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venerdì 5 gennaio 2018

#AmmassiStellari #MateriaOscura #ViaLattea

Quanto pesa la via lattea?


Miliardi di stelle, migliaia di pianeti e decine di anni luce cubici di polveri stellari e nebulose di gas. Tutta questa materia ha sicuramente un peso, quanto? Ecco i risultati delle nuove valutazioni fatte dai cosmologi che non rispondono solo a quello che potrebbe sembrare un banale quesito nato dalla semplice curiosità, ma svela nuovi segreti sulla nostra galassia.

Abbiamo parlato qui della sua struttura: Morfologia della via lattea.
Poi vi abbiamo parlato delle sue dimensioni: La via lattea in numeri.
E qui vi abbiamo dato una visione di ciò che vediamo della nostra galassia dalla terra: Cosa vediamo della via lattea.

Oggi invece vi parliamo del sui peso!
Prima di tutto è doveroso precisare che più che di peso, si parla di massa. La risposta a questa domanda non mette a tacere solo i più curiosi, ma aiuta i cosmologi a posizionare la nostra galassia in un contesto cosmico molto complesso.
L'attività di una galassia, cioè il tasso di formazione stellare: la velocità con cui le stelle si formano, esistono e muoiono, sembra essere strettamente legata alla massa complessiva della galassia.
I fisici che studiano l'evoluzione delle galassie, osservano come la massa si rapporta alla loro evoluzione. Se i fisici riescono ad individuare con precisione la massa della Via Lattea, possono capire come si formano e si evolvono anche le altre galassie dell'universo.
Fino ad oggi le stime sulla massa della Via Lattea variavano selvaggiamente. Alcuni studi stimano questa massa pari ad un trilione di soli, altri dichiarano che sia pari a 100 miliardi. Chi si avvicina di più alla verità?

Queste misure includono tutti i tipi di materia che possiamo osservare o rilevare direttamente: polvere, pianeti, lune, stelle e alcune delle galassie nane che orbitano attorno alla Via Lattea.
Ma sicuramente il fattore predominante per poter stimare in maniera ragionevole la massa della Via Lattea è capire l'entità della materia oscura che avvolge la Via Lattea come una nuvola invisibile.

Invisibile tranne che per i suoi effetti gravitazionali su altri oggetti.
Come sappiamo infatti la materia oscura è eccezionalmente difficile da misurare. Oggi però i cosmologi dell'università McMaster in Canada, hanno messo a punto un modello che punta a misurare la materia oscura osservando gli effetti gravitazionali sugli ammassi globulari presenti nell'alone della Via Lattea.
Per un approfondimento sugli gli ammassi globulari e sulla loro localizzazione all'interno della via lattea vi invitiamo a leggere questo approfondimento:

Dicevamo quindi che questo nuovo modello ha studiato i movimenti e le velocità di ben 89 ammassi globulari presenti nell'alone della Via Lattea per stimare la massa della materia oscura che ci circonda.
Sono stati usati gli ammassi globulari perché sono dispersi a diverse distanze in tutta la galassia, e perché sono relativamente grandi, ben definiti e più facili da tracciare nel tempo rispetto alle singole stelle.
Mentre questi ammassi stellari orbitano attorno al centro galattico, la materia oscura influenza le loro orbite in modi prevedibili.

Benissimo, unendo le stime sulla materia oscura alle stime basate su oggetti cosmici visibili come stelle e nebulose, il modello ha creato un "profilo di massa" della Via Lattea che stima la massa contenuta fino ad una certa distanza dal centro galattico.
Capire quanto velocemente e in quale direzione si muovono gli ammassi globulari è piuttosto difficile. Combinare tutti questi dati insieme in un modello coerente per la Via Lattea è stata una vera sfida.

1,5 trilioni di soli! Questa è la massa della Via Lattea fornita da questo nuovo modello.
La massa strettamente stellare della Via Lattea è stimata in circa il 10% del totale, la polvere e il gas delle nebulose costituiscono circa il 3% della massa restante, mentre l'88% della massa della Via Lattea è costituita da materia oscura.

A volte le persone rimangono sorprese dal fatto che i cosmologi non abbiamo un'idea precisa di quanto sia pesante la Via Lattea, dato che è la galassia in cui viviamo, ma questo modello è un grande passo avanti per poter affermare con sicurezza che sappiamo quanto sia massiccia la nostra casa.

Le prossime volte che guarderete la Via Lattea, quella bellissima striscia chiara nel cielo notturno rendetevi conto che quel flusso di stelle e polvere che attraversa il cielo scuro è solo circa un quinto di ciò che c'è là fuori. Questa è la grande spinta che ispira cosmologi ed astrofisici a studiare la materia oscura.


Massa totale1,5 trilioni di masse solari
Massa stellare10% della Via Lattea
Nebulose, polvere e gas3% della Via Lattea
Materia Oscura:88% della Via Lattea

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?







lunedì 20 novembre 2017

#CieloProfondo #Hubble #Nebulose #ViaLattea

I Nodi cometari

In tutte le nebulose planetarie troviamo i così detti nodi cometari, affascinanti formazioni ricche di misteri con dimensioni che possono raggiungere e superare quelle del sistema solare. In questo articolo scopriamo cosa sono, come si formano e qual'è il loro destino!

Il telescopio spaziale Hubble ha ripreso e reso possibile lo studio di innumerevoli nebulose planetarie, formatesi dopo una morte lenta e poco spettacolare di una stella di dimensioni medie, più o meno come il Sole.
Puoi trovare un approfondimento sulle Nebulose planetarie a questo link: Cosa sono le nebulose planetarie e che segreti nascondono?

Grazie all'Hubble possiamo dire che in tutte le nebulose planetarie troviamo i nodi cometari.
Portano questo nome solamente per la loro somiglianza alle comete del sistema solare: un bulbo dalla quale parte una lunga coda a ventaglio. Rappresentano una caratteristica comune dell'evoluzione delle nebulose planetarie. Tuttavia, a causa delle loro piccole dimensioni, purtroppo possono essere osservati solo nelle nebulose più vicine.


I nodi cometari sono delle zone della nebulosa più dense e polverose dell'area circostante.
La parte di questa zona rivolta verso la stella centrale viene ionizzata (wikipedia.org/wiki/Ionizzazione) e illuminata da essa. Il nodo stesso funge poi da schermatura per le radiazioni provenienti dalla stella che non riescono ad oltrepassarlo, generando gli effetti "coda" che vediamo dietro (rispetto alla stella centrale) di essi.
La testa di un nodo, Il globulo centrale, è almeno 1.000 volte più denso del materiale circostante.
Per capire meglio le loro dimensioni facciamo qualche paragone: essi generalmente sono più grandi del sistema solare convenzionale, cioè dell'orbita di Plutone ed hanno una massa paragonabile a quella della Terra. Possono avere forme più o meno allungate, ed essere disposti in maniera più o meno concentrica rispetto al centro della nebulosa e alla stella centrale.

I nodi cometari sono particolarmente importanti perché probabilmente contengono una frazione significativa della massa totale di materiale espulso dalla stella centrale.
Ciò significa che circa la metà di tutto il materiale espulso è intrappolato in uno stato molecolare più denso del resto e si isola dalle radiazioni ultraviolette provenienti dalla stella. Questa protezione fa sì che il materiale all'interno del nodo non venga coinvolto dai processi di fotoionizzazione (wikipedia.org/wiki/Fotoionizzazione) che determinano le caratteristiche e il destino del materiale ionizzato.

Sembrano formarsi presto nel ciclo di vita delle nebulose planetarie che li ospitano, anche se la loro formazione per noi osservatori coincide in realtà solo con il "momento" in cui diventano visibili. Lo vedremo più avanti.
Gli astronomi hanno due ipotesi per spiegare la variazione di densità dei nodi cometari rispetto al materiale circostante della nebulosa. La prima è che all'origine ci sia un meccanismo di instabilità operante a fronte della ionizzazione della nebulosa. L'altra è che siano dovuti ad una disomogeneità nel gas/plasma della superficie della stella che si sta dissolvendo ed allontanando dal nucleo.

I Nodi cometari non sono tutti uguali ma ne esistono di diverse tipologie.
Ad esempio quelli all'interno della nebulosa elica (NGC 7293) e della nebulosa della Lira (M57 - NGC 6720) si sviluppano lungo percorsi molto simmetrici che si allontanano dalla stella centrale come i raggi di una ruota. In particolare se osserviamo bene i nodi della nebulosa elica ci accorgiamo che la parte del bulbo rivolta verso la stella centrale e molto più chiara e luminosa: zone frontali in cui la ionizzazione è molto maggiore che nelle zone posteriori.
I Nodi della nebulosa Eschimese (NG C2392) sono anch'essi a raggiera ma le code sono più irregolare e i bulbi presentano una ionizzazione minore.
Nella nebulosa Manubrio (Dumbbell Nebula - NGC 6853) invece, sono presenti sia nodi simmetrici che noti con direzioni casuali, e poi ancora nodi con code più o meno regolari e nodi senza code vistose.
E ora una stranezza fuori dal comune: i nodi della nebulosa retina (IC 4406). Questi nodi non presentano nessuna disposizione a raggiera rispetto alla stella centrale. Sono completamente disordinati ed assomigliano ad un ricamo scuro sopra alla nebulosa. Inoltre nessun lato dei bulbi presenta una luminosità maggiore ad indicare una ionizzazione!!

Le caratteristiche dei nodi ci permettono di capire la loro posizione all'interno della nebulosa planetaria che li ospita.
Come abbiamo detto le nebulose planetarie sono gusci di gas che si espandono lentamente allontanandosi dalla stella morente al centro della nebulosa e che pian piano si surriscalda. durante questo processo le radiazioni ultravioletta ionizzano la nebulosa in quantità differente a seconda della distanza dei gas, dando origine alla varietà di nodi visti sopra.
In poche parole i confini di ionizzazione crescano di dimensioni con il tempo, e i nodi che inizialmente sono nascosti alla reazione ionizzante vengono alla luce quando il fronte ionizzante li raggiunge. Quindi i nodi si formano nei pressi o all'esterno del fronte di ionizzazione principale quando la nebulosa è piuttosto giovane, per essere successivamente superati dal crescente fronte di ionizzazione. I fotoni e la ionizzazione iniziano così a scolpire il materiale dei nodi modificandone l'aspetto e la natura delle code.

Se ad esempio un nodo non presenta un bordo luminoso sul lato opposto alla stella centrale, allora questo si trova completamente fuori dal limite ionizzante.
Nel caso della nebulosa retina non ci sono emissioni intorno ai nodi. Ciò indica che i nodi si trovano ancora nella parte neutrale della nebulosa.
Nel caso invece di M57, ci emissioni sulle punte dei nodi che si affacciano sulla stella centrale, ma la maggior parte dei nodi sono neutri: ciò significa che anche loro si trovano ancora principalmente nella zona neutrale della nebulosa ma che il fronte di ionizzazione sta iniziando a lambirli.

Nella nebulosa Manubrio invece si vedono una varietà di illuminazioni. Alcuni nodi sono solo delle sagome scure, ciò indica che si trovano ancora al di fuori della parte frontale della ionizzazione.
Altri invece hanno il bulbo fotoionizzati sul lato rivolto verso la stella centrale, ad indicare che si trovano nella parte ionizzata della nebulosa.
Nella nebulosa eschimese, i nodi hanno tutto il bulbo brillanti, mentre le code sono più scure, indicando una posizione molto prossima al fronte ionizzato.

Il destino dei nodi cometari è ancora oggetto di molti studi.
E' molto probabile che il loro futuro dipenda dalla loro dimensioni e dalla loro massa.
Una conseguenza della loro ionizzazione è che sono costantemente sottoposti ad una lenta fotoevaporazione (https://it.wikipedia.org/wiki/Fotoevaporazione).
La situazione è molto simile a quella dei dischi proto-planetari (proplyds, o ovuli do bok) presenti nelle nebulose diffuse come la nebulosa di Orione (M42), dove il il nucleo molecolare del globulo viene riscaldato dai fotoni, causando un lento flusso di gas lontano dal nucleo.
Quando questo gas raggiunge il fronte di ionizzazione dei nodi viene fotoionizzato e riscaldato, poi viene rapidamente accelerato ad una velocità di circa 10 km/s.
Quindi nel giro di qualche migliaio di anni i nodi cometari probabilmente si dissolveranno a causa della continua sollecitazione ed "evaporeranno".
Ma i più grandi di essi potrebbero sopravvivere a tutto ciò e potrebbero finire con il vagare per la galassia sottoforma di piccoli asterodi.
Infatti se la forza ionizzante della stella centrale si esaurisce prima dell'evaporazione dei nodi più massivi, la nebulosa planetaria pian piano diventa sempre più buia, e la sollecitazione sempre minore.
Questo potrebbe aiutare l'aggregazione gravitazionale delle polveri presenti all'interno del bulbo del nodo, che finirebbero per compattarsi sotto il loro peso. Come risultato avremmo una nebulosa planetaria che si affievolisce sempre di più abbandonando nello spazio interstellare i nodi cometari più massicci che nel frattempo sono diventati piccoli asteroidi.

Nebulosa Dumbell - NGC 6853 


Nebulosa eschimese - NGC 22392


Nebulosa NGC 7293


Nebulosa della Lyra - M57 



Nebulosa IC 4406


venerdì 22 settembre 2017

#CieloProfondo #Hubble #Nebulose #ViaLattea

Cosa dà a questo oggetto una forma e una morfologia così estroversa? La nebulosa mosca è una delle nebulose planetarie più affascinanti del cielo sia per la sua forma ad S che per le circostanze che l'hanno generata.

Grazie alle ultime osservazioni del Southern African Large Telescope alcuni segreti sulla sua morfologia sono stati finalmente svelati.
La nebulosa Mosca, NGC 5189, che vedete in questa immagine è una nebulosa planetaria molto particolare.
Il nome ci spinge ad associare queste nebulose a qualcosa che riguarda in qualche modo pianeti o sistemi planetari.
In realtà non sono niente di tutto ciò, ma il nome deriva solamente dal fatto che la maggior parte di esse hanno un aspetto sferico e osservate con i primi telescopi apparivano simili a dei pianeti.
La maggior parte, ma non tutte, e questa immagine ce lo dimostra con chiarezza.



Ciò che vediamo è quello che resta della morte di una stella che aveva circa le dimensioni del nostro sole.
Al contrario di stelle più massicce che esplodono in supernove, stelle di questa categoria quando terminano il loro combustibile rilasciano lentamente nello spazio circostante i propri strati superficiali in una lenta e silenziosa espansione.
Dobbiamo immaginare questo processo come una esplosione a rallentatore.
Il risultato sono nebulose planetarie composte da gas brillanti, come la nebulosa Mosca.
A volte questa forma è una sfera, a volte un lobo doppio, a volte un anello o un'elica.

Ma cos'ha di particolare la nebulosa Mosca? Analizziamo nel dettaglio l'immagine scattata dall'Hubble, l'immagine più dettagliata che abbiamo di questa nebulosa.

Globi concentrici 
Un particolare che salta subito all'occhio guardando questa immagine è che, al contrario di altre nebulose planetarie, NGC 5189 è formata da due enormi strutture di gas, annidate una nell'altra.
La struttura più esterna ci appare come una anello, mentre quella più interna assomiglia ad una vera e propria bolla.
Nel 2014, gli astronomi dell'Università di Sao Paulo in Brasile hanno studiato la composizione chimica della stella centrale di NGC 5189 e hanno scoperto una quantità di azoto significativamente più alta di quanto atteso paragonando le osservazioni di altre nebulose planetarie.
La presenza delle due grandi "bolle" gassose che costituiscono la nebulosa, unita ad una  maggiore quantità di azoto, portano i cosmologi a pensare che la nana bianca al centro della nebulosa abbia vissuto in realtà due periodi espansione.
In altre parole ha rilasciato il proprio materiale in due fasi separate, e non in una singola perdita di massa come siamo abituati a pensare!

Nodi cometari 
L'anello dorato più esterno, che probabilmente è anche più leggero della bolla interna, è cosparso da un gran numero di filamenti radiali. 
Oltre ai filamenti in questa zona esterna della nebulosa sono presenti numerosissimi nodi cometari.
leggi tutto quello che c'è da sapere sui nodi cometari qui: Cosa sono i nodi cometari?

Queste formazioni hanno origine dall'azione combinata di radiazioni ionizzanti e di venti stellari provenienti dalla stella centrale.
I nodi cometari sono una caratteristica molto comuni nell'evoluzione delle nebulose planetarie, ma possono essere osservati con nitidezza e definizione solamente negli esemplari più vicini a noi.
Si stima che la loro dimensione sia circa quella dell'orbita di Plutone, e che la loro massa complessiva sia paragonabile a quella della Terra.
Un nodo cometario rappresenta la superficie ionizzata" di un batuffolo molecolare circa mille volte più denso e più polveroso della zona limitrofa.
A causa del vento stellare della stella centrale, in queste aree con densità maggiore rispetto al gas circostante si viene a creare una struttura a mezzaluna, che viene illuminata e ionizzata dalla stella centrale.
L'aspetto è simile alla coda di una cometa che si avvicina al sole.

Forma ad S
La spettacolare S che emerge in primo piano nella foto è sicuramente la caratteristica più peculiare ed interessante della nebulosa Mosca.
Come abbiamo visto, quasi sicuramente la morfologia di NGC5189 è legata a rilasci multipli di materiale avvenuti in epoche separate.
Uno di questi rilasci a generato una bolla toroidale (toroidale su Wikipedia) che si sviluppò nel centro della nebulosa e che nel tempo ha subito una enorme distorsione: la S che vediamo nel centro dell'immagine.
Gli astronomi hanno ipotizzato che la causa di quesa distorsione sia da ricercare nel fatto che la stella che ha originato la nebulosa in realtà appartiene ad un sistema binario. La distorsione della sarebbe quindi causata dai disturbi gravitazionali della compagna.
Questa ipotesi è stata confermata durante le ultime osservazioni dell'oggetto fatte usando il Southern African Large Telescope.
Le osservazioni hanno trovato una piccola compagna che orbita intorno alla stella che ha generato la nebulosa con un periodo di 4 giorni.

Da questo Link è possibile scaricare la foto della nebulosa più ad alta risoluzione scattata dal telescopio Hubble.



Costellazione:Mosca
Ascensione retta:13h 33m 32,97s
Declinazione:-65° 58′ 26,7″
Magnitudine:10
Dimensione apparente:90'' x 62''
Distanza:3.000 a.l.
Velocità di avvicinamento:9,5 km/s

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!


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.











domenica 18 giugno 2017

#ViaLattea

Cosa vediamo della via lattea?


La via lattea è una galassia molto comune nell'universo: una galassia a spirale barrata.
Prima di continuare a leggere questo articolo che spiega quali parti possiamo vedere della nostra galassia dal sistema solare, vi invitiamo a dare uno sguardo a questa nostra pagina che illustra come in realtà è fatta la via lattea

Quando pensiamo ad una galassia di questo tipo il nostro pensiero va sicuramente alle decine di bellissime foto del telescopio spaziale Hubble. In queste foto si vedono chiaramente le spirali, i bulbi, e le nebulose gassose.
Innumerevoli sono anche le immagini immortalate da terra da fotografi sparsi in tutto il mondo. Immagini suggestiva a largo campo che riprendono i colori e le meraviglia della via lattea accompagnate da paesaggi più o meno suggestivi.

Queste foto sono state scattate con strumenti e tecniche ampiamente illustrate in questo articolo scritto dai nostri amici di emout (mercatino strumenti astronomici), per cui dopo una attenta lettura potrete anche voi cimentarvi nel fotografare la via lattea.

Ma torniamo a noi, cosa vediamo in realtà della nostra galassia? dove sono le sue spirali?
Per osservare la via lattea dall'Italia è sufficiente alzare lo sguardo in qualsiasi notte senza luna, e senza luci cittadine, per scorgere una banda lattiginosa che solca tutto il cielo.
Per comprendere bene cosa cosa vediamo dobbiamo ricordare il posto in cui siamo all'interno della galassia e la sua forma: siamo posizionati nel disco, su su uno dei bracci in periferia e molto lontano dal centro e dal bulbo.
Quando dal sistema solare e dalla terra guardiamo verso la costellazione del Sagittario e dell'aquila stiamo guardando verso il centro della galassia e del bulbo barrato.
Ecco perché in questa zona del cielo la banda lattiginosa è più intensa e più larga.
In questa zona sono visibili anche nebulose di gas e polveri oscure che assorbono parte della luce del centro galattico, dando un'aspetto molto particolare al campo stellato.
Senza queste nubi che fungono da filtro, questa parte di via lattea ci comparirebbe ancora più luminosa e chiara.

Quando invece guardiamo nella costellazione del Cigno, stiamo iniziando a spostare lo sguardo a lato del bulbo.
In prospettiva il nostro sguardo sta guardando nelle spirali della nostra galassia.
Questi bracci continuano anche nel Cefeo.


Continuando a spostare lo sguardo finiamo nelle costellazioni di Cassiopea, dell'Auriga e di Orione, che si trovano di spalle al centro galattico rispetto al sistema solare.
Stiamo quindi guardando le regioni più esterne della via lattea, ai confini della galassia: l'ultima frontiera che ci separa dallo spazio esterno.
In questa zona troviamo gli oggetti più appariscenti della galassia, le famose zone attive di cui abbiamo parlato sopra: nebulose di gas e polveri in qui stanno nascendo nuove stelle come la nebulosa di Orione.
Scopri tutti i segreti sulle nebulose diffuse in questo nostro articolo: Nebulose diffuse: ricordi di un universo primordiale

Infine, guardando in quelle zone di cielo dove non compare la caratteristica banda bianca, come ad esempio nell'Orsa minore o nel Perseo, e dove il cielo rimane più scuro, stiamo guardando verso "l'alto" e verso il "basso" della via lattea: fuori dal disco, direttamente nell'alone galattico.
Non è un caso quindi che queste zone siano piene di ammassi globulari: qui troviamo gli oggetti più antichi della galassia!
Nucleo e Bulbo barrato:Sagittario e Aquila
Spirali affianco al Bulbo:Cigno e Cefeo
Spirali alle spalle del sistema solareCassiopea e Orione
Alone galattico:Altre costellazioni, per esempio Orsa minore e Pegaso

lunedì 12 giugno 2017

#ViaLattea

La via lattea in numeri




La via lattea è la nostra casa, la galassia in cui si è formato il sole e che ospita il sistema solare. 
Come è ormai noto è una galassia a spirale barrata, ed è tra le più grandi del gruppo locale: seconda solamente alla galassia di andromeda M31.
I numeri che la descrivono sono abbastanza sorprendenti.

Il diametro della via lattea raggiunge i 100.000 anni luce, Il suo spessore invece varia a seconda della vicinanza al centro, ma raggiunge i 10.000 anni luce.  
È una immensa girandola che ci trascina intorno al suo centro ad una velocità di 970mila km/h : 270 chilometri al secondo.
Per compiere in intera rotazione impiega circa 250.000.000 anni.
Da quando ha iniziato a formarsi ha compiuto soltanto 54 rotazioni!
Pensate a quanto tempo impiega il sistema solare a compiere un'orbita attorno al centro galattico: circa 225.000.000 anni.
L'ultima volta che ci trovavamo nella posizione attuale, stavano nascendo i dinosauri.

La dimensione della galassia è stata calcolata attraverso lo studio delle variabili cepheidi.
Queste stelle sono enormi giganti gialle e rappresentano la più famosa classe di stelle variabili grazie al fatto che il periodo di variabilità della luminosità è strettamente collegato con la luminosità stessa.
Ci sono circa 200 cepheidi nella nostra galassia, alcune anche in ammassi globulari dispersi nell'alone galattico.
Grazie all'osservazione di alcune di queste stelle poste molto lontano nella via lattea, deducendo la loro luminosità assoluta attraverso il periodo di variabilità, si è potuto stimare la loro posizione in base alla luminosità apparente e, di conseguenza, stimare i limiti estremi della via lattea.


L'età della Via Lattea è di circa 13,5 miliardi di anni. Si è quindi formata appena 200 milioni di anni dopo l'universo. Viviamo quindi in una galassia che ha quasi la stessa età dell'universo e che si è formata "subito" dopo il big bang.
Per fare questa misurazione sono state studiate e datate le stelle appartenenti a diversi ammassi globulari: gli oggetti più antichi che si possono trovare in una galassia.

È molto probabile che la via lattea si sia formata in momenti differenti.  Osservando molte stelle nane bianche, residui di stelle del tutto simili al sole, gli scienziati hanno datato l'alone interno della via lattea a 11,5 miliardi di anni: sembra quindi essere molto più giovane del resto della galassia.




Disco sottile:diametro 163.000 anni luce | 50 kpc, spessore 1.000 anni luce
Disco spesso:diametro 163.000 anni luce | 50 kpc
Bulbo centrale barrato:diametro 6.500 anni luce | 2 kpc
Alone galattico:diametro 326.156 anni luce | 100 kpc
Involucro di materia oscura:diametro 652.313 anni luce | 200 kpc
(valore stimato in base alla massa necessaria per mantere unita la via lattea)
Distanza del sole dal centro galattico 28.000 anni luce



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

sabato 3 giugno 2017

#Galassie #ViaLattea

Morfologia della via lattea

La via lattea è una galassia a spirale barrata, dispersa in un angolo dell'universo, simile a moltissime altre galassie.
E' poco più giovane dell'universo ed è quindi in uno stadio abbastanza maturo della sua evoluzione.
Al suo interno trovano dimora oggetti molto vecchi, generatisi all'inizio della sua esistenza, oggetti molto giovani e zone in cui stelle e pianeti non si sono ancora formati.
Ma come è fatta veramente la via lattea? e qual'è la sua morfologia?




Alone Stellare
Se ci avvicinassimo da lontano alla via lattea, o se la osservassimo da un'altra galassia, la prima cosa che troveremmo sarebbe l'alone stellare.
L'alone stellare è una enorme bolla che circonda la via lattea.
E' ciò che rimane della via lattea primordiale, quando la gigantesca zona di gas immersa nelle increspature dell'universo primordiale iniziò a collassare e dare origine alle prime stelle.
Qua troviamo la maggior parte degli ammassi globulari, oggetti antichissimi, le cui stelle furono le prime popolazioni stellari di una via lattea che ancora non aveva affatto la forma di adesso.
Nell'alone stellare troviamo anche molte stelle singole, anch'esse molto vecchie, che vagano solitarie a velocità incredibili: le cosiddette stelle ad alta velocità
Scopri qui: Cosa vediamo della via lattea? quali di questi dettagli vediamo guardando in cielo ad occhio nudo!

Disco galattico
Avvicinandoci ancora di più troviamo il disco, nella quale sono presenti le spirali.
Il disco è la zona più attiva della galassia, dove stanno nascendo ancora migliaia di giovani stelle, e dove troviamo immense e colorate nebulose di gas e polveri.

Spirali galattiche
Le spirali si trovano all'interno del disco. La loro origine è ancora dibattuta ed esiste più di una teoria per spiegarne la formazione per cui dedicheremo un articolo appositamente a questo.
E' proprio in questa zona che si trova il sole, nei pressi del braccio di Orione.
In questa zona, anch'essa molto attiva, possiamo trovare una grande varietà di oggetti giovanissimi e interessanti.
Qua troviamo infatti la maggior parte delle coloratissime nebulose di gas (principalmente idrogeno) e polveri che devono ancora collassare in nuove stelle.
Troviamo le stelle più calde (di tipo O e B) e gli ammassi aperti: ammassi di stelle appena nate dalla stessa nube molecolare.
Sono tutti oggetti ancora primordiali o molto giovani: tutti indizi del fatto che nelle spirali della via lattea la fucina della creazione è in piena attività.
A confermare di ciò, se osserviamo le spirali della via lattea (ma anche delle altre galassie simili), nella luce infrarossa ci accorgiamo che diventano improvvisamente buie, questo perché l'infrarosso è il colore delle stelle più anziane e nelle spirali ce ne sono assai poche.
In questa zona, fino ad una distanza di circa, 26mila anni luce dal centro galattico, troviamo anche una importante presenza di nubi oscure, come quelle che compongono la nebulosa testa di cavallo nella costellazione di orione, che assorbono la luce proveniente dalle stelle dietro di esse e del nucleo galattico.



Bulbo Galattico
Infine troviamo il bulbo: Il bulbo galattico è la zona sferica che circonda il centro della galassia fino ad una distanza di 3.000 anni luce.
In realtà il bulbo non è esattamente sferico, ma ricorda molti di più la forma di un uovo: è proprio questo allungamento ci fa affermare che la via lattea sia una galassia a spirale barrata.
E' molto difficoltoso vedere il bulbo galattico dalla posizione del disco in cui si trova il sole a causa dell'enorme quantità di nubi oscure che si incontrano prima del centro galattico.
La costellazione del sagittario ci offre una finestra sul bulbo galattico nell'intorno dell'ammasso globulare NGC 6522 (vedi immagine qui sotto)



Questo ammasso si trova in realtà dall'altra parte del centro galattico rispetto a noi, di conseguenza tutte le stelle che vediamo nel campo di cielo introno all'ammasso appartengono in realtà al bulbo e sono prospetticamente tra noi e l'ammasso.
Nel bulbo troviamo stelle di molte età differenti: ci sono sia stelle molto giovani che stelle molto vecchie.
E non mancano neanche zone in cui nuove giovani stelle si stanno ancora formando. Si stima che anche nel bulbo ci sia ancora moltissima massa sottoforma di nubi gassose e di polveri.

Materia oscura
A latere di tutto ciò, ma non in minore quantità, non la troviamo ma esiste: c'è la materia oscura. Come per le altre galassie, circa il 70% della massa della via lattea è composta da materia oscura Una materia che ancora non siamo riusciti a rilevare ed osservare concretamente ma senza la quale non esisterebbero neanche le galassie. Infatti, la massa delle galassie, stimata sulla base delle stelle, delle polveri e degli oggetti che contiene, non è sufficiente a tenerla unita gravitazionalmente.
Senza la materia oscura le galassie si sarebbero già sfaldate da tempo e le stelle starebbero vagando solitarie in un universo più buio che mai.
Magari più avanti pubblicheremo un approfondimento su questo tema molto discusso in questi ultimi anni.

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


lunedì 8 maggio 2017

#Nebulose #OggettiMessier #Supernovae #ViaLattea

M1, la nebulosa del granchio (NGC 1952), è l'esempio più noto di ciò che rimane dopo l'esplosione di una supernova: una grande e colorata nube di gas pesanti con al centro una pulsar (stella di neutroni).
Scopri in questo articolo cosa sono le supernovae e perchè hanno giocato un ruolo importantissimo nello sviluppo della vita dell'uomo.
Se invece hai dei dubbi sulla differenza tra pulsar e stelle di neutroni, puoi leggere questo approfondimento: Stelle di neutroni oppure Pulsar?

M1 ha una magnitudine relativa di 8.4 e non è quindi visibile né ad occhio nudo né con un binocolo.
La supernova che la generò invece si fece vedere eccome: esplosa "pochissimo tempo fa", nel 1054 d.c., raggiunse una magnitudine di -6: circa 4 volte più luminosa del pianeta Venere. Fu visibile per ben 23 giorni anche con la luce del giorno e per 653 giorni (2 anni) ad occhio nudo nel cielo notturno.

La nebulosa del granchio dista da noi 6.300 anni luce.
Attualmente la sua dimensione reale è di 10 anni luce ma i gas e le polveri che la costituiscono, i resti dell'esplosione della supernova, si stanno allontanando dal centro a velocità incredibili espandendola di 4.8 milioni di km/h.
Ancora qualche migliaio di anni e probabilmente i gas saranno talmente rarefatti da sfigurare la nebulosa fino a non renderla più visibile.
La pulsar al suo centro (NP0532), ciò che resta della supernova, ruota alla velocità vertiginosa di 30 volte al secondo, e nonostante abbia un diametro di soltanto qualche decina di chilometri, produce un'energia 100.000 volte maggiore di quella del sole.
Coordinate:Ascensione retta 5h 34m 32s | Declinazione +22° 0′ 52″
Distanza dalla terra:6.300 anni luce
Dimensione apparente6' x 4' (quansi un quarto della luna)
Velocità di espansione1.500 km al secondo | 4,8 milioni di km all'ora
Dimensione reale10 anni luce (12mila volte la distanza terra-plutone)
Magnitudine apparente8,4
Magnitudine assoluta-3,1
Dimensione della pulsar10 km
Massa della pulsarda 1,5 a 2 masse solari
Velocità di rotazione della pulsar30 volte al secondo

M1 E' sicuramente una delle più belle e suggestive nebulose della nostra galassia.
Qualcosa di simile a quello che vediamo là, a 6.000 anni luce di distanza, è successo anche nei pressi della nube primordiale in cui nacque il nostro sistema solare.
Si pensa infatti che una supernova, con le sue forti forze mareali, abbia influenzato la nube primordiale dalla quale nacque il sole, accendendo la scintilla della formazione stellare.
La massiccia presenza di ferro, e di altri materiali che compongono il nostro pianeta, lo dimostrerebbe.
E' probabile che quindi molte stelle di seconda o terza generazione si stiano formando anche in M1: altri soli, altre terre, altra vita.
Guardando questa nebulosa ci rendiamo conto di quanto la violenza dell'universo possa generare oggetti magnifici.

Ma cosa vediamo quando guardiamo la classica foto di M1 come quella in copertina di questo articolo?
I filamenti arancioni sono i brandelli espulsi dalla stella e consistono principalmente in idrogeno.
La stella di neutroni a rapida rotazione presente nel centro della nebulosa invece è il faro che alimenta il brillante bagliore bluastro della nebulosa.
La luce blu proviene dagli elettroni della nebulosa che ruotano quasi alla velocità della luce intorno alle linee del forte campo magnetico della pulsar.
La pulsar, con il suo nucleo ultra-denso, a causa della sua elevatissima rotazione espelle due fasci di radiazioni ad impulsi di 30 volte al secondo.
I colori dell'immagine indicano i diversi elementi espulsi durante l'esplosione. L'azzurro nei filamenti nella parte esterna della nebulosa rappresenta l'ossigeno neutro, il verde è zolfo ionizzato e il rosso indica ossigeno ionizzato.



Nell'immagine qui sopra, assemblata da immagini riprese dai telescopi spaziali Chandra (raggi-xin viola) XMM-Newton (ultravioletti, in blu), Hubble (visibile, in verde) e Spitzer (infrarossi, in giallo), vediamo qualcosa di davvero spettacolare: nel livello infrarossi è perfettamente visibile la pulsar presente al centro della nebulosa. Inoltre si vede molto bene il vortice di materia che viene causato dalla velocissima rotazione.



Nella foto sopra invece, meno tradizionale e ottenuta dal Telescopio Spitzer Spitzer, mostra una vista a infrarossi di questo oggetto complesso.
La regione blu-bianca traccia la nube di elettroni energici intrappolati all'interno del campo magnetico della stella, emettendo la cosiddetta radiazione "sincrotrone"
Le caratteristiche rosse invece seguono le strutture filamentose che permeano questa nebulosa.



Nel 2011 Il telescopio LAT dedicato alla rilevazione dei raggi cosmici ha rilevato un raggio gamma proprio nel centro di M1. (immagine sopra).
Queste immagini mostrano il raggio gamma che avuto un'energia superiore a 100 milioni di volt. Entrambe le foto sono state pulite dalle emissioni della pulsar.
A sinistra, la regione 20 giorni prima del raggio gamma, a destra invece 2 giorni dopo.
Curiosità storica: La nebulosa del granchio fu il primo oggetto ad entrare nel catalogo Messier perchè era stata da lui confusa con la cometa di Halley, ma ad onor del vero pochi sanno che in realtà fu scoperta 20 anni prima dall'astronomo John Bevis.