venerdì 30 novembre 2018

cielo profondo 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 Sistema solare


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.
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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

stelle stelle di neutroni supernovae via lattea
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.
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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

galassie stelle via lattea

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.
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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 Sistema solare

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

buchi neri 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

buchi neri via lattea

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

Sistema solare 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.

lunedì 27 agosto 2018

esplorazione Pianeti extrasolari via lattea
L'acqua non è così rara nell'universo. La nostra galassia, la Via Lattea, è straordinariamente piena di pianeti extra-solari ricchissimi di acqua.

I pianeti alieni di medie dimensioni, diciamo da due a quattro volte più grandi della Terra, tendono a ospitare enormi quantità di acqua.
Alcuni di questi mondi extra-solari hanno talmente tanta acqua che la loro massa è composta fino al 50% di acqua.
Per fare un esempio, la maggior parte della superficie del nostro pianeta è ricoperta di acqua, ciò nonostante la massa dell'acqua è solo dello 0,02% dell'intero pianeta.
Ora possiamo renderci conto di quanta acqua ci sia su alcuni pianeti extra-solari.

I dati raccolti dai programmi osservativi indicano che circa il 35% degli esopianeti conosciuti più grandi della Terra sono ricchi di acqua.
Questa affermazione si bassa su un modello che mette in relazione la massa dei pianeti e il loro raggio.
Questo modello mette in evidenza che i pianeti extra-solari con una dimensione di circa 1,5 volte la dimensione della Terra, o più piccoli, tendono ad essere rocciosi. Pianeti più grandi invece tendono ad essere più acquatici.
Anche nel sistema solare i pianeti più grossi della Terra sono principalmente gassosi.

I pianeti di questo tipo osservati fino ad ora, sono più vicini alla loro stella di quanto non lo sia la terra al Sole. Questo fa in modo che la loro temperatura superficiale si aggiri nell'intervallo da 200°C a 500°C.
La loro superficie liquida quindi potrebbe essere avvolta da un'atmosfera costituita principalmente da vapore acqueo, con uno strato di acqua liquida al di sotto.
Sotto alla superficie liquida invece l'acqua si troverebbe compressa da una pressione e da una gravità molto più alta di quella sul nostro pianeta, dovuta alle dimensioni più ampie del pianeta rispetto alla Terra.
Questa enorme compressione genera un particolare tipo di ghiaccio, sotto alla quale ci sarebbe il vero e proprio nucleo solido.
Il pianeta extra-solare Glise 436b è un esempio molto chiaro di quanto illustrato da questo modello.
Abbiamo parlato di questo fenomeno in modo dettagliato qui: Glise 436b: un pianeta che brucia il ghiaccio

La conferma di quanto questo modello sia valido la avremo con le osservazioni che farà il Il Transite Exoplanet Survey Satellite (TESS) della NASA, lanciato pochi mesi fa, che probabilmente troverà molti di questi mondi acquatici.

giovedì 23 agosto 2018

cielo profondo galassie quasar universo

Introduzione alle galassie oscure


Quando parliamo di galassie, pensiamo ad agglomerati luminosi e colorati di stelle, gas e polvere.
Ma nell'universo, in accordo con le previsioni della teoria del big bang, esistono anche galassie molto diverse da queste: le galassie oscure.


Prima di tutto: non si tratta di galassie composte di materia oscura.
Le galassie oscure sono galassie con pochissime stelle, o nella maggior parte dei casi non ne hanno proprio.
Sono costituite prevalentemente da gas denso che non è illuminato da stelle.
Come si può facilmente intuire questa loro caratteristiche le rende molto difficili da vedere e la loro esistenza, fino a pochi anni fa solo teorica, può essere percepita soltanto se sono vicine a oggetti molto luminosi. Ad esempio dei quasar.



Le galassie oscure, la maggior parte delle quali osservate a circa 10 miliardi di anni luce di distanza (e quindi vecchie di circa 10 miliardi di anni), costituiscono le fondamenta delle galassie che osserviamo oggi in tutto l'universo.
Per qualche ragione queste galassie non sono state in grado di formare stelle.
Alcuni modelli teorici prevedono che le galassie oscure siano state molto comuni nell'universo primordiale, quando le galassie avevano più difficoltà a generare le stelle perché la loro densità di gas non era sufficiente per collassare e accendere la scintilla di formazione stellare.
Soltanto in seguito le galassie hanno iniziato i processi di formazione stellare, diventando come le vediamo oggi.
Questa ipotesi sarebbe suggerita anche dal fatto che molte tra le galassie oscure conosciute si trovano a distanze che vanno dai 10 agli 11 miliardi di anni luce.
Questo significa che guardandole stiamo vedendo com'era l'universo 11 miliardi di anni fa.

A quell'epoca l'Universo nel suo complesso stava formando stelle ad un ritmo frenetico: circa 20 volte più veloce di oggi. Lo stesso periodo rappresenta anche un momento chiave per la formazione di grossi buchi neri, a causa della abbondanza di stelle molto massicce e dalla vita molto breve. Quei buchi neri che oggi osserviamo sotto le vesti di quasar luminosi.

Stiamo quindi parlando di un'epoca molto fertile, in cui abbiamo avuto galassie che sono maturate molto rapidamente e in cui il tasso di formazione stellare era molto forte.
Le galassie oscure osservate nello stesso periodo ci fanno pensare al fatto che esse siano state le progenitrici delle galassie: ciò che c'era prima che queste accendessero miliardi di stelle.

In poche parole le galassie oscure sono probabilmente gli elementi costitutivi delle galassie moderne. Inoltre le galassie oscure, durante le collisioni galattiche, portano alle grandi galassie una grande quantità di gas che finisce con l'accelerare la formazione stellare nelle galassie più grandi.

Anche la Via Lattea potrebbe essere stata una galassia oscura, che si è fusa con galassie oscure vicine dando vita alla formazione stellare e a tutto ciò che vediamo oggi nella nostra galassia.
In realtà anche molte piccole galassie satelliti al Gruppo Locale potrebbero essere tuttora delle galassie oscure. Gli astrofisici però su quest'ultimo punto rimangono molto cauti e non ci sono prove osservative in proposito.

Ma visto che le galassie oscure sono così difficili da osservare, come facciamo a vederle e ad osservarle?
La risposta sta nelle emissioni provenienti dall'idrogeno al loro interno.
Queste emissioni vengono generate quando la luce ultravioletta si riflette sul gas della galassia oscura e provoca l'eccitazione dei suoi atomi. per la verità l'universo è ricco di luce ultravioletta, ma di solito l'emissione risultante è molto debole.
Quindi per poter osservare le galassie oscure con questo metodo è necessario guardare in zone dove la luce ultravioletta è molto forte rispetto ai livelli di fondo. Per esempio nei pressi di un quasar.

martedì 31 luglio 2018

nebulose stelle supernovae via lattea

Distante 24.000 anni luce dalla terra, Cygnus X-3 è una delle più potenti sorgenti binarie di raggi-x del cielo.

Inizialmente gli astrofisici classificarono questo oggetto etichettandolo come micro-quasar.
Oggi invece sappiamo che si tratta di un sistema binario molto strano, ma non altrettanto raro.
Stiamo parlando di una stella molto grande, probabilmente una stella di Wolf-Rayet intorno alla quale ne sta orbitando una molto piccola ma estremamente massiccia: quasi sicuramente una stella di neutroni o, forse, un buco nero.
Pensate, questa stella di neutroni orbita attorno alla stella gigante in un periodo di appena 5 ore, detenendo così il primato di coppia binaria più veloce!
La potenza di questa coppia risiede come sappiamo nel fatto che la stella di neutroni, con la sua massa estrema sta pian piano divorando la superficie della compagna gigante.

Questo fenomeno genera una fortissima emissione di raggi-x e, nel lungo periodo, darà sicuramente luogo ad una fortissima esplosione di supernova: una supernova di tipo 1A.
Se pensiamo che anche la stella di neutroni della coppia si è formata molto probabilmente da una esplosione di supernova, ci accorgiamo che ci troveremo davanti ad un doppio evento di supernova.
Potete approfondire qui come si formano le supernovae: Come nascono le supernovae

Ma non è tutto, Cygnus X-3 è molto interessante anche come sorgente di raggi gamma, infrarossi e di onde radio.
E' una delle poche fonti di raggi cosmici ad altissima energia della nostra galassia. Più di una volta ha dato vita ad anomale ed insolite emissioni di raggi gamma che anno messo in discussione la sua origine, accendendo teorie secondo la quale la stella orbitante potrebbe non essere una stella di neutroni ma addirittura una esotica stella di quark!

Ma questo Mostro stellare non si è distinto solamente per le sue intense emissioni di raggi cosmici e raggi-x. Nel 1972 ad esempio, Cygnus X-3 ha dato spettacolo anche come emittente radio con una esplosione che ha aumentato l'emissione radioelettrica di mille volte rispetto alla sua media.
Ancora oggi non sappiamo dare una risposta a questa violentissima raffica di emissioni radio, ma da quella prima volta Cygnus X-3 ha iniziato ad avere esplosioni radio minori con una cadenza precisa di 367 giorni! Sappiamo che la velocità dell'onda d'urto di queste esplosioni è pari ad un terzo della velocità della luce!

Come avrete capito, stiamo parlando di un vero e proprio mostro celeste, un oggetto che emette radiazioni fortissime e con elevata velocità. E nei cui pressi la distorsione spazio-temporale è davvero forte.

Eppure, nei dintorni di questo oggetto a poche migliai di anni luce di distanza, sta nascendo un nuovo sistema Stellare.
E' stata infatti osservata una emissioni di raggi-x aggiuntiva, molto vicina a Cygnus X-3. Talmente vicina da essere stata confusa con una emissioni minore proveniente da Cygnus X-3.

Si tratta di una piccola nube oscura dal diametro di poco inferiore ad un anno lune. Questa nube si comporta come un piccolo specchio che riflette verso la terra alcuni raggi-x provenienti dalla vicina Cygnus X-3. Da qui il simpatico nome: "Il piccolo amico di Cygnus X-3"

Le osservazioni indicano che la massa di questa nube varia, in maniera molto imprecisa, tra 2 e 24 volte quella del Sole. All'interno, le osservazioni spettroscopiche hanno rilevato la presenza di monossido di carbonio.
Tutti questi indizi fanno pensare che si tratti di un globulo di bok. Questo significa che stiamo assistendo alla nascita di una stella e un conseguente sistema planetario a pochi anni luce da un mortale generatore di radiazioni cosmiche quale è Cygnus X-3!
A confermare la genesi di un sistema proto-planetario c'è anche la presenza di un getto energetico dall'interno del Piccolo Amico, una chiara indicazione che nei meandri del globulo di bok, una stella abbia già iniziato a formarsi.
Potete scoprire tutto quello che c'è da sapere sui globulo di bock qui: Cosa sono i globuli di bok?

Il piccolo amico di Cygnus X-3 offre un punto di vista completamente nuovo per lo studio di questi embrioni proto-planetari.
Solitamente studiamo i globuli di bok analizzando la luce che assorbono, oppure le deboli emissioni radio che producono. In questo caso invece possiamo studiare il bozzolo planetario sfruttando la riflessione dei raggi-x. Se ci aggiungiamo il fatto che con i suoi 20.000 anni luce di distanza è il globulo di bok più lontano osservato, be la cosa diventa davvero interessante!

Ma come facciamo a sapere la distanza di questo globulo di bok?
E' molto semplice, come abbiamo detto all'inizio, Cygnus X-3 dista dalla terra 24.000 anni luce, ed emette un fascio di raggi-x con una periodicità regolare di 5 ore. Quindi anche i raggi-x riflessi dal piccolo amico verso di noi hanno una regolarità di 5 ore, ma sono leggermente ritardati a causa della sua differente posizione.
E' proprio questo ritardo ad averci aiutato a calcolare con precisione la sua distanza.

La scoperta e la posizione del piccolo amico da delle conferme ad una teoria secondo la quale il sistema binario Cygnus X-3 non sia nato li dove lo vediamo adesso.
La teoria pone le sue radici nel fatto che una delle due componenti del sistema binario è una stella di Wolf-Rayet: una stella molto massiccia la cui vita è molto breve. Quindi essendo ancora nel pieno della sua esistenza la sua nascita non è molto lontana nel passato.
Ma questo tipo di stelle, di fatto molto giovani, si trovano nelle braccia a spirare delle galassie e della Via Lattea. Dove è presente ancora molto gas primordiale, in attesa della scintilla che dia origine alla nascita di stelle. Ma Cygnus X-3 si trova fuori dai bracci.

La spiegazione teorica che giustificherebbe questa presenza fuori luogo è che l'esplosione di supernova che ha dato origine alla stella di neutroni (o al buco nero) che ruota attorno alla stella di Wolf-Rayet sia avvenuta in realtà nel braccio vicino della Via Lattea, dove ad una distanza di 4.000 anni luce si trova anche "il piccolo amico", e sia stata talmente violenta da allontanare il sistema binario dal luogo iniziale, quella in cui si trova ancora oggi il globulo di bok. Ciò non significa che la stella di Wokf-Rayet sia nata dal "piccolo amico", ma che entrambe potrebbero essere nati da una stessa antica nube molecolare gigante di cui il globulo di bok ne è un rimasuglio.

Supponendo che Cygnus X-3 e il Piccolo Amico si siano formati, seppure indipendentemente, uno vicino all'altro, Cygnus X-3 dovrebbe essere stato gettato via ad una velocità comprese tra i 180 e 900 chilometri al secondo!

La prossima volta che guarderete la costellazione estiva del Cigno, pensate che vicino alla stella che unisce le ali al corpo, quella sotto Deneb, la stella che rappresenta la coda del Cigno, li vicino si trova questa stella di Wolf-Rayet intorno alla quale ruota o una stella di neutrini (o un buco nero) emettendo una altissima quantità di raggi-x, e il piccolo amico.
Costellazione:Cigno
Ascensione retta:20h 32m
Declinazione:+40° 57′
Distanza di Cygnus X-324.000 anni luce
Distanza del piccolo amico:20.000 anni luce