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Lmwcg'mwcwastrofisica (dal mwdagreco ἄστρον «astro» e φύσις «natura, fisica») è la branca della mwdqfisica e dell'mwdgastronomia che studia le mwdwproprietà fisiche, ossia tutti i vari fenomeni, della mweamateria mweqceleste.

• Storia

• Descrizione

• Astrofisica osservativa

• Astrofisica di laboratorio

• Astrofisica teorica

• Note

• Altri progetti

• Collegamenti esterni

Sebbene l'astronomia sia tanto antica quanto la storia stessa, per lungo tempo fu tenuta separata dallo studio della fisica. Nella visione mwhaaristotelica del mondo, il mwhqmondo celeste tendeva verso la perfezione – laddove i corpi nel cielo sembravano mossi da mwhgsfere perfette simili ad orbite perfettamente circolari – mentre il mwhwmondo terreno sembrava destinato all'imperfezione; tra questi due regni non veniva vista alcuna correlazione.

mwiqAristarco di Samo (c. 310–250 a.C.) per primo supportò la teoria di mwigFilolao ovvero che i moti dei corpi celesti potrebbero essere spiegati supponendo che la mwiwTerra e tutti gli altri mwjapianeti nel mwjqSistema Solare orbitassero attorno al mwjgSole. Sfortunatamente, nel mondo geocentrico del tempo, la mwjwteoria eliocentrica di Aristarco venne giudicata assurda ed eretica, e per secoli, l'apparente visione dovuta al senso comune che il Sole e gli altri pianeti girassero attorno alla Terra venne quasi ritenuta indiscussa fino allo sviluppo dell'mwkaeliocentrismo copernicano nel mwkqXVI secolo. Ciò fu dovuto al predominio del mwkgmodello geocentrico sviluppato da mwkwTolomeo (83-161 ca. d.C.), un mwlaastronomo ellenizzato dell'mwlqEgitto romano, nel suo trattato mwlgmwlwAlmagesto.

Il solo sostenitore noto di Aristarco fu mwmqSeleuco di Seleucia, un mwmgastronomo babilonese il quale si disse avesse dimostrato già nel II secolo a.C. l'eliocentrismo attraverso il mwmwragionamento. Questo può avere coinvolto il fenomeno delle mwnamaree,cite-ref-1[1] che egli correttamente teorizzò essere causate dall'attrazione esercitata dalla mwoqLuna, notando inoltre che l'altezza delle maree dipende dalla posizione della Luna rispetto al Sole.cite-ref-2[2] In alternativa, egli può avere determinato le costanti di un mwpgmodello geometrico riguardo alla teoria eliocentrica, servendosene per sviluppare metodi per calcolare le posizioni dei pianeti, possibilmente usando i primi metodi mwpwtrigonometrici che erano allora disponibili, pressappoco come Copernico.cite-ref-3[3] Alcuni hanno anche interpretato i modelli planetari sviluppati da mwraAryabhata (476-550), un mwrqastronomo indiano,cite-ref-4[4]cite-ref-5[5]cite-ref-6[6] e mwugJa'far ibn Muhammad Abu Ma'shar al-Balkhi (787-886), un mwuwastronomo persiano, come dei modelli eliocentrici.cite-ref-7[7]cite-ref-wdl-8-0[8]

Nel IX secolo, il fisico e mwygastronomo persiano, mwywJa'far Muhammad ibn Mūsā ibn Shākir, ipotizzò che i corpi del cielo e le mwzasfere celesti fossero soggetti alla stessa mwzqlegge fisica della Terra, diversamente dagli antichi i quali credevano che le sfere celesti seguissero le loro leggi fisiche diverse da quelle della Terra.cite-ref-9[9] Egli propose anche che ci fosse un'mwagattrazione di forza fra i "mwawcorpi celesti",cite-ref-10[10] vagamente prefigurando la mwcalegge di gravità.cite-ref-11[11]

All'inizio dell'XI secolo, mwdgIbn al-Haytham (Alhazen) scrisse il mwdwMaqala fi daw al-qamar (mweaSulla luce della Luna) poco prima del 1021. Questo fu il primo tentativo di successo nel combinare l'astronomia matematica con la mweqfisica, e il primo tentativo di applicare il mwegmetodo sperimentale all'astronomia e astrofisica. Egli confutò l'opinione universalmente accreditata che la mwewluna riflettesse la mwfaluce solare come uno mwfqspecchio e correttamente concluse che essa "emette luce da quelle porzioni della sua superficie laddove la luce del mwfgsole batte". Per provare che la "luce viene emessa da ogni punto della superficie illuminata della luna", egli costruì un "ingegnoso marchingegno mwfwsperimentale". Ibn al-Haytham "formulò una chiara concezione della relazione fra un ideale modello matematico e il complesso dei fenomeni osservabili; in particolare, fu il primo a fare un uso sistematico del metodo variando le condizioni sperimentali in una costante ed uniforme maniera, in un esperimento mostrante che l'mwgaintensità della mwgqpoca quantità di luce (mwgglight-spot) formata tramite la proiezione della luce mwgwlunare attraverso due piccole aperture sopra un paravento diminuisce costantemente come una delle aperture viene gradualmente ostruita".cite-ref-toomer-12-0[12]

Nel XIV secolo, mwiqIbn al-Shatir realizzò il primo modello di moto mwiglunare che misurava le osservazioni fisiche, e che fu più tardi usato da Copernico. Dal XIII al XV secolo, mwiwTusi e Ali Kuşçu fornirono la primissima mwjqevidenza empirica riguardante la mwjgrotazione della Terra, utilizzando il fenomeno delle mwjwcomete per confutare la pretesa tolemaica che la stazionarietà della Terra poteva essere determinata attraverso l'osservazione. Kuşçu inoltre rigettò la mwkafisica aristotelica e la mwkqfilosofia naturale, permettendo all'astronomia e alla fisica di diventare empirica e matematica invece che filosofica. Agli inizi del XVI secolo, il dibattito sul moto della Terra fu proseguito da Al-Birjandi (d. 1528), il quale analizzando cosa poteva succedere se la terra fosse rotante, sviluppa un'ipotesi simile alla nozione di mwkwGalileo Galilei di "mwlainerzia circolare", che descrive nella seguente prova osservativa:cite-ref-13[13]cite-ref-14[14]

«"La piccola o grande roccia cadrà sulla superficie della Terra lungo una traiettoria lineare perpendicolare al piano (

sath

) dell'orizzonte; questo viene testimoniato dall'esperienza (

tajriba

). E questa perpendicolare è lontana dal punto della tangente della sfera della Terra e il piano dell'orizzonte percepito (

hissi

). Questo punto si muove con il moto della Terra e in questo modo non ci sarà nessuna differenza nel luogo di caduta delle due rocce."»

Successivamente l'eliocentrismo fu rivisitato da mwnwNiccolò Copernico nel XVI secolo, mwoaGalileo Galilei scoprì le quattro più luminose lune di mwoqGiove nel 1609, e documentò le loro orbite rispetto a quel pianeta, contraddicendo il dogma mwoggeocentrico della mwowChiesa cattolica del tempo, e scampando a gravi pene solo per il fatto di sostenere che la sua astronomia fu un lavoro di mwpamatematica, non di filosofia naturale (fisica), e perciò puramente astratta.

La disponibilità di accurati dati tratti dall'osservazione (principalmente dall'osservatorio di mwpgTycho Brahe) condusse la ricerca verso spiegazioni teoriche per i comportamenti osservati. Per prima, solo le regole mwpwempiriche furono scoperte, come le mwqaleggi di Keplero sul moto planetario, all'inizio del XVII secolo. Dopo questo secolo, mwqqIsaac Newton colmò le lacune fra le leggi di Keplero e la dinamica di Galileo, scoprendo che le stesse leggi regolanti la dinamica degli oggetti sulla Terra regolano il moto dei pianeti e della luna. La mwqgmeccanica celeste, l'applicazione della mwqwgravità newtoniana e le leggi di Newton per spiegare le leggi di Keplero sul moto planetario, furono la prima unificazione fra fisica ed astronomia.

Dopo che Isaac Newton pubblicò il suo libro, mwrqmwrgPhilosophiæ Naturalis Principia Mathematica, la mwrwnavigazione marittima venne trasformata. A partire dal 1670 circa, il mondo intero fu misurato usando essenzialmente gli strumenti di mwsalatitudine moderni e i migliori orologi disponibili. La necessità di navigare diede impulso a sempre più accurate osservazioni e strumenti astronomici, fornendo agli scienziati un ambiente propizio e sempre più dati disponibili.

Alla fine del XIX secolo fu scoperto che scomponendo la luce del Sole si potevano osservare una moltitudine di mwsglinee spettrali (regioni dove c'era poca o nessuna luce). Gli esperimenti con gas caldi mostrò che le stesse linee possono essere osservate negli spettri dei gas, linee specifiche corrispondenti ad mwswelementi chimici unici. In questo modo fu provato che gli elementi chimici trovati nel Sole (principalmente mwtaidrogeno) furono anche trovati sulla Terra. In verità, l'elemento mwtqelio fu il primo scoperto nello spettro del Sole e solo più tardi sulla Terra, mwtgda qui il suo nome. Durante il XX secolo, la mwtwspettroscopia (lo studio di queste linee spettrali) progredì, particolarmente in conseguenza della l'avvento della mwuafisica quantistica che fu necessaria per capire osservazioni ed esperimenti astronomici.cite-ref-15[15]

L'ambito tradizionale di interesse dell'astrofisica comprende le proprietà fisiche (mwwwdensità, mwxatemperatura, mwxqcomposizione chimica e mwxgnucleare della mwxwmateria, mwyaluminosità e forma dello mwyqspettro emesso, proprietà di eventuali particelle emesse) di mwygstelle, mwywgalassie, mwzamezzo interstellare e mwzqmezzo intergalattico, e di eventuali altre mwzgforme di materia presenti nell'mwzwuniverso; essa studia inoltre la formazione e l'evoluzione dell'universo nel suo insieme, detta mw0acosmologia.

Ma accanto a questa definizione più tradizionale, negli ultimi anni ha assunto sempre più importanza un'altra definizione dell'astrofisica: quella che utilizza il mw0gcosmo come un mw0wlaboratorio 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 mw1qneutrino) ha ricevuto recentemente il suggello del mw1gpremio 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 mw2amagnetoidrodinamica, l'mw2qelettromagnetismo e il trasporto della mw2gradiazione, la mw2wmeccanica statistica, la mw3arelatività speciale e mw3qgenerale, la mw3gfisica nucleare e delle mw3wparticelle elementari, e perfino alcuni campi avanzati della fisica della materia quali mw4asuperconduttività e mw4qsuperfluidità.

È possibile caratterizzare l'attività di mw4wricerca in astrofisica sulla base della distinzione in astrofisica osservativa (spesso chiamata anche astronomia), astrofisica di laboratorio e astrofisica teorica.

Dallo spazio riceviamo principalmente mw6wradiazione elettromagnetica (mw7afotoni), ma anche alcune particelle (mw7qraggi cosmici e mw7gneutrini).

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 mw8gmw8wradioastronomia studia la radiazione con lunghezza d'onda superiore a qualche millimetro. Il fondatore della disciplina fu mw9aKarl Jansky, che nel mw9q1933 annunciò che un'antenna da lui costruita riceveva emissione dalla nostra mw9ggalassia, la mw9wVia Lattea. Emettono in questa banda due tipi di sorgenti: quelle molto fredde come il mw-amezzo interstellare, le mw-qnubi molecolari e la mw-gpolvere interstellare, che hanno temperature ben inferiori a 1000 mw-wK, e gli mw-aelettroni relativistici che si muovono nel debole campo magnetico delle galassie. Altre importanti sorgenti nella banda radio sono le cosiddette mw-qsorgenti non termiche, e cioè quelle il cui spettro non è uno spettro termico; fra queste le più importanti sono le mw-gpulsar e i mw-wnuclei galattici attivi (AGN).

• Lmwaqe'mwaqiastronomia millimetrica studia la radiazione con lunghezza d'onda attorno al mwaqmmillimetro. La fonte principale di emissione in questa banda è la mwaqqradiazione cosmica di fondo (CMBR, da cosmic microwave backgroung radiation), ma anche la polvere emette in maniera significativa in questo intervallo di lunghezze d'onda.

• Lmwaqy'mwaqcmwaqgastronomia dell'infrarosso (IR) studia la radiazione con lunghezza compresa fra una frazione di millimetro e circa 780 mwaqknm, ove inizia la mwaqoradiazione visibile. In questo intervallo sono visibili sia sorgenti termiche, come le stelle più fredde, sia sorgenti non termiche come gli AGN. Sono inoltre fortemente visibili le polveri presenti in tutte le galassie a spirali.

• Lmwaqw'mwaq0astronomia 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; il secondo è che gli oggetti più comuni nell'universo, e dunque la maggior parte dell'emissione nell'universo, sono concentrati in questa banda; infine, la maggior parte degli elementi comuni nell'universo ha 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 mwaq4ultravioletta (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.

• Lmwara'mwareastronomia ultravioletta (UV) studia l'emissione compresa fra la radiazione visibile (che ha al massimo lunghezza d'onda di circa 300mwari nm) 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.

• Lmwarq'mwarumwaryastronomia X e gamma ha avuto il suo inizio nel mwarc1962, quando il razzo disegnato da unmwarg'mwarkéquipe guidata da mwaroRiccardo Giacconi scoprì la prima sorgente X, Sco X-1. La scoperta delle prime sorgenti nella regione gamma seguì a poco. A queste lunghezze d'onda sono rivelabili prima di tutto sorgenti non termiche, come pulsar X, AGN, mwarwgamma ray burst (GRB), mwar0buchi neri con mwar4disco 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).

• Lmwasa'mwaseastronomia mwasiTeV 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 mwasmMAGIC. Le sorgenti osservabili sono le sorgenti più estreme note, come mwasqBL Lac (una sottoclasse degli AGN) e forse GRB.

Un'ulteriore distinzione fra queste tecniche osservative riguarda la localizzazione dei telescopi. Infatti, l'atmosfera terrestre assorbe tutta la radiazione UV, X, gamma e buona parte di quella millimetrica e IR. Ne consegue 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, chiamate raggi cosmici. Si tratta di particelle di vario tipo (principalmente mwateprotoni, elettroni, e alcuni nuclei, ma anche mwatiantiprotoni), 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 metta 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 mwatqsupernova mwatu1987A), ma è in corso la realizzazione di ulteriori 'telescopi a neutrini', con la capacità di rivelare molte altre sorgenti nell'universo, quali supernove 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 (mwatcgravitoni), 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 mwatgmateria 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.

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 mwat0eccitazione o diseccitazione collisionale di tutte le transizioni elettromagnetiche, dagli mwat4ioni alle mwat8molecole anche complesse;

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

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

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 mwauyBig Bang, che è avvenuto circa 13,7 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 mwaugcomputer, che consente calcoli numerici assai più complessi di quelli analitici: si parla allora di simulazioni, che vengono usate specialmente in mwaukcosmologia.

Problemi classici dell'astrofisica teorica sono: la mwausstruttura e l'mwauwevoluzione stellare (comprese le fasi 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 mwau0formazione 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 sono tipiche di alcune particelle elementari, e che non era assolutamente possibile prevedere al momento della costruzione del primo esperimento.

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

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• Wikizionario

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• citereftreccani-itAngela Olinto, La grande scienza. Astrofisica delle alte energie, su Treccani.it – Enciclopedie on line, Istituto dell'Enciclopedia Italiana, 2003.

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