martedì 5 febbraio 2019

#Giove #SistemaSolare

Perchè IO è pieno di vulcani?


Io è la luna più esplosiva del Sistema Solare, sulla sua superficie ci sono più di 100 vulcani attivi che ogni giorno eruttano tonnellate di lava. Perché?

Per capirlo, partiamo da un piccolo identikit.
Come molti di voi sapranno, Io è una delle quattro lune più grandi e luminose di Giove.
Con il suo diametro di 3.650 km è di poco più grande della nostra Luna.

La distanza media di Io da Giove è di circa 422.000 km, che è una distanza del tutto paragonabile a quella della Luna dalla Terra: 384.000 km.
Come la Luna con la Terra, anche Io guarda Giove sempre con la stessa faccia, e non è perfettamente sferico ma leggermente ovale: con la parte più gonfia rivolta verso Giove.

La temperatura sulla superficie di Io è di circa -130° C, ma, come vedremo più avanti, i vulcani che lo ricoprono la portano localmente fino a 1600° C !

Io è' composto da un nucleo di ferro o di solfuro di ferro, e uno strato esterno di silicato marrone che da alla sua superficie il colore con la quale lo vediamo nelle riprese ravvicinate delle sonde: arancione, giallo e nero chiazzato di bianco.

L'età di Io è di circa 4,5 miliardi di anni, il che vuol dire che ha la stessa età di Giove e che probabilmente è un residuo della formazione del gigante gassoso.
Secondo alcune simulazioni Io si formò in una regione attorno a Giove dove abbondava il ghiaccio d'acqua. Quindi inizialmente Io era pieno di acqua, evaporata a causa della sua temperatura e successivamente spazzata via dalle forti radiazioni provenienti da Giove.

Ma come dicevamo all'inizio Io ha un primato assoluto: è il corpo più vulcanicamente attivo del sistema solare.
Gli altri sono la Terra , la luna di Saturno Encelado , e la luna di Nettuno Tritone.

Le sonde ci hanno permesso di mappare circa 150 vulcani su Io, ed il numero di quelli non visti potrebbe arrivare fino a 400!.
Non male per un corpo celeste grande come la Luna.
Alcuni di questi vulcani generano delle eruzioni con getti di lava incandescente che arrivano fino a 400 km di altezza: sono eruzioni veramente significative e violente.
A volte i vulcani di Io sono talmente violenti da poter essere visti e ripresi anche dalla terra attraverso il telescopio spaziale Hubble!

Tutto questo rende la superficie di Io assolutamente inospitale, coperta da laghi magmatici e grandi flussi di lava di zolfo, che si snodano tra montagne di forma irregolare e in continuo mutamento.
E quando le eruzioni si calmano, è il momento delle esalazioni. Dalle bocche dei vulcani si alzano pennacchi di zolfo per altezze che raggiungono i 300 km.

I planetologi hanno addirittura classificato i vulcani di Io suddividendoli in diverse categorie in base ai tipi di eruzioni, alla durata, all'intensità e alla velocità di effusione della lava.

Ma veniamo al dunque: come mai Io è così vulcanico?
Sulla Terra i vulcani si trovano presso i margini delle placche tettoniche. Quando il margine di una placca si insinua sotto a quella vicina, il magma fuso presente nei moti convettivi del mantello, trova la via di fuga attraverso i vulcani.
Inoltre nella profondità della Terra, la pressione è talmente alta da mantenere ancora il magna in uno stato liquido (semi solido).
Ma su Io non ci sono placche tettoniche, la crosta è omogenea e senza continenti, ed molto piccolo, per cui dovrebbe essere geologicamente morto ed interamente solidificato.
Come mai allora è così ricco di materiale ancora fluido e di vulcani?

La risposta è nella sua posizione e nella forte eccentricità della sua orbita.
Come abbiamo detto prima Io è grande come la nostra Luna, e come la Luna si trova ad appena 422.000 km da Giove. Ma Giove, non è la Terra. Giove è grande 10 volte più della Terra, e la sua massa è più di 300 volte quella del nostro pianeta!

Riuscite ad immaginare quale forza gravitazionale debba sopportare Io per non schiantarsi su Giove, così piccolo e così vicino al gigante?
Ecco, questa forza gravitazionale alla quale sfugge ogni giorno, lo comprime e lo allunga costantemente durante la sua orbita intorno a Giove, e questo fenomeno lo riscalda talmente tanto fino a rendere liquido il suo interno!
Inoltre la sua orbita è molto eccentrica, per cui queste forze cambiano moltissimo in base alla sua posizione, di più quando è più vicino a Giove, di meno quando è più lontano.
Ciò influenza l'attività vulcanica di Io in un modo simile a quello in cui gli oceani della Terra reagiscono alla Luna con le maree.

In poche parole su Io assistiamo a delle maree fortissime, simili a quelle che abbiamo sulla terra a causa della gravità lunare.
Ma le maree di Io non si misurano in dislivelli di acqua di qualche decina di centimetri, ma si misurano in dislivelli della superficie solida di qualche centinaio di metri!
Avete capito bene, a causa della forza di Giove, la superficie di Io si alza e si abbassa in poche ore di centinaia di metri!!
Beh... avere i piedi su Io sarebbe un po come averli su un enorme tappeto volante.

A tutto ciò si somma l'influenza gravitazionale dei vicini satelliti Europa, Ganimede e Callisto, che lo "tirano" e lo "rilasciano" dalla parte opposta di Giove.
Insomma, Io non è proprio un posto privo di influenze gravitazionali!

Abbiamo quindi scoperto che la fonte di calore per il vulcanismo di Io deriva dal riscaldamento delle maree prodotto dalla sua vicinanza a Giove e agli altri tre satelliti galileiani.
E' quindi un calore diverso dal riscaldamento interno della Terra, che deriva principalmente dal decadimento radioattivo degli isotopi e dal calore primordiale ancora accumulato nel suo nucleo

L'orbita eccentrica di Io porta a una differenza nell'attrazione gravitazionale di Giove sul satellite tra i suoi punti più vicini e più lontani, causando un rigonfiamento di marea. Queste variazioni nella forma di Io provocano il riscaldamento per attrito al suo interno.
Senza questo riscaldamento, Io avrebbe potuto essere simile alla Luna, un mondo di dimensioni e massa simili, geologicamente morti e coperti da numerosi crateri da impatto.

La prossima volta che guardate splendere Giove in una buia notte senza Luna, pensate a quanti vulcani eruttano su Io e forse vi sembrerà anche di sentirne il rumore in lontananza!
E se invece anche la Luna splende nel cielo immaginate come potremmo vederla se fosse vulcanicamente attiva come Io.

E ora, una curiosità.
Come abbiamo detto poco fa, a causa dell'attività vulcanica l'atmosfera di Io contiene principalmente un gas derivato dallo zolfo (il materiale infiammabile di cui sono fatti anche i fiammiferi) chiamato biossido di zolfo.
Durante la sua orbita, Io attraversa le potenti linee di forza magnetiche di Giove diventando così un potente generatore elettrico.
E mentre Giove ruota a sua volta, il suo fortissimo campo magnetico strappano via dall'atmosfera di Io tonnellate di particelle al secondo.
Questo materiale diventa ionizzato e forma una nube di radiazione a forma di anello.
Un fenomeno molto simile ma di dimensioni esponenzialmente maggiori si verifica all'interno della nebulosa Mosca (NGC 5189)

Moltissime di queste particella vengono trascinati nell'atmosfera superiore di Giove e creano delle aurore.
Una di queste aurore è stata osservata dall'Hubble nel 2018.

Infine l'atmosfera di Io è un'atmosfera "molto flessibile"
Infatti l'involucro di gas di zolfo si congela ogni giorno mentre Io è nell'ombra glaciale di Giove, azzerando di fatto l'atmosfera.
Quando poi Io torna alla luce del sole, l'anidride solforosa congelata si trasforma di nuovo in gas volatile andando a riformare l'atmosfera.
Avete capito bene, Io ha l'atmosfera solamente sulla metà della superficie rivolta al Sole e quando non si trova nell'ombra di Giove!


lunedì 31 dicembre 2018

#Asteroidi #bestOf2018 #SistemaSolare


La scoperta di Farout 2018 VG18 è avvolta da una sfera di sensazionalismo che forse è meglio ridimensionare

Di solito, come forse avrete notato, non commentiamo mai scoperte recentissime e fatte negli ultimi giorni.
Non lo facciamo perché ci pensano già la Nasa, le agenzie competenti e purtroppo siti e gruppi di più basso profilo.
Oggi però abbiamo deciso di farlo, perché ci siamo accorti che quanto hanno scritto la maggior parte dei siti italiani e e dei gruppi facebook fa molta propaganda e ha poca base scientifica.

Prima di tutto non stiamo parlando di un pianeta, e la scoperta non è della NASA.
L'agenzia che ha fatto la scoperta, la Carnegie Institute for Science, che è in parte sovvenzionata dalla NASA, non ha mai annunciato la scoperta di un pianeta.
E non ha mai parlato di asteroide, e nemmeno di pianeta nano, ma solo di oggetto: Scoperto l'oggetto più lontano del Sistema Solare.
Perché? Beh perché la distanza è tale che è impossibile classificare Farout 2018 VG18.

Il nodo della questione sta nella definizione che la comunità astronomica ha stabilito per ciò che è un pianeta, ciò che è un pianeta nano e ciò che è un asteroide.
Un pianeta è un corpo che ruota intorno ad una stella e che è abbastanza grande da consentire alla gravità di fargli assumere una forma quasi sferica, altrimenti si parla di asteroide. Inoltre, un pianeta deve anche aver eliminato tutti gli oggetti più piccoli dal suo percorso, altrimenti si parla di pianeta nano.
Quest'ultima postilla è fondamentale, perché pone la questione in termini di dimensioni e di posizione.
Plutone è stato declassato da pianeta a pianeta nano perché si trova all'interno della fascia di Kuiper, e quindi non è stato in grado di inglobare ed eliminare gli asteroidi presenti sul suo percorso.

Ma, mentre Plutone si trova in un territorio abbastanza conosciuto, dove si trova Farout 2018 VG18 nel Sistema Solare?
Il copia e incolla delle informazioni diffuse sul web colloca questo oggetto ad una distanza di 120 Unità Astronomiche.
Ma il Minor Planet Center invece è molto più pragmatico nelle informazioni e recita: Mentre è chiaro che l'attuale distanza eliocentrica di Farout 2018 VG18 è tra 125 e 130 Unità Astronomiche, la natura esatta dell'orbita non è assolutamente chiara.
Questo ci dice due cose importanti: che Farout 2018 VG18 non si trova a 120 UA ma molto più in là, e che la sua orbita non è ancora chiara.

Ma come si fa a sapere con ragionevole certezza la sua distanza, senza conoscere altrettanto chiaramente la sua orbita?
Partiamo dalla distanza, e guardiamo l'immagini qua sotto.



L'immagine è composta da due foto scattate in due momenti differenti e mette in evidenza il moto di Farout 2018 VG18.
Ma la cosa importante da capire è che Farout non si è realmente spostato tra le stelle come lo vediamo nella foto.
Il movimento che si vede è in realtà l'effetto paralasse, cioè il suo movimento prospettico visto dalla Terra rispetto alle stelle sullo sfondo.
Un oggetto così lontano dal Sole è essenzialmente "fermo" rispetto alla velocità con cui la Terra gira intorno al Sole. Quindi, osservarlo per un breve periodo di tempo lo vedrà muoversi in modo retrogrado contro le stelle dello sfondo, il che è quasi interamente dovuto alla parallasse piuttosto che al movimento orbitale.
Potete capire meglio cosa sia la paralasse a questo link.

Il punto è, che non è Farout ad essersi spostato tra una foto e l'altra, ma la Terra, e di conseguenza tutta la prospettiva. E' facile capire come si possa sottrarre il movimento della terra dal movimento osservato per arrivare al vero spostamento dell'oggetto.
Questo movimento è estremamente lieve, quasi assente, e da questo il Minor Planet Center è arrivato a stimare in modo molto preciso una distanza compresa tra 125 e 130 Unità astronomiche.
Questa distanza porta Farout 2018 VG18 ben oltre la cintura di Kuiper, fascia di asteroidi e serbatoio di comete, che si trova a 30 UA dal sole e si estende fino a 40 UA dal sole. 125 UA astronomiche sono anche molto più in la della sonda Voyajer 2, che si trova ad una distanza di 120 UA.
Ma Farout non sarà sempre così lontano, ed il perché lo vedremo tra poco.
Potete capire meglio queste distanze e questi limiti leggendo il nostro approfondimento: Quanto è grande il Sistema Solare

E ora, l'orbita di Farout 2018 VG18.
Per calcolare l'orbita di un qualsiasi oggetto che ruota intorno al Sole, bastano almeno tre osservazioni. Le posizioni rilevate vengono inserite nelle equazioni che rappresentano le orbite ellittiche ed il risultato è l'ellisse dell'orbita.
Tre è il numero minimo di punti necessari, ma più punti vengono presi in considerazione e più precisa è l'orbita risultante.
Ad oggi, Le posizioni rilevate di Farout 2018 VG18 sono 11, ma sono estremamente vicine a causa della sua immensa distanza (attuale).
Di conseguenza anche se sono molte più del minimo necessario, sono in realtà irrilevanti e non permettono di tracciare nel dettaglio l'orbita, che in via del tutto arbitraria e senza precisione alcuna, è stata stimata di circa (ma molto circa) 930 anni. (vedi anche link sotto con l'orbita)
E se con le osservazioni future confermassero l'orbita approssimativa che è stata calcolata fino ad ora, anche la distanza potrebbe darci grosse sorprese: perché il suo percorso estremamente eccentrico porterebbe Farout 2018 VG18 ad entrare nel Sistema Solare più vicino dell'orbita di Urano.
Non ci credete? beh, guardate i dati del Minor Planet Center qui: orbita Farout 2018 VG18 calcolata dal Minor Planet Center

Per essere più concreti, Farout 2018 VG18 si trova nella costellazione del Toro, tra le due corna. E li rimarrà per le prossime decine di anni!



La posizione apparente di qualsiasi corpo del sistema solare cambierà da notte a notte a causa della combinazione del suo movimento reale intorno al sole e al movimento della Terra (vedi concetto di paralasse sopra). Per cui un corpo molto distante come "Farout" si muoverà molto lentamente.
Come vedete nell'immagine qui sotto, ogni anno lo vedremo compiere lo stesso percorso, solo leggermente translato rispetto all'anno precedente.

Nella tabella in fondo alla pagina riportiamo le posizioni stimate fino a metà gennaio.
Questo suo movimento riassume chiaramente i tre concetti visti fino ad ora: distanza, posizione e paralasse.

Quindi riassumendo: Farout 2018 VG18 è un pianeta, un pianeta nano, o un asteroide?
Non lo sappiamo, la sua distanza attuale (abbastanza precisa) non ci permette di sapere la sua forma, la sua dimensione e nemmeno se ha sbaragliato dal suo percorso altri oggetti rimanendo l'unico.

Tuttavia, nel comunicato della scoperta sono state rilasciate stime sulla dimensione di Farout 2018 VG18: 500km, 1/3 della luna.
Ma quanto precise sono le stime sulla dimensione di Farout 2018 VG18? e come ci si è arrivati?
La chiave è la luminosità osservata di Farout: una magnitudine apparente pari a 24,6.
Assolutamente non visibile ad occhio nudo e nemmeno con telescopi amatoriali.
Per capirci, i quasar, che sono gli oggetti più distanti che osserviamo nel cielo, ci sembrano molto più luminosi. Il quasar 3C 273, che si trova a 2,5 miliardi di anni luce, ci appare con una magnitudine apparente di 13!

Ora, conoscendo la distanza di Farout 2018 VG18 e la sua luminosità, potrebbe sembrare semplice calcolare la sua dimensione.
Ma in realtà, considerato che la luce che vediamo è riflessa dal corpo, entra in gioco una variabile estremamente importante e capace di ribaltare il risultato della stima: l'opacità o la brillantezza dell'oggetto.
Se un oggetto è molto scuro (superficie nera, e poco riflettente) a parità di luminosità è sicuramente più esteso di un oggetto con una superficie chiara (molto riflettente).

Quindi la superficie di Farout 2018 VG18 è chiara o scura?
E come facciamo a saperlo da una distanza di 125 volte superiore a quella della Terra dal Sole?
Non lo sappiamo proprio.
Nella fascia di Kuiper, ad esempio, che si trova ad un quarto della distanza di Farout 2018 VG18, ci sono un mix di oggetti sia chiari (perché ricoperti di ghiaccio) che scuri.
Le stesse comete che quando si avvicinano al sole sono estremamente luminose, mentre si trovano nei meandri del Sistema Solare sono in realtà estremamente scure perché la superficie non è sempre coperta di ghiaccio ma di detriti, e la cometa 97P dove è scesa la sonda Rosetta ne è una prova evidente. 'Oumuamua, l'asteroide interstellare che è entrato nel Sistema Solare arrivando da molto lontano, è scuro e non è ricoperto di ghiaccio.

Quindi Farout 2018 VG18 avrà la superficie chiara o scura? Avrà veramente un diametro di 500km?
Gli autori della scoperta hanno annunciato che Farout è rosa, probabilmente coperto di ghiaccio, il che lo renderebbe luminoso anche se molto piccolo.
Ma purtroppo non hanno dato informazioni su quali siano le basi della dichiarazione che, in ogni caso, data la distanza sono comunque molto fragili.
Sarebbe come stimare la dimensione di un sasso di circa 50cm presente sulla superficie della Luna usando un comune binocolo da 10 ingrandimenti!

Ma se avesse veramente un diametro di 500km, è probabile che la forza di gravità abbia potuto dargli una forma rotonda e forse soddisfare la definizione di "pianeta nano". Arrivati a questo punto però, capite bene anche voi che le incognite, i ma, i se, e i forse sono davvero tanti data la distanza, che in tutta questa faccenda è l'unico dato certo!


2018 11 17AR: 04 49 24.9 DEC: +18 52 42
2018 12 02AR: 04 48 56.6 DEC: +18 51 37
2018 12 10AR: 04 48 41.1 DEC: +18 51 04
2018 12 16AR: 04 48 29.6 DEC: +18 50 41
2019 01 01AR: 04 48 00.4 DEC: +18 49 47
2019 01 16AR: 04 47 36.7 DEC: +18 49 09

venerdì 14 dicembre 2018

#bestOf2018 #Comete #Giove #SistemaSolare
Lo schianto su Giove della cometa Shoemaker-Levy 9 è stato in assoluto l'evento astronomico più spettacolare osservato dagli astronomi contemporanei. Ciò che ha reso unico l'impatto della Shoemaker-Levy su Giove non è stata solo la partecipazione dei due protagonisti, ma anche il fatto che la Shoemaker-Levy 9 è stata una cometa tutt'altro che ordinaria!!
Che le comete siano bizzarre ormai lo sappiamo, ma la Shoemaker-Levy 9 ha avuto qualcosa di veramente unico: un nucleo formato da una dozzina di elementi e un'orbita assolutamente anormale.

Proprio così, La Shoemaker-Levy 9 è stata con molta probabilità una cometa geoviana.
Fu scoperta nel Marzo del 1993, e già dalle prime osservazione è risultata una cometa più anomala delle altre.
per capire come sono fatte le comete, da dove vengono, e perché sono oggetti stravaganti ed imprevedibili puoi seguire questo link: Le comete del Sistema Solare
Già dopo le prime osservazione seguenti la sua scoperta, fu subito chiaro che la cometa Shoemaker-Levy 9 non stesse orbitando attorno al Sole.
Bastano poche osservazione per calcolare l'orbita di un oggetto astronomico che ruota attorno al sole, ma dopo le prime osservazioni di questo oggetto gli astronomi giunsero, non senza stupore, a constatare che la cometa Shoemaker-Levy 9 stava orbitando attorno a Giove!!
Avete capito bene, l'orbita della Shoemaker-Levy 9 era attorno a Giove

Ecco perché un attimo fa abbiamo affermato che la Shoemaker-Levy 9 è stata, probabilmente, una cometa geoviana.
Le comete geoviane sono comete con orbite molto piccole, più piccole dell'orbita di Giove.
I planetologi sono convinti che la Shoemaker-Levy 9 sia stata una di queste, e che durante un suo afelio (punto più lontano dal sole), si sia avvicinata troppo a Giove e sia rimasta vittima della sua forza di gravità.
Con tutta probabilità fu proprio questo evento che portò la cometa Shoemaker-Levy 9 ad orbitare attorno a Giove.
E questo, è solo uno dei fatti sorprendenti riguardanti la Shoemaker-Levy 9.
Un altro elemento che rende unica la cometa Shoemaker-Levy 9 è che il suo nucleo era composto da più di una quindicina di elementi distinti.
Era come vedere una formazione aerea muoversi compatta lungo l'orbita.
In origine, anche la Shoemaker-Levy 9 era composta da un unico nucleo come il resto delle comete. Ma durante i suoi perieli deve aver incontrato una pressione gravitazionale tale, presa dai due fuochi tra Giove ed il Sole, da non aver retto ed essersi spaccata!
Molto probabilmente questa rottura è avvenuta nel Luglio 1992, periodo in cui si è trovata in una posizione tra il Sole e Giove in cui le forze gravitazionali erano molto forti.
Si stima che in questa occasione la Shoemaker-Levy 9 sia passata a 96.000 chilometri dal centro di Giove, il che vuol dire a 25.000 chilometri dalla superficie delle sue nubi. Per fare un paragone facilmente comprensibile, la Luna dista dalla Terra 384.400 chilometri, la Shoemaker-Levy 9 è passata vicina a Giove ad una distanza pari ad 1/15 della distanza Terra-Luna!!

E poi c'è il gran finale. L'evento straordinario per la quale tutti ricordano questa cometa.
Dopo le prime osservazioni dal momento della sua scoperta, la comunità scientifica, che in quei giorni aveva tutti gli occhi puntati verso Giove, capì subito che la sua orbita peculiare avrebbe portato la Shoemaker-Levy 9 a schiantarsi su Giove.
In un primo momento si cercò un errore nei calcoli, ma fu presto chiaro che di errori non ce n'erano. Anche perché se pochi mesi prima era passata così vicina a Giove, una collisione non era poi così improbabile al prossimo giro.
Probabilmente l'evento che spezzò il nucleo della Shoemaker-Levy 9 in una dozzina di elementi diede anche dato uno scossone alla sua orbita modificandola, e portandola a finire diritta sul pianeta.

In poche parole, nel momento della sua scoperta, la fine della Shoemaker-Levy 9 era già segnata.
La data dell'impatto è stata prevista per il 9 luglio.
Fu tutt'altro che un impatto singolo.
Le danze iniziarono con qualche giorno di ritardo: il 16 luglio 1994. Dopo l'impatto dei primi corpi più grandi del nucleo, l'evento continuò per altri 5 giorni, producendo una vera e propria pioggia cometaria.

Le collisioni non avvennero sul lato visibile di Giove, ma appena al di là della linea che delimitava la parte di fronte alla terra da quella nascosta.
Ma anche se sono avvenute sul lato nascosto del gigante gassoso, si sono verificate abbastanza vicine al "terminatore" mattutino, laddove la superficie Giove si stava muovendo verso la visibilità Terrestre.
Questo colpo di fortuna planetario ha permesso comunque alla comunità scientifica di osservare i siti degli impatti pochissimi minuti dopo l'evento.
I frammenti del nucleo della Shoemaker-Levy 9 si schiantarono su Giove alla velocità di 221.000 km/h!
Fortunatamente la navicella spaziale Galileo, della NASA, era in rotta verso Giove, e fu in grado di osservare il lato notturno del pianeta vedendo in diretta gli impatti.

Fu straordinario, l'atmosfera del gigante gassoso nelle zone di impatto venne bucata e rivoltata come un calzino.
Oltre a praticamente tutti i telescopi presenti sulla Terra, professionali e amatoriali, gli astronomi utilizzarono anche il telescopio spaziale Hubble.
Le osservazioni nell'ultravioletto di Hubble mostrano chiaramente il movimento delle particelle di detriti molto fini che, dopo l'impatto rimasero sospese nella zona alta dell'atmosfera e la loro osservazione fornì le prime informazioni sui venti ad alta quota di Giove.
Nel rimescolamento atmosferico risultante, emersero anche composti solforati come l'idrogeno solforato e l'ammoniaca.
Gli effetti dell'impatto sull'atmosfera di Giove sono stati veramente straordinari dal punto di vista scientifico.

Circa un terzo dei frammenti produsse effetti poco visibili, suggerendo che fossero molto piccoli, probabilmente con diametri inferiori a 100 metri.
Ma gli altri, beh furono delle vere catastrofi.
Gli elementi più pesanti del nucleo della Shoemaker-Levy 9, si schiantarono ad intervalli di circa sette ore, esplodendo e generando una fortissima energia.
Le esplosioni crearono delle vere e proprie bolle di fuoco, grandi centinaia di chilometri.
Sopra a queste bolle si alzarono enormi nuvole scure, per migliaia di chilometri, simili a cumulo nembi temporaleschi, ma molto più grandi!
Nubi contenenti enormi quantità di polveri organiche provenienti dai corpi cometari distrutti.
Il tutto avvenne in maniera ordinata ed allineata, sul 44° parallelo sud di Giove.
Il frammento più grande, il 7° in ordine di caduta, aveva un diametro stimato di appena 600 metri. Eppure gli effetti sull'atmosfera di Giove furono devastanti: ha lasciato dietro di se una nuvola nera multistrato più grande del diametro del nostro pianeta!
Pensate a cosa sarebbe potuto succedere se la Shoemaker-Levy 9 fosse caduta sulla Terra.
Le nuvole scure lasciate dai frammenti erano in realtà luminosissime nell'infrarosso, dimostrando che avevano raggiunto temperature incredibilmente alte. Temperature che rimasero tali per diversi giorni.
Quando iniziarono a raffreddarsi rimasero visibili ancora per settimane.
Soltanto un mese e mezzo dopo la collisione i siti dell'impatto iniziarono a sbiadire e le bande di Giove a tornare alla normalità.

Ma non è tutto.
Anche il finissimo anello di Giove venne increspato e distorto durante il passaggio della Shoemaker-Levy 9 negli attimi prima dello schianto. L'anello si inclinò addirittura di circa 2 km.
Nel 2011, quasi vent'anni dopo l'impatto, la sonda New Horizons ha rilevano ancora dei disturbi all'interno dell'anello! Ovviamente le distorsioni osservate dalla New Horizons potrebbero anche essere state provocate da impatti minori con asteroidi avvenuti di recente, ma è molto probabile che siano ancora conseguenze della Shoemaker-Levy 9.

Gli astronomi sanno che gli impatti su Giove sono abbastanza comuni.
Nei decenni successivi alla Shoemaker-Levy 9, la tecnologia fotografica è migliorata parecchio e ha permesso agli astronomi amatoriali e agli astrofili di scattare foto e video di Giove ad alta risoluzione. Negli ultimi anni molti di loro hanno assistito e documentato decine di impatti come ad esempio nel 2009, 2010 , 2012, 2016 e 2017.

L'impatto della Shoemaker-Levy 9 è stato molto importante per l'umanità, oltre che per la sua spettacolarità, anche perché ha dato all'uomo la consapevolezza che la vita sulla terra non è così scontata.
Da quel giorno abbiamo capito che potremmo estinguerci da un momento all'altro, e in un battito di ciglia.
Le organizzazioni spaziali hanno avviato programmi osservativi per individuare con anticipo eventuali impatti con la Terra.
Ma cosa ancora più importante, gli organi governativi hanno capito che la ricerca in questa direzione va aiutata e finanziata.




venerdì 30 novembre 2018

#bestOf2018 #CieloProfondo #Galassie #Universo
Siamo abituati a vedere fotografie di splendide galassie a spirale presenti in tutto l'universo. Ma il meccanismo che porta alla formazione delle spirali non è per niente scontato. Ecco cosa accade in realtà!

Immaginiamo per un attimo di togliere tutte le stelle da una galassia.
Le sue spirali esisterebbero ugualmente, anche se noi non le vedremmo. Questo significa che le spirali non sono formate dalle stelle, ma le stelle semplicemente sono una conseguenza della presenza delle spirali.
L'esistenza delle spirali non è da attribuire alla presenza delle stelle, anzi è proprio il contrario: le stelle esistono grazie alla presenza delle spirali.
Ma partiamo dal principio, Come si formano le spirali delle galassie?.

In astrofisica le spirali galattiche vengono definite come onde di densità.
Queste onde di densità sono raggi del disco galattico che hanno una densità di massa del 10%/20% maggiore rispetto alle altre zone. Vanno immaginate come delle vere e proprie onde.

Quando il materiale interstellare, ruotando attorno alla galassia, si sposta nella regione ad alta densità, viene compresso.
Questa compressione è una delle scintille che innesca la formazione stellare.
Ecco perché le spirali sono piene di stelle, e le stelle più luminose si trovano all'interno, o molto vicino, alla spirale in cui si sono formate.
E sempre per questo motivo le spirali della galassie sono, in termini di formazione stellare, le zone più attive della galassia.
Dato che queste stelle sono molto luminose, e che all'interno delle onde di densità, la presenza del materiale interstellare (nebulose di gas e povere), è più comune che nelle zone limitrofe, le spirali acquisiscono il famigliare aspetto che vediamo.
In poche parole vediamo le spirali galattiche perché sono zone molto affollate di stelle nate dalla compressione dei gas presenti nelle onde di densità sottostanti.

Ma perché vediamo delle spirali e non semplicemente delle formazioni a raggera che si allontanano dal bulbo galattico?
La risposta risiede nella differenza di velocità di rotazione tra gli oggetti vicino al nucleo galattico e quelli lontani.
Per acquisire famigliarità con i termini nucleo, disco e spirali vi invitiamo a dare uno sguardo al nostro approfondimento morfologia della via lattea, che ben si presta a spiegare come è fatta una galassia a spirale

Nella parte interna del disco galattico (più vicina al nucleo), le stelle si muovono più velocemente e si muovono davanti all'onda di densità, venendo quasi spinte da questa.
Ad una certa distanza dal nucleo galattico c'è un confine chiamato "raggio di co-rotazione" in cui le stelle e l'onda di densità si muovono alla stessa velocità.
Mentre nella parte esterna del disco galattivo, oltre "il raggio di co-rotazione" le stelle ruotano più lentamente e si trovano dietro all'onda.
Questa differenza di velocità genera la figura della spirale.

La cosa importante da capire in tutto ciò è che le stelle non ruotano attorno alla galassia formando delle spirali. Ma si formano all'interno delle spirali, e poi piano piano si allontanano verso l'esterno.

Ma cosa da origine alle onde di densità?
Su questo gli astrofisici non hanno ancora per niente le idee chiare. Anche perché la teoria delle onde di densità è stata confermata e accettato dalla comunità scientifica da pochissimo tempo.
Tuttavia ci sono alcune ipotesi, tutte legate alle influenze gravitazionali.

Una causa potrebbe essere da ricercare nelle perturbazioni gravitazionali generate da galassie molto vicine o satelliti.
Ma questo tuttavia non spiegherebbe la presenza di galassie a spirale in luoghi isolati.

Un'altra causa potrebbero essere la forma e la distribuzione di massa del nucleo galattico.
Se il nucleo di una galassia ha una distribuzione di massa a forma di barra, ruotando potrebbe causare un sufficiente disturbo gravitazionale nel disco per produrre onde di densità.
Questo spiegherebbe la presenza di onde di densità e di spirali in galassie isolate.

Un'ultima ipotesi riguarda le perturbazioni gravitazionali derivanti dalle collisioni tra galassie. La perturbazione gravitazionale di una fusione tra galassie potrebbe essere sufficiente a produrre onde di densità.
La Via Lattea, che oggi sembra una galassia tranquilla, è stata in realtà teatro di scontri e fusioni nel passato, così come potrebbero esserlo state anche altre galassie a spirali. Inoltre, galassie che oggi ci appaiono isolate potrebbero in realtà aver subito fusioni nel passato senza lasciare tracce.

In ultima istanza, anche la presenza di buchi neri presenti nei nuclei galattici potrebbe dare origine a delle onde di densità.
Ricordiamo infatti che, per esempio, nella zona centrale della Via Lattea sono presenti centinaia di buchi neri!!
Non ne sapevate nulla? qui trovate un approfondimento che ne parla: centinaia di buchi neri nel cuore della Via Lattea

Benissimo, quando guarderete di nuovo fotografie di splendide galassie a spirale, non lasciatevi trarre in inganno dal fatto che le stelle formano le spirali, perché in realtà è proprio il contrario: le stelle nascono ed esistono grazie alle spirali!



sabato 24 novembre 2018

#Esplorazione #SistemaSolare


Il nostro nuovo logo ritrae una mappa galattica che potrebbe consentire a civiltà aliene intelligenti di localizzare il Sole e la Terra. Scopriamo come!

L'ispirazione per il nostro logo arriva dalla mappa di pulsar incisa sul disco placcato in oro inviato nello spazio profondo a bordo della sonda Voyager.
Su questo disco, destinato alle civiltà intelligenti che nel futuro potrebbero recuperare la sonda, oltre alla mappa di pulsar sono rappresentate anche due figure umane, un uomo e una donna; l'immagine della sonda stessa, e una sintesi del Sistema Solare con il percorso fatta dalla Voyager prima di uscire dal nostro sistema planetario.
Loading...

Ma vediamo alla mappa che ha ispirato il nostro nuovo logo.

Lo scopo della mappa è quella di permettere di localizzare la terra alla civiltà aliena che potrebbe recuperare la sonda.
La localizzazione è fatta rapportando la posizione di 14 pulsar alla posizione del Sole.

Nella nostra galassia ogni pulsar ha una sua frequenza che la contraddistingue dalle altre in maniera unica. Ecco il motivo per la quale sono state usate come paletti per definire una mappa in cui collocare il Sole.
In questo approfondimento puoi capire cosa sono le pulsar e perché sono così particolari da essere usate nello spazio come punti di riferimento. Pulsar e stelle di neutroni

Nella mappa ogni pulsar è collegata al sole da una linea continua. La lunghezza della linea rappresenta la distanza relativa della pulsar dal Sole.
Incise lungo ognuna delle linee che unisce le pulsar al Sole, ci sono dei trattini verticali e orizzontali che rappresentano un numero binario.
La speranza è che una civiltà intelligente possa comprendere il sistema binario, che, essendo alla base delle nostre moderne tecnologie (i computer) dovrebbe essere conosciuto anche da una civiltà più intelligente della nostra.

Quando moltiplicato per una misura nota di tempo, quel numero rivela la frequenza della pulsar all'estremità della linea, cioè quanto velocemente gira e lampeggia.

Sulla Terra, la nostra unità di tempo è il secondo. Diciamo che una pulsar ruota a n volte al secondo.
Ma altre civiltà usano sicuramente altre metriche per misurare il tempo. Quindi per usare una unità comune si è pensato di usare come riferimento il periodo di tempo in cui cambia lo spin dell'elettrone di un atomo di idrogeno rispetto al suo protone.
A questo link di Wikipedia potete capire cos'è lo spin: Spin
Anche questa informazione, come il sistema binario, dovrebbe essere accessibile ad una civiltà intelligente.

Perché l'idrogeno? Perché è l'elemento più abbondante nell'universo, e questo aumenta le possibilità che altri esseri intelligenti lo riconoscano e conoscano la durata del suo spin, che nelle nostre unità di misura temporale è di 0,7 miliardesimi di secondo.

Supponendo che gli alieni conoscano questo numero, potrebbero quindi calcolare l'esatta frequenza delle pulsar disegnate sulla mappa e cercare di abbinarle alle pulsar a loro note.

Ma la mappa è bidimensionale, quindi una civiltà aliena che cercasse di localizzarci avrebbero bisogno di capire anche dove si trovano le pulsar nello spazio 3D.

Per fare questo dovranno capire che devono usare la linea più lunga sulla mappa, quella priva di tacche.
Questa linea illustra la distanza relativa tra il nostro sole e il centro della galassia, rappresentato dall'unica tacca finale.
La linea stabilisce anche il piano galattico bidimensionale: il piano in cui giace la maggior parte della massa della nostra galassia a forma di disco.

Le 14 linee delle pulsar hanno dei segni di graduazione che, in base alla loro distanza dalla fine della linea, forniscono una stima di quanto lontano dal piano galattico si trova ciascuna pulsar: più vicino alla fine della linea è il segno di spunta, più vicino al piano galattico si trova la pulsar.

Ed è così che una civiltà aliena intelligente può prendere la mappa 2D e trasformarla in una mappa 3D.
Una volta che i segni di graduazione vengono presi in considerazione, le linee delle pulsar rientrano nei loro corretti orientamenti 3D, indicando dove le pulsar sono effettivamente in relazione al centro della galassia e al nostro sole.

La mappa è davvero molto complicata, e la sua lettura necessita oltre che di conoscenza, anche di molta intuizione.
Ma la specie umana è riuscita a concepire tutto ciò, pur dimostrando tutti i giorni di non essere così intelligente come si vanta di essere, allora non dovrebbe essere un problema decifrarla per una civiltà più intelligente della nostra.

domenica 18 novembre 2018

#bestOf2018 #Stelle #StelleDiNeutroni #Supernovae #ViaLattea
Stelle estremamente massicce, esplosioni visibili a milioni di anni luce, e poi? carcasse cosmiche che sfidano le leggi della materia. Ecco cosa sono le stelle di neutroni e come diventano pulsar.

Le stelle di neutroni sono in realtà stelle morte. Carcasse che sfidano le leggi della materia.
Si formano quando una stella massiccia collassa per poi esplodere in un supernova. Durante il collasso che avviene subito prima dell'esplosione, la pressione alla quale è sottoposta la materia è così immensa che i protoni e gli elettroni si schiacciano e si fondono, trasformandosi in neutroni.
Ovviamente l'energia rilasciata da questo fenomeno è altissima, ed è per questo che le supernove sono fenomeni potentissimi e luminosissimi.
Loading...
Per fare un passo in dietro e capire passo passo come esplode una supernova, vi invitiamo a leggere: Come nascono le supernove e perché sono così importanti per l'uomo
Le stelle di neutroni risultanti da questo collasso sono gli oggetti più densi conosciuti, dopo i buchi neri ovviamente.
Sono stelle con la massa di un Sole, ma compressa fino alle dimensioni di una città.
Qui iniziano le frasi fatte che sicuramente avrete già letto in giro su internet: hanno un diametro di circa 20 chilometri, un cucchiaio del loro materiale peserebbe tanto quanto una montagna e la gravità sulla superficie è circa 2 miliardi di volte più forte della gravità sulla Terra. E anche il campo magnetico non scherza, è milioni di volte più forte di quello del Sole.

Detto questo, come è fatta veramente una stella di neutroni?
Se potessimo affettare una stella di neutroni ci accorgeremmo che non é per niente omogenea, o per lo meno questa è la teoria.
Le stelle di neutroni sono fatte da una crosta e da un nucleo.
La crosta è composta da da uno strato esterno di poche centinaia di metri, composta da un miscuglio molto compatto di nuclei atomici (protoni e neutroni) ed elettroni liberi, cioè elettroni che si muovono indipendentemente e non sono legati al nucleo di un atomo.
La densità qui è talmente alta che non si può più parlare di atomi. In un centimetro cubo di questo strato di crosta si trova una tonnellata di materia.

Sotto a questo strato troviamo la crosta interna, spessa circa un paio di chilometri e più densa dello strato sopra.
Nella crosta interna oltre agli elettroni liberi iniziamo a trovare anche neutroni liberi.

Scendendo ancora più verso l'interno troviamo il nucleo.
Questa zona è il cuore della stella di neutroni ed ha un diametro di circa 10 / 13 km.
La parte esterna del nucleo di una stella di neutroni è molto probabilmente liquido. Qui la pressione alla quale è sottoposta la materia è davvero altissima ed è proprio qua che i neutroni prendono la scena: più del 90% del nucleo esterno è composto da neutroni.
Gli atomi come li conosciamo non riescono più a resistere. Nemmeno i loro nuclei mantengono più le caratteristiche atomiche alla quale siamo abituati.
In questa sfera liquida di circa 10 km di diametro esistono quasi solamente neutroni!

Ma non è finita qua.
Superati i primi 10 km di profondità all'interno del nucleo, e cioè negli ultimi 2 / 3 km, la pressione e la forza di gravità sono talmente alte che gli astrofisici fanno davvero fatica a capire in che stato possa essere la materia.
Questo punto delimita l'inizio del nucleo interno della stella di neutroni.
Qui le particelle elementari si comportano in modo imprevedibile. Il nucleo interno delle stelle di neutroni è il punto più denso dell'universo osservabile. La densità raggiunge probabilmente valori di circa un miliardo di tonnellate per centimetro cubo!
La maggior parte dei fisici concorda sul fatto che nel cuore delle stelle di neutroni ci sia il plasma di quark e gluoni.
Questo brodo di particelle subatomiche può esistere solo a temperature o densità altissime.
Nei primi millisecondi dopo il Big Bang l'universo era talmente caldo da essere permeato di questo plasma. Situazione che è andata via via raffreddandosi creando i primi atomi.
Nel nucleo più interno delle stelle di neutroni potrebbe esserci abbastanza pressione da creare lo stesso plasma!

Cosa centra tutto ciò con le pulsar?
Le pulsar altro non sono che stelle di neutroni con un piano rotatorio molto particolare.
Tutte le stelle di neutroni sono in realtà anche delle pulsar. Ma ciò che le fa diventare pulsar ai nostri occhi è l'inclinazione del loro asse rispetto al nostro punto di osservazione.

Ma ci manca un aspetto essenziale.
Abbiamo detto prima che una stella di neutroni deriva da una stella molto grande, il cui diametro è di qualche milione di chilometri.
Dopo l'esplosione ed il collasso, la stella di neutroni risultante mantiene il momento angolare della sua progenitrice. Peccato però che il suo diametro sia passato da qualche milione di chilometri a poco più di 10.
Questo ha un'effetto potentissimo sulla sua velocità di rotazione che può raggiungere i 700 giri al secondo o più.

Per comprendere meglio questo fenomeno vi invitiamo a guardare questo simpatico video su youtube: il momento angolare

E' semplice intuire quanta energia possa avere un oggetto che ruota così velocemente.
Una parte di questa enorme energia viene rilascia attraverso il forte campo magnetico che avvolge la stella. E il risultato è un fascio costante e potente di energia che viene espulso dai poli del campo magnetico della stella di neutroni.
Benissimo, proprio questo fascio rende le stelle di neutroni anche delle pulsar.
In base all'inclinazione che ha l'asse di rotazione della stella di neutroni ed alla sua velocità, il fascio avrà per noi sulla Terra una intermittenza diversa.
Il video sotto aiuta a comprendere il fenomeno.



Considerata la velocità con la quale ruotano le stelle di neutroni, potete farvi un'idea di quanto velocemente possa "lampeggiare" una pulsar.
Ci sono pulsar che emettono impulsi 1 volta al secondo. Altre, 30 volte al secondo e così via fino ad arrivare a pulsar che emettono impulsi a centinaia di volte al secondo.

Qui sotto vi facciamo ascoltare alcune straordinarie registrazioni fatte dai radiotelescopi.

Ma questa rotazione è destinata piano piano a rallentare. E' un serpente che si morde la coda, più la stella ruota velocemente e più energia disperde. Più energia disperde e prima terminerà la sua rotazione. Si parla comunque di decine milioni di anni.
Un'altra causa che determina il rallentamento di una pulsar è legata al suo raffreddamento.
Mentre una stella di neutroni si raffredda, il suo interno inizia a diventare sempre più "superfluido".
Il superfluido è uno stato della materia che si comporta come un fluido, ma senza l'attrito o la "viscosità" del fluido.
Anche questo cambiamento di stato influenza gradualmente il modo in cui la rotazione della stella rallenta.

Le pulsar sono oggetti straordinari, fari cosmici con ritmi secolari. Oggi ne conosciamo più di 2.000 ed il numero cresce sempre di più. Sono un esempio di quanto l'universo possa stupirci con le sue straordinarie stranezze.
Pulsar PSR B0329+54. Questa è una pulsar classica che pulsa con un periodo di 0,7 secondi ascolta
Pulsar PSR B0833-45. Questa pulsar si trova al centro della nebuloso Vela. Costituita dai detriti dell'esplosione di circa 10.000 anni fa. Questa pulsar ha un periodo di 89 millisecondi e ruota 11 volte al secondo.ascolta
Pulsar PSR B0531 + 21. E' sicuramente la pulsar più famosa perché si trova al centro della nebulosa del granchio: M1. Ruota circa 30 volte al secondo.ascolta
Pulsar PSR J0437-4715. Questa è una pulsar millisecondo che ruota circa 174 volte al secondo.ascolta
Pulsar PSR B1937 + 21. E' la pulsar più veloce conosciuta. Ruota con un periodo di 0,00155780644887275 secondi, cioè o circa 642 volte al secondo. La superficie di questa stella si muove a circa 1/7 della velocità della luce e illustra le enormi forze gravitazionali che impediscono il suo allontanarsi a causa delle immense forze centrifughe.ascolta

domenica 4 novembre 2018

#bestOf2018 #Galassie #Stelle #ViaLattea

La seconda vita della Via Lattea


Oggi, dopo 13,5 miliardi di anni dalla sua nascita, la Via Lattea sta vivendo la sua seconda giovinezza. Dopo un periodo in cui il tasso di formazione stellare è stata molto limitato, la Via Lattea ha iniziato una seconda vita, riprendendo la formare di stelle.

La Via Lattea è la nostra galassia. In questo sito abbiamo parlati di come la vediamo, di come è fatta, di quanto "pesa" e di molti altri suoi aspetti.
Scopri qui tutti questi approfondimenti: La Via Lattea
Oggi aggiungiamo un altro tassello a questo disegno che riprende la nostra galassia in tutto il suo splendore: la sua seconda vita.
Secondo le ultime ricerche infatti, oggi stiamo vivendo in una seconda vita per la Via Lattea.

Ma iniziamo dall'inizio.
Loading...
La Via Lattea è una galassia molto vecchia: con i suoi 13,51 miliardi di anni si è formata assieme alle prime galassie dell'universo.
Ha quindi avuto tutto il tempo per evolversi e diventare come gli astrofisici ce la descrivono oggi: una galassia a spirale barrata.
Quello che vediamo oggi, e che vediamo in moltissime altre galassie simili, è il risultato della formazione di miliardi di stelle, nate dall'enorme bolla di gas che costituiva l'embrione primordiale della Via Lattea.
Le innumerevoli stelle che vediamo nel cielo, la striscia bianca che solca i cieli estivi, le splendide nebulose che vediamo nelle foto di Hubble, gli ammassi globulari e quelli aperti: proviene tutto da una delle tante sacche di gas nate dal Big Bang e dell'inflazione.

Le onde d'urto generate dalle prime esplosioni di supernove, che all'inizio della vita della Via Lattea erano numerose, hanno sicuramente aiutato l'intensa formazione stellare dei primi anni (miliardi) della nostra galassia.
Un altro fattore che ha aiutato la formazione delle stelle che vediamo oggi è sicuramente stato lo scontro con piccole galassie satelliti primordiali. Queste piccole galassie hanno creato delle "maree" nei gas della Via Lattea, comprimendoli e innescando le scintille per la formazione di altre stelle.
Tutto questo ha costituito un'era molto frizzante per la nostra galassia.

Oggi gli astrofisici sono abbastanza sicuri che dopo questa era di estrema attività, ci sia stato un periodo dormiente durato due miliardi di anni in cui il tasso di formazione stellare è diminuito notevolmente.

Ora però la tendenza sembra essersi di nuovo invertita e il tasso di formazione stellare è di nuovo in aumento. Praticamente nella Via Lattea stanno ancora nascendo centinaia di milioni di stelle, impedendo alla nostra galassia di diventare sempre più buia e di trasformarsi in un bacino di stelle vecchie e morenti.

Ma cosa si nasconde dietro a questa variazione del tasso di formazione stellare?
La risposta si annida in un fenomeno galattico chiamato "accrescimento da flusso freddo" e nel concetto si "sviluppo galattico a due stadi".

In breve lo scenario è questo.
Tra le galassie troviamo i così detti filamenti galattici: enormi nubi di gas ad alta temperatura, residui ancora immacolati della materia formatasi dopo il big bang e l'inflazione. I margini di questi enormi filamenti sono più freddi rispetto alle altre zone e riescono a penetrare nelle galassie.
Trovi un approfondimento molto interessante sui filamenti galattici a questo link.
Questo flusso freddo non costituisce solo carburante per nuove stelle, ma con l'attrito e la pressione che genera sui gas che già si trovano nella galassia, danno il via all'addensamento necessario ad accendere la formazione stellare.

A questo punto entra in gioco lo sviluppo a due stadi.
Le stelle che popolano le galassie molto giovani sono stelle molto grosse, molto luminose e molto energetiche.
Queste tipo di stelle purtroppo hanno una vita molto breve ed una more violenta: diventano supernovae.
Quando all'interno di una galassia molto giovane le stelle iniziano ad esplodere in supernove, lo shock e le onde d'urto scaldano i gas galattici circostanti bloccando il flusso freddo in entrata.

Ecco che a questo punto la formazione stellare diminuisce drasticamente e la galassia entra in uno stato "dormiente".
In alcuni casi questo periodo segna l'inizio della morte della galassia, i cui gas non riescono più ad accendere stelle e quindi si spengono pian piano diventando galassie oscure.
Ma nella maggior parte dei casi, come è successo alla Via Lattea, questa fase termina quando diminuiscono le esplosioni di supernovae.
A questo punto il gas freddo presente nei bordi dei filamenti ricomincia a fluire dentro la galassia dando il via a nuove formazioni stellari dalle ceneri delle supernovae esplose. Ecco che ha inizio un secondo stadio evolutivo.

E, come diciamo dall'inizio di questo articolo, anche la Via Lattea sta vivendo questa seconda vita.
La storia della Via Lattea può essere analizzata osservando le composizioni elementali delle sue stelle, che sono il risultato della composizione del gas da cui sono formate.
Osservando le stelle della Via Lattea, ci si accorge che possono essere divise in due gruppi con composizioni chimiche diverse.
Un gruppo è costituito da stelle ricche di elementi come ossigeno, magnesio e silicio, detti anche elementi alfa.
Mentre nell'altro gruppo c'è una grande abbondanza di ferro.

Ecco quindi dimostrato che la Via Lattea è nata quando i flussi di gas freddo si sono intensificati verso quello che era la nostra proto galassia, portando alla formazione della prima generazione di stelle.
Questo gas conteneva elementi alfa, prodotti anche da supernova di tipo II: Stelle molto massicce, nate ai primordi dell'universo, che al termine della loro breve ma intensa vita subiscono un collasso del nucleo per poi esplodere rilasciando questi elementi nel mezzo intergalattico.
Questo ha portato alla prima generazione di stelle ricche di elementi alfa.

Poi, circa 7 miliardi di anni fa, la formazione stellare ha subito uno stop, fino a circa 5 miliardi di anni fa, quando hanno iniziato ad apparire un alto numero di supernove di tipo 1A, causate da sistemi binari in cui una nana bianca attira a se il materiale dal suo compagno.
Queste esplosioni hanno iniettato il ferro nel gas intergalattico e ne hanno modificato la composizione elementare.
Nel corso del tempo, questo gas intergalattico ha iniziato a raffreddarsi e ha iniziato a rifluire all'interno della galassia portando alla formazione di una seconda generazione di stelle.
Il Sole stesso, è ricco di ferro ed appartiene a questa generazione di stelle.
Puoi approfondire in dettaglio cosa porta all'esplosione di supernove in questo nostro approfondimento: Cosa sono le supernove e perché sono così importanti per l'uomo



martedì 9 ottobre 2018

#Saturno #SistemaSolare

Cosa c'è su Titano?


Titano è la più grande luna di Saturno. È l'unico satellite naturale con una atmosfera e dei bacini liquidi in superficie. Questo fa di Titano un luogo incredibile, simile alla Terra e ricco di materiali organici di base.

Tutto ciò che sappiamo su Titano è grazie alla leggendaria sonda Cassini, che all'inizio della sua missione ha sganciato sulla superficie di Titano la sonda Huygens.
La Huygens è miracolosamente atterrata sulla superficie di Titano riuscendo ad inviarci immagini uniche di questo ambiente alieno e dati meteorologici preziosissimi.

Inoltre la Cassini ha studiato, fotografato ed "ascoltato" Titano in diverse occasione durante i suoi 20 anni di sorvoli di Saturno prima che la Nasa la distruggesse.
In questo approfondimento abbiamo parlato del motivo per la quale la Nasa ha distrutto la sonda Cassini nonostante funzionasse ancora molto bene: Perché Cassini è dovuta morire
Titano è un satellite unico nel sistema solare perché ha un'atmosfera densa quasi come quella della Terra: circa 1,5 bar in confronto a quella terrestre che è di 1 bar.
Questa atmosfera dota Titano di molti processi e fenomeni a noi familiari sulla Terra.
L'atmosfera di Titano è in gran parte composta di Azoto, e anche questa è una similitudine molto forte se pensiamo che anche l'80% dell'atmosfera terrestre è composta di Azoto.
Nel cielo ci sono nuvole dall'aspetto simile a quelle terrestri ma sono composte da metano ed etano, e questo le rende davvero diverse dalle nostre che sono invece composte da vapore acqueo.
Nel complesso il clima di Titano è dominato da modelli meteorologici stagionali come sulla Terra. Anche li le giornate possono serene, nuvolose, molto ventose oppure molto piovose.
Tutto ciò crea sulla sua superficie caratteristiche simili a quelle della Terra. Sono presenti dune, fiumi, foci a delta e a estuario, laghi e mari.

Ovviamente, la pioggia su Titano è molto diversa dalla nostra, sia per composizione che per temperatura.
A formare le piogge di Titano è la bassa temperatura.
Alla temperatura di -180°C il metano che è presente nell'atmosfera condensa e diventa liquido. Sulla Terra possiamo ricreare questo fenomeno solamente in laboratorio.

C'è anche da dire che su Titano le piogge non sono così frequenti come sulla Terra, ma quando si verificano possono essere davvero abbondanti.
Su Titano infatti, la luce solare è molto debole, diciamo che è come essere al crepuscolo sulla terra. Ne consegue che anche il ciclo idrologico che genera le piogge è molto allungato generando normalmente rovesci di pochi centimetro all'anno.
Ma allora come fanno ad essersi formati interi laghi di Metano?
Beh, anche se normalmente le piogge sono di bassa portata, tuttavia con cadenze decennali su Titano hanno luogo rovesci decisamente abbondanti in grado di depositano al suolo decine di centimetri di Metano liquido in poche ore! E' probabile che nella storia ci siano state anche vere e proprie alluvioni con innalzamento del livello dei mari di qualche metro.
Quindi stiamo parlando di brevi e molto sporadici periodi alluvionali alternati da lunghissimi periodi di siccità.

Questa alternanza è dovuta all'inclinazione di Titano e alla sua distanza dal sole.
Titano infatti è inclinato di 26° sul suo asse di rotazione, quindi il suo clima ha una forzatura stagionale significativa, ma poiché ci vogliono 29,5 anni terrestri per concludere un intero giro attorno al Sole (assieme a Saturno ovviamente), le sue stagioni sono molto, molto lunghe.
Oltre alle precipitazioni stagionali, il ciclo annuale di Titano si manifesta anche nella circolazione stratosferica, dove avvengono ampie oscillazioni nell'abbondanza di vari gas e sulla formazione delle nuvole

Come abbiamo detto, su Titano ci sono diversi bacini di gas liquido.
Sebbene l'esistenza di questi mari di idrocarburi fosse stata a lungo ipotizzati, la loro presenza fu confermata solamente dalle osservazioni radar di Cassini nel 2006, circa 2 anni dopo che la sonda arrivò nel sistema di Saturno.

I radar hanno individuato centinaia di piccoli laghi a circa 70° di latitudine.
Il primo mare invece ad essere scoperto fu il Mare Ligeia, un bacino largo dai 300 ai 400 km. Per fare un paragone, più della distanzia che separa la Sardegna dalla Sicilia.
Ma il Mare Ligeia non è l'unico mare di Titano. Vicino al polo nord troviamo il Mare Punga, anch'esso con un diametro di circa 350km.
Ma il primato di mare più grande di Titano va al Mare Kraken, che si estende per circa 1.000 km (più o meno la lunghezza dell'Italia) e si trova verso le medie latitudini dell'emisfero nord.

L'emisfero meridionale ha solo un modesto bacino: il Lago Ontario, che misura circa 70 km per 250. Modesto per modo di dire, è grande il doppio del lago di Garda!
Questo bacino è di fatto il più studiato perché nel periodo tra il 2004 e il 2010 l'emisfero sud è stato illuminato meglio dell'emisfero nord facilitando il rilevamento a distanza nella banda infrarossa usata da Cassini per rilevare l'etano.
Le osservazioni mettono in evidenza che il Lago Ontario negli ultimi anni si sta ritirando, probabilmente in concomitanza delle siccità stagionali.
Infatti sembra essere circondato da un anello di fango che, per la sua composizione, potrebbe essere cosparso di componenti organici base.
Ovviamente questo fango è molto diverso da quello che troviamo sula Terra, e ovviamente i composti organici che potrebbe contenere sarebbero anch'essi differenti da quelli a cui siamo abituati a pensare.

Ora la domanda potrebbe sorgere spontanea: Come mai nell'emisfero nord ci sono tanti bacini mentre al sud no?
Essendo Titano un corpo molto diverso dalla Terra è difficile dare una riposta ma è molto probabile che la presenza dei mari nell'emisfero settentrionale sia una conseguenza della configurazione astronomica delle stagioni di Titano.
L'estate nell'emisfero settentrionale è meno calda rispetto all'emisfero meridionale, ma di durata maggiore.
Questo fa si che la "stagione delle piogge" sia più lunga e permette al metano e all'etano liquidi di accumularsi.
Questa configurazione stagionale dura diverse decine di migliaia di anni, proprio come le ere glaciali della Terra.

Chiudiamo con una curiosità.
I mari e i laghi di Titano sembrerebbero essere pressoché privi di onde.
E questo è un vero enigma se pensiamo che su Titano la gravità e molto bassa, l'atmosfera è piuttosto densa, e i venti spirano abbastanza forti da aver generato sulla superficie delle dune simili quelle marziane.

Un motivo per l'assenza di onde potrebbe essere ricercato nella fase stagionale in cui Titano è stato osservato dalla sonda Cassini. La sonda infatti non ha rilevato venti abbastanza sostenuti da generare onde.
Un'altro motivo, legato comunque alla velocità del vento, potrebbe essere che i mari siano troppo poco viscosi. la presenza o meno di onde sulla superficie dei bacini di Titano è sotto i riflettori perché fa una grande differenza su come potrebbero essere i litorali e le coste di Titano, e su quali sedimenti potrebbero trovarsi sulle spiagge.

In teoria la velocità del vento necessaria per la generazione delle onde su mari di metano ed etano, è di circa 0,4 - 0,6 m/s .
Tali velocità non sono state rilevate durante la missione Cassini, ma nei prossimi anni, mentre Titano si sposta verso il solstizio estivo, i modelli atmosferici sulla circolazione globale prevedono un aumento significativo dei venti.
Questo porterà senz'altro allo sviluppo di onde che potrebbero raggiungere anche gli 80cm di altezza.

Insomma, il paesaggio, l'atmosfera e il sistema climatico di Titano hanno molte similitudini con la Terra e questo genera molto interesse per le implicazioni astrobiologiche che offre.
Titano potrebbe essere molto ricco di sostanze organiche e questo fa di lui un obiettivo importante per l'esplorazione futura.




Pianeta:Saturno
Distanza dal pianeta:1.200.000 km (3 volte la distanza Luna-Terra)
Diametro:5.150 km (1,5 volte la luna)

venerdì 21 settembre 2018

#BuchiNeri #Galassie #Quasar #Universo

I Quasar



I quasar sono oggetti estremamente massicci, luminosi e potenti.
Sono in assoluto gli oggetti più luminosi dell'universo.


Un tempo si pensava che i Quasar fossero anche gli oggetti più di distanti nell'universo, ma oggi sappiamo che la distanza (e quindi anche l'età) non è più una proprietà che distingue questi oggetti.
Sono stati scoperti grazie alle loro fortissime emissioni radio; da qui il nome di "oggetti quasi stellari ad emissione radio".
Oggi sappiamo che in verità soltanto il 10% circa dei quasar conosciuti emette forti onde radio.

Ma quindi cosa sono i Quasar? e perché ci hanno tratto in inganno più volte?

I Quasar nono sono altro che buchi neri. Buchi neri supermassicci per la precisione. Eh... buchi neri molto luminosi anche, di gran lunga gli oggetti più luminosi dell'universo.
Sono talmente luminosi da nascondere completamente la luce dei miliardi di stelle contenute nella galassia ospite!
Per capire meglio la struttura di un buco nero vi invitiamo a leggere questo approfondimento: Come sono fatti i buchi neri

Credete che questo sia un grande controsenso? Non lo è affatto, ed ecco il perché.
I Quasar, che ribadiamo sono a tutti gli effetti dei buchi neri, hanno dimensioni davvero enormi, alcuni di loro possono raggiungere la dimensione del nostro sistema solare.
E la massa di un Quasar può andare da milioni a miliardi di masse solari.

Come si può immaginare la forza di gravità nei pressi di questi buchi neri super massicci è davvero spaventosa. Anzi, ad essere sinceri è davvero difficile immaginarla.
Per intenderci, i quasar sono in grado di attirare a se, e in modo molto veloce, materia fino a distanze di anni luce. E la materia che finisce nelle lori fauci vi entrano a velocità elevatissima: dai 3.000 ai 10.000 km/s!

Questa corrente di materia crea attorno al Quasar un vortice luminosissimo a causa della temperatura che si viene a creare, e dell'energia che viene prodotta.
Un Quasar converte in energia circa la metà della massa che inghiotte!

Ecco svelata la luminosità dei Quasar. E per paradosso essendo i Quasar dei buchi neri, possiamo dire che i buchi neri possono in queste circostanze essere gli oggetti più luminosi dell'universo.

E non è tutto.
I Buchi neri hanno un campo magnetico molto forte. Pensate a quanto possa essere forte il campo magnetico di un buco nero super-massiccio e quanto quello di un Quasar per come lo abbiamo descritto sopra.
I fortissimi campi magnetici che avvolgono i Quasar sono in grado di intrappolare parte della materia che il quasar divora e di riversarla verso l'esterno lungo i poli magnetici.

Questo fenomeno crea dei getti di materia ed energia potentissimi e luminosissimi.
Possono percorrere centinaia di anni luce attraverso la galassia ospite e in molti casi essere anche in grado di uscire!

I primi anni dopo la loro scoperta, i Quasar ci hanno tratto in inganno perché nonostante la loro dimensione reale, essi appaiono grandi come stelle.
E quindi non si riusciva a capire come facesse una stella così lontana ad essere così luminosa e ad emettere così tante onde radio.
Solamente con le scoperte dei nuclei galattici attivi e del comportamento dei dischi di accrescimento dei buchi neri si è giunti alla conclusione che in realtà i Quasar non hanno niente a che vedere con le stelle.

Aver capito che i Quasar sono in realtà buchi neri super-massicci nei cuori di alcune galassie attive ci ha anche fatto capire che non tutti i quasar sono così lontani.
Ma i più lontani, e di conseguenza quelli più luminosi visto che riusciamo a vederli, si allontanano dalla terra ad una velocità che si avvicina quasi ad un terzo di quella della luce

Ora sorgono spontanee alcune domande.
Tutti i buchi neri super-massicci nei centri galattici sono Quasar? e Perché alcuni di loro emettono forti radiazioni radio come avviene per i nuclei galattici attivi? E che differenza c'è tra un Quasar e un nucleo galattico attivo?

La risposta è che questi tre oggetti sono in realtà la stessa cosa.
Quando un buco nero super-massiccio nel cuore di una galassia non sta divorando materia, rimane invisibile (se non per l'effetto della sua gravità sugli oggetti circostanti come nel caso della Via Lattea)
Nel cuore della Via Lattea ci sono centinaia di buchi neri. In questo approfondimento ne parliamo: Centinaia di buchi neri nel centro della Via Lattea
Ma non appena questo buco nero inizia a divorare materia, ecco che il disco di accrescimento di infiamma e con lui i getti di energia che vengono espulsi dai poli magnetici.
Ecco che si accende il Quasar, e che il nucleo della galassia diventa un nucleo galattico attivo.
Quando il pasto del buco nero termina, il Quasar torna ad essere un oscuro buco nero dalle dimensioni del sistema solare.
Si può quindi dire che il Quasar sia in realtà uno stato del buco nero, e che lo è solo per certi periodi.

Per concludere, l'angolo del polo magnetico di un Quasar rispetto alla terra cambia sensibilmente il modo in cui questo viene osservato.
Quindi, quando i jet di una quasar sono perpendicolari a noi, ci appare come radio-galassia.
Quando invece i jet hanno angolazioni diverse vediamo quelli che chiamiamo comunemente Quasar.
Infine, nei rari casi in cui questi getti sono puntati verso la terra, li chiamiamo Blazar, e ci appaiono ancora più luminosi dei Quasar, anche se sono proprio Quasar.

Le immagini che trovate nella pagina aiutano a comprendere i diversi nomi in base ai punti di vista.
Quasar, galassie attive, buchi neri e Blazar: tanti nomi per indicare la stessa cosa!



venerdì 14 settembre 2018

#bestOf2018 #BuchiNeri #ViaLattea

Nel centro della nostra galassia ci sono probabilmente centinaia di piccoli buchi neri. E' la prima volta che, anche se in maniera indiretta, vediamo nell'universo una "bolla" di buchi neri così relativamente vicini. La foto qui sopra è il risultato di una selezione fatta usando il telescopio spaziale della NASA Chandra che sta osservando, tra le altre cose, il cuore della Via Lattea.

Sono buchi neri dal raggio molto piccolo, ma che hanno una massa che va dalle 5 alle 30 volte quella del Sole. Ed proprio questo rapporto tra massa e dimensione a renderli così potenti.

Non si parla quindi di buchi neri super massicci come quello al centro della galassia, ma di piccolissimi buchi neri di massa stellare.

Il gruppo di buchi neri che si troverebbe nei pressi del centro della Via Lattea conterebbe decine di esemplari sparsi in una bolla dal diametro di circa tre anni luce attorno al famoso buco nero supermassiccio che si trova nel cuore: Sagittario A* (Sgr A*).
La presenza di questa popolazione di buchi neri è anche confermata dai sistemi di simulazione sui movimenti delle stelle all'interno delle galassie a spirale, eseguita sui dati raccolti dal telescopio Chandra.
Queste simulazioni mettono in evidenza che durante la vita della galassia, un numero che potrebbe arrivare fino 20.000 unità di buchi neri di massa stellare, si raccoglierebbe vicino al nucleo della galassia stessa.
Potete scoprire come è fatto realmente un buco nero in questo approfondimento: Come sono fatti i buchi neri?

Ma come facciamo ad essere così sicuri che ci siano tutti questi buchi neri vicino al nucleo della Via Lattea?

Un buco nero, da solo, è invisibile.
Tuttavia, i buchi neri di piccole dimensioni come quelli in questione, spesso sono nati da processi simili alle supernove 1a, e quindi hanno un così detto "compagno orbitale".
per capire meglio le supernovae 1A e questo tipo di buchi neri potete leggere questo approfondimento: Cosa sono le supernovae?

Quindi, un buco in coppia binaria con un'altra stella, attira a sè il gas dalla sua compagna, e lo fa ad una velocità straordinaria!
Questo materiale, mentre cade ad altissima velocità nelle fauci del buco nero, acquisisce una temperatura che arriva a milioni di gradi e il suo percorso attorno al buco nero assume una forma a disco.
Tutto ciò produce una forte emissione di raggi X. Da qui anche il nome di "binari a raggi X".

Nell'immagine del centro della Via Lattea che vedete qui sopra, i pallini rossi localizzano questo tipo di buchi neri.
Sono tutti localizzati in un'area di circa 12 anni luce attorno a Sgr A*
I pallini gialli invece rappresentano sorgenti a raggi X simili ai buchi neri binari, ma che però hanno origine da sistemi che ospitano al centro stelle nane bianche. Queste stelle potrebbero presto dare luce a delle supernovae di tipo 1A.

Dopo le osservazioni sulla variabilità delle emissioni di raggi X gli astronomi sono abbastanza sicuri che gli oggetti identificati dai puntini rossi siano dei buchi neri binari ed escludono che siano sistemi binari costituite da stelle di neutroni. Anche se esistono probabilità che questi oggetti siano in realtà "Pulsar millisecondi" e che il loro tempo di rotazione sia talmente veloce da non riuscire ad essere percepito dai nostri radiotelescopi odierni.

Poiché alle distanze di cui stiamo parlando possono essere osservate soltanto le sorgenti a raggi X più brillanti, le ipotesi degli astrofisici si spingono a stimare che in realtà la popolazione di buchi neri della zona non rilevato sia molto più alta. Inizialmente gli astrofisici pensavano che intorno a Sgr A* potesse esserci una popolazione da 300 ao 900 esemplari. Oggi si stima che in realtà ci siano qualcosa come 10-40 mila buchi neri di massa stellare!

Questa enorme popolazione di buchi neri accompagnati da stelle potrebbe fornire informazioni importanti sulla formazione dei sistemi binari di questo tipo che, a quanto pare, non sono poi così rari.
Costellazione:Perseo
Ascensione retta:03h 19m 48,2s
Declinazione:+41° 30′ 42″
Magnitudine:11,9
Dimensione apparente:2,2' x 1,7'
Distanza:235 milioni a.l.

martedì 4 settembre 2018

#SistemaSolare #Sole

La posizione della Terra rispetto all'inclinazione del Sole fa la differenza sulla nostra percezione del vento solare. Ecco quali sono i fattori che ci aiutano nelle previsioni del tempo spaziali.

Il vento solare è un flusso di protoni ed elettroni rilasciato dal Sole.
Questo flusso di particelle varia costantemente in termini di velocità, densità e temperatura.
L'intensità più alta di tutti questi fattori si verifica quando il vento solare fuoriesce da un foro coronale, oppure quando segue una una espulsione di massa coronale.

Il vento solare che ha origine da un buco coronale, è un flusso costante di particelle ad alta velocità mentre quello derivante da un'espulsione di massa coronale è più simile a un'enorme nuvola di plasma solare che si muove rapidamente e dai margini definiti.

Quando il flusso di particelle che costituiscono il vento solare arriva sulla Terra, incontra il campo magnetico terrestre che veicola le particelle verso i poli magnetici del pianeta per poi spingerle nell'atmosfera.
A questo punto le particelle del vento solare si scontrano con gli atomi di azoto e di ossigeno che formano la nostra atmosfera, i quali cedono parte della loro energia alle particelle entranti. Le particelle provenienti dal sole infine rilasciano lentamente sotto forma di luce l'energia ricevuta dagli atomi dell'atmosfera terrestre.
Ecco che si accende la magia delle aurore boreali.

Ma come sappiamo ormai da anni, il vento solare non è responsabile solo delle stupende aurore boreali che vediamo ai poli, e che in casi di vento davvero intenso riescono a lambire anche le nostre zone.
Il vento solare infatti, è responsabile anche di disturbi nelle telecomunicazioni e in alcuni casi estremi di collassi delle centrali elettriche "a portata di soffio".
In questi casi si parla di vere e proprie tempeste elettromagnetiche.

La velocità del vento solare è un fattore importante.
Le particelle con una maggiore velocità colpiscono più forte il campo magnetico terrestre e hanno una maggiore probabilità di causare condizioni geomagnetiche disturbate mentre comprimono la magnetosfera.
La velocità del vento solare sulla Terra si trova normalmente intorno ai 300km/sec, ma aumenta quando arriva un flusso coronale ad alta velocità.
Durante un impatto generato da una espulsione di massa coronale, la velocità del vento solare può saltare improvvisamente fino a 500-1000 km/sec.

Un'altro fattore importante è la densità del vento solare
Questo parametro ci mostra quanto è denso il flusso di particelle.
Più particelle sono presenti nel vento solare, più il vento e denso e maggiori sono le possibilità che si abbiano aurore boreali e tempeste geomagnetiche.
La scala utilizzata per misurare l'intensità del vento solare è di particelle per centimetro cubo: p/cm³. Un valore superiore a 20p/cm³ è un buon inizio per una tempesta geomagnetica.

Come abbiamo detto prima, diverse regioni del Sole producono vento solare di diverse velocità. I fori coronali producono un vento solare ad alta velocità, tra i 500 a gli 800 chilometri al secondo.
I poli nord e sud del Sole hanno fori coronali grandi e persistenti, quindi le alte latitudini del sole producono un vento solare veloce.
Nel piano equatoriale invece, dove orbitano la Terra e gli altri pianeti, il vento solare si allontana dal Sole a bassa velocità, circa 400 chilometri al secondo.
Questa parte del vento solare forma la "Corrente eliosferica diffusa".

Durante i periodi di calma, l'intensità della Corrente eliosferica diffusa può essere quasi piatto. Con l'aumentare dell'attività solare, la superficie del Sole si riempie di regioni attive, fori coronali e altre strutture complesse, che modificano così il vento solare e la Corrente eliosferica.
Scopri tutte queste formazioni nel nostro approfondimento: Cosa c'è sulla superficie delle stelle
Poiché il Sole ruota in 27 giorni, il vento solare diventa una spirale complessa con una alternanza di velocità e densità alte e basse. Questa alternanza crea un effetto simile alla gonna di una ballerina (vedi immagine).
Quando il vento solare ad alta velocità supera il vento a bassa velocità, crea una regione di altissima velocità ed intensità chiamata "regione di corotazione" che costituiscono la base di forti tempeste geomagnetiche.

Al di sopra della Corrente eliosferica diffusa, il vento solare ad alta velocità ha in genere una polarità magnetica dominante in una direzione, e al di sotto la polarità è nella direzione opposta.
Mentre la Terra si muove attraverso questa "gonna ballerina", a volte è all'interno della Corrente eliosferica, altre volte si trova sopra e altre ancora si trova sotto di esso.
Quando il campo magnetico del vento solare cambia polarità, è una forte indicazione che la Terra ha attraversato la Corrente eliosferica diffusa.
La posizione della Terra rispetto alla Corrente eliosferica è importante perché le conseguenze geomagnetiche dipendono fortemente dalla velocità del vento solare, dalla densità del vento solare e dalla direzione del campo magnetico incorporato nel vento solare.

Oggi lo strumento per eccellenza per la misurazione del vento solare è la sonda spaziale "Deep Space Climate Observatory (DSCOVR)".
Questa sonda è posizionata su un'orbita attorno al punto 1 di Lagrange Sole-Terra.
Puoi capire meglio cosa siano i punti di Lagrange e leggere una curiosità su quelli di Marte a questo approfondimento: Marte ospita i resti di un antico mini-pianeta nella sua orbita

Questo è un punto nello spazio che si trova sempre tra il Sole e la Terra dove la gravità del Sole e della Terra hanno un'uguale attrazione sulla sonda, il che significa che può rimanere in un'orbita stabile.
Questa sonda ci avvisi sulla struttura del vento solare con una anticipo che va dai 15 ai 60 minuti, a seconda della velocità delle particelle.