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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?



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!

lunedì 25 febbraio 2019

#Nebulose #Stelle #ViaLattea
Molte nebulose planetarie bipolari della Via Lattea sono orientate nella stessa direzione. Questa straordinaria assomiglianza sembra non essere una coincidenza e apre la strada a nuove scoperte sulla nostra Galassia.
Facciamo prima un passo indietro,
Su cosa siano le nebulose planetarie e come si siano formate, abbiamo già parlato approfonditamente qui:

Le nebulose planetarie bipolari. sono però delle nebulose planetarie molto particolari.
Si perché i membri di questa famiglia di nebulose planetarie appaioni ai telescopi come bellissime farfalle colorate, con due bolle che si allontanando dalla stella centrale come se fossero due ali aperte.
Le nebulose planetarie bipolari sono quasi sicuramente originate da sistemi binari, cioè da una stella che ha una o più stelle che le orbitano attorno.

In un ambiente stellare di questo tipo, il materiale espulso dalla stella madre viene dirottato e "appiattito" lungo il piano di rotazione del sistema binario. Sul piano cioè "sopra alla quale si muove" la stella compagna.
Questo avviene ovviamente grazie all'effetto gravitazionale che ha la compagna sul sistema.
A mano a mano che il materiale stellare si allontana, subisce quindi anche una torsione e si affievolisce sempre di più.
Di contro, il materiale che viene invece attratto dalla stella compagna, si incanala nel suo capo magnetico e viene espulso ad alta velocità lungo le linee dei poli magnetici, dando origine alle "ali della farfalla"
Sicuramente il video qui sotto spiega meglio di tante parole il fenomeno.
Siamo abbastanza certi del contributo fondamentale giocato dai sistemi stellari binari nella formazione delle nebulose planetarie bipolari perché in molte di queste sono state osservate stelle compagne molto vicine alla stella che ha dato origine alla nebulosa stessa.

Ora, la cosa davvero interessante e stravagante è che le nebulose planetarie bipolari nei pressi del bulbo della nostra Via Lattea, sono tutte allineate nella stessa direzione.
Proprio così, moltissime di queste farfalle sembrano avere le loro lunghe "ali" allineate lungo il piano della Via Lattea. Questo indicherebbe che i poli magnetici dei sistemi sarebbero allineati (o quasi) al piano galattico, e che il l'intero sistema ruota in maniera perpendicolare al piano stesso.
In poche parole questi sistemi stellari sembrano essere sdraiati sul piano galattico della Via Lattea!
Questo è un fatto sorprendente se pensiamo che ogni stella ha la sua storia, la sue variazioni di composizione, ed il suo vicinato.

Questo allineamento indica sicuramente qualcosa di bizzarro nei sistemi stellari all'interno del bulbo galattico.
Affinché si allineino nel modo in cui vediamo, i sistemi stellari che formano queste nebulose dovrebbero ruotare perpendicolarmente alle nubi interstellari da cui si sono formate.

Mentre sappiamo come le proprietà delle stelle madri siano fondamentali per i colori e le forme di queste nebulose, siamo ancora lontani dal dare una motivazione a questa nuova scoperta.
Oltre alle complesse caratteristiche stellari che portano alla formazione delle nebulose planetarie, ci sono probabilmente anche fattori collegabili alla Via Lattea nel suo complesso.
Per esempio l'intero bulbo, o rigonfiamento centrale, ruota intorno al centro galattico.
Questo rigonfiamento potrebbe avere un grande influenza sui campi magnetici della Via Lattea e di conseguenza su tutti i corpi che in essa dimorano.

Gli astronomi suggeriscono che il comportamento ordinato delle nebulose planetarie bipolari potrebbe essere stato causato dalla presenza di campi magnetici ancora più forti nell'epoca in cui il rigonfiamento si è formato.
In pratica il forte campo magnetico del bulbo potrebbe aver ruotato e "sdraiato" le stelle che si trovano in quella zona.
Si sa ancora molto poco sull'origine e le caratteristiche si campi magnetici galattici, quindi non è chiaro come si siano evoluti nel tempo. Ma lo studio delle nebulose bipolari potrebbe chiarirci molti aspetti sulla loro presenza.

Un altro fatto degno di nota è che solamente le nebulose bipolari nei pressi del bulbo hanno lo stesso orientamento.
Quelle invece più lontane, ad esempio nel nostro circondario galattico, non si allineano nello stesso modo ordinato.
Questo potrebbe indicare che i campi magnetici della Via Lattea primordiale siano stati molto più forti di quanto non lo siano stati nel nostro vicinato.

Gli astronomi avevano già un vago presentimento di questa differenza, non a caso ritengono che la nostra zona galattica sia la più adatta anche per lo sviluppo e il perdurare della vita.
Probabilmente, se la Terra avesse orbitato attorno ad una stella presente nel bulbo della Via Lattea, oggi la vita non ci sarebbe, o sarebbe molto diversa da come la vediamo.
E se invece il Sole fosse stato ai margini della Via Lattea? Potete scoprirlo qui: Come sarebbe il Sistema Solare se fosse più vicino ai margini della Via Lattea
Non ci resta che esser contenti del luogo in cui il Sole e la Terra si sono sviluppati, perché a quanto pare in altre zone della Via Lattea il "clima interstellare" sembra essere più ostico di quello nel nostro quartiere galattio.

Non ne siete ancora convinti? Provate a dare un occhiata a questo articolo: centinaia di buchi neri nel cuore della Via Lattea


domenica 18 novembre 2018

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

Le stelle di neutroni sono in realtà stelle morte. Carcasse che sfidano le leggi della materia.
Si formano quando una stella massiccia collassa per poi esplodere in un supernova. Durante il collasso che avviene subito prima dell'esplosione, la pressione alla quale è sottoposta la materia è così immensa che i protoni e gli elettroni si schiacciano e si fondono, trasformandosi in neutroni.
Ovviamente l'energia rilasciata da questo fenomeno è altissima, ed è per questo che le supernove sono fenomeni potentissimi e luminosissimi.
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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

#bestOf2018 #Galassie #Stelle #ViaLattea

La seconda vita della Via Lattea


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

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

Ma iniziamo dall'inizio.
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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 31 luglio 2018

#Nebulose #Stelle #Supernovae #ViaLattea

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

mercoledì 9 maggio 2018

#AmmassiStellari #bestOf2018 #Stelle #ViaLattea

L'ammasso aperto Westerlund 1 ospita molte delle stelle più grandi e massicce conosciute! E' l'ammasso aperto più massiccio della Via Lattea. La stella più grande, Westerlund 1-26, è una supergigante rossa con un diametro 1.500 volte più ampio del Sole. Questa stella è talmente grande che se fosse al centro del Sistema Solare, arriverebbe quasi a lambire Saturno. E non è tutto, ci sono anche supergiganti rosse, ipergiganti gialle. Stelle enormi, più grandi si Aldebaran e di Betelgeuse. E assieme a questi giganti è stata trovata una Magnetar!

Questo splendido ammasso aperto si trova a circa 15.000 anni luce dal Sistema Solare, nella costellazione dell'Altare.
Le stelle super giganti che popolano questo angolo di Via Lattea hanno un'età di circa 3 milioni di anni: sono quindi tutte molto giovani rispetto al Sole che di anni ne ha 4,6 miliardi. E anche se è così giovane, i cosmologi prevedono che potrebbe presto diventare un cimitero di stelle morenti: un ammasso globulare.
Ma andiamo con ordine, perché le stranezze di questo ammasso sono davvero tante!

Grazie alla straordinaria popolazione di stelle supermassicce che ospita, Westerlund 1 offre un'opportunità unica per esplorare l'evoluzione di questi rari esemplari stellari:dalla nascita alla morte e oltre.
E rappresenta anche un caso unico di studio sulla formazione e l'evoluzione di un ammasso aperto che sembra destinato a evolversi velocemente in un ammasso globulare.
E questo è un fenomeno molto atipico se pensiamo all'evoluzione degli ammassi aperti e alle origini degli ammassi globulari.
Per capire meglio le stranezze di Westerlund 1, scopri qui le caratteristiche e le differenze degli ammassi aperti e degli ammassi globulari
All'interno di Wd1, ormai lo avete capito, troviamo un alto numero di stelle ipergiganti gialle. Queste stelle sono poco calde, ma molto massicce, con una massa che va dalle 20 alle 50 masse solari. Sono rarissime nella Via Lattea, perché a causa della loro massa elevata bruciano molto in fretta e hanno una vita estremamente breve.

Ma all'interno di Westerlund 1 sono state scoperte anche un alto numero di stelle supergiganti e ipergiganti blu.

Queste stelle, al contrario delle supergiganti gialle, sono stelle caldissime, la loro temperatura va dai 20.000 gradi centigradi ai 50.000 gradi centigradi. Per fare un paragone, il sole arriva a 6.000 gradi centigradi.
In generale, Il diametro di tutte queste stelle supergiganti e ipergiganti può raggiungere le centinaia di volte quelle del Sole. Alcune di esse superano il migliaio di diametri solari! Riuscite ad immaginarvi la differenza tra queste stelle e la nostra?
E sono tutte all'interno dello stesso ammasso aperto!

E non è tutto, all'interno di Westerlund 1 sono state anche identificate diverse stelle di Wolf-Rayet, particolari stelle supergiganti giunte ormai al termine della propria vita e che si stanno letteralmente dissolvendo proiettando nello spazio interstellare la propria massa ad una velocità che arriva fino ai 2.000 km/sec. La loro temperatura è inimmaginabile: arriva fino a 150/200 mila gradi centigradi!

Tutto questo fa di Wd1 un ammasso veramente mostruoso. Ma la ciliegina sulla torta la fa una Magnetar che si trova nelle periferia dell'ammasso.
Le Magnetar sono stelle ancora più massicce delle super e iper giganti. Esse sono allo stadio finale della propria esistenza e sono ancora più compresse e pesanti delle stelle di neutroni (pulsar). Sono dei veri e propri buchi neri mancati.

E qui nasce il primo mistero di Westerlund 1.
La presenza simultanea sia di stelle di Wolf-Rayet che di supergiganti rosse e azzurre è stata molto inaspettata per i cosmologi, e la Magnetar proprio non ha spiegazione di esistere.
La cosa che lascia veramente senza parole i cosmologi è che gli ammassi aperti, per definizione sono agglomerati di stelle molto giovani, appena formate dalla stessa nebulosa molecolare. Come è possibile quindi che all'interno di Wd1 stelle molto vecchie come le Wolf-Rayet e addirittura una Magnetar, si trovino a braccetto con stelle giovanissime come le compagne supergiganti azzurre?

L'unica spiegazione che i cosmologi riescono a darsi è che all'interno di Wd1 stiamo assistendo alla presenza di generazioni stellari differenti.
E questo rappresenta un secondo rompicapo. Infatti stelle di seconda o terza generazione sono stelle molto massicce generate dai resti di morti stellari precedenti, cioè gas espulsi da vecchie stelle morenti che si sono ricombinati a formare nuove stelle più pesanti.

Ma noi stiamo osservano un ammasso aperto, e in un ammasso aperto le stelle dovrebbero essere tutte di prima generazione. Infatti, il tempo necessario ad una stella per estinguersi, rilasciare il proprio materiale in maniera più o meno violenta, e dare luce a nuove stelle, sarebbe troppo lungo affinché l'ammasso aperto non si sia nel frattempo disperso.

Quindi, come far fronte a questi due misteri?
Forse, Wd1 potrebbe essere una rara regione di "starburst" intra-galattica. Cioè una zona all'interno della quale sta avendo luogo una formazione stellare a ritmi molto più intensi della norma.
Ma anche questa ipotesi perde acqua. Le osservazioni infatti sia nel visibile che ad altre lunghezze d'onda non rivelano né rimasugli nebulari e né fenomeni di formazione stellare, sia all'interno dell'ammasso che nei dintorni. Lo "starburst" è stato forse così rapido da essere già terminato?

Ma allora come si è formato Westerlund 1?

Le osservazioni di altre grandi regioni di formazione stellare sia all'interno della via lattea che in altre galassie, mostrano che gli ammassi stellari si formano in complessi più grandi, con chiare evidenze di rimasugli delle giganti nubi molecolari da cui hanno origine.
Un esempio chiaro di questo fenomeno lo troviamo nella nebulosa Tarantola, la più grande zona di formazione stellare conosciuta nel nostro gruppo locale di galassie, che con i suoi 500 anni luce di estensione ospita un numero elevato di ammassi aperti.

Partendo da questi presupposti sono state fatte osservazioni per cercare stelle o piccoli aggregati nei dintorni di Wd1. Il risultato? Nessuna stella, nessun rimasuglio nebulare: Inaspettatamente, Wd1 sembra essersi formato in uno isolamento totale, dal nulla!
Ma questa, tuttavia, non è stata l'unica sorpresa.
I cosmologi hanno anche analizzato le velocità radiali con la quale le stelle dei Westerlund 1 si muovo le une rispetto alle altre, ovvero la velocità di radiale nell'ammasso. E hanno scoperto che questa velocità è molto più alta di quanto ci si aspetterebbe in base alla sua dimensione!

Insomma, le osservazioni sembrano sollevare più domande che risposte attorno a questo angolo di Via Lattea che mette in imbarazzo i cosmologi.
Perché la velocità radiale di Wd1 attualmente è ancora così elevata? Forse Wd1 si è formato, o si sta ancora formando, attraverso la fusione di un certo numero di sotto-gruppi di stelle? Nonostante le sue stelle siano così giovani, Westerlund 1 sta già diventando rapidamente un ammasso globulare?
Come è stata accumulata così tanta massa in un così piccolo volume di spazio? Qual era la natura dell'agente fisico che ha portato alla sua apparentemente istantanea formazione, in una regione altrimenti spoglia della Galassia? Come mai al suo interno ci sono stelle giovanissime assieme a stelle molto più vecchie o addirittura di seconda e terza generazione?

Cosa ne sarà di Westerlund 1?
I cosmologi pensano che probabilmente, come accennato sopra, questo ammasso rimarrà sempre molto compatto e che potrebbe diventare un atipico ammasso globulare, formato dalle stesse stelle molto giovani e massicce a cui ha dato la luce.
Tuttavia il futuro di Westerlund 1 sarà sicuramente molto movimentato e "scoppiettante" grazie all'alto numero di Stelle doppie che sono state osservate al suo interno. Oggi abbiamo la certezza della presenza di oltre 70 esemplari di stelle binarie confermate.

Il ruolo che hanno le stelle binarie nell'evoluzione stellare è legata al fenomeno di "zombizzazione". Infatti come sappiamo l'interazione che avviene nei sistemi binari ha l'effetto di rimuovere prematuramente il mantello esterno ricco di idrogeno della stella principale; impedendo così una successiva transizione attraverso una fredda fase di ipergigante e impedendo la perdita di massa che caratterizza le stelle di wolf rayet di cui abbiamo parlato prima.
Quindi le stelle giganti binarie presenti all'interno di Westerlund 1 rappresentano, al contrario delle coinquiline singole di wolf rayet, la miccia che porterà presto alla formazione di luminosissime supernove di tipo 1A.

scopri qui il processo di formazione delle supernovae di tipo 1A
Questo significa che, considerate le mostruose masse di queste stelle, dopo le esplosioni all'interno di Wd1 avremo con buona probabilità anche un alta popolazione di stelle di neutroni e buchi neri!
Come conferma di questo scenario futuro, troviamo la potentissima Magnetar di cui abbiamo parlato prima.

Insomma, pare che Westerlund 1 oltre a stupirci adesso darà anche un grande spettacolo nel futuro!

martedì 13 marzo 2018

#bestOf2018 #Nebulose #Stelle #ViaLattea

Cosa sono i globuli di bok?

I globuli di bok sono delle zone estremamente buie. Sono sempre stati, fin dal giorno della loro scoperta, tra gli oggetti più misteriosi e meno conosciuti dell'universo. Il loro mistero e il loro fascino sono dovuti al fatto che è difficile capire cosa si celi al loro interno. Le nuove tecnologie però hanno permesso di dare uno sguardo un po più chiaro all'interno dei loro misteri.

Ma iniziamo dal principio, I globuli di Bok sono nuvole molecolari molto compatte e isolate, che appaiono come piccoli globuli scuri all'interno di nebulose diffuse molto estese, come pad esempio i pilastri della creazione nella nebulosa Aquila o nella estesissima zona nebulare nella costellazione di Orione di cui m42 è solo una piccola parte.
Abbiamo parlato delle nebulose diffuse in questo nostro approfondimento: Nebulose diffuse, ricordi dell'universo primordiale

La dimensione dei globuli di bok va di solito da 1 a 3 anni luce, risulta quindi evidente che solo i più vicini sono ben osservabili.
La massa de globuli di bok invece è molto varia. Secondo i cosmologi dalle 15 alle 60 masse solari. Quando superano questa massa si parla nel senso più classico di nebulose oscure, che sono molto più estese.
Questi oggetti sono luoghi davvero estremi, con temperature che vanno oltre il glaciale: infatti la temperatura dei globuli di bok tocca i -260° C.In poche parole i globuli di bok sono tra gli oggetti celesti più freddi conosciuti.
A volte capita che i margini di questi meandri nebulari bui e freddi vengano ionizzati dalle stelle vicine. Spesso queste stelle sono appena nate dalla nebulosa madre in cui si trova l'ovulo di bok, e sono quindi stelle molto giovani e cariche di energia.
Il risultato è uno spettacolare anello luminescente che circonda l'ovulo di bok rendendolo unico.
Nella foto qui sotto vedete uno esempio di questo fenomeno: si tratta di un ovulo che si trova all'interno della nebulosa Carena, soprannominato "bruco" per il suo aspetto.
Appare evidente che lungo il perimetro, l'ovulo scuro sia delimitato da una zona molto luminosa che risplende addirittura rispetto alla nebulosa sullo sfondo.


Ma perché i globuli di bok sono così scuri e gelidi?
La risposta a questa domanda è nella composizione dei globuli. All'interno dei globuli di bok non è presente solamente del gas, ma troviamo anche una importante presenza di polvere.
La densità interna di queste zone è piuttosto elevata rispetto ai valori tipici dello spazio interstellare e della nebulosa ad emissione circostante.
Per questo motivo i globuli di bok assorbono e disperdono la luce della nebulosa o delle stelle che hanno attorno, e questa non riesce a penetrarli. Di conseguenza appaiono scuri e freddi.
Com l'avvento delle nuove tecnologie osservative che ci permettono di esplorare questi oggetti anche a lunghezze d'onda differenti, le cose sono un po' cambiate e i cosmologi oggi sono in grado di penetrare leggermente questi meandri usando le osservazioni nell'infrarosso.
Queste osservazioni hanno lasciato la comunità scientifica sorpresa, e hanno confermato la teoria che già Bart Bok, scopritore di questi oggetti, aveva approcciato nel 1940: All'interno dei globuli di bok stanno nascendo delle proto-stelle.

Ma come facciamo ad esserne certi della formazione stellare?
Il processo di formazione stellare oggi è ormai abbastanza noto ai cosmologi. Noi oggi non ne entreremo nel merito perché ne parleremo più a fondo in un approfondimento che è già in fase di scrittura, ma il collasso gravitazionale che avviene all'interno dei globuli di bok lascia due firme indelebili: Forti emissioni di carbonio, e flussi energetici bipolari.

I cosmologi sono stati in grado di osservare queste due caratteristiche nella maggior parte dei globuli di bok che conosciamo.
In questo approfondimento: La nascita di una stella in diretta potete scoprire, ma soprattutto veder evolversi, una delle più grosse manifestazioni di flusso energetico bipolare generato da una proto-stella

Ma le cosa più sorprendente è che in alcun casi le osservazioni all'infrarosso, quindi capaci di percepire oggetti a bassissime temperature, hanno messo in luce flebili corpi ancora molto deboli sia in termini di luminosità che di calore, all'interno della quale non si è ancora accesa la miccia della combustione nucleare: delle vere e proprie proto-stelle in uno stadio precedente a quello di stelle.

I globuli di bok sono oggetti straordinari: zone riservate, angoli privati all'interno di nebulose luminose dove piccole stelle come il sole stanno per venire alla luce. Sono come dei bozzoli dove una bellissima farfalla termina la propria metamorfosi prima di mostrarsi al mondo in tutti i suoi colori e la sua bellezza.
Le loro dimensioni, inferiori ai 3 anni luce, si allineano benissimo con quelle che potrebbero poi essere le dimensioni di un sistema stellare. Basti pensare che le dimensioni del nostro Sistema Solare arrivano a raggiungere i due anni luce.
Questo ci fa sognare, perché quando ne guardiamo uno su una lastra fotografica è come se stessimo guardando il Sole ed il Sistema Solare nei primissimi attimi della loro formazione.



mercoledì 29 novembre 2017

#CieloProfondo #Galassie #Nebulose #Stelle #ViaLattea

Nebulose planetarie

Le nebulose planetarie sono importanti fonti di gas nel mezzo interstellare, rilasciando il loro materiale nello spazio a velocità che vanno dai 25 ai 50 km/h. Gli astronomi calcolano che ci siano circa 20.000 nebulose planetarie nella Via Lattea, ciascuno dei quali rappresenta gas espulso abbastanza recentemente da una stella centrale giunta al termine della sua evoluzione. <
Di fatto però sono state catalogate solo circa 1.800 nebulose planetarie, a causa dell'oscuramento provocato dalle sacche di polvere oscura nella galassia.

Le nebulose planetarie sono un tipo di nebulose luminose che si sta espandendo lentamente sotto forma di gusci di gas, espulsi da stelle che stanno morendo.
Osservate al telescopio hanno un aspetto relativamente rotondo e da questo loro aspetto deriva il loro nome perché i primi osservatori trovavano una forte assomiglianza con i dischi dei pianeti.


Rispetto a nebulose diffuse come M42, le nebulose planetarie sono piccoli oggetti con un raggio tipicamente di qualche anno luce e contenenti una massa di gas pari a circa 0,3 masse solari. per fare un esempio, la Nebulosa Elica (NGC 7293) nella costellazione dell'Acquario, ha una dimensione apparente di circa 20 minuti d'arco: due terzi delle dimensioni angolari della Luna.
Le nebulose planetarie sono molto più dense rispetto alla maggior parte delle nebulose di gas diffuso.
Tipicamente contengono dai 1.000 ai 10.000 atomi per cm cubico. Hanno generalmente confini esterni regolari e netti, e spesso hanno anche un confine interno relativamente nitido che da loro l'aspetto di un anello.
Le immagini ad alta risoluzione di una nebulosa planetaria di solito mettono in mostra una interessantissima particolarità di questi oggetti: piccoli nodi e filamenti, i così detti nodi cometari.
Abbiamo realizzato un interessante approfondimento su queste favolose formazioni a questo link: Cosa sono i nodi cometari.

Tutte queste nebulose hanno una stella centrale più o meno visibile, ed è proprio questa stella morente che fornisce la radiazione ultravioletta necessaria per ionizzare il gas circostante rendendolo luminoso e colorato.
Queste stelle sono tra le più numerose e la loro evoluzione è relativamente rapida.
Esse hanno una temperature molto più alta di quelle neonate presenti nelle normali nebulose diffuse.

Ma come nascono questi oggetti che sfruttano la morte della loro stella per diventare così belle e colorate?

Tutto inizia dalla morte della stella centrale, una stella gigante rossa giunta al termine di suoi processi nucleari. In questa fase la forza di gravità inizia a perdere piede e si verifica una rapida perdita di massa sotto forma di vento stellare. Gli astrofisici stimano che queste stelle perdano giornalmente una massa pari a circa lo 0.01% della massa terrestre e che questa si allontani dalla stella ad una velocità di circa 30 km/secondo. 


All'inizio di questa fase la gigante rossa potrebbe anche rimanere oscurata dalla polvere di elementi pesanti che si forma durante il rilascio e la perdita di massa. 


Al termine di questa fase, chiamata appunto "di perdita di massa", la stella è rimasta senza i suoi elementi superficiali, ed inizia sorprendentemente a diventare sempre più calda. Questa inversione di rotta avviene perché il suo nucleo caldo rimane esposto avendo perso gli strati superficiali. 


A questo punto il gas espulso inizia ad essere ionizzato (wikipedia: ionizzazione dei gas) dalla radiazione proveniente dalla stella calda.

La zona di ionizzazione si muove costantemente verso l'esterno lambendo il materiale rilasciato dall'espulsione di massa iniziale.
Naturalmente all'inizio le aree ionizzate sono quelle più prossime alla stella. Ma con il passare del tempo la ionizzazione si espande raggiungendo le zone più esterne.
Tutto ciò visto dalla terra appare ancora come una stella, perché il disco nebulare venutosi a formare è ancora troppo piccolo per essere osservato dalle distanze cosmiche.
Il gas della nube infatti ha una densità ancora relativamente alta: circa un milione di atomi per centimetro cubo e diventerà più diluita a mano a mano che il gas si espande.

Dunque l'espansione inesorabile continua, e la diminuzione della intensità del gas porta la nebulosa alla fase intermedia, cioè la fase in cui la densità scende al punto in cui viene ionizzata l'intera massa del gas stesso.
E' proprio in questo momento che nasce la magia di luce e colore delle nebulose planetarie.
La maggior parte delle nebulose planetarie che osserviamo si trova in questa fase intermedia.

Ma cosa ha in serbo il futuro per questi splendidi oggetti?
Beh... come tutte le cose belle, anche lo splendore di queste magnifiche nebulose avrà una fine.
Con il passare del tempo la stella centrale diventerà sempre meno luminosa, fino a non poter più fornire una quantità sufficiente di radiazioni ultraviolette per mantenere ionizzata la nebulosa.
Ancora una volta le regioni esterne della nebulosa diventeranno neutre e quindi invisibili.
Alla fine il gas che via via è diventato sempre più buio, si mescolerà al gas interstellare e la nebulosa si sfalderà scomparendo.


La stella centrale
Le stelle nel cuore delle nebulose planetarie meritano un po di attenzione.
Gli astronomi osservando i loro spettri si sono resi conto che la maggior parte di esse è molto calda e che hanno spettri molto simili alle stelle di Wolf-Rayet
Le stelle centrali nelle giovani nebulose planetarie (cioè nella fase successiva a gigante rossa) sono calde quanto le stelle massicce di classe O e B, che vanno dai 35.000 ai 40.000 gradi centigradi. La loro luminosità però è circa 10 volte più debole.
Paragonate al sole queste stelle hanno circa la metà del suo diametro ma sono 1.000 volte più luminose.
A mano a mano che la nebulosa si espande invecchiando, la stella aumenta la sua luminosità e la sua temperatura, ma il suo raggio diminuisce costantemente.
Dopo soli 5.000 anni circa dall'inizio della loro espansione iniziale, la luminosità di queste stelle raggiunge un valore che è circa 10.000 volte la luminosa del Sole!

Da questo punto in poi la stella diventa più debole, ma mentre il restringimento della stella continua per qualche tempo, la temperatura continua ad aumentare fino a raggiungere i 200.000 gradi centigradi: quasi cinque volte più calda della maggior parte delle altre stelle della galassia.
Una volta raggiunti questi livelli vertiginosi, anche la sua temperatura inizia a scendere e nel giro di circa 10.000 anni queste stelle diventano delle nane bianche. Stelle molto dense, dalle dimensioni simili alla terra ma con una densità di migliaia di chilogrammi per centimetro cubo.
Gli astrofisici concordano sul fatto che queste nane bianche debbano ottenere quasi tutta la loro energia dalla contrazione che subiscono durante la fase finale del processo, e non da combustione nucleare. Questo come conseguenza del fatto che non dovrebbero più contenere idrogeno o elio, tranne forse in un guscio molto sottile sulla loro superficie.


Composizione chimica
Ma torniamo alle nebulose planetarie e alla loro composizione chimica.
Queste nebulose, essendosi formate con i resti di una stella morente, sono chimicamente ricche di elementi prodotti dalle reazioni nucleari all'interno della stella centrale.
Quindi la loro composizione chimica dipende molto dal tipo di stella madre e dalla sua generazione stellare.
Alcune sono molto ricche di carbonio e possono raggiungere livelli di questo elemento doppi rispetto all'ossigeno, altre invece sono ricchissime di azoto. Le più luminose che conosciamo, osservate nelle galassie esterne, ne sono esempi evidenti.

La maggior parte delle nebulose planetarie contengono pochissimo idrogeno, ormai esaurito dalle reazioni nucleari della stella centrale quando era nel pieno della sua attività.

Grazie al fatto che questi oggetti riflettono la composizione iniziale delle stelle che li hanno generati, gli astronomi usano le nebulose planetarie anche per studiare il tasso di presenza degli elementi iniziali presenti nella galassia madre.

Ma nelle nebulose planetarie, oltre a gas sono presenti anche piccole quantità di polvere, che ci appaiono sotto forma di nodi: i nodi cometari. Sono formazioni straordinarie, composte da microgranuli di materiale più "polveroso" rispetto al gas circostante.
In generale questa polvere non può essere vista direttamente finchè l'onda di ionizzazione proveniente dalla stella centrale non la colpisce.
Potete trovare un interessante approfondimento sui nodi cometari a questo link: I nodi cometari.

La presenza di polvere indica chiaramente che le nebulose planetarie sono ricche di elementi pesanti.

Esistono tuttavia due eccezioni a quanto abbiamo detto: una si trova nell'ammasso globulare M15 (cosa sono gli ammassi globulari?) e l'altra nell'alone esterno della via lattea.
Gli astronomi si sono accorti che queste due nebulose planetarie hanno un contenuto molto basso di elementi pesanti, circa la metà della media osservata nella maggior parte delle altre nebulose planetarie. Entrambe le due nebulose in questione sono molto antiche, e questo suggerisce che il gas primordiale nella via lattea aveva un contenuto di elementi pesanti basso, e che quindi sia nata molto presto nel ciclo di vita dell'universo.


Posizione nella galassia
A proposito di età, uno dei migliori indicatori dell'età media degli oggetti galattici è la loro posizione nella galassia ed il loro movimento.
Gli oggetti più giovani sono nelle braccia a spirale, vicino al gas da cui sono stati formati. Di conseguenza gli oggetti sono distanti dal piano galattico e dalle braccia a spirale.
Usando questi criteri valutativi scopriamo che le nebulose planetarie sono oggetti di mezza età; Le osservazioni infatti le collocano tra le braccia e il nucleo, con concentrazione in aumento verso il nucleo. I loro percorsi nella via lattea seguono traiettorie ellittiche, mentre solitamente le orbite delle stelle più giovani tendono ad essere più circolari.
Quindi gli astrofisici hanno classificato la maggior parte delle nebulose planetarie come appartenenti alla "Popolazione disco", una via di mezzo appunto tra quelli di Popolazione II (molto vecchi) e Popolazione I (giovani).


A proposito della stella che fu
Torniamo per un attimo alla stella centrale delle nebulose planetarie, e cerchiamo di capire quale tipo di stelle possano poi trasformarsi in stelle centrali circondate da nebulose planetarie.
Gli astronomi studiando la distribuzione nella galassia delle nebulose planetarie sono giunti alla conclusione che le stelle che danno origine a questo fenomeno abbiamo inizialmente una massa di poco superiore a quella del Sole.

Stelle molto massicce e giovani, come abbiamo detto prima, si trovano per lo più sulle spirali e presso il piano galattico, mentre le nebulose planetarie tendono ad essere più prossime al nucleo.
Inoltre, la massa di queste nebulose è di circa 0,3 masse solari, e la massa di una tipica nana bianca (lo stadio finale della stella centrale) è di circa 0,7 masse solari.
Considerando che la velocità di espansione della nebulosa è probabilmente paragonabile alla velocità di fuga dal suo progenitore, gli astrofisici giungono alla conclusione che la stella originaria era una stella gigante rossa: una stella grande e "fresca", con una massa poco superiore al sole.
Questo aspetto è straordinario se pensiamo che queste giganti rosse, dalla temperatura relativamente bassa, diventeranno al termine del processo delle piccole nane bianche caldissime.

Molto probabilmente le stelle candidate a diventare progenitrici di nebulose planetarie sono stelle variabili di lungo periodo. Queste particolari stelle sono note per essere instabili ed hanno dimensione e massa coerente con la teoria evolutiva che hanno descritto gli astronomi.

Sono invece stelle completamente diverse le Novae: stelle che si illuminano enormemente per un breve periodo e che rilasciano un guscio di materiale in modo esplosivo ad una velocità di centinaia di chilometri al secondo.
Potete trovare un approfondimento su questo tipo di fenomeno a questo link: Cosa sono le supernovae?







martedì 26 settembre 2017

#BuchiNeri #Stelle #Supernovae #Universo

Non tutti gli elementi e i metalli della tavola periodica sono nati con l'universo. La distruzione di pulsar, stelle di neutroni, da parte di piccoli buchi neri primordiali, potrebbe aver generato molti degli elementi più pesanti presenti nell'universo di oggi.

Alcuni elementi chimici, i più semplici e leggeri, si sono formati senza dubbio durante il Big Bang, altri invece si sono formati successivamente con la nascita e la morte delle stelle.
Molti metalli possono originarsi solamente con enormi esplosioni stellari.
Puoi scoprire come sono nati i metalli dell'universo qui: Come nascono le supernovae
Ma anche i buchi neri potrebbero aver aiutato la generazione di alcuni tra i metalli più pesanti.

Ciò sarebbe avvenuto durante scontri tra piccoli buchi neri primordiali e stelle di neutroni.
L'articolo che abbiamo linkato sopra spiega bene cosa siano le stelle di neutroni. In ogni caso questi oggetti sono stelle dalle dimensioni ridotte ma hanno una massa elevatissima. un granello di materiale prelevato da una stella di neutroni peserebbe come una intera città.


Quando un piccolo buco nero primordiale si trova nei pressi di una stella di neutroni, comincia ad attirarla a se in un valzer mortale fino a farlo entrare nel proprio orizzonte degli eventi e ad assorbirlo.
Cos'è l'orizzonte degli eventi? scoprilo qui: Come sono fatti e come nascono i buchi neri.
Essendo le stelle di neutroni molto dense, questa fusione avviene in modo così violento da produrre abbastanza energia da riuscire ad espellere una parte dei materiali pesanti, nonostante la forte attrazione gravitazionale!

Addirittura, piccoli buchi neri primordiali (di dimensioni, non di massa) prodotti durante le prime fasi del Big Bang, possono aver penetrato una stella di neutroni come un proiettile ed averla consumata dall'interno.
Quando le stelle di neutroni vengono divorate, rigettano una grande quantità di materia fredda e composta principalmente di neutroni. Decomprimendosi velocemente e riscaldandosi, questa materia è a questo punto costituita da elementi pesanti.
La quantità di materia ricca di neutroni espulsa negli ultimi millisecondi di vita della stella, è sufficiente a spiegare l'abbondanza di elementi pesanti nell'universo.

Anche se non ci sono ancora prove, ormai è quasi certo che durante le prime fasi dopo il big bang siano nati numerosi piccoli buchi neri primordiali.

I cosmologi ipotizzano la presenza di piccoli buchi neri con masse simili ad un pianeta nano (ma dalle dimensioni migliaia di volte più piccole) che potrebbero addirittura costituire una componente della "materia oscura".
Abbiamo approfondito questo tema in questo articolo: Buchi neri al posto della materia oscura
La correlazione tra questi piccoli buchi neri e materia oscura (esclusi quindi i buchi neri di grandi dimensioni) permette di spiegare perché le galassie più grandi siano più ricche di elementi pesanti. Queste galassie avrebbero più materia oscura, quindi un gran numero di piccoli buchi neri, quindi una frequenza più alta di iterazioni tra questi oggetti e stelle di neutroni.
Questo spiegherebbe anche come mai nel nostro centro galattico osserviamo meno stelle di neutroni: Molte sarebbero state distrutte da questi piccoli buchi neri primordiali.

martedì 8 agosto 2017

#AmmassiStellari #Stelle #ViaLattea

Il Grande carro, parte della costellazione dell'orsa maggiore, è senz'altro tra le costellazioni più famose e più semplici da identificare nel nostro cielo settentrionale. Se non altro per la sua praticità nell'aiutarci ad individuare la stella polare (che in realtà si trova nella costellazione dell'orsa minore).

Ma una cosa che non tutti sanno è che in realtà quando guardiamo queste sette stelle luminose, stiamo guardando un ammasso aperto: un ammasso aperto che sta per inglobare anche il sistema solare!

In realtà l'ammasso aperto che ha generato il Grande Carro 750 milioni di anni fa è probabilmente già in fase di disgregazione.
Ma ciò che importa è che la maggior parte delle stelle che compongono il grande carro, e alcune altre meno luminose, mostrano un movimento comune che differisce da quello delle stelle vicine, e questa è una caratteristica degli ammassi aperti.
Anche la composizione e l'eta, che sono paragonabili a quelle delle stelle presenti nell'ammasso aperto delle Hyadi e del Presepe, sono indizi sicuramente validi sul fatto che queste stelle appartengano ad un ammasso.
Abbiamo scritto un approfondimento sugli ammassi aperti come questo e potete trovarlo qui: Ammassi aperti, le culle della galassia.

E' stato osservato che alcune stelle stanno abbandonando l'ammasso più velocemente delle altre, ma continuano a condividerne la direzione, formando così una scia nota come "stream dell'orsa maggiore".
Ne sono un esempio la stella Alpha della costellazione di Ofiuco, la Delta del leone e la Beta dell'Auriga, insieme ad un centinaio di stelle meno luminose.
Sembra che queste stelle siano "ex" membri dell'ammasso, che hanno avuto la loro origine nel Grande Carro, e che abbiano successivamente subito influenze gravitazionali di altre stelle, e/o forze di marea della Via Lattea che le hanno sbalzate fuori dall'ammasso.

Ora, mentre hanno lasciato il cluster, le loro orbite intorno al centro della Via Lattea sono ancora simili a quelle del cluster e seguono ancora un movimento comune.

Il Grande Carro ha il suo centro a circa 75 anni luce da noi e ha una dimensione di circa 30 anni luce per 18 anni luce, coprendo una zona di celo di 30° e arrivando probabilmente a raggiungere la costellazione della Corona Boreale.
La corsa del Grande Carro lo sta lanciando ad una velocità di circa 46 km/s verso la zona orientale del Sagittario, ad una ascensione retta di 20h 24m e una declinazione di 37°.

E volete sapere una cosa pazzesca a questo proposito?
Noi ci troviamo proprio sul suo percorso!

Proprio così, il sistema solare si trova proprio sulla rotta di questo stream. Da circa 40 milioni di anni ci troviamo nella sua zona periferica, proprio tra lui e la sua destinazione.
I Cosmologi che se ne sono accorti hanno constatato che il carro si sta avvicinando al sistema solare alla velocità relativa di poco più di 10 km / sec.
Diciamo pure che tra qualche centinaia di migliaia di anni l'orsa maggiore e le sue stelle ci passeranno sopra alla testa per poi, molto probabilmente, trascinare anche noi verso il Sagittario.
Niente paura però, le distanze tra le stelle sono talmente vaste che il rischio di impatti catastrofici è scongiurato.

Ma il sole non è l'unica stella coinvolta nella folle corsa del Grande Carro, anche la famosa Sirio (Alpha Canis Majoris) è stata catturata dalla forza gravitazionale dello stream e ora si muove assieme ad esso.
Inizialmente i cosmologi ritenevano che appartenesse all'ammasso ma misure più dettagliate della sua età hanno dimostrato che è molto più giovane.

Bene, quando guarderete ancora l'orsa maggiore ricordatevi che quella figura in realtà è un ammasso aperto di giovani stelle, che ci sembrano molto distanti le une dalle altre a causa della loro vicinanza relativa a noi, ma che sono nate dalla stessa nube molecolare.
Ricordate anche, ma senza timore, che si stanno muovendo verso di noi ad una velocità di 10km al secondo per poi fuggire nella costellazione del Sagittario!