parte di emissione nell'universo, è concentrata in questa banda. Infine, la maggior parte degli elementi comuni nell'universo hanno righe di emissione soprattutto in questa banda, il che rende lo studio delle proprietà fisiche (temperatura e densità) e chimiche (composizione e livello di ionizzazione) precipuamente conducibile sulla base di queste osservazioni. Si noti che la maggior parte delle righe di emissione, come viene determinato in laboratorio, è prodotta nella regione ultravioletta (UV), ma queste righe di emissione vengono facilmente assorbite nello spazio interstellare, e dunque sono fondamentalmente inosservabili. Le righe prodotte nell'ottico sono invece righe proibite o semi-proibite, il che rende il loro assorbimento lungo il loro cammino verso di noi molto più improbabile. Una quarta circostanza favorevole, infine, è che, almeno fino a non molti anni fa, era in questa banda di osservazione che i nostri strumenti raggiungevano la massima risoluzione angolare possibile; questo però non è più vero. Le sorgenti precipue in questa banda sono innanzitutto la maggior parte delle stelle (restano escluse quelle molto fredde) e tutte le galassie.

L'astronomia ultravioletta (UV) studia l'emissione compresa fra quella visibile (che ha al massimo lunghezza d'onda di circa 3000 Angstrom) e quella X, che ha lunghezza d'onda 100 volte minore. La maggior parte delle righe di emissione si trova in questa regione, ma, come detto sopra, viene assorbita prima di arrivare a noi. Questa banda consente lo studio del mezzo interstellare, e delle stelle più calde.

L'Astronomia X e Gamma ha avuto il suo inizio nel 1962, quando il razzo disegnato da un'equipe guidata da Riccardo Giacconi scoprì la prima sorgente X, Sco X-1. La scoperta delle prime sorgenti nella regione Gamma seguì di poco. A queste lunghezze d'onda sono rivelabili prima di tutto sorgenti non termiche, come Pulsar X, AGN, Gamma Ray Burst (GRB), Buchi Neri con disco di accrescimento; è possibile osservare anche la componente più calda del mezzo intergalattico, che emette nella regione dei raggi X più soffici (e cioè più vicina alla regione UV).

L'Astronomia TeV rivela i fotoni con le massime energie che possono giungere a noi (a causa di un fenomeno di assorbimento, fotoni con energie molto superiori vengono facilmente assorbiti nell'universo, e sono dunque invisibili per noi). Si tratta di una nuova disciplina, che si è sviluppata solo negli ultimi anni grazie a telescopi terrestri di nuova concezione come Magic. Le sorgenti osservabili sono le sorgenti più estreme note, come BL Lac (una sottoclasse degli AGN) e forse GRB.

La galassia M101, uno dei più begli esempi di galassia a spirale.

Una spettacolare regione di formazione stellare: la regione dell'Aquila.

Una ulteriore distinzione fra queste tecniche osservative riguarda la localizzazione dei telescopi. Infatti, l'atmosfera terrestre assorbe tutta la radiazione UV, X, e Gamma, e buona parte di quella millimetrica e IR. Ne segue che i telescopi radio, ottici, alcuni IR, e quelli nella regione TeV sono sulla Terra, mentre quelli IR, UV, X, e Gamma sono portati fuori dall'atmosfera. da satelliti. Nel millimetro e in certe regioni IR si sfrutta il fatto che basta alzarsi in volo su un aereo (IR) o su un pallone sonda (millimetro) per riuscire a vedere le sorgenti cosmiche.

Oltre ai fotoni, la Terra è bombardata da sciami di particelle di varia origine, chiamati raggi cosmici. Si tratta di particelle di vario tipo (principalmente protoni, elettroni, e alcuni nuclei, ma anche antiprotoni), che eseguono complicati moti nella nostra Galassia, a causa della presenza del campo magnetico (che invece non influenza i fotoni).

Per questo motivo, è impossibile stabilire quale sia l'oggetto che dà origine ai Raggi Cosmici, il che ha finora impedito la nascita di una vera Astronomia dei raggi Cosmici, e cioè una disciplina che mette in relazione la radiazione (materiale) che riceviamo a Terra con le proprietà fisiche delle loro sorgenti. Tuttavia, queste particelle svolgono un ruolo fondamentale nella generazione della radiazione elettromagnetica osservata a Terra (per esempio, nel radio, X, e Gamma); è necessario perciò studiare le proprietà dei raggi cosmici (il loro numero, e la loro distribuzione in energia) per conoscere la materia che emette la radiazione non termica che osserviamo.

L'altra categoria di particelle che riveliamo a Terra sono i neutrini, che non vengono deflessi dal campo magnetico, e che dunque possono essere facilmente messi in connessione con le loro sorgenti. A tutt'oggi, solo due sorgenti di neutrini sono state stabilite con certezza (il Sole, grazie alla sua prossimità, e la Supernova 1987A), ma è in corso la realizzazione di ulteriori 'telescopi a neutrini', con la capacità di rivelare molte altre sorgenti nell'universo, quali SuperNovae e GRB.

È inoltre possibile che esistano altri sciami di particelle che inondano la Terra e che per il momento non sono state rivelate. Da una parte, si tratta di onde gravitazionali (gravitoni), la cui esistenza viene considerata ampiamente probabile sulla base della Relatività Generale, ma che sono troppo deboli per essere state rivelate con la tecnologia esistente. E dall'altra, esiste la possibilità che la cosiddetta materia oscura sia costituita da tipi di particelle non ancora identificate, e forse neanche postulate; sono operativi, o in costruzione, numerosi 'telescopi' per queste nuove particelle.

[modifica] Astrofisica di laboratorio

Sebbene si possa dire, in un certo senso, che tutta la Fisica appartenga all'Astrofisica di laboratorio, ci sono alcuni argomenti della Fisica di fondamentale, e forse ora esclusivo, interesse dell'Astrofisica. Si tratta primariamente di:

ogni misura spettroscopica: delle probabilità di eccitazione o diseccitazione collisionale di tutte le transizioni elettromagnetiche, dagli ioni alle molecole anche complesse;

ogni misura nucleare, incluse le sezioni d'urto per tutte le specie nucleari, anche le più pesanti;

ogni misura relativa alla polvere intergalattica, e in particolare la sua resistenza al bombardamento particellare e fotonica che permea il mezzo interstellare, e le sue proprietà elettromagnetiche.

[modifica] Astrofisica teorica

La maggior parte dei fenomeni astrofisici non è direttamente osservabile: si pensi per esempio ai processi che forniscono l'energia che il Sole irradia nello spazio, che avvengono nelle zone più profonde del Sole, oppure al big-bang, che è avvenuto (una sola volta!) circa 12 miliardi di anni fa.

Per questo motivo l'astrofisica ricorre frequentemente al supporto di modelli teorici, e cioè rappresentazioni idealizzate dei processi allo studio, le cui conseguenze sono però calcolabili con precisione grazie alle teorie fisiche esistenti. Sono precisamente queste conseguenze (chiamate predizioni), che confrontate con le osservazioni, a permettere di stabilire la correttezza (o l'erroneità) dei modelli stessi. Questi modelli consentono talvolta dei calcoli analitici (e cioè, con carta e penna), ma nella maggior parte delle situazioni si fa ricorso al computer, che consente calcoli numerici assai più complessi di quelli analitici: si parla allora di simulazioni, che vengono usate specialmente in Cosmologia.

Esempio di simulazione: immagine di una regione dell'universo come viene idealizzata dai teorici, poco dopo il big-bang: si noti la mancanza di struttura, e cioè di galassie e di ammassi di galassie.

Esempio di simulazione: immagine di una regione dell'universo come viene calcolata dai teorici, oggi: si noti la forte presenza di struttura, e cioè di galassie e di ammassi di galassie.

Problemi classici dell'astrofisica teorica sono: la struttura e l'evoluzione stellare (comprese le fase di nascita e morte delle stelle, che sono al momento quelle peggio comprese), la dinamica delle stelle all'interno delle galassie, l'evoluzione chimica delle galassie, le proprietà del mezzo interstellare, la formazione delle galassie nell'universo e l'evoluzione della struttura su larga scala, le proprietà di alcuni oggetti particolari (pulsar, buchi neri, e AGN) che richiedono l'applicazione delle teorie fisiche terrestri (soprattutto la Relatività Generale) a regimi che non sono riproducibili (perché troppo grandi/troppo caldi/...) nei laboratori terrestri, le proprietà dei raggi cosmici.

Ma accanto a questi problemi, la cui soluzione richiede (probabilmente) null'altro che la Fisica già nota, ce ne sono altri che invece richiedono modifiche della fisica come noi la conosciamo. Il primo esempio è il flusso dei neutrini a Terra, la cui osservazione aveva mostrato una deficienza, rispetto ai modelli teorici, di circa un fattore 3; questa discrepanza fra modelli e osservazioni, a lungo considerata il frutto di un'incompleta comprensione di alcuni aspetti dell'astrofisica di base (la rotazione del Sole, o le sue proprietà convettive) oppure della fisica nucleare sulla quale i modelli sono basati, si è invece scoperto essere dovuta ad un fenomeno nuovo e interessante, le oscillazioni dei neutrini, che è tipico di alcune particelle elementari, e che non era assolutamente possibile prevedere al momento di costruzione del primo esperimento.

Altri esempi famosi sono la presenza della massa oscura, rivelata da semplici misure astronomiche (circa il 90% di tutta la massa dell'universo è in una forma a noi ignota) e la ancor più misteriosa energia del vuoto, che è ciò che genera l'accelerazione nell'espansione dell'universo recentemente.