LA GALASSIA DI ANDROMEDA
di Marco Marchetti

 

Allegoria: Andromeda su Ravenna

 

INTRODUZIONE

Le galassie sono degli enormi agglomerati di polveri, gas e soprattutto di stelle distribuite in maniera pi o meno uniforme in tutto lo spazio che ci circonda; esse rappresentano, infatti, i mattoni fondamentali di cui costituito il nostro universo. In qualunque punto del cielo si punti un telescopio sufficientemente potente esso ci mostrer decine, centinaia di galassie con una variet impressionante di forme, strutture e dimensioni; infatti di galassie se ne conoscono miliardi.

Il Sole (con tutto il suo seguito di pianeti, satelliti, asteroidi, comete, meteore, meteoriti, etc.) si trova a circa 30.000 anni luce dal centro di una galassia alla quale non stato assegnato alcun nome particolare ma viene solamente indicata con la ‘G’ maiuscola. La nostra Galassia, di forma spiraleggiante, ha un diametro di circa 100.000 anni luce e contiene dai 100 ai 200 miliardi di stelle.

A questo punto ci si pu chiedere che cosa ha di speciale la galassia di Andromeda che la distingue da miliardi di altre sue simili: fondamentalmente due motivi:

1) - se si escludono le due nubi di Magellano, (Grande nube di Magellano e Piccola nube di Magellano, due piccole galassie di forma irregolare satelliti della nostra) la galassia di Andromeda (M 31) la galassia pi vicina; inoltre per forma e struttura molto simile alla nostra e quindi ci d un’idea di come apparirebbe la nostra Galassia osservata dall’esterno;

2) - la galassia di Andromeda l’oggetto celeste pi lontano visibile ad occhio nudo; in nessun altro punto del cielo l’occhio umano, privo di strumenti, riesce a penetrare cos in profondit.

 

 

LA GALASSIA DI ANDROMEDA

Le prime osservazioni della galassia di Andromeda risalgono al X secolo: fu infatti osservata dall’astronomo persiano Umar-al-Sufi Abd-al-Rahman che la descrisse come una piccola nuvola celeste; inoltre essa compare su carte olandesi del 1500. Le prime osservazioni telescopiche risalgono al 1612 da parte dell’astronomo tedesco Simon Marius il quale la descrisse come la luce di una candela osservata attraverso un corno traslucido.

Nel 1781 l’astronomo francese Charles Messier la introdusse nel suo celebre catalogo di oggetti nebulari assegnandole il numero 31; infatti, ancor oggi, la galassia di andromeda universalmente riconosciuta con la sigla M 31.

La vera natura della galassia di Andromeda fu scoperta solamente in tempi molto recenti quando furono a disposizione telescopi sufficientemente potenti per poterne studiare forma, dimensioni e movimento. Il risultato di questi studi che quella nuvoletta celeste in realt uno splendido e maestoso sistema, una specie di gigantesca ruota cosmica in totazione con altrettanto giganteschi bracci a spirale che partono dal centro e si propagano verso la periferia. Il suo diametro stimato in circa 160.000 anni luce e contiene dai 200 ai 300 miliardi di stelle.

Come accennato nell’introduzione la galassia di Andromeda molto simile alla nostra Galassia per forma e struttura; la somiglianza ancora pi accentuata se si considera il fatto che anche la galassia di Andromeda possiede due piccole galassie satelliti (M 32 e NGC 204). Unica differenza saliente le dimensioni: la galassia di Andromeda decisamente pi grande della nostra; infatti la galassia pi importante del cosiddetto Gruppo Locale, il piccolo ammasso di galassie (una trentina) che comprende anche la nostra.

 

LA STORIA

La natura della galassia di Andromeda rimasta un mistero per tutto il 1700, il 1800 e per i primi decenni del 1900.

Ai tempi di Messier (1700) gli oggetti di tipo nebulare pi conosciuti erano la Via Lattea e le due Nubi di Magellano (le due piccole galassie satelliti della nostra, visibili nel cielo australe, cos chiamate in onore di Ferdinando Magellano che le osserv per la prima volta durante il suo viaggio di circumnavigazione del globo terrestre). C’era per una grossa differenza: nel caso della Via Lattea e delle Nubi di Magellano i telescopi dell’epoca erano in grado di risolvere la nebulosit in stelle mentre la nebulosa di Andromeda (e altre simili) non poteva essere risolta in stelle da nessun telescopio.

Il primo ad avanzare un’ipotesi concreta sulla natura della nebulosa di Andromeda fu il filosofo tedesco Immanuel Kant. Kant propose che la nebulosa di Andromeda fosse un lontanissimo sistema di stelle, talmente lontano che nemmeno il telescopio pi potente era in grado di rilevare le stelle in esso contenute. Per questi sistemi Kant propose il nome di universi isola (1755). Indubbiamente Kant aveva pienamente ragione; i tempi per non erano ancora maturi per un’ipotesi cosi avanzata e ardita. Ricordiamo che siamo nel 1700 e le distanze con cui gli astronomi avevano di solito a che fare erano quelle del sistema solare poich di nessuna stella era ancora stata calcolata la distanza (bisogner aspettare ancora un centinaio di anni per il calcolo della prima distanza stellare).

Pi accettabile risult, invece, l’ipotesi di Laplace (1798). Laplace era il coautore (assieme a Kant) della teoria che il sistema solare si doveva essere formato a partire dalla condensazione di una nube rotante di polveri e gas; la parte centrale della nube avrebbe formato il Sole mentre le parti periferiche avrebbero contribuito a formare i pianeti. Ora Laplace, da buon scienziato, era alla ricerca di una prova sperimentale che potesse confermare la validit della propria teoria sulla formazione del sistema solare: la nebulosa di Andromeda sebrava messa l apposta, sembrava fatta su misura. Il nucleo centrale della nebulosa era la stella in formazione mentre le zone pi esterne sarebbero diventati i futuri pianeti; ovvio che non si riusciva a risolvere la nebulosit in stelle: NON esistevano stelle.

Durante totto il 1800 gli strumenti si perfezionarono, vennero scoperte molte altre nuvolette celesti, alcune di esse mostravano una struttura a spirale ma di stelle nessuna traccia; nessun progresso sulla comprensione della loro natura venne fatto.

Nel 1880 un astronomo gallese, Isaac Roberts, scopr che anche la nebulosa di Andromeda aveva una forma a spirale (il fatto che la nebulosa appare di taglio ne aveva ostacolato il riconoscimento) e annunci pubblicamente di averne osservato la rotazione; di conseguenza non doveva trovarsi troppo lontana. Nel 1899 venne, per la prima volta, rilevato lo spettro della nebulosa che mostr un tipico aspetto stellare. La rotazione (che indicava vicinanza) e lo spettro di tipo stellare sembravano essere le prove mancanti a favore della teoria di Laplace; nel 1909 l’eminente astronomo William Huggins annunci pubblicamente che la nebulosa di Andromeda era, senza ombra di dubbio, un sistema planetario in avanzato stato di formazione.

I sostenitori della teoria kantiana, per, erano tutt’altro che spariti; infatti, come in ogni giallo che si rispetti, c’era un piccolo particolare che non si riusciva ad inquadrare per il verso giusto. Nel 1885 nella nebulosa di Andromeda era apparsa una nuova stella: molto debole, raggiunse il limite della visibilit ad occhio nudo, mantenne questa luminosit per qualche tempo poi si affievol e spari senza lasciare traccia. Fenomeni di questo tipo, cio l’apparizione di nuove stelle e la successiva sparizione, non erano sconosciuti agli astronomi; fin dal I secolo (Ipparco) gli astronomi sia occidentali (romani e medioevali) che orientali (cinesi) avevano registrato l’apparizione di nuove stelle poi sparite. Per questo motivo le avevano chiamate novae (dal latino nuove). A questo punto i problemi erano due:

1) - che cosa ci faceva una nova in un sistema planetario in formazione;

2) - coma mai la nova era cos poco luminosa (la nova di Andromeda era la meno luminosa in assoluto).

Notiamo che la teoria kantiana spiega molto bene queste peculiarit; tuttavia queste argomentazioni erano facilmente confutabili. In primo luogo il fatto che la nova fosse poco luminosa non implicava che dovesse essere molto distante (poteva trattarsi del primo caso di nova debolmente luminosa); in secondo luogo il fatto che la nova fosse apparsa nella nebulosa non implicava che essa fosse DENTRO la nebulosa: poteva benissimo essere pi vicino e trovarsi nella direzione della nebulosa per puro caso.

Un astronomo americano, Heber Doust Curtis, accanito sostenitore dell’ipotesi kantiana (Andromeda come lontanissimo sistema stellare) non ne voleva sapere di abbandonare le proprie convinzioni. Curtis aveva iniziato la propria carriera accademica laureandosi in lingue classiche ed era diventato professore di greco e latino in un college.
Un giorno ebbe un incontro ravvicinato del terzo tipo con un telescopio (quello del college) e, dopo averci guardato dentro, si innamor
a tal punto dell’astronomia che abbandon la carriera che aveva intrapreso, ritorn a studiare, si laure in astronomia e divenne astronomo. A partire dal 1917 Curtis effettu una serie di osservazioni della nebulosa di Andromeda per individuare altre novae; infatti se, come pensava Curtis, la nebulosa era un sistema di stelle allora doveva essere possibile l’osservazione di altre novae. E Curtis le trovo: debolissime (al limite dell’osservazione telescopica) ma le trov, a decine; a questo punto era difficile sostenere che si trovassero tutte nella stessa direzione per caso.

Nello stesso periodo in cui Curtis osservava le novae un altro astronomo americano di origine olandese, Adrian Van Maneen, annunciava pubblicamente di avere osservato nuovamente la rotazione della nebulosa di Andromeda e di altre simili. Queste Osservazioni erano in evidente contrasto con quelle di Curtis; per Van Maneen era spalleggiato da Harlow Shapley, uno dei pi eminenti astronomi dell’epoca.

In un dibattito pubblico del 1920 Shapley e Curtis si affrontarono; dal momento che Shapley era molto pi famoso e autorevole sembr che dovesse avere la meglio. In realt le novae scoperte da Curtis fecero molta impressione e si rivelarono una prova molto pi forte e convincente del previsto; il dibattito si concluse in un sostanziale pareggio ma in molti videro una vittoria di Curtis. Per risolvere definitivamente il problema della natura della nebulosa di Andromeda occorreva quindi una prova decisiva: per esempio il calcolo della distanza.

 

LA DISTANZA

Il calcolo della distanza di un oggetto astronomico uno dei problemi pi importanti e allo stesso tempo pi difficili dell’astronomia. Per stelle pi lontane di 300 anni luce non esiste alcun metodo diretto per il calcolo della distanza. Per stelle vicine esiste un metodo geometrico che consiste nell’osservare la stella in questione in due occasioni a distanza di sei mesi l’una dall’altra (di modo che la terra si trovi in due posizioni opposte rispetto al sole); la stella, rispetto allo sfondo composto di altre stelle pi lontane, si trover in due posizioni diverse e dalla misura dell’angolo sotteso si risale alla distanza. Per distanze superiori ai 300 anni luce l’angolo diventa troppo piccolo e il metodo diventa inutilizzabile. Si utilizzano allora metodi statistici basati sulla luminosit della stella in questione; ma non sulla luminosit che la stella mostra in cielo (luminosit apparente) poich questa non indicativa della distanza. Per questo motivo gli astronomi hanno introdotto il concetto di luminosit assoluta definita come la luminosit apparente che una stella avrebbe se fosse posta alla distanza standard di 32.6 anni luce. La difficolt sta nel fatto che spesso per il calcolo della luminosit assoluta occorre conoscere la distanza che la grandezza che stiamo appunto cercando; occorre quindi escogitare dei metodi che ci consentano di calcolare la luminosit assoluta in maniera indipendente dalla distanza di modo da poter poi risalire alla distanza stessa.

Nel 1911 un’astronoma americana, Henrietta Leavitt, fece una scoperta che si rivel poi essere una delle pi importanti di tutta la storia dell’astronomia. Per capire il senso di questa scoperta dobbiamo fermarci un attimo e fare la conoscenza di una particolare categoria di stelle: le stelle variabili. Non tutte le stelle hanno una luminosit costante nel tempo: molte di esse mostrano una luminosit variabile (le cause di variabilit sono molteplici). Nel 1784, cio ai tempi di Messier, un giovanissimo astrofilo inglese, John Goodricke, scopr che la stella Delta della costellazione di Cefeo era una stella variabile la cui luminosit variava in maniera molto regolare. Essa infatti raggiungeva un massimo di luminosit poi si affievoliva fino ad arrivare ad un minimo; in seguito la luminosit riprendeva a crescere fino a raggiungere di nuovo il massimo e cosi via, regolare come un orologio.

Questo particolare tipo di stelle variabili fu chiamato Cefeidi in onore della costellazione. Le Cefeidi sono molto numerose e soprattutto sono sparse dappertutto (una illustre rappresentante delle Cefeidi la Stella Polare); i loro periodi di variazione della luminosit variano da qualche ora a qualche giorno.

Mentre studiava le Cefeidi della Piccola Nube di Magellano la Leavitt si accorse che le Cefeidi con il periodo di variazione della luminosit pi lungo erano intrinsicamente anche le pi luminose: questa scoperta di una importanza eccezionale poich lega la luminosit assoluta di una cefeide a una grandezza come il periodo di variazione della luminosit che facilmente misurabile. Noto quindi il periodo di una cefeide possibile risalire alla sua luminosit assoluta e quindi alla sua distanza.

Nel 1924 Edwin P.Hubble, con il nuovo telescopio di Mount Wilson da 254 cm di diametro (allora il pi grande del mondo) riusc finalmente a risolvere in stelle le parti esterne della nebulosa di Andromeda; la teoria del sistema planetario in formazione ricevette cos un colpo mortale. Ma la vera sorpresa doveva ancora arrivare: Hubble scopr decine di novae (confermando cos indirettamente le osservazioni di Curtis) e, soprattutto, decine di Cefeidi; nell’ipotesi (peraltro molto ragionevole) che le Cefeidi della nebulosa di Andromeda si comportino come quelle di casa nostra si aveva finalmente a disposizione un metodo per il calcolo della distanza. Il risultato fece letteralmente impallidire gli astronomi: la nebulosa risultava distante fra 700.000 e 1.000.000 di anni luce che, per quei tempi, era una distanza immensa. La vittoria della teoria kantiana divent, a questo punto, totale e la nebulosa di Andromeda divenne la galassia di Andromeda. E la rotazione vista da Roberts prima e da Van maanen poi?

assolutamente impossibile rilevare visualmente la rotazione della galassia; di conseguenza probabile che, lavorando ai limiti di capacit dei propri strumenti, questi due scienziati abbiano preso un abbaglio oppure che, in perfetta buona fede, abbiano solamente creduto di osservare ci che poteva confermare le propria teoria.

Ma le sorprese non erano finite; di l a qualche anno si scopr che il metodo di calcolo della distanza con le Cefeidi era sbagliato: dopo le opportune correzioni ci si accorse che tutte le distanze erano state sottostimate. L’universo, come per incanto, si espanse: anche la galassia di Andromeda fu riposizionata e la nuova distanza ottenuta, accettata anche oggi, risult essere 2.300.000 anni luce. Questo vuol dire che la luce, viaggiando a 299.792,5 km/s, ha impiegato 2.300.000 anni per arrivare fino a noi; questa considerazione ci porta dritto filato a uno degli aspetti pi curiosi ed affascinanti dell’astronomia: se la luce ha impiegato 2.300.000 anni per compiere il percorso che ci separa dalla galassia di Andromeda vuol dire che noi vediamo Andromeda non come adesso ma come era 2.300.000 anni fa. La situazione ovviamente simmetrica: infatti se oggi nella galassia di Andromeda ci fosse una civilt molto progredita in grado di osservare la terra nei minimi particolari, gli scienziati di questa civilt non vedrebbero la terra come adesso ma come era 2.300.000 anni fa.

Ci una conseguenza del fatto che la luce si propaga ad una velocit finita, molto alta ma pur sempre finita.

 

L’ALBA DELL’UOMO

La luce in arrivo dalla galassia di Andromeda quindi partita 2.300.000 anni fa, in un periodo in cui la Terra aveva un aspetto molto diverso da quello attuale; non esisteva alcuna traccia della nostra civilt. Gli unici esseri che, seppur molto lontanamente, assomigliavano all’uomo erano alcune speci di ominidi sparpagliati in una fascia longitudinale dell’Africa Orientale comprendente Etiopia, Tanzania e Repubblica Sudafricana.

Questi ominidi appartenevano alla razza degli Australopitechi (che significa scimmie australi) i quali vissero per un tempo lunghissimo (circa 2.400.000 anni) prima di estinguersi circa 1.300.000 anni fa. Per una curiosa coincidenza poprio 2.200.000 - 2.300.000 anni fa fece la sua apparizione il nostro antenato diretto pi antico, il cosidetto Homo Habilis cos chiamato poich il primo a mostrare la capacit di utilizzare degli strumenti: l’inizio della Et della Pietra, di quell’epoca che, con una espressione molto suggestiva, possiamo chiamare l’Alba dell’Uomo. Questa l’epoca in cui la luce, in partenza dalla Galassia di Andromeda, inizi il suo lungo viaggio; quel viaggio che l’avrebbe portata fino a noi. Tutta la storia dell’uomo si svolta in questo intervallo di tempo.

 

Monografia n.22-1998/1


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