Vieni a scegliere la tua maglietta!

martedì 25 luglio 2017

#AmmassiStellari #Galassie #Stelle #ViaLattea

Gli ammassi globulari sono zone di concentrazioni di stelle antiche altamente popolate, e si trovano in tutte le galassie.
Incredibilmente si presentano sempre con una forma sferica.
Contengono centinaia di migliaia di stelle. Talvolta raggiungono anche i milioni di stelle.
La densità di popolazione delle stelle può arrivare fino a 500 o 1.000 stelle in un parsec. In poche parole ci possono essere dalle 500 alle 1.000 stelle in uno spazio di 3 anni luce quadrati.
Stiamo dicendo che le stelle presenti negli ammassi globulari sono talmente vicine che se il sole fosse in uno di questi oggetti, nella distanza che c'è tra noi e alfa centauri (la stella realmente più vicina a noi) ci sarebbero 1.000 stelle!
Provate ad immaginare, se la terra fosse all'interno di un'ammasso globulare, la notte sarebbe illuminata dalle stelle come se ci fosse la luna piena, e molte di queste sarebbero visibili anche di giorno!



Alcuni ammassi globulari, come M13 nella costellazione di Ercole, possono essere intravisti ad occhio nudo ma per distinguere le singole stelle è necessario usare dei telescopi.
Nella Via Lattea ci sono circa 150 ammassi globulari e si stima che la maggior parte di essi abbia almeno 10 miliardi di anni.

Tutti gli ammassi globulari si trovano nell'alone galattico della propria galassia, e la via lattea non fa accezione. (approfondimento sulla morfologia di una galassia)
In questi ammassi sono presenti alcune tra le stelle più antiche della nostra galassia.
Inoltre, grazie alle osservazioni fuori dall'atmosfera e senza il noto effetto scintillante delle stelle, il telescopio spaziale Hubble ha mostrato alla nasa immagini nitide di circa 11.000 ammassi globulari extra galattici nell'ammasso galattico della vergine.

Oggi sappiamo che gli ammassi globulari sono composti principalmente da piccole stelle rosse e gialle, con masse non superiori alle 0.8 masse solari: insomma stelle del tutto simili al sole.
La densità delle stelle che compongono un ammasso globulare è molto alta. Per esempio la distanza media tra le stelle che compongono un qualsiasi ammasso globulare, è molto minore della distanza tra le stelle del gruppo locale a cui appartiene il sole.

Sull'origine degli ammassi globulari non si sa molto, ma gli astrofisici avanzano due ipotesi, che non si escludono l'una con l'altra.

La prima, appoggiata dall'osservazione di stelle molto antiche all'interno degli ammassi, afferma che probabilmente si formarono molto presto nella genesi della galassia ospitante, quando questa presentava ancora un aspetto globulare e non si era ancora appiattita formando il disco e le spirali.

Gli ammassi di questo tipo costituirebbero quindi i primi tasselli di formazione delle galassie, e furono i primi a consumare il gas e le polveri nel processi di fusione in stelle. Questo spiegherebbe anche il motivo per la quale moltissimi ammassi globulari sono molto vecchi.
E' molto probabile che si siano formati da nebulose ancora più grandi e più dense di quelle che danno vita agli ammassi aperti.
Potete scoprire molto su questi oggetti in questo approfondimento dedicato agli ammassi aperti e sulle nebulose che generano stelle qui: nebulose diffuse, ricordi di un universo primordiale e qui: Cosa sono i globuli di bok?

Siccome nell'era attuale dell'universo, la quantità di gas primordiale ancora disponibile è molto minore che all'epoca della formazione delle galassie, è anche molto poco probabile che un ammasso globulare si formi ora.
Esiste tuttavia un rarissimo caso di ammasso globulare in formazione nella Grande Nube Di Magellano, una galassia satellite e vicinissima alla nostra via lattea che ha stranamente ancora una grandissima quantità di gas primordiale.

La seconda ipotesi sulla formazione degli ammassi globulari, confermata dalla presenza di molti ammassi globulari in galassie irregolari che hanno subito una collisione, è che si siano formati durante questi eventi a causa del forte shock gravitazionale subito dalle nebulose galattiche.
E' ormai noto infatti che durante, o subito dopo, la collisione di due galassie, nell'oggetto nascente il tasso di nascita stellare aumenta fortemente a causa sia dell'aumento dei gas disponibili (la somma di quelli presenti nelle galassie protagoniste), sia delle maree gravitazionali che favoriscono l'inizio del processo di accorpamento di nebulose in proto-stelle.

Va da sé che nel caso di grandi nubi, il risultato potrebbe essere un ammasso globulare.

Gli ammassi globulari sono ecosistemi abbastanza indipendenti all'interno della propria galassia.
Essi infatti hanno movimenti indipendenti: si muovono liberamente all'interno della galassia ospitante compiendo lunghissime orbite nelle sue zone periferiche.
Inoltre hanno un lieve moto di rotazione attorno alla propria zona centrale. Ruotano attorno ad un baricentro comune come fa un pianeta. Questa rotazione ha una velocità molto bassa: circa 5/10 km al secondo. E' una velocità molto bassa paragonata per esempio a quella di rotazione della galassia che è di 250 km al secondo.
Tuttavia è una velocità che ha consentito agli astronomi di osservare un lieve appiattimento in molti di questi oggetti.

Molte stelle che popolano un ammasso globulare sono nate direttamente dalle stelle primordiali che popolavano l'ammasso.
Abbiamo detto che molti ammassi globulari sono nati ai primordi della galassia, quando grandissime nubi molecolari di gas si sono condensate in centinaia di stelle molto vicine.
Queste stelle erano stelle molto massicce, molto più della maggior parte di quelle che osserviamo ora, e quindi sono esistite e hanno bruciato idrogeno solamente per qualche milione di anni, il che è molto poco in termini astronomici.
Successivamente alla loro morte, più o meno violenta, hanno rilasciato nello spazio circostante gas e materiale che si sono a loro volta condensate nuovamente in stelle più pesanti, di seconda generazione.
Questo processo è stato facilitato dalla presenza di numerosissime stelle dell'ammasso che hanno contribuito e favorito con le loro perturbazioni gravitazionali l'addensarsi del materiale di seconda generazione.
(Potete avere una panoramica più precisa di come avvenga il processo di riciclo stellare in questo approfondimento sulle supernove).

E' possibile riconoscere le stelle più giovani di un ammasso perché, come abbiamo detto, sono costituite da elementi più pesanti e hanno una maggior quantità di elio, rispetto alle più anziane.
Osservando queste differenze tra stelle è stato possibile scoprire che le generazioni più recenti hanno anche movimenti differenti rispetto alle generazioni più vecchie.
Il telescopio spaziale Hubble ha rivelato infatti che le popolazione originali risiedono nelle zone centrali dell'ammasso, mentre le stelle più recenti si diffondono lentamente verso l'esterno, allontanandosi dal centro.
Tuttavia, fortunatamente per questi oggetti, la grande forza di gravità esercitata dall'enorme massa degli ammassi, prevale sui movimenti delle stelle più giovani garantendone la compattezza.
Il risultato è che le stelle più giovani finiscono nel giro di migliaia di anni per orbitare attorno al nucleo compatto di stelle più anziane.
Questo durerà presumibilmente finché tutte le stelle di prima generazione si saranno riciclate in stelle più giovani.

Nelle calde notti estive, quando alzerete ancora gli occhi al cielo e cercate nella costellazione di ercole l'ammasso globulare M13, ricordate quanto sono spettacolari questi oggetti e che state guardando una zone della nostra galassia in cui diverse centinaia di migliaia di stelle sono così vicine da riempire un'area di un centinaio di anni luce.











martedì 6 giugno 2017

#BuchiNeri #Stelle #Supernovae


La foto che vedete, scattata dal telescopio spaziale Hubble in due periodi diversi e pubblicata su APOD ritrae (nella parte a sinistra, nel 2007) la stella N6946-BH1.
Si tratta di una gigantesca stella rossa che è misteriosamente scomparsa dal cielo (foto di destra, nel 2015) senza lasciare alcuna traccia di se.

N6946-BH1 è (anzi era) una supergigante rossa, residente nella lontana galassia NGC6946 a 22Milioni di anni luce dalla terra (nella foto sotto), nella costellazione del cigno.
La sua massa è di circa 25 volte la massa solare, è quindi più massiccia di Betelgeuse che ha una massa 15-20 volte quella del sole

Una stella di queste dimensioni, giunta al termine della sua vita, dovrebbe esplodere in una supernova (vedi questo approfondimento). 

Misteriosamente, questo non è successo! N6946-BH1 ha  dapprima aumentato la sua luminosità, senza generare una supernova, per poi spegnersi e lasciare intorno a se solamente un debolissimo bagliore.

Cosa è successo a N6946-BH1?
La teoria principale è che N6946-BH1 sia una supernova fallita: la grande gravità della supergigante potrebbe aver mantenuto assieme gran parte del materiale durante l'ultimo tumultuoso periodo di morte dell'astro, impedendo l'esplosione in supernova. Dopo di ché la stella si è probabilmente trasformata in un buco nero, trascinando dentro di sé tutta la sua massa.  

Se fosse davvero così, allora il debole bagliore che è rimasto al di fuori del buco nero e causato dal disco di accrescimento che emette una luce infrarossa relativamente debole 

Se questa modalità di morte stellare venisse confermata anche da altre stelle, darebbe la prova diretta che un stella molto massiccia può terminare la sua vita anche in maniera molto silenziosa piuttosto che con una supernova.

Forse anche la vicina e luminosa Betelgeuse potrebbe un giorno spegnersi senza darci la spettacolare supernova tanto attesa?



Costellazione:Cigno
Ascensione retta:20h 35m 27s
Declinazione:+60° 08′ 08″
Magnitudine:11,9
Massa:25 masse solari
Distanza:22 milioni a.l.




lunedì 5 giugno 2017

#Hubble #PianetiExtraSolari #Stelle #ViaLattea

Questa serie apparentemente inspiegabile di punti mostra in realtà il lento valzer celeste  della stella doppia Luhman 16AB.
L'immagine è la fusione di 12 fotogrammi realizzati nel corso di tre anni con l' Hubble Space Telescope.
Questo sistema è formato da due stelle nane brune che orbitano una intorno all'altra ad una distanza reciproca di circa 3 Unità Astronomiche, ovvero tre volte la distanza tra la Terra e il Sole.
Beh... davanti a questa foto si vede quindi la grande precisione del telescopio spaziale Hubble.


Le nane brune sono "stelle mancate", ovvero oggetti che non hanno una massa sufficiente per innescare la fusione nucleare dell'idrogeno ed emanare calore e luce. Di conseguenza sono molto fredde e molto poco luminose.
Ciò che vediamo è il rapidissimo movimento della coppia nel cielo e il contemporaneo ruotare che fanno i due componenti intorno al proprio baricentro.
Questo sistema stellare di trova a soli sei anni luce dal Sole ed è il terzo sistema stellare più vicino a noi, dopo il sistema triplo di Alpha Centauri e il sistema della Stella di Barnard.

Gli astronomi che usano Hubble per studiare Luhman 16AB non sono interessati solo al valzer delle due nane brune, ma anche alla ricerca di un terzo, invisibile componente.
Infatti le osservazioni precedenti, effettuate con il Very Large Telescope dell'ESO, hanno indicato la presenza di un esopianeta nel sistema. Il team ha voluto verificare questa ipotesi  analizzando in modo dettagliato il movimento delle nane brune per un lungo periodo di tempo.
I dati di Hubble, e le immagini che vediamo qui sopra, hanno mostrato però che le due stelle sono le uniche componenti del sistema, senza la compagnia di un pianeta.

Nella foto qui sotto vediamo il movimento nel cielo della coppia dal 1978 al 2010. 

Qui sotto vediamo una foto ad altissimo ingrandimento scattata dal telescopio WISE

venerdì 19 maggio 2017

#AmmassiStellari #Stelle #ViaLattea


Gli ammassi aperti sono le culle della galassia: Luoghi straordinari in cui sono appena venute alla luce centinaia di giovani stelle. "Appena", ovviamente inteso su una scala temporale astronomica.
E' proprio qui, negli ammassi aperti, che nuove generazioni di stelle fresche ripopolano la galassia.
In questi asili galattici troviamo stelle giovanissime e azzurrissime.


Le stelle che popolano un ammasso aperto si sono formate dalla stessa nebulosa molecolare. Dopo la loro formazione rimangono ancora legate gravitazionalmente una all'altra.
Il numero di stelle dipende ovviamente dalla dimensione della nube gassosa che ha generato l'ammasso, e può arrivare anche a qualche migliaia di esemplari.

Ma come si forma in pratica un ammasso aperto?
Sono molti i fattori che possono scatenare il collasso di una nebulosa e portarla a generare centinaia di stelle in poche centinaia di anni. Le cause più frequenti sono le interazioni gravitazionali con oggetti vicini. Spesso un altro fattore scatenante è l'onda d'urto generata dall'esplosione di una supernova vicina.

Gli ammassi aperti più giovani spesso sono ancora circondati dalla nebulosa che li ha condensati e finiscono con l'illuminarla.
Ma questo fenomeno, molto affascinante da vedere, con il passare del tempo andrà a scomparire.
Quando almeno il 10% della nebulosa sarà collassata in stelle, i venti stellari e le radiazione dei giovani astri appena creati inizierà a disperderla.
Le stelle formate negli ammassi aperti non possono che essere molto simili: hanno più o meno la stessa età e hanno la stessa composizione chimica. Per questo motivo gli ammassi aperti sono oggetti molto interessanti nello studio dell'evoluzione stellare.
La massa delle stelle nate negli ammassi può variare da circa 0,08 masse solari a 80-100 masse solari: Un divario non indifferente.


Oggi nella via lattea si conoscono circa un migliaio di ammassi aperti, ma probabilmente questa è solo una piccola percentuale della popolazione totale che potrebbe invece aggirarsi sui 100 mila ammassi.
Soltanto nella costellazione dello scorpione, in una zona di cielo di pochi gradi angolari, possiamo osservare ben tre ammassi aperti: M7, NGC6231 e NGC6242.
Troviamo questi oggetti solamente nelle galassie a spirale ed irregolari, cioè dove si sta verificando ancora la formazione di stelle: le cosi dette galassie attive.
Di solito rimangono uniti poche centinaia di milioni di anni: dopodiché si sfaldano, ed ogni stella prende una sua vita indipendente intorno alla galassia ospite. Questo avviene a causa dei disturbi gravitazionali causati dal passaggio di altri ammassi o di altre stelle.
La maggior parte degli ammassi aperti ha quindi una vita breve.
Possiamo immaginare un ammasso aperto come una nuvola di moscerini, in cui ogni elemento si sposta rispetto agli altri in maniera caotica, mentre tutta la nuvola ruota attorno al centro della galassia che lo ospita.
E durante questo percorso, alcune stelle scappano dall'ammasso a causa delle forze di marea nel campo gravitazionale galattico, oppure in prossimità di stelle che incontrano durante il loro cammino.


Si stima che mediamente un ammasso aperto disperda la maggior parte delle sue stelle dopo qualche centinaia di milione di anni.
Se pensiamo che il sole e il sistema solare, compiono un'orbita attorno al centro della galassia in 250 milioni di anni, possiamo capire che moltissimi ammassi si sfaldano prima di compiere due orbite attorno al centro galattico.
In poche parole un ammasso aperto nasce quasi all'improvviso e in brevissimo tempo (astronomicamente parlando), le nuove stelle che lo popolano iniziano a ruotare intorno alla galassia per poi disperdersi prima che il gruppo riesca a compiere più di due o tre orbite galattiche.

Quindi, solo pochi ammassi raggiungono un'età nell'ordine di miliardi di anni.
In questi casi, ciò che rimane di un ammasso aperto è un campo stellare: un gruppo di stelle sparse, dalle proprietà simili e più o meno alla stessa distanza.

Un esempio di questi agglomerati è costituito dalla costellazione del Grande Carro. Ne abbiamo parlato in dettaglio qui:

Sicuramente l'ammasso aperto più famoso è M45, conosciuto come ammasso delle pleiadi, nella costellazione del Perseo.
Nella tabella che segue ne riportiamo altri tra i più spettacoli.
Da oggi quando alzerete gli occhi al cielo e guarderete le pleiadi, godetevele, perchè hanno già 115 milioni di anni e tra qualche milione di anni l'ammasso potrebbe essersi già sparpagliato.

Pleiadi (M45)Perseo
Presepe (M44)Cancro
M7Scorpione
Ammasso della tarantolaAmmasso extragalattico nella grande nube di magellano


sabato 29 aprile 2017

#Stelle #Supernovae #ViaLattea



Una Supernova è un'esplosione stellare. E' la più grande catastrofe che si possa vedere nell'universo, illumina un'intera galassia con un'energia milioni di volte quella solareE' la morte di un oggetto celeste più violenta si possa immaginare. Eppure questa fine brutale rappresenta anche la nascita di tutto ciò che vediamo attorno a noi.
Ma come avviene tutto ciò?



Le supernove hanno dimensioni e tipologie diverse ma tutte producono una luce così intensa da attraversare l'intero l'universo. 
Il sole non produrrà, al termine della sua vita, non produrrà una supernova: è troppo piccolo. 
Come ogni stella anche la nostra è un gigantesco reattore nucleare. Questo reattore brucia idrogeno: l' elemento più semplice diffuso dell'universo.
Il processo fonde insieme gli atomi di idrogeno producendo Elio ed energia.

Una volta esaurito l'idrogeno la fusione continua e l'elio genera carbonio e il carbonio ossigeno, mentre l'energia prodotta è sempre minore.

Quando una stella di piccole dimensioni come il sole inizia a produrre carbonio la sua fine è quindi vicina.
La vita di una stella infatti si basa sull'equilibrio tra gravità che attira e pressione che spinge. Finché la stella produce energia, va tutto bene. Ma quando questa attività si conclude, la pressione svanisce e la gravità ha la meglio.
La forza gravitazionale inizia quindi a comprimere il nucleo della stella spingendo gli strati esterni sempre più lontano. Si crea così un'enorme sfera gassosa detta gigante rossa.
Come ben sappiamo, alla morte del sole, tra circa 5 miliardi di anni, la sua corona si estenderà fino a Marte e vaporizzerà la superficie terrestre.
Gli strati esterni si espanderanno e il nucleo subirà il fenomeno inverso per effetto della gravità: si ridurrà a un milionesimo delle sue dimensioni originali diventando grande quanto la terra.
A questo punto il sole e le stelle simili a lui diventano una densa sfera di ossigeno al carbonio detta nana bianca.
Per il sistema solare è la fine, piano piano il gas prodotto dalla stella morente si disperde ma la nana bianca continua a bruciare per miliardi di anni.
Il nostro sistema solare però ha una particolarità: è composto da una sola stella.

La maggior parte delle stelle invece sono in realtà coppie di stelle.
E' proprio in questo tipo di sistemi, chiamati sistemi binari, che dobbiamo ricercare le origini della maggior parte delle supernove: le supernove 1A.



In questi sistemi, quando una muore originando una nana bianca, inizia a rubare materia all'altra. Via Via che assorbe combustibili alla stella compagna la nana bianca diventa sempre più pesante, più densa, e meno stabile. 
Intanto al suo interno anche il carbonio e l'ossigeno (prodotti dall'idrogeno e dall'elio nella fase precedente) cominciano a fondersi.
Questa nana bianca diventa una bomba a orologeria. E' un concentrato di energia gravitazionale e nucleare, che sta per trasformarsi in una supernova 1A.

Le 1A sono bombe termonucleari al carbonio da 20 miliardi di miliardi di miliardi di Megaton. A questo punto la nana bianca sottrae una tale quantità di materia alla compagna da andare in sovraccarico, il carbonio e l'ossigeno al suo interno si trasformano allora in un elemento molto comune ma pericolosissimo per le stelle: il ferro.
Quando la nana bianca inizia a fondere carbonio e ossigeno producendo il ferro il suo destino è segnato: all'improvviso la stella esplode producendo e rilasciando nello spazio una quantità immensa di ferro.

Ecco perché le supernove 1A hanno un ruolo centrale in tutto l'universo e producono gli elementi fondamentali per l'uomo.
Proiettano ferro a migliaia di miliardi di chilometri: è da loro che proviene la maggior parte del ferro cosmico. 
Quasi tutto il ferro del sistema solare proviene dall'esplosione di due stelle compagni avvenuta più di 5 miliardi di anni fa. Dal nucleo fuso della terra ai grattacieli all'emoglobina del sangue umano tutto è formato dal ferro delle supernove di tipo 1A. 

Ma come nascono gli elementi più pesanti del ferro come è oro e argento?

Anche questi elementi si originano dalle stelle. Selle però singole ma enormi, molto più pesanti del sole. 
Nel cosmo esistono stelle gigantesche, rispetto al sole alcune sono decine di volte più pesanti, altri hanno una massa centinaia di volte superiore.
Maggiore è il peso di una stella, più è veloce la fusione che produce, e via via che una stella massiccia si avvicina alla morte le reazioni nucleari al suo interno accelerano. Le stelle giganti bruciano il carburante nucleare molto in fretta: più massa c'è, più calda è la fusione e più in fretta si esaurisce il combustibile.
 A differenza dei sistemi binari le stelle singole producono numerosi elementi prima di esplodere.  Dopo il passaggio da idrogeno a Elio, da Elio a carbonio e da carbonio a ossigeno questi astri non collassano in una nana bianca
Nelle stelle giganti la fusione continua generando nel nucleo uno strato dopo l'altro di nuovi elementi.  Le stelle massicce non si fermano dopo la produzione di Elio carbonio e ossigeno,  continuano a fondere carbonio formando elementi ancora più pesanti per poi trasformare neon e ossigeno in silicio creando una specie di torta a strati.

Si producono così gli elementi costitutivi dell'universo, ma questi sono però ancora intrappolati all'interno della stella.
A innescare l'esplosione liberando le sostanze di queste enormi stelle singole è lo stesso elemento che provoca le supernove di tipo 1A.  Il ferro.  Il ferro inghiotte tutta l'energia prodotta nella fusione nucleare della stella. Senza la spinta verso l'esterno generata da questa energia la gravità inizia a comprimere il nucleo.  La stella massiccia non ha più scampo. 

Quando il nucleo diventa ferroso e perde il proprio equilibrio collassa in un millisecondo passando dalle dimensioni della Terra a quelle di Manattan. Il tutto a una velocità pari a un terzo di quella della luce.
Gli ultimi attimi di vita di una stella sono incredibili, possono passare anche 10 milioni di anni prima che si produca una supernova ma le fasi finali sono rapidissime.

Via via che la stella perde stabilità l'elevata forza gravitazionale fa collassare il nucleo. è un fenomeno così violento che gli atomi interni al corpo si schiacciano a vicenda. Il nucleo diventa sempre più piccolo generando via via maggiore energia. 
Un corpo con una massa pari a una volta e mezza quella solare si riduce a un diametro di 25 km. La densità è incredibile: un milione di miliardi di volte superiore a quella dell'acqua. 

Poi l'esplosione. L'onda d'urto si trasmette agli strati esterni generando tutti gli elementi più pesanti del ferro. 
Il ferro diventa cobalto, il cobalto diventa nichel, e via via fino a oro, platino e uranio. L'esplosione è così fulminea che questi elementi si producono solo in piccole quantità, per questo sono così rari. 
La supernova proietta questi elementi appena formati a miliardi di chilometri di distanza.  



Lo studio delle esplosioni stellari ci ha quindi rivelato che gli elementi cosmici pesanti nascono grazie alle reazioni nucleari prodotte all'interno delle stelle, se le stelle non esplodessero quegli elementi resterebbero per sempre intrappolati dentro di loro.

Le supernove sono le creatrici dell'universo. tutto ciò che ci circonda e che compone la terra si è originato in una supernova. Perfino l'uomo, con il ferro che ha nel sangue, è fatto della stessa materia delle stelle morenti. Senza le supernove noi non esisteremmo. Ogni atomo del nostro corpo viene da una stella che poi è esplosa. Forse gli atomi della mano sinistra e quelli della destra vengono da due stelle diverse, ma la vita, l'ossigeno, il carbonio, l'oro e tutti i materiali che conosciamo non esisterebbero senza le supernove.
Siamo polvere di stelle.


CANDIDATE COME PROSSIME SUPERNOVAE
Ecco alcune stelle doppie o massicce che potrebbero esplodere nel giro di qualche miliardo di anni generando una potentissima supernova.


Betelgeuse:Supergigante rossa, 640 a.l. dalla terra
Eta Carinae:Supergigante blu, 8.000 anni luce dalla terra
Spica:Stella doppia, soltanto 240 anni luce dalla terra
IK Pegasus A:Stella doppia, soltanto 150 anni luce dalla terra

sabato 15 aprile 2017

#SistemaSolare #Sole #Stelle
Pensando all'astronomia la nostra mente va a favolose galassie lontane e a stelle più o meno colorate e luminose riprese nelle immagini esotiche del telescopio Hubble. Ma come sarebbero queste stelle se osservate da molto più vicino di quanto facciamo?

La risposta possiamo trovarla più facilmente di quanto si pensi: basta guardare il Sole.
Il Sole infatti è una stella nana gialla di classe G2, un tipo tra le più comuni nell'universo. Quindi quando lo osserviamo, stiamo osservano una stella di una certa classificazione da una distanza privilegiata.
Quindi, come è fatta la superficie di una stella come il Sole?



Macchie solari.
La formazione più famosa presente sul sole sono le macchie solari e sono delle aree più fredde della fotosfera.
La fotosfera ha una temperatura di 5.500 gradi centigradi. Le macchie invece sono più fredde e hanno temperature di circa 3.500 gradi. Per questo appaiono scure in confronto alle regioni più luminose e più calde della fotosfera.
Possono essere molto grandi, fino a 50.000 chilometri di diametro. Esse compaiono singole (raramente) o più frequentemente in gruppi. Le macchie più grandi sono formate da un'ombra centrale e da una zona periferica di penombra.

Queste formazioni sono generate dall'iterazione del plasma solare con il proprio campo magnetico. Il campo magnetico solare infatti non è regolare come quello della terra ma è irregolare e si distorce lungo l'equatore del sole formando dei grandi anelli: in queste zone hanno origine le macchie.

Anche se è difficile notarne la relazione, i gruppi di macchie sono a loro volta relazionati/legati a coppie: un gruppo avrà campo magnetico positivo o nord, mentre l'altro gruppo avrà campo negativo o sud magnetico.

Il ciclo di vita delle macchie va da diversi giorni per le più piccole a qualche settimana per le più vaste e la loro intensità ha una periodicità di 10/12 anni e rappresenta la cosiddetta attività solare

Un modo per quantificare l'attività solare e le macchie è il calcolo del numero di wolf. Il numero di Wolf è calcolato utilizzando la seguente formula
R = 10g + f

dove g è il numero di gruppi di macchie e f è il numero delle singole macchie.
Se durante una osservazione contiamo per esempio 25 macchie raggruppate in 5 gruppi, avremo:
R = (10x5)+ 25
R = 75

Poiché il conteggio delle macchie può cambiare a seconda della posizione dell'osservatore e degli strumenti, alla formula è stata applicata una costante strumentale e nella sua forma più precisa è diventata:

R = k(10g + f)

Ma sulla superficie solare non ci sono solo le macchie...


Facole solari.
Le Facole sono invece aree più luminose che di solito sono più facilmente visibili vicino al bordo del disco solare.
Anche queste sono zone magnetiche particolari, anche se il campo magnetico è molto minore che alle macchie.
Mentre le macchie solari appaiono più scure, le facole appaiono più luminose.
Vicino al massimo del ciclo di attività solare, le facole sono talmente luminose da rendere il Sole più luminoso  di circa lo 0,1%.


Granuli solari.
Meno appariscenti ma altrettanto caratteristici sono i Granuli Solari, detti anche "grani di riso" per il loro aspetto. I granuli sono piccole formazioni che coprono l'intero sole ad eccezione di quelle aree coperte dalle macchie.
I granuli solari rappresentano le cime delle celle di convezione.
Il plasma caldo sale dall'interno e si diffonde attraverso la superficie luminosa del granulo. Successivamente si raffredda e quindi affonda verso l'interno: lungo le corsie scure che rappresentano il bordo del granulo.
La vita media di un granulo è di circa 20 minuti soltanto. Lo schema di granulazione è in continua evoluzione e i vecchi granuli vengono via via sostituiti da quelli più nuovi.
La loro dimensione è di circa 1.000 km e il flusso al loro interno può raggiungere velocità di di 7 km/s.


Protuberanze solari.
Osservando il sole con un filtro h-alfadalla caratteristica colorazione rossa è possibile osservare anche le protuberanze solari.
Per capire cosa sono dobbiamo tornare a parlare per un attimo delle macchie.
Una macchia solare infatti è un po' come il tappo di una bottiglia di soda: Sbattetela un poco e si genererà una grande eruzione. Abbiamo detto che le macchie solari si verificano su regioni di campo magnetico molto intenso. Quando la torsione delle linee magnetiche diventa troppo forte, si spacca, e l'energia viene rilasciata sotto-forma di protuberanze e brillamenti solari dando vita alle espulsioni di massa coronale. 

Il sole è una stella. Guardandolo possiamo dare un volto ai milioni di stelle che vediamo alzando gli occhi al cielo notturno.




giovedì 9 marzo 2017

#AmmassiStellari #PianetiExtraSolari #SistemaSolare #Sole #Stelle

Gli astronomi hanno identificato nella costellazione di ercole una stella nata dalla stessa nube molecolare del nostro sole.
La stella è la HD 162826, e si trova a 110 anni luce di distanza dalla terra e dal sole.
E' un po più grande del Sole e la sua superficie è poco più calda della superficie solare.
La sua età invece è molto vicina a quella del sole, 
 perché è nata nello stesso periodo.

Il Sole e HD 162826 si sono formate attraverso il collasso della stessa nebulosa di gas e polveri circa 4,6 miliardi anni fa. 
Ovviamente, come spesso accade, non sono le uniche due stelle ad essersi formate dalla nebulosa, ma si sono accese assieme ad altre stelle creando un ammasso aperto.

Potete approfondire il tema sugli ammassi aperti in questo articolo: Ammassi aperti, le culle delle galassie

Queste stelle oggi si stanno allontanando le une dalle altre rendendone difficile l'identificazione.
Quello che è certo però è che dalla stessa nube di  HD 162826 sono nati anche, oltre al sole, i pianeti del sistema solare, le comete, gli asteroidi e la nostra casa: la terra.
HD 162826 è stata identificata tra 30 stelle candidate che sono in viaggio intorno alla galassia, lungo un percorso simile al sole.
Sono state fatte centinaia di simulazioni e osservazioni per determinare come le stelle si muovono oggi attorno alla galassia, e anche come si muovevano in passato attraverso le dinamiche gravitazionali.
Gli astronomi hanno anche identificato un'altra ventina di stelle che potrebbero derivare dalla stessa nebulosa primordiale.
Grazie al fatto che l'età di HD 162826, la sua temperatura e la sua dimensione e, fattore prevalente, la nube di elementi dalla quale si è formata sono le stesse del Sole, è probabile che eventuali pianeti orbitanti attorno ad essa o alle altre dello stesso gruppo possano essere molto simili alla terra e possano avere gli stessi elementi costitutivi della vita.
Sappiamo che HD 162826 non ha pianeti come Giove che orbitano molto vicino ad essa, perché le ricerche di pianeti non ne hanno trovati. Tuttavia non è escluso che ci siano piccoli pianeti come la terra.

La prossima volta che guarderete il cielo estivo tra la costellazione dell'ercole e della lira e scorgerete  HD 162826 sappiate che quella stellina è un vero "piccolo sole" e magari lass qualcuno guarda verso di noi consapevole della stessa cosa!





         
Costellazione:Ercole
Ascensione retta:17h 51m 14.02204s
Declinazione:+40° 04′ 20.8772″
Magnitudine apparente:6.5 (Visibile con un binocolo)
MassaCome il sole


venerdì 7 febbraio 2014

#AmmassiGalattici #AmmassiStellari #BuchiNeri #CieloProfondo #Esplorazione #Galassie #Hubble #PianetiExtraSolari #Stelle #Universo #ViaLattea
Zooniverse è un portale di collaborazione scientifica che estende l'esperienza di calcolo collaborativo sperimentato già dall'agenzia SETI.

Il concetto è che molte fotografie astronomiche scattate da Hubble, dalle sonde spaziali e da altri strumenti che osservano il cielo di continuo, necessitano di una analisi visiva umana e non computerizzata.

Questo perché alcuni dettagli possono sfuggire agli algoritmi automatici, oppure il costo per programmarli è troppo alto, oppure ancora sono semplicemente impossibili da individuare perché necessitano della discrezione umana.

A questo punto la scienza chiede aiuto a tutti gli appassionati di scienza che vogliano dedicare del tempo ad analizzare fotografie per individuare qualcosa di nuovo. 
Che cosa?  Beh, la risposta risiede nel programma scientifico alla quale volete partecipare!

Per esempio è possibile consultare decine di foto di stelle scattate dalla sonda kepler e capire se, attraverso il metodo del transito, potrebbero ospitare pianeti extra-solari.
Oppure si possono consultare decine di immagini di galassie lontane, per individuare possibili buchi neri nel loro nucleo. 

Anche se i temi trattati sono molto complessi, l'analisi visiva è molto interessante e soprattutto resa semplicissima da istruzioni grafiche ed esempi che portano l'utente a svolgere le rilevazioni con semplicissimi click.

Ovviamente se c'è il sospetto che un utente abbia scoperto qualcosa, la sua rilevazione non entrerà subito nella storia.
Ma, se anche altri utenti hanno scoperto qualcosa sulla stessa immagine, viene inviato un alert ad un team di ricercatori, questa volta specializzati, che partendo dalle rilevazioni degli utenti consolideranno i risultati ed eventualmente apriranno nuove ricerche.
Periodicamente gli utenti vengono poi avvisati sull'esito delle rilevazioni a cui hanno partecipato.

Attraverso Zooniverse si può partecipare facilmente a ricerche non solo astronomiche ma anche riguardanti scienze terrestre, meteorologiche e via dicendo. 

Nel dettaglio, è possibile partecipare a questi progetti di ricerca astronomica:


https://www.zooniverse.org/projects?discipline=astronomy&page=1&status=live#space















martedì 4 febbraio 2014

#Nebulose #Stelle #ViaLattea



Questa suggestiva immagine catturata dal telescopio Hubble, rivela una stella nelle sue prime fasi di formazione all'interno della nebulosa Chamaeleon.
La giovane stella sta espellendo flussi di gas dai suoi poli. Questi getti stanno dando orgigine a questo oggetto conosciuto come HH 909A.
I flussi che fuoriescono dai poli della proto-stella sono molto veloci ma si scontrano con il gas più lento circostante illuminando l'intera regione nel modo spettacolare che vediamo nella foto.

In questa fase la stella in realtà non è ancora nata. Quando una stella sta per formarsi, la proto-stella nascente divora avidamente il materiale dalla nebulosa che la circonda e che ha dato il via al processo di formazione stellare.
Quindi una giovane proto-stella continua ad alimentare il suo enorme appetito, attirando a se materia e gas, fino a quando diventerà abbastanza massiccia da innescare le reazioni di fusione nucleare nel suo nucleo, e cioè a nascere, illumineranno la stella nascitura.
Prima che questo accada, le proto-stelle attraversano una fase durante la quale espellono violentemente materiale nello spazio.
Questo materiale viene espulso sotto forma di getti che irrompono nello spazio intorno ad esse a velocità di centinaia di chilometri al secondo e quando questi si scontrano con i gas e la polvere circostante illuminano la regione.

Il risultato sono questo tipo di nebulose a emissione conosciute come oggetti Herbig - Haro. 

Questi oggetti nebulari sono spettacolari sia per la realtà che rappresentano e sia per la vita brevissima che hanno.
Infatti, possono evolversi e cambiare nel giro di pochi anni ( come sta accadendo per la nebulosa heic1113 ) - appena un battito di ciglia in tempi astronomici .

Nell'immagine qui sotto vediamo l'evoluzione di un altro oggetto di questo tipo, la nebulosa HH47, i cui cambiamenti sono stati ripresi in un arco di 5 anni!!



Queste strutture sono molto comuni nelle regioni di formazione stellare, come la Nebulosa di Orione, o la nube molecolare Chameleon I  che si trova nella costellazione meridionale di Chameleon, a poco più di 500 anni luce dalla Terra.

Gli astronomi hanno trovato numerosi oggetti di Herbig - Haro incorporati in questa culla stellare, la maggior parte dei quali proveniente da stelle con massa simile a quella del sole. Si pensa che alcune siano legate a oggetti meno massicci come le nane brune, che sono stelle "fallite" in quanto non hanno raggiunto la massa critica per innescare le reazioni nei loro centri .

Clicca sulle immagini per ingrandirle

giovedì 9 gennaio 2014

#BuchiNeri #Stelle #Universo


Singolarità, Raggio di Schwarzschild, Orizzonte degli eventi: Si sente spesso parlare di buchi neri, anche anche su questo sito, ma sappiamo veramente da dove arrivano?

Fino a non molto tempo fa, molte persone tra cui anche scienziati di spicco, mettevano in dubbio l'esistenza di questi strani oggetti.
Oggi invece la loro esistenza è una certezza e abbiamo anche centinaia di immagini che mostrano più o meno indirettamente la loro presenza.

Puoi leggere tanti altri nostri approfondimenti sui buchi neri in questa raccolta.


Un buco nero non è altro che una stella la cui compressione gravitazionale ha schiacciato la sua materia fino ad un  volume prossimo allo zero. 
Abbiamo quindi densità infinita, temperatura infinita, e una velocità di fuga impossibile da raggiungere: più alta della velocità della luce. E, come ci insegnano gli astrofisici, niente e nessuno può muoversi più velocemente della luce.
Questo è un luogo dove tutte le leggi della fisica vengono meno, e dove la materia assume proprietà che non possiamo descrivere con precisione.
La Fisica Quantistica si sforza di esprimere le condizioni che esistono all'interno di un buco nero ma i risultati sono ancora pura teoria.

Ma come si formano questi mostri cosmici?

Un buco nero si forma nelle fasi finali della vita di una stella molto massiccia.
Una stella la cui massa è inferiore a 1,4 masse solari è destinata a diventare una nana bianca, con dimensioni circa quelle della Terra.

Una stella molto massiccia invece, al termine della sua breve vita, dopo aver esaurito il suo combustibile nucleare, passa allo stadio di gigante o super-gigante rossa. 
In questa fase la stella rilascia intorno a lei gran parte della sua massa, dopo di che il nucleo di ferro esploderà in una supernova. 

Abbiamo approfondito le supernovae in questo articolo: Come nascono le supernovae e perché sono così importanti per l'uomo.

Se invece la stella è molto massiccia, dopo questa esplosione, Il peso schiacciante della materia che compone la carcassa della stella morente, e la gravità da essa generata, portano il suo volume (lo spazio occupato) ad un punto prossimo allo zero e una conseguente densità infinita.
Ecco che nasce quella che i cosmologi chiamano "singolarità": il cuore di un buco nero.

I dettagli della struttura di un buco nero vengono calcolati dalla teoria generale della relatività di Albert Einstein, ma parole semplici la singolarità costituisce il centro del buco nero.
Questa singolarità è avvolta e nascosta da una zona all'interno della quale la velocità di fuga teorica (cioè la velocità necessaria per uscire dal campo gravitazionale) supera la velocità della luce, impedendo alla luce stessa di sfuggire nello spazio circostante.
Questa zona in cui nemmeno la luce riesce a scappare dalla singolarità è chiamata "raggio di Schwarzschild".

Si suppone che la dimensione del raggio di Schwarzschild sia proporzionale alla massa della singolarità al suo interno.
Pensate, per un buco nero con una massa 10 volte più grande del Sole, il raggio sarebbe di 30 km!! Non trovate anche voi che sia straordinariamente piccolo per la forza che ha?

Il limite estremo che definisce questa zona di non ritorno è L'orizzonte degli eventi. 
Da questo limite in avanti la luce torna ad essere visibile e ciò che ci mostra è la conseguenza della potenza gravitazionale del buco nero.

Gli scienziati sono certi ormai che i buchi neri siano anche stati fondamentali nella storia dell'universo per aiutare lo sviluppo delle galassie e portarle ad essere luminose e piene di stelle come le vediamo oggi.
Abbiamo spiegato nel dettaglio come ciò possa essere accaduto in questo articolo: Galassia 3C 298, quando le stelle nascono grazie a quasar e buchi neri 

Oggi osserviamo i buchi neri indirettamente, attraverso gli effetti della loro forza di gravità.
Ad esempio, se un buco nero è un membro di un sistema stellare binario, risucchierà costantemente la materia dalla sua compagna.
Avvicinandosi sempre più velocemente al buco nero, la materia della compagna diventa caldissima e genera forti radiazioni ai raggi X.
E ormai quasi certo ad esempio, che una delle stelle che compongono il sistema binario Cygnus X-1 sia un buco nero. 
Questo sistema binario è costituito da una stella super-gigante blu e da una stella compagna che però è invisibile. Questi due corpi ruotano uno intorno all'altra con un periodo di circa 6 giorni e costituiscono uno degli oggetti più luminosi in banda raggi-x.

Pensate, all'interno della galassia M87. si annida un buco neo con una massa pari a 2-3 miliardi di Soli ma che è più piccolo del sistema solare!
L'esistenza di questo buco nero può essere dedotto dai suoi effetti energetici su una lingua  di gas vorticoso attorno ad esso che si muove ad altissima velocità.

Un altro esempio di buco nero osservato è quello al centro della galassia NGC 7052, con una massa stimata di 300 milioni di Soli.