LE GALASSIE

Le galassie sono costituite da un insieme di stelle trattenute insieme da forze gravitazionali; queste si sono formate da cumuli di gas che hanno dato origine alle stelle stesse. In base alla forma distinguiamo diversi tipi di galassie: ELLITTICHE, a SPIRALE (BARRATA o meno), GLOBULARI e IRREGOLARI.

La nostra galassia, la Via Lattea, è a spirale, come pure la vicina Andromeda. Le galassie a spirale barrata hanno un nucleo attraversato da una sbarra, costituita da miliardi di stelle, da cui si dipartono dei bracci circolari.
Le galassie globulari sono un addensamento sferico di stelle. Quelle irregolari hanno una forma che non è così semplice, perché spesso sono il risultato dello scontro tra due o più galassie.
 Nel caso in cui una galassia più grande inglobi una piccola si parla di galassie cannibali. Questo fenomeno è dovuto all’attrazione gravitazionale che fa avvicinare i due raggruppamenti di stelle, fino ad ottenerne una fusione.
Le galassie più familiari a noi, quelle facilmente osservabili anche ad occhio nudo, sono la galassia di Andromeda, e le due nubi di Magellano, purtroppo non visibili dal nostro emisfero.

 

 

 

 

 

 

ORIGINE E PROVE DEL BIG BANG

Le teorie sull’origine dell’Universo sono molteplici, ma la più accreditata è la nota teoria del Big Bang, che significa grande scoppio. Ci sono molte prove che hanno portato allo sviluppo di tale teoria, ma prima di vederle in dettaglio cerchiamo di capire in cosa consiste. Si pensa che all’origine dell’Universo ci sia stato una piccola porzione di spazio in cui era concentrata tutta l’energia, e quindi la massa,  dell’intero universo che oggi conosciamo. A  causa di fenomeni non ancora ben chiari, questa energia si è espansa, come avviene in una grande esplosione, il BIG BANG.
Inizialmente c’era solo energia che poi si è trasformata in parte in massa, secondo l’equazione di Einstein E=mc2, e la temperatura era di molti miliardi di gradi. Si sono formate innanzi tutto le particelle fondamentali che costituiscono la materia, elettroni e quark, dai quali si sono formati i neutroni ed i protoni. Insieme a questi si formò anche l’antimateria, i positroni ad esempio hanno le stesse proprietà degli elettroni ma carica opposta. Dagli scontri tra queste particelle si sono cominciati a formare i nuclei degli atomi; ma dall’antimateria e dalla materia, che inizialmente erano presenti nella stessa quantità, prevalse non si sa perché la materia. L’antimateria presente si è annichilita con parte della materia: infatti se si scontrano la loro massa si trasforma in energia. Quanto detto finora è avvenuto in qualche decimo di secondo.
Una volta formata la materia, come elettroni protoni e neutroni, a seguito di una diminuzione della temperatura, si è avuta la formazione dei nuclei degli atomi più semplici:

• l’idrogeno, il più semplice di tutti gli elementi, formato da un elettrone che ruota attorno ad un unico protone e  i suoi isotopi, il deuterio ed il trizio, che possiedono un nucleo composto anche da uno e due neutroni, rispettivamente.
• L’elio, con un nucleo di due neutroni e due protoni, attorno a cui ruota una coppia di elettroni.
• Il litio, con tre elettroni.

L’Universo ora assomiglia ad una grande nube calda con questi gas ionizzati e moltissima energia. Quando la temperatura a seguito dell’espansione dell’Universo, che continua tuttora, si è abbassata a tremila gradi Kelvin, i nuclei degli elementi formati hanno attirato gli elettroni formando un gas neutro. La temperatura si è abbassata a questi livelli grazie all’espansione dell’Universo e quindi alla dispersione dell’energia come radiazione elettromagnetica (oggi osservabile come radiazione di fondo). Progressivamente, grazie alla continua espansione dell’Universo si è avuta la formazione di addensamenti di massa, del tutto casuali, che ci spiegano come sia stato possibile passare da una situazione completamente omogenea alla situazione attuale dove, pur se guardando il cielo ci sembra di osservare una distribuzione omogenea di galassie, ci sono zone ad alta concentrazione di materia ed altre vuote, o quasi, come gli spazi intergalattici, tra galassie. Nelle zone in cui il gas era più denso, la gravità ha fatto addensare l’idrogeno in grandi masse da cui si originarono violente esplosioni: le quasar. Attualmente ancora osservabili, perché la luce sta impiegando 15 miliardi di anni per giungere fino a noi.
Si cominciarono poi a formare le stelle, le galassie, gli ammassi locali di galassie ed i superammassi.

 

Nei nuclei delle stelle si sono formati gli elementi più pesanti e con l’esplosione delle stelle si sono dispersi nello spazio circostante, in nubi che hanno portato alla formazione di altre stelle e pianeti, come il nostro sistema solare.
Le prove che hanno portato alla formulazione di questa teoria sono prevalentemente due: la presenza nell’universo di una radiazione di fondo, come conseguenza dello scoppio iniziale, e l’evidenza dell’allontanamento delle galassie una dall’altra, come conseguenza dell’espansione dell’universo registrabile tramite l’effetto Doppler.
Non entreremo in dettaglio a parlare dei principi fisici alla base di queste prove, comunque possiamo accennarne qualcuno. Abbiamo detto che all’inizio l’energia era concentrata in una piccola parte dello spazio da cui si è espansa sempre più al passare del tempo. Quest’energia si manifesta sotto forma di onde elettromagnetiche che si propagano alla velocità della luce, e si distinguono a seconda del contenuto energetico in raggi gamma, raggi X, ultravioletti, visibile, infrarossi, onde radio. Espandendosi l’energia si è distribuita in un volume sempre più grande e quindi l’Universo si è pian piano raffreddato. Con i radiotelescopi possiamo ora vedere che questa radiazione è tuttora presente nell’Universo, ed è omogenea in ogni punto di esso, come all’inizio dei tempi, e corrisponde ad una temperatura dello spazio (quello “vuoto”) di circa 3 gradi sopra lo zero assoluto, cioè –273 °C.
L’effetto Doppler ci fornisce un’altra prova dell’espansione dell’Universo. Infatti questo principio fisico è alla base di un fenomeno ondulatorio comune nella vita di tutti i giorni: quando sentiamo arrivare un vettura con la sirena attivata, il suono ci appare aumentare e diminuire di frequenza. Questo fenomeno noto con le onde sonore, di tipo meccanico quindi, avviene allo stesso modo per le onde elettromagnetiche che sono emesse dalle stelle a seguito delle reazioni nucleari che avvengono all’interno. Con i telescopi si osserva che le stelle appartenenti alle galassie scoperte finora  si stanno allontanando da noi, infatti osserviamo una radiazione nello spettro di emissione delle stelle spostato verso il rosso; se ci fosse stata uno spostamento verso il blu le galassie si avvicinerebbero.
Attualmente le galassie si stanno allontanando, cosa accadrà in futuro? Continueranno ad allontanarsi, o si riavvicineranno per l’attrazione della forza gravitazionale? Questo è un dilemma non ancora risolto. Sono stati svolti dei calcoli teorici per la determinazione della massa totale dell’Universo, analizzando il numero di corpi celesti, ma ci sono dei problemi, perché la massa così calcolata non sarebbe sufficiente a far ricontrarre l’Universo su se stesso. Se consideriamo che ogni stella può avere dei pianeti, come il Sole, la massa aggiuntiva dovuta a questi corpi è trascurabile rispetto a quella delle stelle. La maggior parte della massa dell’Universo si pensa possa essere sotto forma di atomi, ioni dispersi nello spazio. Tutta questa massa comunque non basta per impedire che l’Universo si espanda per sempre. Si parla quindi di massa oscura, non visibile dai telescopi oggi disponibili, che dovrebbe rappresentare circa il 90% di tutta la massa esistente, e che permetta all’Universo di ricontrarsi. Una volta che la forza di attrazione gravitazionale riesce a bilanciare l’effetto di espansione generato dal Big Bang, sarà possibile una contrazione dell’Universo fino a tornare nello stato iniziale. Se invece la massa dell’Universo non è abbastanza l’effetto dell’esplosione primordiale continuerebbe dando luogo ad un’espansione continua.

SPAZIO-TEMPO

Quello che noi osserviamo, guardando il cielo con un telescopio, non accade nel momento in cui stiamo osservando, perché le radiazioni impiegano del tempo ad arrivare fino a noi, poiché viaggiano alla velocità di 300.000 Km/s. Se osserviamo una galassia che si trova ad un milione di anni luce, percepiamo una radiazione di un milione di anni fa. Quindi le distanze nell’Universo si misurano in anni luce; un anno luce è la distanza percorsa dalla luce in un anno. Analizzando le distanze tra le galassie e lo spostamento verso il rosso delle radiazioni emesse da queste si è determinata l’età dell’Universo: circa 15 miliardi di anni. Questo implica che noi possiamo osservare, guardando verso il centro dell’Universo, cosa è accaduto nelle sue primissime fasi di evoluzione, possiamo osservare i fenomeni noti come quasar.
Prima del Big Bang non c’era né lo spazio né il tempo, questi si sono generati nell’esplosione iniziale. Aldilà del confine dell’universo, una sfera di quindici miliardi di anni luce di raggio, non esiste tuttora né no spazio, né il tempo. Tutto lo spazio, come siamo abituati ad immaginarlo, è pervaso almeno dalla radiazione di fondo. Dove non ancora arriva questa radiazione non siamo in grado di comprendere cosa c’è.

 

Galassie

Quando Guglielmo Herschel scopri l'esistenza della Galassia, il suo scopo era quello di sapere fino a quale distanza nell'Universo si spingesse lo spazio riempito di stelle. Fuori da questo spazio, che ha la forma discoidale é che Herschel seppe cosi saggiamente scoprire é interpretare attraverso il conteggio delle stelle dello sfondo visibili nel telescopio, si stendeva il vuoto fino all'infinito o che cos'altro? Fuori dello spazio riempito di stelle doveva esserci spazio vuoto di stelle, ma non si possedeva nessun criterio per stabilire se qualunque altro oggetto celeste, fosse stella o gruppo di stelle o nebulosa si trovasse all'interno della Galassia oppure al di fuori. In realtà, quando Herschel scoprì che la Galassia era un disco di stelle, molti scienziati si misero a pensare che cosa potevano essere altri astri che avevano l'aspetto di un disco, probabilmente anch'esso composto di stelle, il quale assomigliava grandemente, sia pure visto da lontano, a ciò che Herschel supponeva fosse l'aspetto della Galassia visto dall'esterno. Potevano essere questi altri oggetti simili alla nostra Galassia, costituiti come questa da un gran numero di stelle, posti al di fuori della Galassia stessa? Erano dunque questi gli oggetti che riempivano fino a nuovi confini sconosciuti lo spazio extragalattico? Nel 1926 per la prima volta, in base a nuovi studi compiuti con il nuovo telescopio di Monte Wilson di 2,5 m di diametro, gli astronomi poterono convincersi che un primo astro dotato di forma discoidale, era la galassia di Andromeda, era veramente un oggetto posto al di fuori della nostra galassia piuttosto lontano ed esteso. Nel polo sud sono visibili, abbastanza ben separate dalla Via Lattea, due macchie luminose nel cielo, le famose Nubi di Magellano. Queste sono due piccole galassie di forma irregolare é relativamente vicine alla nostra: la loro distanza é di circa 200.000 anni-luce. Per chi abita nell'emisfero boreale le Nubi di Magellano sono assolutamente invisibili, mentre c'è un terzo corpo, più distante dalla Terra che non le Nubi di Magellano, che pure si trova nello spazio intergalattico: si tratta della galassia della costellazione di Andromeda, la quale dista da noi circa due milioni di anni-luce. Ad occhio nudo essa é visibile nelle notti molto limpide é senza Luna, lontano dalle luci della città, al di sopra della stella Beta della costellazione di Andromeda; altre galassie si possono osservare per mezzo di binocoli.

La classificazione delle galassie

La forma delle galassie é chiaramente visibile in fotografia. Chi osserva galassie ad occhio nudo, nei binocoli o nei piccoli tele scopi, sicuramente non potrà vedere con chiarezza la forma. Infatti la forma diventa evidente solo quando sia possibile ottenere un'immagine fotografica. Basti pensare, per esempio, alla galassia doppia della costellazione di Canes Venatici, che venne osservata all'inizio del secolo passato da molti astronomi con strumenti dotati di un obiettivo dell'ordine di grandezza dei 20-30 cm di diametro: in questi si vedeva appena che c'erano due macchie luminose sullo sfondo del cielo, una più intensa é l'altra di minore intensità. Verso la meta del secolo, quando furono disponibili telescopi molto più potenti é luminosi, si arrivo a vedere che la nubulosa più intensa era circondata da un tenue anello luminoso di forma pressappoco circolare. Solo alla fine del secolo, col grande telescopio di Lord Rosse, dotato di un obiettivo di 1,80 m di diametro, si riuscì a vedere che la galassia principale era circondata da braccia a spirale di cui se ne osservò la struttura. Non c'è da aspettarsi molto, per quanto riguarda la morfologia delle galassie, dall'osservazione visuale. Viceversa, una buona fotografia permette abbastanza facilmente di identificare le caratteristiche delle forme galattiche. Le cause dell'origine dei vari tipi di galassie non sono del tutto chiare é sono innumerevoli gli sforzi che si stanno facendo per comprendere quali siano i meccanismi che sono alla base della formazione delle galassie dei vari tipi morfologici. Sembra comunque, ma quest'ipotesi necessita di ulteriori conferme, che il tasso di formazione stellare durante le prime fasi evolutive di una galassia sia la causa principale della differenziazione tra i vari tipi che osserviamo. Se il gas della nebulosa protogalattica si é quasi completamente trasformato in stelle durante le prime fasi di formazione galattica, allora si originerà una galassia ellittica o sferoidale, se invece una certa percentuale (circa il 10%) del gas non fa in tempo a condensarsi in stelle, prima che il sistema si assesti in una forma di equilibrio, allora la struttura che assumerà la galassia sarà a spirale. Riguardo alla struttura a spirale é forse bene spendere qualche parola per spiegare il cosiddetto "paradosso dell'avvolgimento". Le stelle appartenenti al disco delle galassie a spirale infatti ruotano attorno al nucleo con moto kepleriano, cioè con velocità radiali decrescenti al crescere della distanza dal nucleo, con periodi orbitali dell'ordine del centinaio di milioni di anni. Le galassie hanno un'età di almeno dieci miliardi di anni, quindi attualmente non dovremmo osservare nel cielo alcuna galassia a spirale in quanto in questo lunghissimo periodo i bracci avrebbero dovuto avvolgersi completamente attorno al nucleo. Questo paradosso può essere spiegato ipotizzando che la forma a spirale sia mantenuta da delle cosiddette "onde di densità", cioè da una perturbazione del campo gravitazionale generale fatta a forma di spirale, che ruota rigidamente con una velocità angolare superiore a quella della materia presente nel disco. Queste onde di densità, si comportano nello stesso modo in cui agisce un'elica che ruota in un fluido. Incontrando le nubi di gas é polveri presenti nel disco galattico provocherebbero in esse delle onde d'urto a cui farebbe seguito l'innesco della formazione di stelle, le quali poi con la loro intensa luce segnano l'avvenuto passaggio dell'onda di densità con la sua caratteristica forma a spirale.
Le galassie vengono classificate in ellittiche (1), a spirale (2), a spirale barrata (3) é irregolari (non riconducibili alle precedenti)

 

La struttura delle galassie  

La prima cosa da osservare é che di galassie ce ne sono di grandi é di piccole, composte di tante o di poche stelle. Vi sono galassie cosi piccole da contenere meno di un miliardo di stelle ed altre cosi grandi da contenerne addirittura centomila miliardi! La nostra Galassia si pone in una posizione intermedia: in base agli studi del 1978, appare costituita da qualcosa come settecento miliardi di stelle. Le galassie ruotano tutte su se stesse. Sono astri abbastanza stabili che hanno forse la possibilità di perdere qualche stella nello spazio intergalattico, ma in generale conservano la loro forma per lunghissimo tempo. Accade a volte che alcune di esse nel loro moto all'interno degli ammassi galattici cui appartengono vengano a trovarsi relativamente vicine, per cui la loro struttura é perturbata dalla mutua attrazione gravitazionale. Le stelle più lontane dal centro galattico ruotano più lentamente; man mano che ci si avvicina al centro della galassia, le stelle ruotano più rapidamente, ma molto vicino al centro la velocità di rotazione è di nuovo bassissima. Il quadro della dinamica delle galassie é stato completato di recente da studi molto accurati che riguardano il movimento delle stelle. Per mezzo dei calcolatori elettronici é possibile sapere che cosa succede di una stella che si muova all'interno di una galassia. Per sapere come si muova una sola stella è più che sufficiente un calcolatore tascabile. Per sapere come si muovano diverse migliaia di stelle disposte in un disco (facendo cioè l'ipotesi di una galassia piatta) può bastare un PC di bassissima potenza. Per calcolare, invece, con esattezza tutte le proprietà dinamiche di una galassia sono necessari i più potenti computer. Questi mezzi di calcolo hanno permesso la costruzione di galassie estremamente simili a quelle che si osservano realmente. Tuttavia questo quadro della struttura galattica é molto semplice. Esso tiene conto soltanto della presenza di stelle nella galassia ed eventualmente anche della presenza di una certa quantità di pulviscolo é di altri tipi di materia interstellare. Proprio questo pulviscolo é questa materia interstellare impediscono pero di vedere i nuclei di queste galassie, nei quali presumibilmente si svolgono fenomeni estremamente energetici. é probabile che nel nucleo delle galassie si nascondano dei giganteschi buchi neri é molte galassie d'altra parte sono sede di formidabili esplosioni che di quando in quando fanno loro proiettare nello spazio sterminate quantità di energia; sotto forma di luce é di onde radio. Inoltre molte galassie sono continuamente attive nel campo delle radio-onde é per questo sono dette "radiogalassie". Non si saprebbe quasi nulla delle gigantesche dimensioni di questi fenomeni se non si conoscesse con una precisione appena ragionevole la distanza di questi astri.

Gli ammassi di galassie

Una caratteristica delle galassie é quella di raggrupparsi in ammassi, il fatto di poter vedere con modesti strumenti ben tre galassie relativamente vicine é un certo numero di altre con un telescopio, riflette una caratteristica delle galassie che é quella di raggrupparsi in gruppi più o meno numerosi: gli ammassi di galassie. La nostra Galassia appartiene ad un gruppo di 30-50 galassie (numero impreciso perché non si é sicuri dell'appartenenza al gruppo delle più piccole é più deboli). A più grande distanza si osserva che la maggior parte delle galassie é per l'appunto radunata in ammassi dei quali i più radi hanno si é no una cinquantina di galassie, mentre i più densi possono averne addirittura migliaia. Non si sa ancora se tra le galassie di tali ammassi sia presente della materia intergalattica. Se si osserva in un gran numero di fotografie la distribuzione delle galassie negli ammassi é degli ammassi vicini, si nota che questi hanno la tendenza a formare un "superammasso". Il diametro di una galassia é dell'ordine di grandezza dei centomila anni-luce, quello di un ammasso può essere decine di milioni di anni-luce, in certi casi anche centinaia. Di frequente gli ammassi di galassie sono costituiti da tipi abbastanza simili, mentre in altri casi le galassie di uno stesso ammasso appaiono notevolmente diverse. Gli ammassi di galassie costituiscono l'occasione per studiare le caratteristiche di galassie poste tutte alla stessa distanza. Una volta riconosciuta l'appartenenza di una galassia ad un ammasso, si può asserire con sicurezza che due galassie di uno stesso ammasso sono alla stessa distanza. Quindi la differenza di luminosità può essere imputabile solo ad un diverso contenuto di stelle, cioè alle diverse dimensioni delle due galassie. Si può allora scoprire, per esempio, che galassie di forma simile sono anche assai simili come luminosità é questo é di grande aiuto per determinare la distanza di galassie dello stesso tipo che si trovino pero isolate nello spazio. L'Universo extragalattico appare dunque tutto riempito di ammassi di galassie, é questi ammassi a loro volta sono radunati in superammassi. Talvolta fra gli elementi di un ammasso è distribuita della materia; molto spesso da questa vengono emessi radio-onde é raggi X, ma questo é quasi tutto quanto si sa di questi astri grandiosi é lontani.

 

L'EVOLUZIONE DELLE STELLE
LE STELLE IN GENERALE

Dopo la sua formazione, la stella diventa stabile quando incomincia a produrre energia attraverso la fusione nucleare. Si stabilisce un equilibrio idrostatico al suo interno (cioe' la pressione degli strati esterni uguaglia quella della radiazione prodotta all'interno) é un bilancio energetico (l'energia prodotta uguaglia quella irradiata). Affinche' la stella raggiunga una temperatura centrale di 10 milioni di gradi, quella necessaria per la fusione del'idrogeno in elio, sono necessarie alcune decine di milioni di anni.

Le reazioni termonucleari che avvengono all'interno delle stelle consistono nella fusione di due o piu' nuclei atomici in un nucleo piu' pesante. La massa del nucleo risultante e' leggermente inferiore alla somma delle masse dei nuclei di partenza. La differenza di massa M e' quella che viene trasformata in energia (E), secondo la nota legge di Einstein
E = M c 2

dove c e' la velocita' della luce. La fusione di due nuclei atomici, che essendo costituiti da protoni é neutroni possiedono una carica elettrica positiva, e' ostacolata dalla reciproca repulsione elettrostatica. Pertanto, e' necessario che il gas abbia altissime pressioni é temperature, cioe' una grande energia cinetica, per poter vincere la repulsione dei nuclei é riuscire a fonderli. Piu' grandi sono i nuclei atomici é maggiore e' la repulsione elettrica, quindi la temperatura necessaria alla fusione.

Tutte le stelle iniziano la propria vita bruciando idrogeno nel nucleo é trasformandolo in elio, ma la loro evoluzione successiva dipende dalla loro massa iniziale, quella che possiedono al momento della nascita.

La prima differenza riguarda la durata della loro vita. La luminosita'di una stella dipende dalla sua massa: piu' precisamente, e' proporzionale al quadrato della massa per le stelle della bassa sequenza principale, alla terza o quarta potenza della massa per le piu' massicce. La massa di una stella determina anche la quantita' di combustibile a disposizione per le reazioni di fusione nucleare: la luminosita' e' una misura del ritmo con il quale questa materia viene consumata. Percio' il tempo di vita di una stella, cioe' il tempo necessario affinche' essa consumi tutto il combustibile a sua disposizione, e' circa pari al rapporto tra la sua massa é la sua luminosita'. Siccome la luminosita' aumenta piu' rapidamente della massa, questo rapporto e' tanto piu' piccolo quanto piu' massiccia e' la stella. Le stelle piu' calde, massicce é luminose, quelle che popolano la parte alta della sequenza principale, sono dunque quelle che vivono meno a lungo. Le piu' grandi bruciano idrogeno nel nucleo solo per pochi milioni di anni, mentre le stelle piu' piccole della sequenza possono farlo anche per 100 miliardi di anni. Il nostro Sole, che e' una stella abbastanza piccola, ha un tempo di vita in sequenza principale di circa 10 miliardi di anni, cinque dei quali sono gia' trascorsi.

Inoltre, piu' grande e' la massa della stella, maggiore e' la temperatura centrale che questa e' in grado di raggiungere contraendosi. La fusione dei nuclei atomici richiede una temperatura tanto maggiore quanto piu' essi sono pesanti, quindi solo nelle stelle piu' massicce possono essere sintetizzati gli elementi pesanti. Infine, maggiore e' la temperatura é piu' rapido e' il processo di fusione.
Via via che una stella esaurisce un combustibile é incomincia la fusione di un elemento piu' pesante, il processo accelera sempre di piu'.


Un altro fattore che interviene nell'evoluzione delle stelle e' lo stato fisico del gas al suo interno; in condizioni di densita' relativamente basse, il gas di ioni ed elettroni si trova in uno stato fisico normale. Se la densita' aumenta oltre un certo limite, invece, il gas diventa degenere. Nel primo caso, il gas possiede un meccansimo di regolazione termostatica, nel senso che la sua pressione e' proporzionale alla sua temperatura. Il gas reagisce ad un aumento di temperatura aumentando la pressione; questo produce un'espansione é un raffreddamento. In questo modo pressione é temperatura sono sempre autoregolate, é l'aumento di temperatura non provoca l'accumulo di energia all'interno del gas.
In un gas degenere, invece, la pressione non dipende piu' dalla temperatura. Se la temperatura del gas aumenta, esso non si espande é l'energia accumulata non puo' venire dissipata. Oltre un certo limite, questo accumulo di energia rende instabile la stella é ne provoca l'esplosione.


Durante la fusione dell'idrogeno in elio, la stella possiede una temperatura, una luminosita' ed un colore ben definiti; ad essi corrisponde una posizione sul diagramma H-R. Tutte le stelle che si trovano nella fase di fusione dell'idrogeno, che e' la fase di maggior durata dell'intera vita stellare, hanno nel diagramma H-R una posizione compresa entro la fascia della sequenza principale. La massa della stella determina la posizione del suo punto rappresentativo sulla sequenza: tanto maggiore e' la massa, tanto maggiori sono la sua temperatura é luminosita' nella fase di bruciamento dell'idrogeno, é viceversa.

La stella rimane stabile per tutta la durata di questa fase, che puo' variare, secondo la sua massa, da pochi milioni a svariati miliardi di anni. Quando l'idrogeno sta per essere esaurito nel nucleo, l'equilibrio idrostatico che si era stabilito viene a mancare, perche' l'energia prodotta dalla fusione non e' sufficiente a controbilanciare la pressione degli strati esterni della stella. Di conseguenza, il nucleo incomincia a contrarsi é a riscaldarsi, in modo da accelerare la fusione dell'idrogeno restante é dare il via alla fusione di elio in carbonio. Questo produce un sovrariscaldamento della stella, che deve contemporaneamente espandere gli strati piu' esterni per dissipare l'energia in eccesso. La temperatura superficiale della stella diminuisce, é di conseguenza il suo colore si fa via via piu' rosso, mentre la luminosita' complessiva aumenta, dato che la superficie emittente e' aumentata con l'espansione. La stella diventa cioe' una gigante rossa, una stella piu' fredda é piu' luminosa rispetto alle stelle di sequenza principale. Il suo punto rappresentativo sul diagramma H-R si sposta verso l'alto é verso destra, risalendo quello che viene detto il "ramo delle giganti rosse". Contemporaneamente, la stella comincia a perdere massa, attraverso l'espulsione di parte dei suoi strati piu' esterni. La massa perduta alla fine di questa fase puo' essere anche una frazione significativa della massa iniziale della stella.
Quando la temperatura centrale della stella ha raggiunto i 100 milioni di gradi, i nuclei di elio incominciano a fondersi a tre per volta per formare un nucleo di carbonio. La stella si sposta dalla regione delle giganti rosse ancora verso la sequenza.
Se la stella ha una massa inferiore a circa due volte la massa del Sole, la sua evoluzione attiva termina qui. Le stelle piu' piccole, infatti, sono piu' compatte di quelle grandi e, nel loro nucleo, il gas e' cosi' denso da raggiungere lo stato degenere: in queste condizioni, non e' possibile un'ulteriore contrazione del nucleo, é la stella non puo' innescare la fusione del carbonio prodotto. Quando l'elio sta per esaurirsi, il nucleo si contrae é gli strati esterni si espandono, per la minore produzione di energia all'interno; nel diagramma H-R, il suo punto rappresentativo risale verso il ramo delle giganti rosse. A questo punto, la stella diventa instabile é gli strati piu' esterni incominciano a pulsare, fino a quando non vengono espulsi in direzione radiale, lasciando scoperto il nucleo caldo é denso della stella: una nana bianca. L'insieme della stella centrale é della nube di gas espulso prende il nome di nebulosa planetaria.
Le stelle piu' massicce ripetono piu' volte il ciclo di contrazione ed espansione, innescando ogni volta la fusione di un elemento piu' pesante all'esaurirsi del combustibile precedente, mentre il loro nucleo si riscalda sempre piu'. A 800 milioni di gradi incomincia la fusione dei nuclei di carbonio, che da' origine ad elementi come l'ossigeno, il magnesio, il neon. A temperature di 1,4 miliardi di gradi i nuclei di ossigeno si fondono, formando silicio, zolfo, fosforo, é cosi' via.
La catena dei bruciamenti nucleari si interrompe quando il gas nel nucleo della stella, che ad ogni contrazione e' rimasto sempre piu' denso é compatto, diventa degenere. A questo punto, la fusione del successivo combustibile nucleare rilascia nel gas degenere una grande quantita' di energia, che provoca l'esplosione della stella come supernova. Il gas arricchito di elementi pesanti viene restituito al mezzo interstellare: l'esplosione delle supernovae rappresenta il principale meccanismo di arricchimento chimico delle galassie. Gli strati esterni della stella vengono espulsi nello spazio, mentre il suo nucleo collassa sotto la propria spinta gravitazionale, formando un oggetto estremamente denso é compatto.
Solo le stelle con massa superiore a 12-13 volte quella del Sole percorrono tutto il ciclo dei bruciamenti nucleari, arrivando a sintetizzare il ferro, dopodiche' la catena si interrompe: la fusione del ferro in elementi piu' pesanti e' infatti endoenergetica, cioe', invece di liberare energia, ne assorbe.
Il ferro sintetizzato nel nucleo della stella subisce quindi un'instabilita': i nuclei di ferro si frantumano e, sotto l'enorme pressione alla quale sono sottoposti dagli strati di gas sovrastanti, collassano su se stessi. Il nucleo si contrae, alla ricerca di una nuova configurazione di equilibrio idorstatico. Gli strati esterni cadono sul nucleo a grande velocita', urtando contro la sua superficie. L'onda d'urto che si forma riscalda il gas fino a temperature altissime; in queste condizioni si innescano immediatamente bruciamenti nucleari molto rapidi, che depositano una grande quantita' di energia negli strati di gas, facendo esplodere la stella come supernova.

La sorte del nucleo, a questo punto, dipende dalla sua massa: se e' inferiore ad un certo limite critico (qualche volta la massa del Sole), i nuclei si fondono con gli elettroni, formando un "mare" compatto é densissimo di neutroni. Cio' che rimane della stella si assesta in una configurazione di equilibrio, una stella di neutroni.
Se invece la massa del nucleo e' superiore a quel limite, nulla puo' fermare il suo collasso, che diventa ireversibile; mentre il nucleo si contrae, a massa costante, la forza di gravita' in superficie aumenta. In accordo con la teoria della Relativita' Generale, lo spazio intorno alla stella si deforma, incurvandosi é modificando le traiettorie dei corpi che vi passano vicino. La stella scompare, perche' perfino la luce resta intrappolata all'interno del suo enerome campo gravitazionale: si e' formato un buco nero.


Le giganti rosse


Le giganti é le supergiganti rosse sono tra gli astri piu' brillanti del cielo. Esse sono formate dall'inviluppo espanso é rarefatto di stelle evolute, che circonda un nucleo caldo é compatto. Pur avendo masse abbastanza modeste, le piu' grandi giganti rosse hanno raggi centinaia di volte maggiori di quello del Sole. Le loro atmosfere si estendono per milioni di kilometri, con densita' inferiori a 10-5 grammi per cm3. Si pensi che, quando il Sole diventera' una gigante rossa, i suoi strati esterni si espanderanno fino oltre l'orbita di Marte, inghiottendo i pianeti piu' interni, tra cui la Terra.
Le temperature superficiali delle giganti rosse si aggirano sui 3.000 gradi, percio' i loro spettri sono dei tipi K é M. Tra le giganti rosse piu' note, ricordiamo per esempio Antares nella costellazione dello Scorpione, é Betelgeuse in Orione.
Questi astri perdono continuamente gas, che viene soffiato via sotto forma di vento stellare; questa perdita di materia e' decisiva per la stella in quanto, come abbiamo visto, la massa determina il tipo di evoluzione a cui essa va incontro.

La prima immagine diretta dell'atmosfera di una stella che non sia il Sole, la stella piu' luminosa della costellazione di Orione, Betelgeuse. Si tratta di una supergigante rossa. L'immagine rivela una macchia piu' calda é luminosa del resto della superficie, grande dieci volte la Terra é di origine ancora ignota. (HST)

Le nebulose planetarie

Questo tipo di nebulosa e' costituito da una stella centrale caldissima, compatta é di piccole dimensioni, al centro di un disco o un anello gassoso luminoso. Il sistema ha dimensioni relativamente ridotte, in genere inferiori ad un anno luce. Le prime nebulose planetarie osservate furono percio' paragonate al pianeta Saturno é ai suoi anelli, é a questo devono il loro nome. La stella che si trova al centro di una nebulosa planetaria e' il residuo di una stella di piccola massa, nelle ultime fasi della sua evoluzione. Essa possiede temperature altissime, tra i 30mila é i 150mila gradi, ed emette prevalentemente nella regione ultravioletta dello spettro; e' anche piuttosto piccola é compatta, con dimensioni inferiori ad un quinto del raggio del Sole.
Si pensa che le nebulose planetarie abbiano origine dalle stelle supergiganti rosse, le quali espellono gli strati piu' esterni, composti di idrogeno ed elio, "spazzandoli via" nello spazio. Questo gas forma cosi' un guscio sferico che si espande sempre piu' lentamente. Esso viene ionizzato dalla radiazione della stella centrale: quando gli elettroni si ricombinano con gli ioni, il gas emette radiazione.
Col tempo, la nebulosa si disperde nello spazio: la durata dell'intero processo e' probabilmente inferiore ai 100.000 anni. Anche questo e' un meccanismo attraverso il quale le stelle restituiscono al mezzo interstellare parte del gas da cui si sono formate, arricchito di elementi pesanti.

NGC 6543, detta anche nebulosa "Occhio di gatto", e' una delle piu' complesse nebulose planetarie mai osservate. Vi si distinguono getti di gas ad alta velocita', strati concentrici di gas é i residui di onde d'urto. L'eta' stimata di questa nebulosa e' di circa 1000 anni. (HST)

La nebulosa planetaria M57 nella
costellazione della Lira. (SEDS)

Le nane bianche

Le nane bianche rappresentano lo stadio finale della vita di stelle di piccola massa. Il prototipo di questo tipo di stelle e' Sirio B, la compagna della piu' nota stella Sirio, con la quale forma un sistema binario. Durante é dopo la fase di gigante rossa, come abbiamo visto, la stella si spoglia dei suoi strati esterni é la parte restante va incontro ad un rapido collasso. Se la massa rimanente, quella del nucleo stellare, e' inferiore ad un certo limite critico, pari a 1.44 volte la massa del Sole, il collasso ad un certo punto si arresta é la stella trova una configurazione di equilibrio stabile, diventando una nana bianca.
Tanto maggiore e' la massa della stella, tanto minore e' il raggio finale della nana bianca. Questo tipo di stella e' molto piccola, densa é compatta, in rapida rotazione. Essa deve il suo nome al fatto che ha un raggio molto minore di una stella normale, ed essendo caldissima, emette luce a lunghezze d'onda piu' corte, cioe' bianca, come le stelle dei primi tipi spettrali. Una nana bianca ha una massa confrontabile con quella del Sole é dimensioni di un pianeta come la Terra. Il gas della nana bianca e' completamente degenere, ad eccezione di uno straterello superficiale di materia che si trova allo stato fisico ordinario, prevalentemente idrogeno ed elio. La degenerazione di un gas (di elettroni, di neutroni o di ioni) si instaura quando esso viene compresso fino oltre una certa densita' critica. In un gas degenere, nello spazio normalmente occupato da un solo atomo si trovano centinaia di migliaia di particelle. In una nana bianca, la materia e' compressa fino a densita' di 106 - 107 grammi per cm3: a queste densita', una quantita' di materia delle dimensioni di una zolletta di zucchero peserebbe piu' di un'automobile qui sulla Terra ! Pur essendo cosi' compressa, la materia al suo interno si trova pero' allo stato gassoso, contrariamente a quanto avverrebbe per la materia normale, che ad alte pressioni solidifica.
Un gas degenere e' estremamente resistente ad un'ulteriore compressione, perche' esercita esso stesso una fortissima pressione: e' questa pressione che sostiene la nana bianca. La stella non puo' piu' contrarsi ed innescare la fusione nucleare al suo interno: una nana bianca percio' e' una stella "morta", destinata a splendere a spese della sua energia interna, senza poterne produrre di nuova. D'altra parte, la temperatura iniziale di una nana bianca puo' raggiungere i 100.000 gradi ed il suo raffreddamento, fino a temperature prossime allo zero, richiede svariati miliardi di anni; tenendo conto che l'eta' dell'universo e' di 15-20 miliardi di anni, e' probabile che nessuna nana bianca sia ancora giunta alla sua "morte termica".
Se in un sistema binario una delle due stelle e' una nana bianca, puo' verificarsi il fenomeno della nova.

A sinistra, un'immagine dell'ammasso globulare M4, che contiene piu' di 100.000 stelle, tra cui molte giganti rosse. A destra, l'immagine di una parte dell'ammasso, nella quale sono evidenziate 8 nane bianche. Il telescopio Spaziale Hubble ne ha rivelate 75 in una piccola regione di spazio. (HST)

Le novae

Fin dall'antichita' sono state segnalate apparizioni di stelle "nuove", cioe' apparizioni di stelle mai viste in precedenza. Queste stelle restavano brillanti per qualche settimana o pochi mesi, per poi affievolirsi é scomparire di nuovo. Da questo deriva il nome di "novae", cioe' stelle nuove. Oggi sappiamo che questo fenomeno non e' dovuto alla comparsa di nuove stelle, bensi' all'esplosione di stelle gia' esistenti é non visibili, che le rende improvvisamente piu' brillanti é permette di rivelarle. L'esplosione, che e' meno violenta di quella di una supernova é non distrugge completamente la stella, e' dovuta ad un meccanismo legato alla sua evoluzione.
Le novae, nel loro stato normale, sono stelle compatte non molto brillanti é ad alta temperatura (tipicamente nane bianche), che fanno parte di sistemi binari; la compagna e' una stella evoluta ed espansa, come una gigante rossa, dalla quale fluisce in continuazione materia gassosa. Il gas perso si raccoglie in un disco di accrescimento attorno alla stella compatta, cadendovi sopra lentamente. La caduta di materia sulla nana bianca continua finche' questa non raggiunge una massa limite; a questo punto produce nella stella una reazione di tipo esplosivo, che la libera di parte della materia che aveva guadagnato.
La luminosita' della stella cresce anche di 11-12 magnitudini, passando da un valore tipico intorno a +4 o +5 fino a circa -7.5 al massimo dello splendore. Nell'esplosione gli strati esterni della stella, che possiedono temperature di 10-15.000 gradi, vengono espulsi con velocita' fino a 3.000 Km/s. Allontanandosi dalla stella, il gas espulso diventa meno denso, rallenta é si raffredda, formando una piccola nebulosa.
Tipicamente, una nova emette nell'esplosione tanta energia quanta il Sole ne emette in 100.000 anni. La massa spulsa, invece, e' una piccola frazione della massa totale della stella, all'incirca un centomillesimo. Dopo qualche anno la stella che ha subito l'esplosione ritorna piu' o meno quella di prima.
Il fenomeno delle novae puo' ripetersi, quando si ripresentino le condizioni appropriate. In questo caso si parla di "novae ricorrenti". Non tutte le novae si comportano pero' allo stesso modo; alcune salgono improvvisamente al massimo di luminosita', raggiunto il quale si affievoliscono nel giro di pochi mesi; in altri casi la stella impiega piu' tempo a raggiungere il culmine dello splendore, subisce esplosioni multiple che si susseguono nel tempo ed impiega anni per tornare al minimo di luminosita'.

Questa immagine illustra il meccanismo che sta alla base del fenomeno delle variabili cataclismiche. In un sistema binario di stelle ravvicinate, composto da una nana bianca é da una stella normale di piccola massa, il gas della stella normale fluisce verso la nana bianca formando un disco di accrescimento, é cade sulla sua superficie. L'idrogeno si accumula su essa é si riscalda finche' non si innesca la fusione nucleare, che produce il fenomeno esplosivo della "nova". (HST)

La Nova Cygni (cioe' nella costellazione del Cigno), esplosa il 19 febbraio del 1992. A destra, l'immagine del Telescopio Spaziale Hubble che rivela una struttura ellittica ad anello, molto sottile, cio' che resta del gas emesso durante l'esplosione. Un'immagine del 31 maggio 1993 (a sinistra) ha fornito le prime informazioni sull'anello é su una strana struttura a forma di barra, non risolta. (HST)

Le supernovae

Quando una stella esplode come supernova, avviene uno dei fenomeni piu' spettacolari che il cielo possa offrire. L'esplosione avviene quando il nucleo di una stella abbastanza massiccia collassa, al termine della sequenza dei bruciamenti nucleari. Gli strati esterni cadono sul nucleo riscaldandosi, é di colpo si innescano delle reazioni di fusione termonucelare. Esse producono una grandissima quantita' di energia, che si deposita nel gas sotto forma di energia cinetica: gli strati vengono espulsi a grandissime velocita' (decine di miglliaia di chilometri al secondo), in un'esplosione immane. L'energia sviluppata da una supernova e' tale che per qualche settimana essa emette, da sola, la quantita' di luce emessa da un'intera galassia ! La luce emessa dalla supernova si affievolisce é scompare nel giro di qualche anno, lasciando una nube di gas in espansione rallentata. I resti di supernova, cioe' il gas espulso nell'esplosione, compongono alcune delle piu' belle nebulose che conosciamo.
Al centro della supernova resta un buco nero oppure una stella di neutroni. L'esplosione libera nello spazio interstellare gas ad altissima temperatura, fortemente ionizzato, raggi cosmici; gli elettroni liberi é gli ioni portano con se' un intenso campo magnetico. Se attorno alla supernova c'e del gas interstellare, il materiale espulso lo comprime é viene rallentato a sua volta; il gas interstellare viene riscaldato ed emette radiazione. Il gas in espansione assume via via una struttura a filemanti é a strati sottili, sfilacciati. Il resto di supernova emette radiazioni di vario tipo: ottiche, radio, infrarosse, ma anche X é gamma. Anche quando esso si e' raffraddato, emette radiazione di sincrotrone, causata da un rapido moto degli elettroni liberi attorno alle linee del campo magnetico del gas. L'emissione X viene invece prodotta nell'interazione degli ioni é degli elettroni col gas interstellare.
Dato che le stelle di grande massa sono solo una piccola frazione del totale, l'esplosione di una supernova e' un evento piuttosto raro: si stima che nella nostra Galassia esplodano in media 3 supernovae al secolo. Le ultime due supernovae esplose nella nostra Galassia sono quella del 1572, nella costellazione di Cassiopeia, é quella del 1604 in Ofiuco. Le supernovae sono ben visibili tuttavia anche in galassie esterne, anzi rappresentano uno dei migliori modi per stimarne la distanza.
Alcune supernovae sono entrate nella storia dell'astronomia. Molto nota e' quella esplosa nel 1054, che fu osservata dagli antichi astronomi della Cina é che fu cosi' luminosa da essere visibile per un po' di tempo anche durante il giorno. Il residuo di quella supernova costituisce oggi la Nebulosa del Granchio, detta cosi per la sua struttura tentacolare.
Un altro resto di supernova e' quello noto come Cygnus Loop (anello del Cigno, nell'omonima costellazione), residuo di una stella esplosa circa 50.000 anni fa, che ancora emette uno spettro a righe di emissione. Il ruolo delle supernovae nell'evoluzione delle galassie e' fondamentale, non soltanto perche' esse arricchiscono il gas interstellare di elementi pesanti, ma anche perche', attraverso una compressione dello stesso gas, inducono la formazione di nubi dense é quindi di nuove stelle.

NGC 1952, piu' nota come Nebulosa del Granchio, e' il residuo dell'esplosione di una supernova avvenuta nel 1054. Questo evento fu osservato dagli antichi astronomi cinesi. Al centro della nebulosa, che si trova a circa 6.000 anni luce da noi, c'e' una pulsar, che ruota con un periodo di 1/30 di secondo. (Cortesia Bill Arnett)

La Nebulosa della Vela, nella costellazione del Cigno, e' il residuo di una supernova esplosa all'incirca 15.000 anni fa. In quest'immagine ne viene mostrata soltanto una parte. (Royal Observatory, Edinburgo)

L'evoluzione del resto della supernova 1987A dal febbraio 1994 al febbraio 1996. I resti della supernova, esplosa nella Grande Nube di magellano nel febbraio del 1987, si stanno espandendo con una velocita' di piu' di 10 milioni di chilometri all'ora ! Dieci anni dopo l'esplosione, il resto di supernova e' abbastanza grande da poter essere risolto dal Telescopio Spaziale Hubble; la supernova dista 167mila anni luce dalla Terra, nella Grande Nube di Magellano. La sua esplosione ha rappresentato un'importante occasione per mettere alla prova le teorie dell'evoluzione stellare. (HST)

L'immagine mostra la supernova 1994I nella galassia M51, a 20 milioni di anni luce da noi. La freccia indica la posizione della supernova, a circa 2000 anni luce dal nucleo. (HST).

SN 1994D in NGC 4526. La supernova, indicata dalla freccia, e' apparsa in prossimita' di una "dust lane" (zona altamente assorbita dalla polvere) della galassia progenitrice (Patat et al. 1994)

Curva di luce di SN 1994D nelle bande UBVRI (ultravioletta, blu, visibile, rossa é infrarossa). I tratteggi rappresentano le curve di luce della SN 1992A. Notevole e' la somiglianza fra questi due oggetti. (Patat et al. 1994)

Curva di luce della SN 1993J in M81nelle bande BVRI (Barbon et al. 1995).

Le stelle di neutroni

Questi insoliti astri si formano durante le fasi finali dell'evoluzione di una stella con massa del nucleo compresa tra 1.44 é circa 3 volte la massa del Sole. Dopo aver esaurito la catena dei bruciamenti nucleari, la stella si contrae bruscamente, sotto la propria spinta gravitazionale, mentre gli strati esterni si espandono. La stella subisce un collasso cosi' violento da non riuscire a riassumere a configurazione di equilibrio di nana bianca, come le stelle piu' piccole. Essa raggiungera' l'equilibrio in uno stato ancora piu' estremo, diventando una stella di neutroni. Il collasso prosegue infatti finche' gli stessi nuclei atomici si frantumano é i protoni si fondono con gli elettroni, formando un "mare" di neutroni degeneri ad altissima densita' (1013 - 1014 grammi per cm3). La pressione dei neutroni degeneri sostiene la stella, impedendone un'ulteriore collasso.
Si sa ancora poco sulla struttura interna é sullo stato fisico di una stella di questo tipo, tranne che possiede un campo gravitazionale ed un campo magnetico estremamente intensi. Inoltre, una stella di neutroni dev'essere in rapidissima rotazione su se stessa, proprio a causa della propria contrazione: come una pattinatrice sul ghiaccio si mette a ruotare piu' rapidamente quando raccoglie le braccia al corpo é viceversa rallenta quando le estende, cosi' una stella o una nube di gas si mettono in rotazione attorno al proprio asse durante una contrazione.
Una massa confrontabile con quella del Sole si e' ridotta alle dimensioni di un grosso asteroide: le dimensioni tipiche di una stella di neutroni sono infatti di circa 30 Km di diametro ! A quelle densita', una quantita' di materia grande quanto una zolletta di zucchero avrebbe una massa pari a quella di tutta l'umanita'...
Le stelle di neutroni non emettono luce come le stelle, percio' non sono "visibili" nel senso stretto del termine. Tuttavia ne sono state individuate diverse sulla base di evidenze indirette: esse danno luogo infatti al fenomeno delle pulsar. Nel 1967, i radioastronomi si accorsero di alcune strane sorgenti, delle specie di "radiofari" che emettevano impulsi radio ad intervalli regolari é molto brevi, dell'ordine delle frazioni di secondo. In seguito questo fenomeno venne spiegato come una stella di neutroni in rapida rotazione é dotata di una campo magnetico molto intenso: quest'ultimo creerebbe infatti un forte campo elettrico. Sottoposti a questo campo elettrico, gli ioni é soprattutto gli elettroni presenti vengono sospinti fuori dai poli magnetici della stella; spiraleggiando attorno alle linee del campo magnetico, gli elettroni vengono decelerati ed emettono radiazione di sincrotrone. Se l'asse magnetico della stella (che non necessariamente coincide con quello di rotazione) e' inclinato rispetto a noi, ogni volta che un polo magnetico si trova nella direzione della nostra linea di vista, osserviamo un lampo di radiazione.
Le pulsar non emettono soltanto nella banda radio, ma anche nell'ottico, nell'ultravioletto, nelle bande X é gamma, con lo stesso periodo degli impulsi radio. Queste radiazioni vengono emesse a spese dell'energia della stella, la quale rallenta progressivamente la propria rotazione: il periodo passa da una frazione di secondo fino a qualche ora o giorno.

I buchi neri

Se la massa del nucleo della stella, al termine della sequenza dei bruciamenti nucleari, e' superiore a circa 3 volte la massa del Sole, il collasso che esso subisce non puo' essere fermato nemmeno dalla pressione delle particelle che lo compongono: esso prosegue inarrestabile, dando origine ad un buco nero, una specie di mostro che inghiotte tutta la materia che si trova entro una certa distanza é dal quale niente puo' scappare. La forza di gravita', in questo caso, e' cosi' grande da comprimere le particelle fino ad una densita' praticamente "infinita": la materia viene ridotta in uno stato fisico sconosciuto, ma sicuramente diverso da quello della materia che conosciamo.
L'esistenza dei buchi neri e' prevista dalla Relativita' Generale di Einstein. Nel collasso, la stella si "ripiega" su se stessa ed incurva lo spaziotempo circostante a causa della sua enorme gravita'. La gravita' superficiale di un buco nero e' cosi' alta che nemmeno la luce puo' sfuggirle, nemmeno la luce, percio' esso e' completamente oscuro é non si puo' rivelarne uno in modo diretto.
Come per ogni stella o pianeta, anche per un buco nero si puo' definire la velocita' di fuga ad una certa distanza D, cioe' la minima velocita' che un corpo dovrebbe avere per poter sfuggire all'attrazione gravitazionale che il buco nero esercita alla distanza D. Ragionando all'inverso, per una data velocita' si puo' trovare la distanza minima alla quale l'oggetto puo' avvicinarsi al buco nero senza venirne catturato: se si pone questa velocita' pari a quella della luce (la massima velocita' esistente), si trova la distanza oltre la quale nemmeno la luce puo' sfuggire al buco nero. Questo limite prende il nome suggestivo di "orizzonte degli eventi" é delimita la regione interna, dalla quale nessun segnale puo' raggiungere l'esterno: di tutto cio' che avviene all'interno non possiamo avere notizie.
Non e' possibile definire per un buco nero una vera é propria superficie, ne' un volume o una densita': le proprieta' che caratterizzano questo oggetto sono la sua massa ed il cosiddetto raggio di Schwarzschild (dal nome del fisico che studio' per primo i buchi neri dal punto di vista teorico), cioe' la distanza dal centro all'orizzonte degli eventi. Tra queste due quantita' intercorre la relazione
RS = 2GM/c2

dove RS e' il raggio di Schwarzschild, G la costante di gravitazione universale, M la massa del buco nero é c la velocita' della luce. Tanto maggiore e' la massa di un buco nero, tanto maggior e' il suo "raggio d'azione". Sostituendo i valori delle costanti, RS<7SUB> e' pari a 3 (M/MS) Km, dove MS e' la massa del Sole.
Fino a non molti anni fa non c'erano prove dell'esistenza effettiva dei buchi neri. Infatti, essi possono essere rivelati soltanto dagli effetti gravitazionali che esercitano sulla materia circostante. Per esempio, se una delle componenti di un sistema binario e' un buco nero é l'altra una stella normale, la presenza del primo sara' rivelata dal moto orbitale della seconda attorno al centro di massa comune. Spesso, quando anch'essa evolve in gigante rossa é si espande, parte del gas dei suoi strati piu' esterni puo' formare un disco di accrescimento attono al buco nero. Dal disco, il gas cade lentamente sul buco nero; l'attrito cresce verso il bordo interno del disco, il gas si riscalda é produce un ampio spettro di radiazione, soprattutto nelle bande X é ultravioletta. Questa radiazione permette anch'essa di rivelare la presenza di un oggetto compatto con un disco di accrescimento.
Con il lancio dei primi satelliti dotati di rivelatori in raggi X, vennero scoperte dentro é fuori della nostra Galassia molte sorgenti X prima sconosciute (la nostra atmosfera, infatti, blocca la maggior parte dei raggi X provenienti dallo spazio). Esse emettono nella banda X piu' di quanto non emettano nell'ottico é il loro spettro e' di tipo non termico, cioe' non e' del tipo emesso da una stella. Alcune di queste sorgenti X sono di natura "stellare", come Cygnus X-1, Scorpio X-1 o Hercules X-1; sembra che Cygnus X-1 sia un sistema binario del tipo prima descritto, con un buco nero con massa di circa 6 volte la massa del Sole ed una stella di 20 volte la massa del Sole. Altre sorgenti X sono pulsar, altre ancora coincidono con galassie o quasar.

Come abbiamo detto, il campo gravitazionale del buco nero e' cosi' forte da incurvare lo spaziotempo circostante; una delle conseguenze principali e' che un raggio di luce che passa nelle vicinanze del buco nero, come di una grande concentrazione di massa, si incurva é cambia direzione; e' cio' che sta alla base del fenomeno delle lenti gravitazionali. Se il raggio di luce passa alla distanza RS, viene incurvato cosi' tanto da cominciare a girare in tondo attorno al buco nero ! La presenza di un buco nero molto massiccio, interposto tra noi ed una sorgente di luce come una galassia distante, potrebbe quindi essere rivelata anche dall'effetto di lente gravitazionale sulla radiazione proveniente dalla sorgente.

Sembra che buchi neri supermassicci esistano o siano esistiti nei nuclei delle galassie attive é che l'accrescimento di materia su questi oggetti ne rappresenti il motore energetico centrale.

Nel nucleo della galassia NGC 4261 c'e' un disco di polvere del diametro di 800 anni luce, é probabilmente un buco nero di massa pari a 1,2 miliardi di volte quella del Sole ! In questa immagine e' rappresentato lo scenario che si potrebbe osservare da un ipotetico pianeta posto nel disco di polvere, guardando verso il buco nero. La luce bianca proveniente dal gas caldissimo che cade sul buco nero e' arrossata a causa della polvere, che assorbe luce ad alte frequenze é la riemette a frequenze piu' basse. Illustrazione di J. Gitlin (Space Telescope Science Institute)

Immagine del disco di polvere che circonda il buco nero al centro della galassia spirale NGC 4261. Misurando la velocita' del gas che ruota attorno al buco nero, gli astronomi hanno potuto misurare il campo gravitazionale di quest'ultimo é la sua massa, che e' pari a circa 1,2 miliardi di volte quella del Sole. (HST)