Vieni a scegliere la tua felpa!

giovedì 13 febbraio 2020

#Esplorazione #Marte #SistemaSolare

Una missione pionieristica porterà sulla terra campioni di rocce marziane. Ecco come si svolgerà e come verranno gestiti i rischi di contaminazione da batteri marziani.

Nel 2031 l'ardua e stravagante missione Mars Sample Return (MSR), messa a punto dalla NASA e dall'ESA, potrebbe portare sulla terra per la prima volta del materiale prelevato dalla superficie di Marte.
Questo permetterà agli scienziati di mettere le mani su campioni geologici incontaminati prelevati dalla superficie non solo di un altro pianeta, ma dall'unico che probabilmente un tempo ha ospitato la vita oltre alla Terra.
Ma la sua realizzazione e la sua riuscita, oltre a fare tesoro di quanto appreso nei viaggi spaziali precedenti, deve anche affrontare modalità ancora pionieristiche e problemi di navigazione spaziale mai affrontati fino ad ora.
E, fatto estremamente nuovo per le agenzie spaziali, dovranno gestire i rischi di contaminazione da parte di eventuali organismi marziani nei confronti della Terra.
La missione avrà un costo di 7 miliardi di dollari, che non sono ancora stati stanziati, e poco meno di 10 anni di tempo per la realizzazione di tutti i componenti, che come vedremo tra poco, dovranno collaborare e coordinarsi senza il minimo errore.

Ecco come la Nasa e l'ESA intendono riuscire in questa impresa unica.

Il sistema di sonde

La missione Mars Sample Return (MSR) sarà composta da 4 componenti spaziali robotizzati.

Il primo è il rover Mars 2020, già pronto per il lancio.
Una volta atterrato sul pianeta con modalità simili ai suoi predecessori, avrà il compito di prelevare i campioni dalla superficie di Marte.

Il secondo componente è il Mars Ascent Vehicle della NASA.
Attualmente è ancora in fase di realizzazione, ed entrerà in missione qualche tempo dopo.
Il suo compito sarà quello di portare all'esterno dell'atmosfera di Marte i campioni prelevati dal rover Mars 2020.
Si tratta di un razzo autonomo che segnerà l'inizio del viaggio di ritorno dei preziosi campioni.

Il terzo componente è il Sample Fetch Rover dell'ESA.
Il suo compito sarà quello di prendere in consegna i campioni prelevati dal rover Mars 2020 e di consegnarli al razzo Mars Ascent Vehicle, che si occuperà di portarli fuori dall'atmosfera marziana.
Questo robot dovrà avere una precisione ed una intelligenza tale da riuscire ad effettuare operazioni con un alto tasso di sincronismo nei confronti del rover Mars 2020 e del razzo Mars Ascent Vehicle.

Il quarto componente è l'Earth Return Orbiter.
Attualmente è ancora in fase di progettazione, ma concettualmente dovrà prelevare i campioni trasportati fuori dall'atmosfera dal razzo Mars Ascent Vehicle, e portarli fino alla Terra.
Inoltre dovrà funzionare da antenna per le poche ma essenziali comunicazioni tra i rover in superficie e la Terra.

Le fasi della missione

Prima di tutto va detto che ripensando alla storia esplorativa di Marte, piena di catastrofici insuccessi, anche la missione Mars Sample Return (MSR) è soggetta a numerosi rischi legati all'atterraggio su Marte di tutti i componenti.
Rischi che se concretizzati in fallimenti anche solo di un componente, possono decretare il fallimento dell'intera missione.
Non sarebbe infatti la prima volta che un rover si distrugga durante l'atterraggio o perda le sue facoltà operative durante una tempesta di sabbia.
E in questo caso i rover che non devono aver alcun problema sono ben quattro.

La prima fase della missione è il lancio del primo componente: il rover Mars 2020, che partirà dalla Terra già nel luglio del 2020.
Il rover è già pronto ed è in una camera bianca in California sottoposto ad una decontaminazione da ogni residuo terrestre che potrebbe contaminare la superficie marziana.
Il suo atterraggio su Marte è previsto per il febbraio 2021, nel cratere di Jezero, appena a nord dell'equatore marziano.
E' stato scelto questo luogo perché potrebbe avere visto in passato forme di vita primordiale.
Se la vita è mai esistita su Marte, c'è una possibilità non trascurabile che si sia potuta sviluppare, e magari anche fossilizzare, nell'antico lago di questo cratere e nel sistema fluviale all'interno e intorno ad esso.
In quella zona il rover Mars 2020 estrarrà una quarantina di campioni di roccia delle dimensioni di una penna, che verranno sigillati all'interno di tubi.
Alcuni di essi saranno mantenuti all'interno del rover, mentre altri saranno stoccati sulla superficie in posizioni strategiche per usi futuri.

Nel 2026, se tutto andrà secondo i piani, avranno luogo altri due lanci.
Il primo porterà su Marte l'Earth Return Orbiterdell'ESA, il componente incaricato di portare a terra i campioni marziani.
Il secondo invece porterà sul pianeta rosso il razzo Mars Ascent Vehicle della NASA, che porterà nei cieli di Marte i campioni prelevati. E il Sample Fetch Rover dell'ESA, che preleverà i campioni stoccati dal Mars 2020 e li consegnerà al razzo di ritorno.
Questi due robot arriveranno su Marte nel 2028.
A questo punto l'Earth Return Orbiter si stanzierà sopra i cieli marziani e inizierà a monitorare tutto lo svolgersi della missione da quel momento in avanti, fungendo anche da antenna per tutte le comunicazioni tra i dispositivi presenti su Marte e il centro di controllo sulla Terra.

Il Sample Fetch Rover invece, una volta atterrato ed operativo, andrà alla ricerca del rover Mars 2020 e cercherà di afferrare le provette usando il suo braccio robotico, per poi consegnarle al Mars Ascent Vehicle.
Prima della consegna, i campioni verranno inseriti in palloni gonfiabili grandi come palle da calcio, che una volta trasportati in atmosfera verranno fatti scoppiare per essere messi a portata di mano dalla sonda incaricata del ritorno sulla Terra.
La navigazione del Sample Fetch Rover sulla superficie di Marte e il prelievo dei campioni saranno gestiti in modo autonomo, risparmiando tempo rispetto ad un più sicuro ma più lento pilota remoto.
E' previsto in ogni caso che il robot possa chiedere un intervento umano da Terra nel caso incontri problemi a causa di terreno particolarmente impervio o pericolose.

A questo punto il Mars Ascent Vehicle è pieno di campioni prelevati dal rover Mars 2020 e consegnati dal Sample Fetch Rover.
E' pronto a partire e a portarli nei cieli di Marte fino a oltre l'atmosfera.
La missione è agli sgoccioli, e i campioni sono quasi nelle nostre mani, ma la fase più critica inizia proprio ora.

La partenza del Mars Ascent Vehicle verso i cieli marziani sarà uno di momenti topici della missione.
Sarà la prima impresa di questo tipo compiuta dall'uomo su Marte. E anche questa fase sarà fatta in completa autonomia dal robot.
Se tutto andrà bene, una volta uscito dall'atmosfera il Mars Ascent Vehicle espellerà il contenitore con i campioni e li lascerà vagare liberamente sopra ai cieli di Marte.

A questo punto entra in gioco l'Earth Return Orbiter, in attesa già da un po di tempo sopra ai cieli marziani, e che userà le sue telecamere di bordo per localizzare i piccoli contenitori.
Una volta localizzati, li catturerà all'interno di una sua piccola stiva dove rimarranno durante il lungo viaggio verso la Terra.
Anche questo passaggio cruciale si baserà esclusivamente sulla capacità del veicolo di navigare e individuare un minuscolo oggetto senza l'aiuto di una rete satellitare GPS o quant'altro. E' assolutamente escluso l'aiuto da Terra, dovrà cavarsela da solo.

L'Earth Return Orbiter dovrebbe arrivare sopra la Terra nel 2031.
La NASA e l'ESA stanno pensando di compiere un primo studio già nello spazio, prima di far atterrare i campioni sulla Terra, quasi sicuramente sulla stazione Stazione Spaziale Internazionale ISS.
Questo studio preliminare potrebbe servire ad individuare eventuali microorganismi pericolosi presenti nei campioni.

E ora il rientro a Terra.
Per il rientro la NASA sta studiando un piccolo veicolo, l'Earth Entry Vehicle, che verrà lanciato dall'Earth Return Orbiter e che è studiato per cadere letteralmente sulla Terra senza l'aiuto del paracadute.
La caduta avverrà ad una velocità di circa 145 km/h e avrà come obiettivo il deserto dello Utah.
E' stato deciso di rinunciare al paracadute e subire una caduta secca perché i tecnici non sono in grado di garantire un atterraggio sicuro.
Ci sono infatti paure di pericolosi malfunzionamenti sulla base dell'esperienza avuta dal fallimento della missione "Genesis" avvenuta nel 2004. la Genesis aveva raccolto particelle di vento solare, ma durante l'atterraggio la capsula si è aperta e il delicato carico è andato perduto.
E' ovvio che non si vuole ripetere la stessa esperienza anche con i campioni provenienti da Marte. Sia per la perdita scientifica, che per il rischio di contaminazione da parte degli stessi.
Quindi sembrerebbe essere più semplice costruire una capsula molto dura e resistente, che sarà per forza di cose più pesante e inadatta per un paracadute, ma più in grado di resistere ad una caduta, evitando che i campioni si riversino nel deserto.

Una volta a terra, la capsula verrà portata in una struttura di ricezione in cui i campioni saranno collocati nell'area più impenetrabile e biologicamente sicura del mondo.
Alcuni requisiti di base sono chiari: i campioni verranno trattati come se fossero altamente virulenti.
Verranno probabilmente mantenuti al livello di biosicurezza più elevato possibile e gli scienziati dovranno indossare speciali tute isolanti. Lavoreranno in celle con molteplici chiusure, oltre ad una pressione dell'aria inferiore a quella ambientale per evitare la dispersione verso l'esterno.

Rischi e Problemi

Come è facile immaginare, una missione interplanetaria così strutturata e con così tante fasi è piena di problematiche.
Oltre ad una serie di propblemi tecnini legati al ritorno, ci sono problemi legati al budget e a come salvaguardare le rocce di Marte dalla contaminazione terrestre, così come ogni possibile proliferazione, non importa quanto improbabile, di un organismo alieno.

Uno dei principali problemi tecnici è quello delle comunicazioni con la Terra durante la prima fase della missione: quella in cui il rover Mars 2020 dovrà atterrare sulla superficie di Marte ed iniziare a raccogliere i campioni.
Fino all'arrivo dell'Earth Return Orbiter, il Mars 2020 dovrà fare affidamento su una rete di satelliti già presenti in orbita su Marte dalle scorse missioni ma ormai antiquati: il Mars Odyssey, il Mars Reconnaissance Orbiter, il Mars Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN), e l'ExoMars Trace Gas Orbiter.

Peccato che ll Mars Odyssey, lanciato nel 2001, esaurirà il propellente entro il 2025.
Nello stesso periodo potrebbero esaurirsi anche le batterie del Mars Reconnaissance Orbiter, lanciato nel 2005.
Ciò esclude a priori l'appoggio alle comunicazioni di queste due sonde che, pur avendo fatto la storia dell'esplorazione marziana, sono giunte agli sgoccioli.
Rimane qualche speranza in più per il MAVEN, lanciato nel 2013, e che sta funzionando ancora molto bene.
Ma le maggiori aspettative sono per l'ExoMars Trace Gas Orbiter, lanciato nel 2016, che sarà probabilmente il principale canale di dati al servizio della missione.
Se questa rete di comunicazione dovesse fallire, la missione terminerebbe prima di iniziare.
Questa situazione obbliga i tecnici anche a portare su Marte i primi tre componenti nel più breve tempo possibile per sfruttare al massimo l'infrastruttura esistente prima che essa crolli.

Un altro punto di fallimento è sul Sample Fetch Rover, incaricato di prelevare i campioni raccolti dal Mars 2020 e trasportarli sull'Earth Return Orbiter, che li porterà nei cieli marziani. per motivi legati ai costi, il Sample Fetch Rover sarà alimentato da pannelli solari e non da batterie nucleari.
Questo significa che dovrà compiere il suo lavoro in tempi molto rapidi prima che i bui mesi invernali, e le tempeste di polvere lo lascino senza energia.
Nella migliore delle ipotesi avrà a disposizione 150 giorni marziani, e la sua missione non è per niente semplice dato che dovrà muoversi su un terreno insidioso e pieno di pericoli.
Potrebbe bastare il minimo intoppo per bloccarlo per settimane come è già successo al rover Curiosity.

E ora ciò che farà davvero restare i tecnici di missione senza fiato: il decollo del razzo Earth Return Orbiter che porterà di campioni sopra ai cieli di Marte.
Come abbiamo accennato poco sopra, il veicolo durante la salita dovrà funzionare in modo completamente autonomo, senza possibilità di intervento umano in caso di problemi.
Ma prima della sua entrata in scena, il razzo rimarrà inattivo per diversi mesi nel freddo pungente marziano, aspettando che il Fetch rover faccia la sua parte.
Questo è un grosso rischio. Sulla Terra, il combustibile solido per missili non brucia sempre correttamente dopo l'esposizione a basse temperature.
Le condizioni su Marte sono molto più fredde e il tempo di esposizione del veivolo sarà molto lungo.
I combustibili liquidi potrebbero essere più affidabili, ma richiederebbero un complesso sistema di valvole che introdurrebbe ulteriori potenziali punti di guasto.

Da ultimo, ma assolutamente non meno importante, il problema di contaminazione.
Prima che qualsiasi veicolo spaziale diretto sui vari pianeti del Sistema Solare lasci la Terra, viene accuratamente sterilizzato per ridurre la possibilità di contaminazione umana nei confronti dei mondi verso cui la sonda è diretta.
Ma in questa caso gli scienziati devono anche preoccuparsi della così detta contaminazione a rovescio.
Cioè del fatto che nessun eventuale microrganismo, anche se fossile, e anche se con pochissime probabilità di esistenza, presente su Marte possa in nessun modo contaminare l'ambiente terrestre mettendo noi o la nostra biosfera in grave pericolo.
La probabilità che ci sia qualcosa di pericoloso nei campioni marziani si avvicina allo zero, ma nessuno degli scienziati è certo che sia uguale a zero. D'altra parte una missione del genere è concepita anche nella speranza che questa probabilità non sia affatto uguale a zero.

Tali rischi sono presi molto sul serio e il carico prelevato sarà meticolosamente sigillato.
Gli umani non entreranno in diretto contatto con polvere, rocce e suolo marziani.
Per questo motivo, quando l'astronave di ritorno sulla Terra catturerà il contenitore del campione nell'orbita marziana, lo metterà in una capsula che verrà impacchettata con diversi strati di isolante.

Che abbia successo o che fallisca, la missione MSR sarà una pietra miliare nella storia esplorativa spaziale e sicuramente avrà molto da insegnarci, per cui aspettiamo con ansia la partenza nella speranza che tutti i fattori giochino a favore dell'esplorazione.

lunedì 27 gennaio 2020

#AmmassiGalattici #BigBang #BuchiNeri #Galassie #MateriaOscura #Universo


Ecco i motivi per i quali i cosmologi hanno bisogno della "materia oscura".

Proprio così, la realtà è che nonostante la si stia studiando da anni, ancora oggi non sappiamo cosa sia la materia oscura.
Sempre più spesso si sente parlare di materia oscura, spesso associandola a qualcosa con caratteristiche ben definite.
In realtà la materia oscura non è nient'altro che una pezza matematica. Il Modello Standard, cioè le teorie che usiamo oggi per descrivere l'universo, a partire dalla sua nascita fino a ciò che osserviamo oggi, non funziona come dovrebbe.
Vediamo assieme perché i cosmologi hanno bisogno di appellarsi ad un termine così stravagante per descrivere qualcosa che ancora non sono riusciti ne a vedere, ne a toccare.

Rotazione delle galassie
Il primo elemento che mette in crisi il modello standard è la rotazione delle galassie, in particolare quello delle galassie a spirale. Come la nostra per esempio.
Le leggi della gravità universalmente accettate, riassumendo molto brevemente, ci insegnano che quando un oggetto ruota attorno ad un centro di gravità, la sua velocità è tanto minore quanto la sua distanza dal centro gravitazionale. In proporzione alla propria massa e a quella dell'oggetto "attorno alla quale ruota".
Abbiamo parlato nei dettagli di questo argomento qui: come mai le orbite sono ellittiche

Questo è vero per quello che riguarda il rapporto Terra-Luna, Sole-Pianeti, Sole-Comete, ma non per quanto riguarda le stelle che ruotano attorno al centro delle galassie.
Ci aspetteremmo infatti che più ci allontaniamo dal centro di una galassie, per esempio andando verso le spirali, e più le stelle diminuiscano la loro velocità.
Invece non è così: Non solo mantengono la stessa velocità, ma in alcuni casi sono anche più veloci di quelle vicine al nucleo galattico.
Queste stelle, oltre ad essere troppo veloci per le forze gravitazionali prese in considerazione, non dovrebbero nemmeno rimanere all'interno delle galassie. Dovrebbero essere espulse, perché la massa dell'intera galassia non è sufficiente per tenerle legate a se stessa.

come si fa a calcolare la velocità delle stelle nelle galassie lontane?
Ora vi chiederete come facciamo ad essere sicuri di questa stranezza, visto che stiamo parlando di migliaia di punti luminosi che si trovano in galassie estremamente lontane e che non vengono nemmeno distinte dai telescopi.
Il metodo è semplice: si osserva la luce di queste galassie attraverso degli spettrografi, cioè dei telescopi che non guardano la luce bianca delle stelle ma il loro spettro, una cosa simile all'arcobaleno che vediamo quando la luce passa attraverso le goccioline nell'aria dopo un temporale.
Quando un oggetto astronomico si allontana da noi, il suo spettro tende al rosso, mentre quando si avvicina tende al blu.
Quindi, quando una galassia sta ruotando, la luce delle stelle sul lato della galassia che sta ruotando verso di noi si sposta verso il blu, mentre la luce delle stelle dall'altra parte della galassia, quella che si sta allontanando, viene spostata verso il rosso.
In questo modo possiamo dire quanto velocemente e in quale direzione le stelle stanno orbitando attorno al nucleo della propria galassia.

I valori raccolti vengono poi rappresentati su un grafico che mostra le velocità orbitali delle stelle rispetto alle loro distanze dal centro della galassia e si ottiene una "curva di rotazione".

Ora, osservando le curve di rotazione delle galassie ci si accorge che le velocità di rotazione non diminuiscono con la distanza come previsto.
Al contrario, le curve si livellano e le stelle lontane dal centro della galassia si muovono più velocemente di quanto ci aspettassimo.
L'unico modo per spiegare questo fenomeno, senza mettere in discussione le leggi della gravità, è aggiungere alle galassie una grande quantità di materia che non siamo in grado di vedere.
Ecco la necessità di una materia oscura che non riusciamo a vedere.

E' probabile che questa massa, che non riusciamo a cogliere, circondi la galassia e sia nell'alone galattico. Ma potrebbe anche essere nelle spirali, o nel nucleo. Non dimentichiamo per esempio che nel nucleo della nostra galassia non c'è solo un buco nero supermassiccio ma ci sono centinaia di altri buchi neri.
Oppure ancora potrebbe essere che semplicemente le equazioni del modello standard debbano essere riviste.
Abbiamo parlato delle centinaia di buchi neri in questo articoli: Centinaia di buchi neri nel cuore della Via Lattea!

Quello che è certo, è che se prendiamo tutta la materia luminosa che può essere vista in una galassia, come stelle, gas e polvere, e calcoliamo la curva di rotazione, la velocità delle stelle più esterne dovrebbe essere almeno 1/5 di quella osservata realmente.
E come se non bastasse, alla velocità in cui le osserviamo, dovrebbero essere letteralmente lanciate nello spazio intergalattico.
Questo ci fa pensare che la materia oscura che non riusciamo a misurare sia 6 volte quella che vediamo.

Movimento delle galassie all'interno degli ammassi
Un altro elemento che ci fa accorgere che nelle equazioni gravitazionali manca qualcosa, è la velocità con la quale le galassie si muovono all'interno degli ammassi galattici.
Anche questa velocità è troppo alta.
Se prendiamo un ammasso galattico e calcoliamo la massa totale delle galassie che contiene, questa non è sufficiente a spiegare la velocità elevata con la quale si spostano all'interno del gruppo.

Lenti gravitazionali
Anche le lenti gravitazionali fanno pensare che ci sia qualcosa che non quadra in ciò che vediamo.
Questo fenomeno è ampiamente previsto dalla teoria della relatività di Albert Einstein, e consiste nel fatto che il percorso della luce viene deviato quando questa passa vicino ad una grande massa che esercita una forte attrazione gravitazionale.
E' lo stesso fenomeno per la quale la luce di un buco nero, che ha una massa e una gravità enormi, non riesce a fuggire dall'orizzonte degli eventi.
Abbiamo parlato nel dettaglio dell'orizzonte degli eventi in questo approfondimento: Come sono fatti i buchi neri?


Big Bang
Per finire, anche le teorie sulla formazione dell'universo soffrono della carenza di materia.
Anche il Big Bang, il modello attraverso la quale rappresentiamo la nascita e lo sviluppo dell'universo, non può stare in piedi solamente con la materia che osserviamo e pesiamo nell'universo.
La teoria del Big Bang ormai è universalmente accettato da tutti i cosmologi, e spiega come l'universo ebbe inizio da una esplosione.
Per farla molto breve, dopo questa esplosione da un punto infinitamente piccolo e caldo, le particelle subatomiche che costituiscono la materia hanno iniziato a raffreddarsi e a raggrupparsi formando gli atomi di idrogeno.
Questi atomi si sono poi addensati formando enormi nubi di gas e polvere da cui nacquero le prime stelle e le galassie.
Per rendere possibile quest'ultima fase, nel cosmo primordiale devono esserci state delle piccole irregolarità nella distribuzione della materia, tale per cui in alcune zone la gravità ha iniziato a prevalere dando il via alla formazione stellare e al raggruppamento in galassie.
Quindi secondo questo modello le galassie si sono formate da ciuffi di materia più densi all'interno di un panorama di gas non omogeneo.
Tutto ciò sembra naturale, ma se andiamo a calcolare la forza di gravità presente nelle epoche lontane quando l'universo era una distribuzione non uniforme di gas, ci accorgiamo che non era assolutamente sufficiente a portare l'universo nello stato in cui lo vediamo oggi.
Quindi anche questa evoluzione è stata possibile grazie a della massa che non riusciamo a rappresentare: anche qui c'è lo spettro della materia oscura.

cos'è la materia oscura?
Questa domanda sorge spontanea non solo a voi ma anche ai cosmologi.
Dove si trova tutta questa massa che non siamo in grado di vedere?
La risposta più umile e corretta che un cosmologo possa darvi è: non lo sappiamo.
Però ovviamente abbiamo delle idee, alcune delle quali molto esotiche e stravaganti, altre invece più pratiche e semplici.

Le WIMP
La teoria più fantasiosa, ma anche quella alla quale gli astronomi stanno rivolgendo la maggior parte degli sforzi, attribuisce la massa mancante a particelle sub atomiche che non siamo ancora riusciti a vedere: le WIMP, .
Secondo i fisici queste particelle avrebbero una massa, ma misteriosamente non interagirebbero con il resto della materia conosciuta. Quindi non interagirebbero neanche con i nostri rilevatori, e questo sarebbe il motivo per la quale non le abbiamo ancora rilevate.
Inutile dire che se esistessero, per rappresentare 6 volte la materia ordinaria, dovrebbero anche essere davvero tantissime ed avere una densità altrettanto importante. In alternativa devono esercitare un forte effetto gravitazionale per un motivo a noi ancora sconosciuto.

I MACHO C'é invece una parte di comunità scientifica che cerca la massa mancante nell'alone galattico, e in oggetti meno misteriori.
Abbiamo parlato dell'alone galattico in questo articolo: Morfologia della Via Lattea

Secondo questo modello, proprio attorno alle galassie ci sarebbe quella parte di materia che non vediamo.
E non si tratterebbe di strana materia esotica dalle proprietà stravaganti, ma semplicemente di corpi celesti più o meno massivi che non emettono luce o ne emettono pochissima.
Stiamo parlando di buchi neri, stelle di neutroni e nane bianche o brune. Oggetti molto antichi e che possono essere stati spinti fuori dalle spirali e dal piano galattico verso l'alone.
La forza di questa visione sta proprio nel fatto che la massa mancante sarebbe in composta da oggetti che conosciamo, e che in un modo o nell'altro abbiamo già osservato in altri contesti.
Questi oggetti vengono catalogati come MACHO: Massive Astrophysical Compact Halo Objects, Oggetti astrofisici massivi e compatti nell'alone.
Come per le wimp, anche la natura e l'origine dei MACHO sono attualmente oggetto di studi e dibattiti.
La loro massa e la loro distribuzione sono state misurate dai loro effetti gravitazionali: un MACHO medio dovrebbe avere circa la metà della massa del Sole.
Le osservazioni fatte fino ad oggi arrivano a stimare una massa nascosta nei MACHO pari a circa il 15% della massa mancante.

Errore di misurazione
E' anche possibile che tutta la massa necessaria a tenere in piedi l'universo sia proprio sotto i nostri occhi e si trovi semplicemente in ciò che vediamo in tutte le frequenze elettromagnetiche a nostra disposizione: luce, infrarossi, ultravioletti, onde radio. Ma che semplicemente stiamo sbagliando a stimarne la massa e la quantità.
Non dimentichiamo infatti che non sappiamo né realmente, né precisamente, quanta massa possa esserci in un buco nero, o in una stella di neutroni, o in una nebulosa come quelle nella cintura di Orione: ne azzardiamo una stima in base alle nostre conoscenze ma potremmo sbagliare, anche nella misura di 6 volte a 1.

Errore nel modello
Anche un errore nel modello evolutivo dell'universo potrebbe essere sufficiente a spiegare perché esso non si comporti come ci aspettiamo.
Esiste un'alternativa alla materia oscura? Ne deduciamo la sua presenza usando la gravità, ma cosa succede se la nostra comprensione della gravità non è del tutto corretta?
I cosmologi lavorano costantemente al modello standard nel tentativo di trovare dove possa esserci un errore, non nelle osservazioni, non nelle misurazioni, ma semplicemente nella nostra comprensione e nei calcoli. Nel modo in cui noi abbiamo immaginato la nascita, l'evoluzione e il funzionamento dell'universo. Nel modo in cui interpretiamo la gravità e la massa.

Pur essendo molto diversi tra loro, questi elementi e queste teorie non si escludono l'uno con l'altro. Tutte potrebbero essere errate tanto quanto potrebbero assieme portare alla risoluzione dell'enigma della massa mancante.
Ma intanto, mentre guardate un bel cielo stellato, siate certi che qualcosa ancora non torna in quello che vedete e nel come l'uomo cerca di spiegarlo!

martedì 3 dicembre 2019

#Stelle #ViaLattea

Betelgeuse, una stella enorme sotto i riflettori degli astronomi, pronta ad esplodere in una supernova. Quando succederà? Quali conseguenze ci saranno per la Terra?

Betelgeuse bene o male la conosciamo quasi tutti, magari non tutti di nome, ma a tutti sarà capitato di notarla nelle notti invernali a fare da spallina a Orione.
Betelgeuse è una stella gigante rossa, e a guardarla lo si nota subito. Si trova a 600 anni luce dal Sole, e ha poco più di 10 milioni di anni, che paragonati all'età del Sole sono un battito di ciglia.

Come è fatta Betelgeuse?
Ma cerchiamo di capire cosa vuol dire gigante rossa. Vuol dire che la sua massa è circa 15-20 volte la massa solare, vuol dire che il suo raggio medio è circa 1.000 volte il raggio medio del Sole.
Questo significa che se Betelgeuse fosse al posto del Sole, il suo raggio arriverebbe più in la dell'orbita di Giove (anche se molto prima di quella di Saturno).
Se notate abbiamo detto che il suo raggio medio è circa 1.000 volte quello del Sole, non il suo raggio. E più avanti arriveremo a capire il perché di questa sottigliezza.
Vuol dire anche che la velocità con la quale Betelgeuse ruota su se stessa (all'equatore) è di circa 14,5 km/s, circa 14 volte più veloce di quanto ruoti su se stesso il Sole; La Terra, per fare un paragone, ruota su se stessa mediamente a 0,47 km/s.
E ora il pezzo forte: la sua luminosità reale è circa 135.000 volte la luminosità del Sole!
Ma c'è una cosa sulla quale il Sole la vince: la temperatura superficiale. Infatti la temperatura superficiale di Betelgeuse è di circa 3.200 °C, il che la porta ad essere molto più fredda del Sole, la cui temperatura è quasi il doppio con i suoi 5.500 °C circa.

Ma Betelgeuse è molto di più.
La sua dimensione infatti la rende molto instabile, e la fa rientrare in una categoria di stelle dette variabili pulsanti.
Ecco perché poco sopra abbiamo parlato di raggio medio. Le sue dimensioni infatti cambiano con un periodo non regolare che va dai 2.000 ai 2.300 giorni, cioè dai 5 anni e mezzo a poco più di sei anni.
A volte, e senza preavviso, all'interno di questo periodo ciclico si inseriscono degli altri periodi che vanno dai 4 ai 12 mesi.

In questa situazione di alta, e irregolare variabilità, il raggio di Betelgeuse passa da circa 850 raggi solari a circa 1.400. Vi rendete conto? Come potete facilmente immaginare, in questo ambiente instabile anche la luminosità cambia parecchio. La sua magnitudine apparente può oscillare da 0,2 nei periodi più luminosi, a 1,2 nei periodi meno.
Sempre per fare dei paragono vuol dire che nei periodi di massimo splendore raggiunge quasi la luminosità della luminosa Vega, mentre nei periodi di minimo assomiglia di più alla stella Bellatrix, l'altra spalla di Orione.
Tutti voi quindi, potete vederne la differenza se la guardate a distanza di un anno e paragonate la sua luminosità a quella delle stelle vicine.

Ma come si formano le giganti rosse come Betelgeuse?
Betelgeuse non è sempre stata così, e come tutte le stelle non rimarrà per sempre così.
Come abbiamo detto Betelgeuse ha molto probabilmente poco più di 10 milioni di anni. Ciò significa che ha iniziato a splendere molto più tardi del Sole, e molto dopo addirittura la formazione della Terra. 10 milioni di anni fa infatti la Terra aveva già superato il periodo geologico della Pangea ed aveva già un'aspetto simile a quello odierno!

E fino a 40.000 anni fa Betelgeuse era quasi sicuramente una splendente gigante bianco-azzurra di classe B.
Per capirci era una stella luminosa come Regolo, la stella più luminosa del Leone, oppure di Spica: la stella più luminosa della Vergine.
Questo fino a 40.0000 anni fa, fino a quando sulla Terra si passava dall'uomo di Neanderthal all'uomo sapiens. Possiamo dire che l'uomo sapiens sia stato l'ultimo a vedere la vecchia Betelgeuse.

Ma stelle di questo calibro, composte principalmente di idrogeno, bruciano il loro gas primordiale in pochissimo tempo: il principio è che più massa troviamo in una stella e più calda e veloce è la fusione.
Ciò significa che in breve tempo l'idrogeno nel suo nucleo è terminato, poi è terminato anche l'elio, e ha iniziato a creare ossigeno e altri materiali ancora più pesanti.
A questo punto, quando l'uomo sapiens iniziava a camminare per la Terra, la fusione su Betelgeuse è diventata meno aggressiva, la forza gravità si è attenuata, i materiali più pesanti della stella hanno iniziato a formare un nucleo più piccolo, mentre gli altri più leggeri hanno iniziato ad allontanarsi grazie al fatto che la pressione verso l'esterno non era più sufficientemente contrastata dalla forza di gravità.
Ecco che Betelgeuse ha iniziato ad espandersi, diventando la gigante rossa che vediamo adesso, e a occupare una superficie molto più grande addirittura dell'orbita Terrestre.

L'esplosione in supernova
E qui arriviamo alla domanda fatale, cosa succederà a Betelgeuse? e quanto sarà pericoloso per noi sulla Terra?
Quello che succederà nel breve periodo è che il nucleo di Betelgeuse inizierà a produrre ferro, poi, il nucleo di ferro inizierà quindi a comprimersi sempre più su se stesso.
Betelgeuse non avrà più scampo: in meno di un secondo il suo nucleo collasserà, diventando centinaia di volte più piccolo ad una velocità che si avvicina a un terzo di quella della luce!!!
E' straordinario, una stella di questo tipo rimane stabile per milioni di anni ma le fasi finali che la portano ad esplodere sono rapidissime!
Potete approfondire a questo link Cosa sono le supernovae questo fenomeno così esplosivo che qui abbiamo solo abbozzato, e quanto sia stato importante per la terra.


Ma quando Betelgeuse esploderà in supernova?
Nessuno sa esattamente quanto tempo ci vorrà prima che Betelgeuse esploda in una supernova. Le stime sviluppate dai modelli di evoluzione stellare dipendono dalla massa e dal periodo di rotazione della stella, ed entrambi sono noti in maniera approssimativa.
Se Betelgeuse ha veramente una massa quasi 20 volte quella del Sole, esploderà entro i prossimi 100.000 anni, lasciando nel cielo qualcosa di simile alla famosa nebulosa del granchio, M1, ma molto più luminosa considerato che si troverà a a 600 anni luce e non a 6.300!
Guarda le foto di M1 qui: M1, la nebulosa del granchio (NGC1952)

Chiaramente l'esplosione potrebbe avvenire anche molto più tardi, oppure molto prima, ma tuttavia le probabilità che Betelgeuse esploda durante la nostra vita sono inferiori allo 0,1%.
Dobbiamo poi fare il conto con la distanza, per cui anche se esplodesse in questo momento, gli esseri umani se ne accorgerebbero tra 600 anni: e ne voi, ne i vostri nipoti, sarete ancora qui per ammirarla.

Quello che è certo è che quando ciò avverrà, Betelgeuse brillerà nel cielo con una magnitudine di circa -11.
Significa che sarà molto più luminosa di Venere (-4), quasi luminosa quanto la luna piena: il che la renderà visibile tranquillamente anche durante il giorno.

Quali saranno gli effetti dell'esplosione di Betelgeuse sulla Terra ?
Data la sua distanza, la Terra e la superficie terrestre non subiranno danni!
Il materiale espulso dalla supernova di Betelgeuse si sarà espanso e raffreddato fino a diventare insignificante molto prima di raggiungere il nostro Sistema Solare.
Anche la nostra atmosfera è al sicuro: Betelgeuse è troppo lontana anche per ionizzare in modo significativo l'atmosfera terrestre e rimuovere il suo strato di ozono rendendo di fatto impossibile la vita in superficie. Qualche danno allo zono ci sarà, ma non significativo, forse addirittura minore di quello causato dall'uomo.
L'esplosione sarà quindi spettacolare, certo, ma molto probabilmente non mortale per la vita sulla Terra.
Una stella come Betelgeuse dovrebbe trovarsi ad almeno 150 anni luce per causare danni misurabili per l'uomo e per l'ambiente.

Quindi, guardate Betelgeuse con cuore tranquillo, godetevi la sua rossa bellezza, sapendo che la sua luminosità non è costante, che la sua dimensione è più ampia dell'orbita terrestre e che quando esploderà sarà una meraviglia per i vostri figli senza essere oltremodo pericolosa!

Costellazione:Orione
Tipo:Stella gigante rossa
particolarità:Stella variabile pulsante
Periodo di variazione:5 anni
Magnitudine apparente:min: 1,2 | max: 0,2
Raggio:min: 850 raggi solari | max: 1.400 raggi solari
Distanza dal Sole:600 anni luce
Età:10 milioni di anni
Massa:15 o 20 volte quelled del Sole
Velocità di rotazione:14 volte la velocità del Sole
Luminosità reale:135 mila volte più luminosa del Sole
Temperaturametà della temperatura del Sole

martedì 19 novembre 2019

#Asteroidi #Comete #Giove #SistemaSolare #Sole

Perchè le orbite sono ellittiche?


Da Newton e Keplero ad Albert Einstein, ormai le leggi della gravità e la matematica alle origini delle orbite di pianeti e satelliti non sono più un mistero. Ma la domanda che si pongono in molti è: perché le orbite dei pianeti sono ellittiche e non circolari?

E' davvero raro infatti trovare nel Sistema Solare un corpo che ruoti naturalmente attorno ad un altro con orbita esattamente circolare.
Più o meno eccentriche, le orbite dei pianeti e degli asteroidi, sono delle ellissi.

Ma prima di capire come mai la maggior parte delle orbite è ellittiche facciamo un passo in dietro sui vari tipi di orbita, e sul perché un oggetto finisce per orbitare attorno ad un altro.
Alla base di tutto c'è il fatto che due oggetti nello spazio vuoto con masse più o meno simili hanno un'attrazione gravitazionale l'uno verso l'altro.
In genere siamo abituati a pensare ad un oggetto con grande massa attorno alla quale orbita un oggetto con massa molto minore. Ad esempio la Terra con la Luna o il Sole con i pianeti.
Bene, questa situazione non è affatto la normalità. Nello spazio infatti ci sono molte stelle doppie, o triple, con masse molto simili, che orbitano "una attorno all'altra".



In realtà dire che ruotano "una attorno all'altra", oppure che un pianeta ruota attorno al Sole, non è affatto appropriato.
In generale quando un corpo "orbita attorno ad un altro" corpo, significa che entrambe i corpi stanno ruotando attorno ad un baricentro comune.
Nel caso dei pianeti e del Sole, questo baricentro si trova molto vicino alla posizione del Sole, ma nel caso di stelle binarie si trova tra le due stelle.

Tornando ora alle forme delle orbite dei sistemi planetari, possono avere in realtà forme differenti.
Queste forme sono regolate dalla massa dei due oggetti e dalla velocità con il quale i corpi interagiscono all'interno del sistema.
Possiamo quindi trovarci davanti a quattro tipi differenti di orbite: a spirale, iperbolica, ellittica o circolare.
Per semplificare, da qui in poi parleremo del Sistema Solare, che ha il centro nei pressi del Sole e che è composto da pianeti e da oggetti minori.



Un orbita a spirale è in realtà un'orbita mortale e che dura molto poco.
Porterà inevitabilmente l'oggetto orbitante a schiantarsi sul Sole (o sul corpo predominante). E' il caso di corpi orbitanti con massa e/o velocità molto basse.
Questi corpi cadono sul Sole con un percorso a spirale che li porta sempre più vicino alla sua superficie. Un po come fa una biglia lasciata correre all'interno di un grosso imbuto.

Un orbita iperbolica invece, è il percorso che hanno oggetti con velocità molto alte oppure che mantengono una grande distanza dal Sole.
Questi corpi si avvicinano al Sole ed il loro percorso viene deviato verso il Sole dalla sua forza gravitazionale.
Tuttavia se sono molto veloci, oppure abbastanza lontani (o entrambe le cose), continuano la corsa oltre il Sole senza lasciarsi imprigionare da esso.
Questi oggetti dopo essersi avvicinati al sole, vengono deviati e rimandati fuori dall'influenza gravitazionale della nostra stella, formando un percorso iperbolico, e non tornano mai più nei pressi del Sole.
Oumuamua e Borisov sono esempi di questi corpi che hanno transitato nei pressi del Sole per poi andarsene per sempre.

E ora veniamo al nocciolo dell'articolo: Le orbite ellittiche.
Perché le orbite degli oggetti del Sistema Solare sono tutte ellittiche?
Quando un oggetto è troppo piccolo oppure troppo lento per sfuggire all'attrazione gravitazionale del Sole, inizia ad orbitargli attorno con un'orbita ellittica e ripetitiva.
In origine i pianeti sono stati attratti dal Sole. Dopo essersi avvicinati, la velocità che hanno acquisito non è stata sufficiente a rispedirli fuori dal sistema solare con un percorso iperbolico.
Quindi hanno iniziato si ad allontanarsi ma perdendo velocità e finendo con il tornare di nuovo vero il Sole.
Da quel momento in avanti il loro percorso è sempre stato lo stesso: un tira e molla cosmico che ha dato origine alle orbite ellittiche.
Durante la loro formazione, i pianeti hanno acquisito una loro velocità dovuta agli impatti dei frammenti rocciosi e alla velocità di moto che aveva la nebulosa primordiale.
Questa velocità, sommata a quella dell'attrazione gravitazionale del Sole, permette loro di non schiantarsi su di esso ma di girargli intorno per poi sfuggirgli attraverso una fionda gravitazionale.
A mano a mano che si allontanano però, questo effetto si affievolisce, riportando ancora il pianeta verso il baricentro comune con il Sole.
Ecco tracciata un'orbita Ellittica.

Da tutto questo è facile capire che la velocità dei pianeti è massima nel punto più vicino al Sole, mentre è più bassa nel punto più lontano.
La bassa velocità avvicina il pianeta al Sole, mentre l'alta velocità lo sposta di nuovo verso l'esterno del sistema.
Per esempio la velocità massima con la quale orbita la nostra Terra è di 30,3 km/s, mentre quella più lenta è di 29,3 km/s.
Puoi approfondire i movimenti della Terra nello spazio in questo interessante approfondimento: Quanto veloci siamo da fermi?

Questa minima differenza porta ad un orbita leggermente ellittica. La cosa interessante di tutto ciò è che l'energia totale dell'oggetto in orbita (energia cinetica più energia potenziale) rimane costante e genera l'armonia e la ripetitività dell'orbita.

Ora passiamo a delle vere rarità: le orbite circolari.
Nonostante la maggior parte delle illustrazioni del Sistema Solare siano ad orbita circolare, questo tipo di orbita nello spazio è quasi impossibile da trovare.
La Terra per esempio, che ha un'orbita molto poco eccentrica, ha comunque un orbita ellittica.
Le condizioni affinché un oggetto possa acquisire un orbita circolare dovrebbero essere "troppo perfette".
Le velocità intrinseca del corpo e quella con la quale viene attratto dal Sole dovrebbero essere perfettamente bilanciate: il che è davvero poco probabile.

Per concludere, più volte abbiamo detto in questo approfondimento che i pianeti, gli asteroidi e i pianetini del Sistema Solare, orbitano attorno ad un baricentro comune.
Non è preciso infatti dire che i pianeti ruotano attorno al Sole.
Questo perché quando due corpi orbitano l'uno attorno all'altro, in realtà entrambi orbitano attorno al loro centro di massa.
Questo centro di massa è chiamato baricentro.
Di fatto quindi la Luna non orbita attorno alla Terra, e i pianeti non orbitano attorno al Sole.

Ma quindi dove si trova il baricentro del Sistema Solare?
Le realtà è che ogni pianeta, cometa, asteroide, o che si voglia, ha un rapporto personale con il Sole e la coppia ha il proprio baricentro che è distinto da quello degli altri corpi.
Il baricentro di Massa tra la Terra e il sole, ad esempio, si trova molto vicino al centro del Sole. Il baricentro tra il Sole e il pianeta Giove invece, si trova fuori dal Sole, a 743.000 km dal nucleo, cioè 47.000 km oltre la sua superficie (fotosfera).





giovedì 12 settembre 2019

#BuchiNeri #Galassie #Quasar #starburst #Universo

Cosa sono i venti galattici?

Fenomeni energetici che possono sconvolgere la formazione stellare della galassia ospite, i più forti possono uscire dalle galassie per centinaia di anni luce. Ma cosa sono questi venti galattici? e come si formano?

I venti galattici sono flussi di particelle elettricamente cariche che si muovono ad alta velocità all'interno delle galassie.
Sono fenomeni del tutto simili al vento solare, che viaggia attraverso il Sistema Solare e si propaga dal Sole.

Ma mentre il vento solare viene emesso dal Sole,
che cosa genera il vento galattico?

Quelli più deboli, nascono da stelle molto massicce.
Non solo le stelle di Wolf Rayet ma anche stelle super giganti e iper giganti possono generare venti galattici.
Sono stelle di primissima generazione, e sono estremamente attive: cioè hanno una fusione nucleare molto più attiva di stelle meno dense. Proprio a causa della loro iper attività hanno anche una vita molto breve perché l'idrogeno finisce molto in fretta portando la stella agli stadi successivi.
Ma nella loro breve vita, producono venti stellari talmente forti da inondare lo spazio circostante molto più di quanto faccia il Sole e molto più intensamente. Ecco perché spesso questi venti stellari diventano venti galattici.
Nella nostra galassia troviamo una alta concentrazione di queste stelle nell'ammasso stellare Westerlund 1.
Trovi un approfondimento su questo splendido oggetto a questo link: Westerlund 1, Le stelle più massicce della galassia sono qui!

I venti galattici generati da queste stelle super massicce sono a tutti gli effetti una parte della corona stellare che si allontana dalla stella in questione. Su queste stella la gravità non è sufficiente a vincere la pressione generata dalla fusione nucleare, e molto materiale scappa via. Quindi sono flussi composti da idrogeno ionizzato (elettroni e protoni), elio (particelle alfa) e tracce di ioni pesanti e nuclei atomici.
Per avere un'idea di cosa stiamo parlando, una stella di wolf rayet può arrivare ad espellere ogni anno attraverso il proprio vento stellare una massa pari a 1 centomillesimo della massa del Sole (1 alla -5). E' tanto? E' poco? beh è' circa un miliardo di volte la massa che disperde in un anno il vento solare! sono circa 3,33 masse terrestri!
Tuttavia questi venti galattici non sono abbastanza energetici per fuoriuscire dalla galassia ospite, ma hanno un impatto altissimo sulla formazione di nuove stelle.
Questo avviene perché le particelle del vento galattico, che si muovono in flussi molto densi, urtano quelle presenti nelle nebulose interstellari, ricche di idrogeno e altri gas, aiutando le prime collisioni atomiche necessari per accendere la miccia della formazione stellare.

Ci sono poi i venti galattici formati dalle esplosioni di supernova.
Per scoprire tutti i segreti sulle supernove ti invitiamo a leggere questo articolo: Come nascono le supernove?

Questi venti sono molto più forti di quelli generati dalle stelle massicce come quelle di Wolf Rayet, e molto spesso proiettano materiale fino nell'alone della galassia ospite.
Sono venti molto esplosivi: si formano in pochi secondi, negli istanti successivi all'esplosione, e da quel momento iniziano il loro lungo cammino attraverso la galassia fino a raggiungerne le zone più esterne dell'alone.
E se vi sembra tanto il materiale trasportato ogni anno dai venti galattici provenienti da stelle massicce, pensate che quelli generati da supernove possono arrivare ad espellere la stessa quantità di materia soltanto in pochi secondi!

Questi flussi possono raggiungere velocità di 1.000 km/s, e se incontrano grosse nebuloso nel loro cammino sono in grado di innescare contemporaneamente decine di fenomeni di formazione stellare!
Le galassie che ospitano questi fenomeni vengono spesso etichettate come galassie starbust, ovvero galassie dalla formazione stellare accelerata!
abbiamo parlato molto di queste galassie esplosive a questo link: galassie starbust

E ora veniamo ai venti galattici più energetici, veloci, e densi: quelli generati dai nuclei galattici attivi e dai Quasar.
Scopri cosa sono realmente i quasar qui: Cosa sono i Quasar?

Questi venti sono dei veri e propri "uragani galattici": possono anche raggiungere la velocità di 3.000 km/s, una velocità spaventosa!
Se leggendo questo nostro approfondimento: Quanto veloci siamo da fermi? vi siete stupiti della velocità con la quale la Terra si muove nel cosmo, vi renderete sicuramente conto di quanto siano veloci questi venti galattici.
A questa velocità le particelle che costituiscono il vento riescono anche ad uscire dalla galassia ospite e si disperdono nello spazio intergalattico.

Potrebbe sembrare un fenomeno tragico per le galassie, perché perdono materiale che potrebbero riutilizzare per dar vita a nuove stelle.
Invece, donano una seconda opportunità alla galassia ospite quando questa avrà esaurito le sacche e le nebulose di gas primordiale che contiene.
Già, perché quando il materiale che fuoriesce dalla galassia si raffredda, dopo migliaia di anni tende a rientrare. Innescando un secondo ciclo di formazione stellare, sia per via dell'attrito, che per il materiale rientrante che funge da carburante.

Un esempio di formazione stellare molto attiva generato da un buco nero supermassiccio lo troviamo anche nella galassia a spirale M77 (NGC 1068).
Qui il buco nero al centro della galassia ha una massa di circa 5 milioni di soli, e ha creato un disco di accrescimento di circa 300 anni luce. Questo enorme buco nero soffia un vento galattico alla velocità di 3.000 km/sec, che prima di uscire dalla galassia sta innescando la formazione stellare di migliaia di nuove stelle.



sabato 27 luglio 2019

#ViaLattea

Questa immagine straordinaria mostra nella maniera più assoluta le potenti energie in gioco nel centro della nostra Via Lattea. Ecco cosa riprende e perché è così straordinaria.

Questa zona della Via Lattea è completamente invisibile ai nostri occhi, anche con i più potenti telescopi, perché rimane nascosta dietro a nebulose che assorbono completamente la sua luce.
Fino a poco tempo fa per studiare quesa zona si usavano telescopi all'infrarosso: una parte dello spettro che riesce a penetrare queste nubi e a darci un'idea di cosa ci fosse al di là.
Ma questa immagine invece è stata ripresa dal nuovo radiotelescopio MeerKAT nel Sudafrica, ed è la prima immagine radio così dettagliata del centro della Via Lattea.

La dimensione della porzione di cielo ripresa è di circa 1° x 2°, più o meno la dimensione che potete coprire alzando un pollice al cielo, e riprende la zona attorno al buco nero Sgr A*.

Ma cosa ci mostra questa immagine in più di ciò che già conosciamo?
In realtà nulla, però ci dà un punto di vista del tutto nuovo sugli oggetti celesti immortalati, e con una risoluzione altissima.
Prima di tutto, ciò che vediamo non è luce, ma sono onde radio: onde con lunghezze molto più ampie della luce e che quindi non si fanno ostacolare dalle polveri sottili che intasano il centro della Via Lattea e che di fatto ci impediscono osservazioni precise e ad alta definizione.
Tutti i bagliori gialli che si vedono nell'immagine sono emessi da gas, ma le ragioni per la quali le diverse sorgenti le emettono sono molto diverse.
Alla fine di questa pagina trovate una immagine con le didascalie che vi aiutano a localizzare ciò di cui vi parleremo tra poco.

Le strutture circolare sulla sinistra sono causate da supernove, in gergo SNR: Supernova remnant o resti di supernova.
per apprendere nel dettaglio lo straordinario fenomeno delle supernove potete dare un occhio a questo approfondimento: Cosa sono le supernove e perché sono così importanti per l'uomo?

Ciò che avviene in questi casi è che il materiale espulso dalla supernova va a sbattere contro il gas dell'ambiente circostante, eccitandolo e illuminandolo sia nello spettro della luce visibile, sia, anzi ancora di più, nello spettro radio.
L'intensità del bagliore che vediamo dipende dalla quantità di gas eccitato.
Nella foto è possibile vedere una certa asimmetria nella bolla, dove il margine è più luminoso in alcuni punti rispetto ad altri. In generale questo avviene perché in quella direzione è presente più gas, e mentre si accumula emette più luce.
Queste due grosse bolle non sono gli unici resti di supernova nella foto, ma ce ne sono a decine. Questo ci fa capire che la zona centrale della Via Lattea è una zona molto attiva e ci sono state stelle molto massicce.

Il grosso bagliore che si vede nel centro della foto, è da attribuire a due oggetti distinti.
La "bolla" più a destra è il risultato dell'emissione da parte del famoso buco nero super massiccio Sgr A*: un oggetto distante 26 mila di anni luce con una massa pari a circa 4 milioni di masse solari.
La dimensione di Sgr A*, di cui nell'immagine vediamo solo l'emissione radio, è stimata attorno ai 26 milioni di km. Anche se questo numerone ci potrebbe sembrare enorme, in verità non è molto grande se pensiamo che la distanza minima tra la il Sole e Mercurio è di 46 milioni di km.
Nonostante si pensi sempre e solo a lui quando si parla di buco nero nel centro della Via Lattea, oggi sappiamo che Sgr A* non è l'unico buco nero che si trova li, ma ce ne sono centinaia!
Abbiamo parlato a fondo di questi numerosi buchi neri in questo nostro articolo: Centinaia di buchi neri nel cuore della Via Lattea

Le onde radio che vediamo essere emesse da Sgr A* proviene dal materiale che sta risucchiando nel suo vortice, e che alle velocità estreme con la quale si muovono emettono radiazioni.

Sulla sinistra di Sgr A* c'è una striscia molto brillante, che si snoda dall'alto al basso.
La sorgente di questa struttura così strana è costituita da dei filamenti paralleli di gas, disposti ad arco che avvolgono un ammasso stellare molto denso e popolato: l'Arches Cluster.
Anche questo oggetto è invisibile ai telescopi a causa delle nubi interstellari che si trovano tra noi e il nucleo della Via Lattea, e fino a questo momento avevamo le sue immagini grazie ad osservazioni e fotografie nella banda dell'infrarosso.
Tempo fa a questo link westerlund-1, le stelle più massicce della galassia sono qui abbiamo parlato dell'ammasso stellare Westerlund 1, che gode del primato di ammasso con le stelle più massicce della Via Lattea.
L'Arches Cluster invece gode di un altro primato: è l'ammasso aperto più denso della nostra galassia.
Sul suo diametro non ci sono certezze ma le stime parlano di circa 4 anni luce, e al suo interno ci sono circa un migliaio di stelle, tra le quali un centinaio hanno masse che vanno oltre le 20 masse solari.
Avete capito bene, in uno spazio grande come quello tra il sole e la stella a noi più vicina (alpha centauri), ci sarebbero un centinaio di stelle con masse 20 volte quella del sole ed un migliaio di altre stelle più piccole!!
Questo dovrebbe bastare per darvi un idea di quali possano essere le radiazioni emesse dal "piccolo" Arches Cluster. E' chiaro quindi il motivo per la quale risulta così estremamente luminoso nell'immagine radio.

Spostandoci ancora più a sinistra dell'Arches Cluster ci sono altre due bolle molto luminose.
Questa volta non si tratta di buchi neri super massicci, supernove, o mostri del genere... ma semplicemente di nebulose diffuse estremamente dense e grandi.
Ricordiamo che stiamo parlando di una zona della Via Lattea dove gas e materiale costitutivo non mancano, siamo nel luogo più denso di una galassia, dove in origine c'era la concentrazione maggiore di gas primordiale. E questo spiega perché queste due nebulose siano tra le più dense della Via Lattea.
Si tratta di SGR B1 e SGR B2, ognuna grande quasi 150 anni luce.
La loro densità media è di 1.000 atomi di idrogeno in 1 centimetro cubo, cioè 40 volte più densa della media delle altre nebulose presenti nella Via Lattea.
Qui stanno nascendo centinaia di nuove stelle, una vera e propria fucina interstellare.
Per capire meglio cosa sono questi oggetti che sono tutto tranne che banali, potete andare a questo nostro approfondimento nebulose diffuse, ricordi dell'universo primortdiale

Tutto quello che abbiamo visto fino a qua è straordinario per la potenza delle emissioni radio che rivela.
Ma ci sono dei dettagli, che qualcuno di voi avrà già scorto, che non hanno nulla a che fare con potenze estreme, e sono tutti quei filamenti che si snodano dall'alto al basso in quasi tutta l'area dell'immagine.
Nelle prime immagini scattate nell'infrarosso si pensava che queste strutture fossero composte da polvere allineata al campo magnetico della Via Lattea.
Ma poi nei primi anni 2000 sono state scattate immagini migliori e oggi sappiamo che non sono tutte allineate con il campo magnetico.
Sono invece allineate con regioni nebulari ad alta formazione stellare: globuli di bock, dove stanno nascendo centinaia di nuove stelle.
I globuli di bocksono oggetti molto interessanti e ne abbiamo parlato approfonditamente qua: Cosa sono i globuli di bock.
Questi veri e propri vivai stellari hanno campi magnetici molto forti, che nelle onde radio spiccano dando luogo a questi filamenti che sembrano quasi errori o "strisciate sulla pellicola" (anche se di pellicola non si tratta).
Questi filamenti sono enormi: sono lunghi fino a 100 anni luce, e larghi solo pochi anni luce.

Nonostante il centro galattico sia piuttosto caotico, disordinato e difficile da studiare a causa delle nebulose che ne bloccano la luce, questa immagine nelle onde radio ce ne ha dato una visione dettagliatissima e molto più chiara di quanto abbiamo avuto fino ad ora nell'infrarosso.
Nelle prossime notti estive in cui guarderete il cuore della Via Lattea in direzione del Sagittario, dalle spiagge italiane o da qualche isola spagnola o greca, ricordatevi di questa immagine e degli oggetti straordinari che ci sono in quel quadrante galattico, davanti ai vostri occhi, ma che i vostri occhi non riescono a scorgere.

E se non sapete dove guardare, seguite questo link: Cosa vediamo della Via Lattea?



martedì 2 luglio 2019

#SistemaSolare #Terra #ViaLattea

Quanto veloci siamo da fermi?


Anche quando pensiamo di essere fermi, in realtà nel vasto universo che ci circonda ci stiamo muovendo. A quale velocità?

Probabilmente in questo momento siete comodamente seduti su un divano con un cellulare in mano, oppure ad una scrivania davanti ad un computer, e siete fermi.
Oppure siete su pullman, e state andando o tornando dal lavoro, e il pullman potrebbe muoversi a.... diciamo 50 o 60 km/h.
O magari può essere che stiate leggendo magnitudine-assoluta su un treno, un treno che si muove a... 100 km/h ? 150?
Beh, in tutti questi casi sappiate che siete praticamente fermi, perché queste velocità non sono nulla rispetto a quelle che veramente sopportiamo in giro per l'Universo.

Iniziamo dai movimenti rispetto ai punti più prossimi a noi, ma tenete sempre presente che ogni movimento è tale soltanto se paragonato ad un punto di riferimento.
Per esempio possiamo chiederci a quanto viaggia un treno rispetto al nostro punto di osservazione, oppure a che velocità si muove la Terra rispetto al Sole, o rispetto ad un'altra stella.

Detto questo, la vostra poltrona, o il vostro treno, sono appoggiati ad un pianeta che ruota su se stesso ad una velocità lineare di 1600 km/h all'equatore.
A mano a mano che ci allontaniamo dall'equatore, questa velocità diminuisce, fino ad azzerarsi in prossimità dei poli geografici.
Quindi per noi in Italia possiamo dire che la velocità con qui ruotiamo intorno alla Terra è di circa 800km/h
A questa velocità il vostro treno andrebbe da Milano a Napoli in un ora invece che in 7! (senza fermate ovviamente)
Ma nonostante ciò, siamo ancora molto lenti.

Ed oltre a ruotare sul proprio asse, la Terra in un anno compie anche un'intera orbita attorno al Sole.
E noi ovviamente orbitiamo con lei. Questo giro attorno al sole ci fa percorrere ogni circa 970 milioni di km alla velocità di 107.000 km/h
In poche parole percorriamo una distanza pari a 76.000 volte il giro del mondo, ad una velocità che ci porterebbe da San Francisco a Washington in 3 minuti.
Il vostro treno a questa velocità andrebbe da Milano a Napoli in 27 secondi!!

Ma tenetevi forte, perché stiamo solo iniziando ad accelerare un po...

All'interno della Via Lattea le stelle si muovono compiendo un orbita attorno al centro galattica.
Ma non lo fanno in maniera ordinata, bensì in maniera caotica a quasi casuale.
Anche il Sole si muove attraverso un gruppo di stelle locali a cui appartengono ad esempio anche alfa centauri, Arturo e Vega.
E proprio Vega, nella costellazione della Lyra, sembra tracciare la direzione del Sole e del Sistema Solare, che si stanno spostando verso di lei trascinando la Terra ad una velocità di 70.000 km/h. Un po più lentamente di quanto giriamo attorno al Sole, ma se sommiamo le velocità iniziamo ad andare davvero veloci!

Ma il bello deve ancora venire. L'ebbrezza della velocità arriva adesso. Una velocità che fa sembrare fermo tutto quello di cui abbiamo parlato finora.

E' la velocità con la quale il Sole ci trascina sulla sua orbita attorno alla Via Lattea.
Questo viaggio dura 225 milioni di anni: è il così detto anno galattico.
Per compierlo il Sole e la Terra si muovono ad una velocità straordinaria di circa 800.000 km/h!
Già, è proprio così, il vostro treno farebbe Milano-Napoli in 3,6 secondi!

Da tutto questo emerge che ci muoviamo nell'universo a velocità incredibili, ma se facciamo due conti si capisce che da quando il Sole si è formato sono passati soltanto 20 anni galattici. Questo significa che il Sole ha orbitato soltanto 20 volte attorno alla Via Lattea. E da quando è comparso il primo ominide sulla Terra abbiamo percorso una frazione veramente piccola di questo viaggio.



martedì 18 giugno 2019

#Stelle #ViaLattea

Nuove osservazioni hanno ridisegnato i confini della Via Lattea nello spazio. Quanto è grande quindi la Via Lattea? e come facciamo a dirlo?

Fino a poco tempo fa la comunità scientifica concordava su una dimensione della Via Lattea per un diametro di circa 160.000 anni luce.

Oggi nuove osservazioni spingono ancora più in la questa stima.
Stiamo parlando nello specifico della zona con maggiore rapporto dimensione/densità di stelle, cioè del diametro del disco della Via Lattea.
Una galassia a spirare come la nostra è infatti composta da diverse regioni distinte, che ne determinano la morfologia e la forma caratteristica che siamo abituati a vedere nelle foto del telescopio spaziale Hubble.
Abbiamo parlato nel dettaglio di queste regioni al link: morfologia della Via Lattea

Il disco è quella parte della galassia composta dalle spirali, che si sviluppa dal nucleo e arriva fino alle punte più estreme delle spirali.
Più avanti in questo articolo vi faremo anche capire come trovare nel cielo questa zona della Via Lattea.

Ma tornando alle dimensioni, come misuriamo il diametro della Via Lattea dato che viviamo al suo interno?
Fino a poco tempo fa il metodo di misurazione usato era prevalentemente quello delle "candele cosmiche".
Questo metodo si basa sul principio che alcuni oggetti cosmici hanno una luminosità (Magnitudine assoluta) ben precisa. Un esempio sono le stelle Cefeidi.
Conoscere la luminosità assoluta di queste stelle ci consente di misurare la loro distanza.
Per fare un paragone, sapendo quanto è luminosa una torcia posta a 10 metri di distanza da noi, e in che modo la luminosità cambia sulle distanze, possiamo calcolare dove si trova determinando quanta luminosità perde la torcia quando la vediamo in un dato punto lontano da noi.

Quindi, una volta valutata la luminosità apparente di una stella Cefeide, è possibile calcolare la sua distanza, e se si trovano verso una spirale, possiamo calcolare quanto si allontana la spirale dal centro galattico.
Ma questo metodo presenta dei limiti, perché se non ci sono candele cosmiche sul margine estremo del disco, non abbiamo una misura precisa di quel punto.

Ecco perché questa volta gli astronomi hanno usato un metodo basato sulla composizione delle stelle.
Per stimare la dimensione del disco della Via Lattea sono state osservate centinaia di stelle sul piano galattico e sono stati studiati i loro spettri.
Lo spettro di una stella rappresenta la scomposizione della sua luce in diversi colori.
Analizzando questi colori si arriva a capire quali elementi sono presenti all'interno di una stella.

Ora, quando guardiamo una stella in direzione del disco della Via Lattea, facciamo molta fatica a capire se questa si trova nel disco oppure no, per ragioni prospettiche, nell'alone. (per sapere cos'è l'alone vedi link sopra)
Ma sappiamo però che tutte le stelle del disco hanno una metallicità molto simile, cioè i loro spettri mostrano una quantità di metalli molto simili tra loro.
Questo è dovuto principalmente alla loro età e alla loro generazione.

Ciò che ha ridefinito i confini della Via Latteo sono state le osservazioni spettrali di alcune centinaia di piccole stelle, molto lontane rispetto al vecchio limite del disco, che però hanno la stessa composizione delle stelle notoriamente presenti nel disco.
La conclusione è che quasi sicuramente queste stelle non si trovino spaiate nell'alone ma siano ancora all'interno del disco galattico, in una zona estremamente remota.
Queste nuove misurazioni portano le dimensioni del diametro del disco a 200.000 anni luce: 40.000 anni luce più grande di quanto si pensasse prima.
Per fare un paragone con la posizione del Sole, che come sappiamo è piuttosto periferico rispetto al centro della Via Lattea, le stelle del disco appena scoperte si trovano circa tre volte più lontane.

E non è tutto, è probabile che ci siano altre stelle del disco ancora più lontane, fino a quattro volte più in là rispetto al sole.
Le prossime volte che guarderete la Via Lattea in direzione dei bracci esterni che si vedono nelle costellazioni del Cefeo, di Cassiopea, o di Orione, sappiate che il vostro sguardo sta guardando vero i margini esterni della nostra galassia, e che ci sono stelle molto deboli, che sicuramente non vedrete ad occhio nudo, ma che sono proprio sui confini galattici!
Questo link ti può aiutare a capire cosa vediamo guardando la Via Lattea nel cielo: Cosa vediamo della Via Lattea?



lunedì 20 maggio 2019

#Esplorazione #Europa #Giove #SistemaSolare

E' un mondo congelato, buio, e costantemente bombardato dalle radiazione elettromagnetiche di Giove. Eppure la comunità scientifica pensa che ci siano ottime probabilità di trovare la vita. Perché?

Per capire come mai ci siano buone probabilità di trovare la vita su Europa, dobbiamo capire prima come è fatta e dove si trova.
Il raggio di Europa è di circa 1.565 km, appena poco più piccolo del raggio della nostra Luna.
Le caratteristiche interne di Europa sono state dedotte dal campo gravitazionale e dal campo magnetico misurate dalla sonda Galileo della NASA.
Sulla base di ciò sappiamo che Europa ha quasi sicuramente un nucleo metallico composto da ferro e nichel, il che lo rende esattamente uguale al nucleo della Terra!
Il nucleo poi è circondato da un mantello, un guscio di roccia molto spesso che lo avvolge per la metà del suo raggio, quindi è profondo circa 800 km.
Lo strato di roccia di Europa è a sua volta circondato da un enorme guscio d'acqua. Nelle immagini delle sonde, questo guscio d'acqua ci appare come una distesa globale di ghiaccio tagliato in superficie da numerose linee rosastre.

Ma in questo caso bisogna proprio dire che l'apparenza inganna.
Lo strato ghiacciato infatti ha uno spessore che va soltanto da 15 a 25 km. Sotto di esso, prima dello strato roccioso, l'acqua di Europa è allo stato liquido.
Lo strato di acqua presente sotto ai ghiacci di Europa costituisce un vero e proprio oceano globale, e potrebbe raggiungere anche profondità dai 50 ai 150 km. Il che lo renderebbe un oceano profondissimo, dalle cinque alle 15 volte più profondo delle Fosse Delle Marianne che con i loro 10 km di profondità segnano il punto più profondo degli oceani terrestri.
Si stima che la quantità di acqua su Europa sia il doppio di quella terrestre, il che non è niente male se pensiamo che le sue dimensioni sono 1/5 di quelle terrestri!

E questa ovviamente è una situazione estremamente propensa alla vita.
Ma come facciamo a sapere che sotto al ghiaccio superficiale di Europa c'è un vero e proprio oceano di acqua liquida?
E' molto semplice: lo abbiamo visto durante i sorvoli delle sonde inviate su Giove. Dai ghiacci di Europa infatti escono enormi geyser di acqua e vapore.
Purtroppo non abbiamo riprese spettacolari di queste eruzioni, ma solo delle immagini riprese dalla Terra attraverso il telescopio spaziale Hubble.
Ma la sonda Galileo durante il suo sorvolo più ravvicinato di Europa è praticamente penetrato attraverso uno di essi! Questo è stato un vero colpo di fortuna, e dimostra che i geyser di Europa fuoriescono dalla superficie fino a 160 km di altezza.

Ma ora la domanda è: come mai su questo oggetto così buio, ghiacciato, e lontano dal Sole, esiste un oceano d'acqua liquida?
Il fatto è che il nucleo di Europa è estremamente caldo a causa della sua vicinanza a Giove.
Questa vicinanza provoca fortissime forze mareali che contraggono ed espandono il nucleo ed il mantello di Eurpo.
Questo fenomeno è molto simile a quello che avviene in scala molto più ridotta anche con le maree terrestri.
Sulla Terra il fenomeno si limita agli spostamenti dei mari di poche decine di centimetri, perché le masse in questioni sono molto ridotte rispetto a quella di Giove.

Per capirci, la Luna si trova ad una distanza di 384 mila km dalla Terra.
Europa invece si trova a 670 mila km da Giove, poco meno del doppio della distanza Terra-Luna. Ma Giove non è grande come la Terra, il suo diametro è dieci volte quello della terra, il suo volume è 1.400 volte quello della Terra e la sua massa è 320 volte quello della Terra. Riuscita ad immaginare a quale perturbazione gravitazionale sia sottoposta Europa?

L'effetto di tutto ciò su Europa è che il nucleo, altrimenti freddo e solido, è continuamente surriscaldato dall'attrito causato dalla gravità di Giove. E' un po come se tenessimo in mano una palla di pongo e continuassimo a massaggiarla fortemente. Ad un certo punto ci accorgeremmo che il pongo si è scaldato.
Questo riscaldamento del nucleo si propaga anche sul mantello che lo circonda, e via via fino al ghiaccio della superficie, che nella zona più vicino al mantello, si scioglie.
Ma la vicinanza di Giove non è l'unico fattore riscaldante per Europa. Anche la presenza degli altri satelliti galileiani provoca su Europa delle risonanze orbitali capaci di aumentare l'effetto di tensione causato da Giove.
Quello che accade su Europa insomma è molto simile a quello che avviene sul vicino satellite Io, e che genera i numerosi vulcani presenti sulla sua superficie.
Puoi scoprire quali siano gli effetti disastrosi su Io di questo fenomeno a questo link: Perché IO è pieno di vulcani?
L'enorme oceano presente sotto ai ghiacci di Europa, protetto dalle radiazioni di Giove dal ghiaccio superficiale, e con temperature piuttosto calde, fanno di Europa un ambiente propenso allo sviluppo della vita. Ovviamente non vuol dire che su Europa ci sia la vita, ma l'ambiente è molto favorevole.

C'è poi un altro aspetto che rende l'ambienta di Europa favorevole alla vita: le sue caldere.
Come abbiamo detto poco fa, in alcuni punti il magma del nucleo potrebbe percorrere l'intero mantello e fuoriuscire sui fondali marini, scaldando ancora di più l'acqua nei dintorni ed arricchendola di sostanze chimiche disciolte.
Questo fenomeno è lo stesso che avviene in molti fondali terrestri.
Sulla terra, nei dintorni di queste caldere sottomarine, anche in luoghi talmente profondi dove la luce del Sole non arriva mai, la vita pullula numerosa e i biologi ritengono che molte forme di vita microbiologica si sia accesa proprio li.
E' naturale quindi pensare che anche nei pressi delle caldere di Europa la vita possa accendersi, pensando anche al fatto che la composizione del nucleo e del magma di questa luna è estremamente vicina a quella del nucleo terrestre.

Ma che tipo di vita potremmo trovare su Europa?
Sapendo che le condizioni ambientali nell'oceano globale di Europa sono molto simili a quelle delle profondità più estreme dei nostri mari terrestri, possiamo ipotizzare che la vita eventualmente presente su Europa possa essere molto simile.
Per esempio nelle profondità marine attorno alle isole Cayman, in un luogo buio, gelido e profondo migliaia di metri, gli scienziati hanno scoperto centinaia di gamberetti bianchi.
Quindi le condizioni su Europa potrebbero essere adatte per esseri viventi che vanno da semplici organismi cellulari, a batteri e microbi, organismi estremofili fino a forme simili a gamberi e pesci.
Ma esiste purtroppo una limitazione a tutto questo: la quantità di ossigeno presente nell'acqua.
Purtroppo si, la quantità di ossigeno a disposizione degli esseri viventi, anche in ambienti acquatici, ha un impatto fondamentale sulle dimensioni degli stessi.
Sulla Terra l'ossigeno è presente in abbondanza, e le forme di vita si sono evolute dando origine ad esseri viventi di dimensioni notevoli.
Ma su Europa purtroppo l'ossigeno potrebbe essere molto meno.

Su Europa l'ossigeno si forma quando le particelle cariche dal campo magnetico di Giove colpiscono il ghiaccio in superficie.
La navicella spaziale Galileo ha rivelato strane pozze e avvallamenti che suggeriscono che lo strato di ghiaccio di Europa potrebbe in alcune zone subire un effetto convettivo: i ghiacci più freddi e più densi si inabisserebbero sotto a quelli meno densi di sale e più caldi.
Ciò sarebbe possibile grazie al calore proveniente dalle zone centrali di Europa.
I plenetologi sono convinti che quando il ghiaccio sulla superficie di Europa si spacca ed entra nell'oceano sottostante, l'ossigeno presente sulla superficie e sulla parte alta del ghiaccio finisca con l'immergersi e disperdersi nell'acqua.
Ma questi non sono eventi molto frequenti, e la quantità di ossigeno presente nell'oceano potrebbe essere limitata. Ne consegue che se ci sono forme di vita su Europa, queste potrebbero essere a livello di microorganismi non più grande di microbi o batteri.

L'ultima parola andrà alla missione che la NASA sta preparando verso Europa e che avrà lo scopo di portare alla luce le risposte a tutti i dubbi che circondano le ipotesi sulla presenza di vita su Europa.

giovedì 14 marzo 2019

#BuchiNeri #Galassie #starburst #Stelle #Supernovae #Universo

galassie starburst


Che cos'è, e che cosa scatena il fenomeno dello starburst galattico? e come facciamo a sapere che è in corso?

Le galassie sono piene zeppe di stelle. In questa epoca dell'Universo, molte sono quelle che muoiono e si spengono in modo più o meno cruento e spettacolare. Poche invece nascono e si accendono come flebili lucine viste appena in lontananza.
Ma in alcune galassie queste lucine si accendono ancora a ritmi veritiginosi (astronomicamente parlando) e l'effetto che abbiamo dalla Terra è simile a quello che avremmo guardando i fuochi d'artificio in un paese lontano all'orizzonte.

Proprio così, le galassie starburst sono galassie in cui, in questo momento, il tasso di formazione stellare è molto più alto della media. Ovviamente questo fenomeno non è perenne, non è sempre stato così frequente, e non lo sarà per sempre.

Anzi, queste esplosioni durano per un breve periodo rispetto alla lunga vita della galassia, perché la formazione stellare brucia molto rapidamente e voracemente il gas che trova nelle zone della galassie interessata.
Terminato il combustibile, o la spinta che ha innescato il fenomeno, lo starburst si affievolisce e tutto torna alla normalità.

Ciò che accomuna le galassie starburst è che il tasso di formazione stellare è incoerente con l'età della galassia.
Finché parliamo di formazione stellare in galassie molto lontane, e quindi molto giovani nell'universo, il fenomeno di starburst è piuttosto normale, poiché le giovani galassie appena formatesi all'inizio dell'universo ospitavano molto più gas di quanto non ne ospitino oggi. Quindi la formazione stellare era per forza molto frequente.

Ma ai nostri tempi, e quindi nelle galassie a noi più prossime, il gas primordiale si è consumato quasi tutto, tranne in alcune sacche in cui vediamo splendide nebulose.
Quindi un tasso di formazione stellare molto alto è del tutto anomalo paragonato all'età delle galassie odierne. La maggior parte delle galassie, oggi semplicemente non dovrebbe avere abbastanza gas per continuare l'azione dello starburst iniziale allungandolo per miliardi di anni.
Abbiamo parlato qui delle nebulose primordiali e di come sono fatte

Ma allora cosa innesca lo starburst nelle galassie odierne?
Alcune galassie, poche a dire il vero, possono avere velocità di formazione stellare superiori al normale semplicemente perché hanno volumi di gas e polvere ancora molto alti.
Ma questi sono casi rari e, come detto, la maggior parte delle galassie oggi non hanno le riserve di gas per giustificare uno starburst.
Quindi l'avvio di uno starburst oggi è innescato da alcuni eventi specifici.

Nella maggior parte dei casi questo evento è costituito dalla fusione di due galassie.
Durante la fusione tra due o più galassie, i gas delle protagoniste vengono mescolati insieme e aumentano di volume.
In più la collisione ed il mescolamento provocano onde d'urto che comprimono i gas e scatenano raffiche di formazioni stellari.
Ricordiamo poi che le fusioni tra galassie durano moltissimi anni, e le perturbazioni gravitazionali che iniziano ad affiorare durante le prime fasi possono generare abbastanza onde d'urto per innescare uno starburst anche in galassie apparentemente non in fase aperta di collisione.

Un'altra causa di innesco di starburst è costituita da frequenti esplosioni di supernovae e/o ipernovae.
Quando una supernova esplode genera onde d'urto nello spazio interstellare circostante per migliaia di anni luce. Se in una galassie esplodono molte supernovae in periodi relativamente brevi, ecco che le onde d'urto possono diventare abbastanza forti da accendere degli starburst se incontrano vaste zone nebulari.
Ovviamente affinché ciò avvenga è necessario che il gas primordiale ancora presente nella galassia sia abbastanza.
A questo link puoi capire cosa porta una stella ad esplodere in una potente supernovae: Cosa sono le supernove e perché sono così importanti per l'uomo?

Ma la causa più impensabile di starburst è rappresentata dai Nuclei Galattici Attivi. Sappiamo ormai per certo che la maggior parte delle galassie ospitano uno o più buchi neri supermassicci nel loro nucleo.
Se il buco nero non è attivo, la sua presenza assorbe energia e rallenta l'attività di formazione stellare della galassia. Ma se il buco nero in questione è attivo, allora può al contrario innescare una rapida formazione stellare. Il suo disco di accrescimento infatti, oltre a ingurgitare decine di masse solari, espelle a sua volta una grande quantità di materia attraverso i suoi poli magnetici, riciclando materia e creando enormi onde d'urto. E ancora una volta ecco gli elementi fondamentali per accendere la formazione stellare.
Per capire che differenza c'è tra i buchi neri attivi e quelli non attivi, e cosa sono i nuclei galattici attivi, potete leggere questo approfondimento sui Quasar

Infine c'è il così detto fenomeno dell' "accrescimento da flusso freddo", di cui sappiamo ancora poco ma che probabilmente sta coinvolgendo anche la nostra Via Lattea.
Ma su questo fenomeno abbiamo dedicato un intero approfondimento qui: Una seconda vita per la Via Lattea

Come si capisce se una galassia sta vivendo uno starburst?
Per capire se una galassia relativamente vicina stia attraversando uno starburst, si confronta il suo tasso di formazione stellare con il suo periodo di rotazione.
Se per esempio, la galassia esaurisce tutto il gas disponibile durante una rotazione, significa che il suo tasso di formazione stellare è molto alto e si può considerare una galassia starburst.
La Via Lattea compie una rotazione ogni 220 milioni di anni, alcune galassie ruotano molto più velocemente, altre più lentamente, ma in ogni caso queste rotazioni vanno chiaramente oltre la vita umana e le osservazioni dirette che possiamo fare. Per cui queste valutazioni sono fatte attraverso simulazioni basate su osservazioni delicate e complesse.

Un altro metodo usato consiste nel confrontare il tasso di formazione stellare di una galassie con l'età dell'universo.
Se il tasso di formazione riscontrato esaurisse tutto il gas disponibile in meno di 13,7 miliardi di anni, allora è possibile che una data galassia possa trovarsi in uno stato di starburst.

Come appaiono le galassie starburst? e quali sono le migliori candidate?
Essendo l'origine di questo fenomeno piuttosto vario, ne consegue che anche le galassie coinvolte possono essere di natura diverse.
Gli Starburst possono verificarsi quindi sia nelle galassie a spirale che nelle galassie irregolari o ellittiche.
I parametri per la ricerca di candidate galassie starburst non sono quindi basate sulla loro forma, ma su ciò che contengono.

Esistono oggi tre caratteristiche in base alla quale vengono classificate le potenziali galassie starburst: Galassie Wolf-Rayet, Galassie blu, e Galassie infrarosse.

Galassie Wolf-Rayet: Sono galassie che ospitano un alto numero di stelle Wolf-Rayet.
Questo tipo di stelle sono incredibilmente massicce e luminose, ma sono contraddistinte dal fatto che perdono costantemente moltissima massa.
Nella nostra galassia esiste una zona dove sono concentrate un alto numero di queste stelle. Si tratta dell'ammasso Westerlund 1

I venti stellari che producono queste stelle possono scontrarsi con le regioni di gas presenti nella galassie e accendere una rapida formazione stellare.

Galassie compatte blu: Sono galassie molto compatte, ma con massa molto bassa, la cui popolazione stellare è molto vecchia. Di conseguenza anche la loro età e è molto antica. Da qui la tendenza al colore blu.
Ma all'improvviso però iniziano a formare stelle.
E' molto probabile che in realtà queste galassie siano il risultato di fusioni tra galassie con età differenti.
Scontrandosi accumulano il gas residuo presente in entrambe le galassie e le onde d'urto provocate dallo scontro accendono gli starburst.

Galassie luminose negli infrarossi: Sono galassie oscure, difficili da studiare perché contengono alti livelli di polvere che oscurano l'osservazione e impediscono di vedere la luce delle loro stelle.
Ma nella banda degli infrarossi sono estremamente luminose, perché questa frequenza riesce a penetrare le polveri.
Il fatto che siano molto luminose indica che in realtà sono piene di stelle in formazione.
Questi sono indizi che fanno pensare che all'interno ci siano in realtà embrioni di stelle che si stanno formando e che in futuro accenderanno queste galassie come alberi di Natale al tramonto!

Nelle immagini che vi mostriamo vedete alcuni esempi di galassie starburst, una delle quali è la famosa galassia M82 nell'orsa maggiore.
Come potete vedere dalle immagini le zone di starburst sono particolarmente visibili e luminescenti!