venerdì 30 novembre 2018

cielo profondo galassie universo
Siamo abituati a vedere fotografie di splendide galassie a spirale presenti in tutto l'universo. Ma il meccanismo che porta alla formazione delle spirali non è per niente scontato. Ecco cosa accade in realtà!

Immaginiamo per un attimo di togliere tutte le stelle da una galassia.
Le sue spirali esisterebbero ugualmente, anche se noi non le vedremmo. Questo significa che le spirali non sono formate dalle stelle, ma le stelle semplicemente sono una conseguenza della presenza delle spirali.
L'esistenza delle spirali non è da attribuire alla presenza delle stelle, anzi è proprio il contrario: le stelle esistono grazie alla presenza delle spirali.
Ma partiamo dal principio, Come si formano le spirali delle galassie?.

In astrofisica le spirali galattiche vengono definite come onde di densità.
Queste onde di densità sono raggi del disco galattico che hanno una densità di massa del 10%/20% maggiore rispetto alle altre zone. Vanno immaginate come delle vere e proprie onde.

Quando il materiale interstellare, ruotando attorno alla galassia, si sposta nella regione ad alta densità, viene compresso.
Questa compressione è una delle scintille che innesca la formazione stellare.
Ecco perché le spirali sono piene di stelle, e le stelle più luminose si trovano all'interno, o molto vicino, alla spirale in cui si sono formate.
E sempre per questo motivo le spirali della galassie sono, in termini di formazione stellare, le zone più attive della galassia.
Dato che queste stelle sono molto luminose, e che all'interno delle onde di densità, la presenza del materiale interstellare (nebulose di gas e povere), è più comune che nelle zone limitrofe, le spirali acquisiscono il famigliare aspetto che vediamo.
In poche parole vediamo le spirali galattiche perché sono zone molto affollate di stelle nate dalla compressione dei gas presenti nelle onde di densità sottostanti.

Ma perché vediamo delle spirali e non semplicemente delle formazioni a raggera che si allontanano dal bulbo galattico?
La risposta risiede nella differenza di velocità di rotazione tra gli oggetti vicino al nucleo galattico e quelli lontani.
Per acquisire famigliarità con i termini nucleo, disco e spirali vi invitiamo a dare uno sguardo al nostro approfondimento morfologia della via lattea, che ben si presta a spiegare come è fatta una galassia a spirale

Nella parte interna del disco galattico (più vicina al nucleo), le stelle si muovono più velocemente e si muovono davanti all'onda di densità, venendo quasi spinte da questa.
Ad una certa distanza dal nucleo galattico c'è un confine chiamato "raggio di co-rotazione" in cui le stelle e l'onda di densità si muovono alla stessa velocità.
Mentre nella parte esterna del disco galattivo, oltre "il raggio di co-rotazione" le stelle ruotano più lentamente e si trovano dietro all'onda.
Questa differenza di velocità genera la figura della spirale.

La cosa importante da capire in tutto ciò è che le stelle non ruotano attorno alla galassia formando delle spirali. Ma si formano all'interno delle spirali, e poi piano piano si allontanano verso l'esterno.

Ma cosa da origine alle onde di densità?
Su questo gli astrofisici non hanno ancora per niente le idee chiare. Anche perché la teoria delle onde di densità è stata confermata e accettato dalla comunità scientifica da pochissimo tempo.
Tuttavia ci sono alcune ipotesi, tutte legate alle influenze gravitazionali.

Una causa potrebbe essere da ricercare nelle perturbazioni gravitazionali generate da galassie molto vicine o satelliti.
Ma questo tuttavia non spiegherebbe la presenza di galassie a spirale in luoghi isolati.

Un'altra causa potrebbero essere la forma e la distribuzione di massa del nucleo galattico.
Se il nucleo di una galassia ha una distribuzione di massa a forma di barra, ruotando potrebbe causare un sufficiente disturbo gravitazionale nel disco per produrre onde di densità.
Questo spiegherebbe la presenza di onde di densità e di spirali in galassie isolate.

Un'ultima ipotesi riguarda le perturbazioni gravitazionali derivanti dalle collisioni tra galassie. La perturbazione gravitazionale di una fusione tra galassie potrebbe essere sufficiente a produrre onde di densità.
La Via Lattea, che oggi sembra una galassia tranquilla, è stata in realtà teatro di scontri e fusioni nel passato, così come potrebbero esserlo state anche altre galassie a spirali. Inoltre, galassie che oggi ci appaiono isolate potrebbero in realtà aver subito fusioni nel passato senza lasciare tracce.

In ultima istanza, anche la presenza di buchi neri presenti nei nuclei galattici potrebbe dare origine a delle onde di densità.
Ricordiamo infatti che, per esempio, nella zona centrale della Via Lattea sono presenti centinaia di buchi neri!!
Non ne sapevate nulla? qui trovate un approfondimento che ne parla: centinaia di buchi neri nel cuore della Via Lattea

Benissimo, quando guarderete di nuovo fotografie di splendide galassie a spirale, non lasciatevi trarre in inganno dal fatto che le stelle formano le spirali, perché in realtà è proprio il contrario: le stelle nascono ed esistono grazie alle spirali!



domenica 4 novembre 2018

galassie stelle via lattea

La seconda vita della Via Lattea


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

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

Ma iniziamo dall'inizio.
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La Via Lattea è una galassia molto vecchia: con i suoi 13,51 miliardi di anni si è formata assieme alle prime galassie dell'universo.
Ha quindi avuto tutto il tempo per evolversi e diventare come gli astrofisici ce la descrivono oggi: una galassia a spirale barrata.
Quello che vediamo oggi, e che vediamo in moltissime altre galassie simili, è il risultato della formazione di miliardi di stelle, nate dall'enorme bolla di gas che costituiva l'embrione primordiale della Via Lattea.
Le innumerevoli stelle che vediamo nel cielo, la striscia bianca che solca i cieli estivi, le splendide nebulose che vediamo nelle foto di Hubble, gli ammassi globulari e quelli aperti: proviene tutto da una delle tante sacche di gas nate dal Big Bang e dell'inflazione.

Le onde d'urto generate dalle prime esplosioni di supernove, che all'inizio della vita della Via Lattea erano numerose, hanno sicuramente aiutato l'intensa formazione stellare dei primi anni (miliardi) della nostra galassia.
Un altro fattore che ha aiutato la formazione delle stelle che vediamo oggi è sicuramente stato lo scontro con piccole galassie satelliti primordiali. Queste piccole galassie hanno creato delle "maree" nei gas della Via Lattea, comprimendoli e innescando le scintille per la formazione di altre stelle.
Tutto questo ha costituito un'era molto frizzante per la nostra galassia.

Oggi gli astrofisici sono abbastanza sicuri che dopo questa era di estrema attività, ci sia stato un periodo dormiente durato due miliardi di anni in cui il tasso di formazione stellare è diminuito notevolmente.

Ora però la tendenza sembra essersi di nuovo invertita e il tasso di formazione stellare è di nuovo in aumento. Praticamente nella Via Lattea stanno ancora nascendo centinaia di milioni di stelle, impedendo alla nostra galassia di diventare sempre più buia e di trasformarsi in un bacino di stelle vecchie e morenti.

Ma cosa si nasconde dietro a questa variazione del tasso di formazione stellare?
La risposta si annida in un fenomeno galattico chiamato "accrescimento da flusso freddo" e nel concetto si "sviluppo galattico a due stadi".

In breve lo scenario è questo.
Tra le galassie troviamo i così detti filamenti galattici: enormi nubi di gas ad alta temperatura, residui ancora immacolati della materia formatasi dopo il big bang e l'inflazione. I margini di questi enormi filamenti sono più freddi rispetto alle altre zone e riescono a penetrare nelle galassie.
Trovi un approfondimento molto interessante sui filamenti galattici a questo link.
Questo flusso freddo non costituisce solo carburante per nuove stelle, ma con l'attrito e la pressione che genera sui gas che già si trovano nella galassia, danno il via all'addensamento necessario ad accendere la formazione stellare.

A questo punto entra in gioco lo sviluppo a due stadi.
Le stelle che popolano le galassie molto giovani sono stelle molto grosse, molto luminose e molto energetiche.
Queste tipo di stelle purtroppo hanno una vita molto breve ed una more violenta: diventano supernovae.
Quando all'interno di una galassia molto giovane le stelle iniziano ad esplodere in supernove, lo shock e le onde d'urto scaldano i gas galattici circostanti bloccando il flusso freddo in entrata.

Ecco che a questo punto la formazione stellare diminuisce drasticamente e la galassia entra in uno stato "dormiente".
In alcuni casi questo periodo segna l'inizio della morte della galassia, i cui gas non riescono più ad accendere stelle e quindi si spengono pian piano diventando galassie oscure.
Ma nella maggior parte dei casi, come è successo alla Via Lattea, questa fase termina quando diminuiscono le esplosioni di supernovae.
A questo punto il gas freddo presente nei bordi dei filamenti ricomincia a fluire dentro la galassia dando il via a nuove formazioni stellari dalle ceneri delle supernovae esplose. Ecco che ha inizio un secondo stadio evolutivo.

E, come diciamo dall'inizio di questo articolo, anche la Via Lattea sta vivendo questa seconda vita.
La storia della Via Lattea può essere analizzata osservando le composizioni elementali delle sue stelle, che sono il risultato della composizione del gas da cui sono formate.
Osservando le stelle della Via Lattea, ci si accorge che possono essere divise in due gruppi con composizioni chimiche diverse.
Un gruppo è costituito da stelle ricche di elementi come ossigeno, magnesio e silicio, detti anche elementi alfa.
Mentre nell'altro gruppo c'è una grande abbondanza di ferro.

Ecco quindi dimostrato che la Via Lattea è nata quando i flussi di gas freddo si sono intensificati verso quello che era la nostra proto galassia, portando alla formazione della prima generazione di stelle.
Questo gas conteneva elementi alfa, prodotti anche da supernova di tipo II: Stelle molto massicce, nate ai primordi dell'universo, che al termine della loro breve ma intensa vita subiscono un collasso del nucleo per poi esplodere rilasciando questi elementi nel mezzo intergalattico.
Questo ha portato alla prima generazione di stelle ricche di elementi alfa.

Poi, circa 7 miliardi di anni fa, la formazione stellare ha subito uno stop, fino a circa 5 miliardi di anni fa, quando hanno iniziato ad apparire un alto numero di supernove di tipo 1A, causate da sistemi binari in cui una nana bianca attira a se il materiale dal suo compagno.
Queste esplosioni hanno iniettato il ferro nel gas intergalattico e ne hanno modificato la composizione elementare.
Nel corso del tempo, questo gas intergalattico ha iniziato a raffreddarsi e ha iniziato a rifluire all'interno della galassia portando alla formazione di una seconda generazione di stelle.
Il Sole stesso, è ricco di ferro ed appartiene a questa generazione di stelle.
Puoi approfondire in dettaglio cosa porta all'esplosione di supernove in questo nostro approfondimento: Cosa sono le supernove e perché sono così importanti per l'uomo



venerdì 21 settembre 2018

buchi neri galassie quasar universo

I Quasar



I quasar sono oggetti estremamente massicci, luminosi e potenti.
Sono in assoluto gli oggetti più luminosi dell'universo.


Un tempo si pensava che i Quasar fossero anche gli oggetti più di distanti nell'universo, ma oggi sappiamo che la distanza (e quindi anche l'età) non è più una proprietà che distingue questi oggetti.
Sono stati scoperti grazie alle loro fortissime emissioni radio; da qui il nome di "oggetti quasi stellari ad emissione radio".
Oggi sappiamo che in verità soltanto il 10% circa dei quasar conosciuti emette forti onde radio.

Ma quindi cosa sono i Quasar? e perché ci hanno tratto in inganno più volte?

I Quasar nono sono altro che buchi neri. Buchi neri supermassicci per la precisione. Eh... buchi neri molto luminosi anche, di gran lunga gli oggetti più luminosi dell'universo.
Sono talmente luminosi da nascondere completamente la luce dei miliardi di stelle contenute nella galassia ospite!
Per capire meglio la struttura di un buco nero vi invitiamo a leggere questo approfondimento: Come sono fatti i buchi neri

Credete che questo sia un grande controsenso? Non lo è affatto, ed ecco il perché.
I Quasar, che ribadiamo sono a tutti gli effetti dei buchi neri, hanno dimensioni davvero enormi, alcuni di loro possono raggiungere la dimensione del nostro sistema solare.
E la massa di un Quasar può andare da milioni a miliardi di masse solari.

Come si può immaginare la forza di gravità nei pressi di questi buchi neri super massicci è davvero spaventosa. Anzi, ad essere sinceri è davvero difficile immaginarla.
Per intenderci, i quasar sono in grado di attirare a se, e in modo molto veloce, materia fino a distanze di anni luce. E la materia che finisce nelle lori fauci vi entrano a velocità elevatissima: dai 3.000 ai 10.000 km/s!

Questa corrente di materia crea attorno al Quasar un vortice luminosissimo a causa della temperatura che si viene a creare, e dell'energia che viene prodotta.
Un Quasar converte in energia circa la metà della massa che inghiotte!

Ecco svelata la luminosità dei Quasar. E per paradosso essendo i Quasar dei buchi neri, possiamo dire che i buchi neri possono in queste circostanze essere gli oggetti più luminosi dell'universo.

E non è tutto.
I Buchi neri hanno un campo magnetico molto forte. Pensate a quanto possa essere forte il campo magnetico di un buco nero super-massiccio e quanto quello di un Quasar per come lo abbiamo descritto sopra.
I fortissimi campi magnetici che avvolgono i Quasar sono in grado di intrappolare parte della materia che il quasar divora e di riversarla verso l'esterno lungo i poli magnetici.

Questo fenomeno crea dei getti di materia ed energia potentissimi e luminosissimi.
Possono percorrere centinaia di anni luce attraverso la galassia ospite e in molti casi essere anche in grado di uscire!

I primi anni dopo la loro scoperta, i Quasar ci hanno tratto in inganno perché nonostante la loro dimensione reale, essi appaiono grandi come stelle.
E quindi non si riusciva a capire come facesse una stella così lontana ad essere così luminosa e ad emettere così tante onde radio.
Solamente con le scoperte dei nuclei galattici attivi e del comportamento dei dischi di accrescimento dei buchi neri si è giunti alla conclusione che in realtà i Quasar non hanno niente a che vedere con le stelle.

Aver capito che i Quasar sono in realtà buchi neri super-massicci nei cuori di alcune galassie attive ci ha anche fatto capire che non tutti i quasar sono così lontani.
Ma i più lontani, e di conseguenza quelli più luminosi visto che riusciamo a vederli, si allontanano dalla terra ad una velocità che si avvicina quasi ad un terzo di quella della luce

Ora sorgono spontanee alcune domande.
Tutti i buchi neri super-massicci nei centri galattici sono Quasar? e Perché alcuni di loro emettono forti radiazioni radio come avviene per i nuclei galattici attivi? E che differenza c'è tra un Quasar e un nucleo galattico attivo?

La risposta è che questi tre oggetti sono in realtà la stessa cosa.
Quando un buco nero super-massiccio nel cuore di una galassia non sta divorando materia, rimane invisibile (se non per l'effetto della sua gravità sugli oggetti circostanti come nel caso della Via Lattea)
Nel cuore della Via Lattea ci sono centinaia di buchi neri. In questo approfondimento ne parliamo: Centinaia di buchi neri nel centro della Via Lattea
Ma non appena questo buco nero inizia a divorare materia, ecco che il disco di accrescimento di infiamma e con lui i getti di energia che vengono espulsi dai poli magnetici.
Ecco che si accende il Quasar, e che il nucleo della galassia diventa un nucleo galattico attivo.
Quando il pasto del buco nero termina, il Quasar torna ad essere un oscuro buco nero dalle dimensioni del sistema solare.
Si può quindi dire che il Quasar sia in realtà uno stato del buco nero, e che lo è solo per certi periodi.

Per concludere, l'angolo del polo magnetico di un Quasar rispetto alla terra cambia sensibilmente il modo in cui questo viene osservato.
Quindi, quando i jet di una quasar sono perpendicolari a noi, ci appare come radio-galassia.
Quando invece i jet hanno angolazioni diverse vediamo quelli che chiamiamo comunemente Quasar.
Infine, nei rari casi in cui questi getti sono puntati verso la terra, li chiamiamo Blazar, e ci appaiono ancora più luminosi dei Quasar, anche se sono proprio Quasar.

Le immagini che trovate nella pagina aiutano a comprendere i diversi nomi in base ai punti di vista.
Quasar, galassie attive, buchi neri e Blazar: tanti nomi per indicare la stessa cosa!



giovedì 23 agosto 2018

cielo profondo galassie quasar universo

Introduzione alle galassie oscure


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


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



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

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

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

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

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

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

sabato 7 aprile 2018

ammassi galattici big bang galassie universo

cosa sono i vuoti cosmici?

Zone dell'universo dove inspiegabilmente manca la materia! Zone dell'universo che sfidano le attuali leggi cosmologiche e le teorie sul big bang. Cosa sono? dove sono? e come si sono formati?

I vuoti dell'universo sono zone in cui manca la materia. In queste zone il numero di galassie è molto inferiore alla norma o per lo meno a quanto ci si aspetterebbe guardando altrove. Un particolare degno di nota, e che i cosmologi non sono ancora riusciti a spiegare, è che le pochissime galassie presenti in questi vuoti hanno una forma tubolare e allungata.
Al di la del nome che potrebbe trarre in inganno, non sono quindi zone assolutamente prive di materia ma con una bassissima distribuzione di questa.
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Ovviamente su scale galattiche ed extra-galattiche una distribuzione estremamente bassa di materie e di galassie da luogo a grandi spazi vuoti, più grandi di quelli che ci sono tra una galassia e l'altra all'interno di un ammasso di galassie.
Avete presente i filamenti galattici che tengono assieme la tela cosmica formata da ammassi di galassie e super ammassi? i vuoti cosmici sono quelle zone tra i filamenti dove sembra non esserci nulla.
Abbiamo parlato approfonditamente qui delle ultime scoperte sui filamenti galattici


I Vuoti e i grandi vuoti dell'universo risultano essere estremamente bui ma anche estremamente freddi e i cosmologi hanno preso coscienza della loro esistenza osservando il cielo ai raggi infrarossi, capaci di mettere in risalto le zone dell'universo più calde e quelle più fredde.
In questo modo i cosmologi studiano il così detto CMB (fondo a microonde cosmico).
Il fondo a microonde cosmico è un'impronta delle radiazioni a microonde generatasi appena 379.000 anni dopo il Big Bang.
Questa impronta ci fa vedere com'era l'universo nella sua età primordiale, ed è la visione più antica che abbiamo dell'universo.

ma ora parliamo di un paio di vuoti enormi, chiamati super vuoti, e che lasciano ancora oggi i cosmologi senza risposte.
Il primo lo troviamo nella costellazione dell'eridano, scoperto nel 2004 analizzando la radiazione di fondo usando il telescopio spaziale WMAP della NASA.
E' una zona in cui la temperatura media si aggira appena sui 3 gradi sopra allo zero assoluto! Si trova a quasi 2 miliardi di anni luce dalla terra e al suo interno mancano all'appello circa 10.000 galassie, e quindi una equivalente quantità di materia. In termini percentuali troviamo circa il 30% in meno della materia che troveremmo mediamente in altre zone dell'universo con la stessa dimensione.
Anche se la teoria del Big Bang consente aree più fresche e più calde, la dimensione di questo vuoto però fatica ad adattarsi ai modelli previsti. In poche parole, è troppo grande per esistere, quindi i cosmologi stanno ancora cercando di spiegarne l'esistenza.
Questa zona è stata studiata non solo nello spettro dell'infrarosso ma anche sulla parte radio dello spettro. Lo studio radiofonico ha scoperto un numero insolitamente basso di sorgenti radio in tutta l'area del Vuoto, infatti le emissioni radio provenienti da questa zona sono del 45% inferiori alla media delle altre zone dell'universo.

Un altro esemplare di queste zone si trova nella costellazione del Boote.
Si trova a circa 700 milioni di anni luce dalla Terra e ha una forma sferica che i cosmologi hanno stimato avere un diametro di 250 milioni di anni luce: pensate, circa lo 0,27% del diametro dell'universo osservabile!
Al suo interno la materia è pochissima, in una sfera immaginaria larga 250 milioni di anni luce sono presenti all'incirca soltanto 60 galassie.
Per fare un paragone più comprensibile sarebbe come trovare 95 chilometri quadrati di città in una zona della terra più grande degli Stati Uniti (e stiamo parlando solo di due dimensioni).
Solo per fare un confronto, la nostra Via Lattea ha nel suo circondario circa 30 galassie in uno spazio di appena 3 milioni di anni luce.
Allo stesso modo il vuoto di Bootes dovrebbe contenere circa 10.000 galassie considerando che la distanza media tra le galassie altrove nell'Universo è di qualche milione di anni luce.
Se la Via Lattea si trovasse al centro di questo vuoto, non avremmo visto né scoperto altre galassie fino all'avvento dei più moderni telescopi!


Ma come si sono formati questi super vuoti cosmici?
I cosmologi hanno ancora le idee tuttaltro che chiare su come questi vuoti possano esistere, ed il motivo è molto semplice.
Le simulazioni computerizzate suggeriscono che vuoti più piccoli, molto più comuni nell'universo, siano causati dalle galassie che si avvicinano l'una all'altra a causa dell'attrazione gravitazionale. Questo fa sì che le regioni limitrofe si svuotino e, poiché il processo è auto-rinforzante, tende a formare vuoti sempre più grandi.

Per capire meglio questo concetto bisogna fare un salto indietro fino ai primordi del del tempo e dello spazio.
Subito dopo il Big Bang infatti, non c'erano stelle, galassie o ammassi di galassie. L'universo era solo un brodo di materia più o meno omogeneo. Non essendo perfettamente omogeneo quindi c'erano delle piccole fluttuazioni di densità: delle imperfezioni.
Dunque in alcuni punti la materia era più densa e in altri meno. Dove la materia era più densa, c'era anche più gravità, viceversa dove la materia era meno densa c'era meno gravità.
Nel tempo le zone più dense e con più gravità hanno iniziato ad agglomerarsi formando le proto-galassie.
Di fatto le zone dell'universo più ricche di materia sono cresciute su scale caratteristiche, determinate non solo dalla gravità, ma anche da altre proprietà dei gas che le costituivano.
Il risultato è che l'aggregazione si è manifestata su scale caratteristiche e ben precise. Le galassie hanno dimensioni tipiche. Gli ammassi di galassie hanno dimensioni tipiche e simili. I cosmologi hanno osservato una distribuzione statistica di tutto ciò, e questa distribuzione è stata confermata dai modelli di simulazione.
Ma proprio qui nascono i dubbi e le perplessità dei cosmologi perché tutto questo, però, non spiega l'esistenza di vuoti così enormi come quelli dell'Eridano e del Boote. Infatti secondo i cosmologi, da quando è nato l'universo, non c'è stato abbastanza tempo per la forza di gravità per "svuotare" quantità di spazio così grandi!

martedì 20 febbraio 2018

buchi neri cielo profondo galassie quasar universo


La maggior parte delle galassie che conosciamo oggi ospita nel cuore un buco nero più o meno massiccio. Gli astrofisici già da tempo sospettavano che questa presenza potesse influenzare l'evoluzione della galassia ospitante, oggi ne hanno avuto una conferma grazie ad una nuova scoperta che riguarda il buco nero al centro di una piccola galassia: 3C 298.

L'influenza e la relazione di cui stiamo parlando è quella tra i buchi neri al centro delle galassie ed il tasso di formazione stellare della galassia ospitante.
Gli astronomi infatti hanno osservato una stretta relazione tra la formazione di nuove stelle in una galassia e le dimensioni stimate del buco nero nel suo centro. Ma questa era fino ad oggi solo una relazione statistica, e il motivo per il quale ciò accadesse era ignoto.
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I buchi neri, in questo caso quelli supermassicci, noti anche come quasar, sono oggetti molto particolari, e capire come influenzano la vita delle galassie è indispensabile per capire come potrebbe essere il destino dell'universo.
A questo nostro approfondimento potete capire meglio come sono fatti questi oggetti peculiari: come nascono i buchi neri.

In uno studio pubblicato sul "The Astrophysical Journal" è stata esaminata l'energia che circonda i potenti venti generati dal quasar al centro di una piccola galassia a 9,3 miliardi di anni luce dalla terra: la galassia 3C 298.
Studiare con attenzione questo quasar significa studiare qualcosa che è esistito nell'universo primordiale, quasi 10 miliardi di anni fa, ospitato da una galassia agli albori della sua esistenza.
Ciò significa che quello che vediamo accadere li, è probabilmente accaduto anche in molte altre galassie e le sue conseguenze sono quelle che vediamo in galassie molto più vicine e quindi in uno stadio evolutivo molto più avanzato.
Scopri cos'è davvero un quasar e perché, nonostante sia un buco nero, è così luminoso a questo approfondimento: I quasar, cosa sono e perché sono così luminosi?
Ma veniamo ora al punto della scoperta.
I buchi neri, come sappiamo, attirano inesorabilmente verso di loro i corpi celesti che sono nelle vicinanze. E non solo quelli nelle immediate vicinanze, ma con il passare dei millenni anche quelli più distanti.
Quando una stella inizia ad essere divorata da un buco nero, il suo gas ed il suo plasma precipitano vorticosamente e molto velocemente verso l'orizzonte degli eventi. In questa fase, e finché il predatore non ha terminato il suo banchetto, si dice che il buco nero sta crescendo attivamente, e sta accumulando enormi quantità di materiale.
Ora, mentre per definizione i buchi neri non emettono luce, il materiale gassoso che fagocitano viene invece riscaldato a causa della velocità con la quale precipita nel buco nero e raggiunge temperature estreme.
Questo fenomeno porta i buchi neri ad essere contemporaneamente tra gli oggetti più luminosi ed energetici dell'universo: conosciuti anche con il nome di quasar. In realtà questa luminosità non è da attribuire al buco nero stesso, ma appunto alla zona che lo circonda. Quella in cui il materiale sta vorticando vertiginosamente.

Ora veniamo alla piccola galassia 3C 298.
Questa galassia come abbiamo detto si trova ad una distanza di 9,3 miliardi di anni luce. E' una galassia molto giovane, non ancora del tutto sviluppata. Le sue dimensioni sono ridotte, con un diametro di 11.000 anni luce, ed ha una popolazione stellare molto ridotta a causa della sua gioventù.
Come potete vedere nelle immagini qui sotto, non presenta nessuna spirale e nessuna delle bellissime particolarità che osserviamo nelle galassie più vicine a noi e più sviluppate.
Però, nel suo centro galattico è presente un enorme quasar super massicio!

Cosa può dirci di così importante un oggetto apparentemente così privo di attrazione?
Bene, lo studio di cui sopra relativo al quasar presente al centro della galassia 3C 298 ha osservato proprio come l'enorme energia generata dal processo di accrescimento di un buco si disperda nello spazio circostante in forma di venti simili al vento solare.
La ricerca ha rivelato che i venti soffiano attraverso l'intera galassia e incidono sulla crescita delle stelle.
Questo fatto è molto rilevante, perché significa che i quasar, o buchi neri supermassicci, sono in grado di influenzare le stelle che si formano all'interno delle galassie anche a grandi distanze dal nucleo galattico.
Potete scoprire qui come da una nebulosa nascano centinaia di stelle grazie a perturbazioni gravitazionali o a spinte energetiche come queste. Nebulose diffuse: ricordi dell'universo primordiale.
Per arrivare al dunque, oggi le galassie vicine a noi, e che quindi si presentano con una età prossima ai nostri tempi, mostrano che la loro massa è strettamente correlata alla massa del buco nero supermassiccio che ospitano.
Lo studio di cui stiamo parlando indica però che 3C 298 non rientra in questa normale relazione. Infatti la galassia 3C 298 è 100 volte meno massiccia di quanto dovrebbe essere considerando l'enorme quasar che ospita.
Ora, non dobbiamo dimenticarci un'aspetto fondamentale: 3C 298 si trova a 9,3 miliardi di anni luce da noi, quindi la stiamo vedendo com'era 9,3 miliardi di anni fa: l'età dell'universo primordiale.
Questo implica che la massa del suo quasar era altissima già nell'infanzia della galassia, e che l'energia del quasar sarà quindi in grado di controllare la crescita della galassia.
Gli astrofisici sono convinti che se potessimo osservare questa galassia all'età dei nostri giorni, cioè dopo 9,3 miliardi di anni di sviluppo, questa dovrebbe apparirci molto meno povera di stella e assolutamente più simile alle bellissime galassie che osserviamo nell'universo a noi più prossimo.

Queste conclusioni fanno parte di un programma di studi molto più vasta sui quasar lontani e sull'impatto che ha la loro energie sulla formazione delle stelle e sulla crescita delle galassie e che potranno stupirci ancora nel futuro gettando sempre più luce sulle meccaniche che hanno sviluppato l'universo come lo vediamo oggi.

Nell'immagine qui di seguito vediamo la galassia 3C 298 in tutto il suo aspetto primordiale. Le stelle presenti sono davvero poco: tutto ciò che vediamo principalmente gas. Il colore verde evidenzia il gas della galassia carico di energia e che viene illuminato dal quasar. Il colore blu riprende il forte vento stellare del quasar che soffia attraverso l'intera galassia. I colori rosso e arancio rappresentano il gas molecolare freddo rilevato dai telescopi ALMA. Il buco nero supermassiccio si trova al centro, circondato dalla zona più luminosa: il disco di accrescimento.



In quest'altra immagine invece vediamo una mappa schematica della galassia.


mercoledì 10 gennaio 2018

ammassi galattici galassie materia oscura universo

Nuove scoperte sui filamenti galattici

Gli ammassi galattici sono le più grandi strutture conosciute dell'universo. Sono uniti tra loro da una rete cosmica di vasti filamenti e nodi, che sembra stranamente simili alla struttura neuronale di un cervello umano. Ma da cosa sono formati questi filamenti? Ecco le nuove scoperte su questo argomento davvero affascinante.


Fino a poco tempo fa si pensava che i filamenti galattici fossero fatti di una miscela di materia oscura e la sua normale controparte ordinaria. Ma questa teoria è frutto di simulazioni computerizzate basate sugli attuali modelli cosmici. In sostanza non c'erano osservazioni realistiche di questi filamenti e non avevamo dati reali sulla loro composizione.

Questo fino a quando un team di cosmologi, con il poco conosciuto telescopio spaziale XMM-Newton dell'ESA, non è riusciti a fare osservazioni sorprendenti.
Il team ha trovato del gas caldo che attraversa i filamenti galattici del lontano ammasso di galassie Abel 2744.
Cosa c'è di sorprendente? I cosmologi stavano cercando la materia oscura ma hanno trovato enormi serbatoi di materia ordinaria!.

Queste osservazioni e questa scoperta aiuteranno a snodare un groviglio ancora oggi molto ostico. E cioè che oggi abbiamo individuato soltanto la metà della materia ordinaria formatasi circa un miliardo di anni dopo il Big Bang.

Ma non è tutto, questa scoperta può anche spiegare come le galassie possono creare stelle in continuazione.
Le galassie infatti producono stelle, e per farlo hanno bisogno di enormi quantità di gas. Finora, tuttavia, i ricercatori hanno trovato solo "piccole" quantità di questo nuovo gas.
"Piccole", ovviamente in proporzioni astronomiche: meno di quello che sarebbe necessario.

Questo apparente deficit di gas significa che le galassie dovrebbero smettere di generare nuove stelle di prima generazione nei prossimi due miliardi di anni.
Dopo di ché potrebbero ancora nascere stelle più pesanti, di seconda generazione, riciclando il materiale generato dalla morte delle stelle di prima generazione. Ma questi sarebbero i primi passi verso lo spegnimento e la morte delle galassie. Tutto ciò tra poco più di due miliardi di anni.
In questo articolo trovi esempi di stelle di prima e di seconda generazione: Westerlund 1, Le stelle più massicce della galassia sono qui!
Ma dopo le scoperta di queste enormi quantità di gas intergalattico le cose potrebbero cambiare. I cosmologi ora stanno setacciando le nuove abbondanti riserve di gas presenti nei filamenti cosmici per capire se potrebbero agire come gigantesche riserve di gas puro a disposizione delle galassie.
I primi risultati purtroppo non sembrano incoraggianti.
Sfortunatamente la maggior parte di questo gas sembra essere troppo caldo. I cosmologi hanno valutato che la sua temperatura è sorprendentemente vicina alla decina di milioni di gradi!! Queste temperature lo caricherebbero di una energia tale che le galassie non riuscirebbero a catturarlo.
Tuttavia ci sono simulazioni al computer che evidenzino come i margini di questi filamenti potrebbero avvicinarsi alle galassie e raffreddarsi. Potrebbe essere questo il gas che darà vita a miliardi di nuove stelle allungando la vita delle galassie?

Per rispondere a questa domanda c'è bisogno di scansionare il più possibile il cielo con strumenti ad altissima sensibilità.
Il gas in questione infatti ha una densità molto bassa ed è una grande sfida osservarlo direttamente.
Per farlo si sta usando la tecnica dell'interferometria radio, in cui i segnali di molte antenne radio sono combinati assieme e trattati come se fossero captati da un unico grande telescopio.
In questo modo i cosmologi stanno cercando di rilevare un segnale che è diecimila volte più debole del gas che normalmente osservano all'interno della via lattea attraverso i radiotelescopi.

E la materia oscura? Sono forse queste enormi quantità di gas intergalattico a costituire la massa mancante associata alla materia oscura?
Quello che è certo, è che la scoperta di queste grandi quantità di gas nei filamenti galattici complica un po le teorie sulla materia oscura e le stime sulla sua quantità. I cosmologi stanno ancora lavorando per capire quanta materia osservabile manca per quadrare i conti gravitazionali.
Sono ancora convinti che la materia oscura debba esistere per impedire che la materia ordinaria nell'universo vada in pezzi, e si pensa che formi lo scheletro dei filamenti galattici.
Non assorbe né emette luce, quindi non può essere vista, ma esercita un'attrazione gravitazionale, e quindi, come la materia normale, si piega alla luce.

Questa lente gravitazionale distorce le immagini delle galassie lontane raccolte dai telescopi ottici, e gli astronomi possono misurare queste distorsioni per capire quanta materia ha passato la luce nel suo viaggio verso il telescopio.

Se i raggi X possono rivelare quanta materia normale ci sia, per esempio in un ammasso di galassie, e un'immagine ottica dello stesso ammasso può rivelare dalle sue distorsioni quanta materia è presente nel complesso, quindi sottrarre l'una dall'altra può dare una stima di quanta materia oscura possa esistere in quell'ammasso.
Questa stima, accompagnata alle misurazioni dette sopra del gas intergalattico fatte con i radiotelescopi, ci daranno un'idea ancora più chiara di quanta massa associare alla materia oscura.

venerdì 15 dicembre 2017

ammassi galattici galassie universo

Da quasi un secolo gli astronomi hanno capito che l'universo è in continua espansione, ma oggi sanno anche con certezza che nelle strutture di larga scala, le galassie e i gli ammassi di galassie si stanno avvicinando inesorabilmente e sono in relazione l'uno con l'altro. 

Da decenni gli astronomi tentano di capire come questi movimenti hanno avuto luogo nel corso della storia cosmica e di tracciarne i percorsi.
Oggi finalmente è stata creata la mappa più dettagliata delle orbite delle galassie che si trovano all'interno del Superammasso della Vergine, il superammasso di galassie in cui si trova anche la via lattea.
Questa mappa comprende i movimenti di quasi 1.400 galassie in un area di 100 milioni di anni luce e mostra come il nostro vicinato cosmico è cambiato.



Per creare questa mappa straordinaria sono stati usati i dati dei sondaggi CosmicFlows, una serie di tre ricerche che hanno calcolato la distanza e la velocità delle galassie vicine a noi. Questi dati sono poi stati associati a stime sulle distanze e sui campi gravitazionali degli oggetti presenti nel Superammasso della Vergine.

Aggregando questi dati gli astronomi sono stati in grado di creare modelli computerizzati che hanno tracciato i movimenti di quasi 1.400 galassie in uno spazio di 100 milioni di anni luce e nel corso di 13 miliardi di anni, a partire cioè da appena 800 milioni di anni dopo il Big Bang.
I risultati sono straordinari, non mettono in evidenza soltanto la struttura dettagliata del nostro superammasso locale, ma mostrano anche come si è sviluppata l'intera struttura durante la storia dell'universo.
E' un po come studiare l'evoluzione dei paesaggi sulla terra partendo dal movimento della tettonica a zolle.

E' subito apparso evidente è che i modelli si adattano bene ai movimenti e alle velocità osservati attualmente, il che significa che le simulazioni sono molto probabilmente fedeli a ciò che è successo in questi 13 miliardi di anni.
Hanno anche determinato che all'interno del Superammasso della Vergine, l'attore gravitazionale principale è l'ammasso della Vergine, che si trova a circa 50 milioni di anni luce di distanza da noi e contiene tra 1.300 e 2.000 galassie.

Un'altra emozionante scoperta consiste nell'aver appurato che negli ultimi 13 miliardi di anni, più di mille galassie sono cadute nell'ammasso della Vergine. Osservando questo fenomeno gli astrofisici sono giunti alla naturale conclusione che tutte le galassie nel raggio di 40 milioni di anni luce dall'ammasso verranno catturate. 

A questo punto sorge spontanea una domanda: quale sarà il futuro della Via Lattea?
Attualmente la Via Lattea si trova appena al di fuori da questa zona limite, ma questi ultimi modelli hanno confermato che la Via Lattea e la Galassia di Andromeda (M31) sono destinate a fondersi nei prossimi 4 miliardi di anni. Questa è una ulteriore conferma che i modelli sono corretti e che il passato stimato è realistico.
Una volta che la fusione sarà avvenuta, il destino della gigantesca galassia risultante sarà simile al resto delle galassie: verrà inesorabilmente catturata dal centro dell'ammasso della vergine.

Dobbiamo renderci conto che questi eventi di fusione, che ci appaiono così lontani nel futuro e così rari, sono in realtà solo parte di un disegno cosmico di eventi più ampio e ancora a più a lungo termine.

Fondamentalmente, all'interno del Superammasso della Vergine ci sono due schemi di flusso generali.
Il primo, e gli astronomi dovranno ancora lavorare molto per spiegarselo, porta tutte le galassie del nostro emisfero, via lattea compresa, a spostarsi verso un piano.
Il secondo, contemporaneamente, sta spostando tutte le galassie del Superammasso verso una fonte gravitazionale esterna e molto più lontana.
Gli astrofisici sono quasi certi che questa fonte sia il Superammasso del Centauro, un ammasso di centinaia di galassie a circa 170 milioni di anni luce localizzato nell'omonima costellazione.

Ma non è finita qui, anche il Superammasso del Centauro, e quindi anche quello della Vergine e la Via Lattea stessa, sono interessati da correnti gravitazionali ancora più forti, provenienti da quello che gli astrofisici chiamano "Il grande attrattore".
Questa regione non può essere vista a causa della sua posizione perché si trova sul lato opposto della Via Lattea e per questo motivo è coperta da un velo di mistero.
Il mistero legato al "Grande attrattore" si infittisce ancora di più nelle menti degli astrofisici perché la sua forza di gravità è in grado di influenzare anche i movimenti delle galassie del Superammasso Laniakea: il superammasso che contiene i Superammassi della Vergine e del Centauro, un oggetto mostruosamente grande che si estende per oltre 500 milioni di anni luce e che conta più di 100.000 grandi galassie!!

In pratica mentre l'Universo è in uno stato di espansione, in realtà nella tela filamenti galattici, ci sono galassie, ammassi di galassie, e superammassi che gravitano in relazione tra di loro.
All'interno del nostro quartiere cosmico, l'attrattore principale è chiaramente l'ammasso della Vergine, che sta interessando tutte le galassie entro un raggio di 40 milioni di anni luce. Poi abbiamo il Superammasso del centauro. E infine c'è il "Grande Attrattore", che sta tirando le corde di gigantesco il Superammasso Laniakea, contenitore sia del Centauro che della Vergine.

Contemplando questo processo di attrazione che ha avuto luogo negli ultimi 13 miliardi di anni, astronomi e cosmologi sono in grado di vedere come il nostro universo si è evoluto nel corso della maggior parte della sua storia. Con strumenti che negli ultimi hanni sono stati notevolmente migliorati, sono in grado di guardare ancora più in profondità nel cosmo e ci si aspetta che tra non molto riusciremo a vedere ancora più indietro nel tempo, verso i primordi del cosmo.

Il modo in cui il nostro universo è cambiato nel tempo non solo conferma i nostri modelli cosmologici e le teorie che girano intorno alla relatività generale su come la materia si comporta su vasta scala, ma permette anche agli scienziati di predire il futuro del nostro Universo con un certo grado di certezza, e cioè di pensare che tutti i superammassi finiranno per unirsi a formare strutture ancora più grandi.

Quindi la domanda fondamentale a cui i cosmologi stanno ora cercando una risposta è: quale sarà la relazione tra l'espansione dell'universo e la continua attrazione dei filamenti cosmici formati da superammassi di ammassi di galassie?

Qui di seguito una animazione e un video iterattivo in 3D realizzate dai cosmologi.
Video 3D (consigliamo la visione con browser Chrome).

Gli ammassi più vicini a noi della Vergine, della Fornace, Antlia e Virgo W, sono rappresentati dalle sfere colorate rispettivamente di rosso, kaki, nero e viola. La Via Lattea e le galassie M31 sono indicate dalle sfere più piccole colorate di giallo e verde.
Le altre galassie sono colorate di blu.
L'evoluzione del tempo va dagli ultimi 13,25 miliardi di anni a presente.




mercoledì 29 novembre 2017

cielo profondo galassie nebulose stelle via lattea

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?







mercoledì 22 novembre 2017

buchi neri galassie onde gravitazionali supernovae universo

Luce dalle onde gravitazionali

Per la prima volta, gli scienziati della NASA hanno rilevato la luce legata ad un'onda gravitazionale, grazie a due stelle di neutroni che si sono scontrate nella galassia NGC 4993, situata a circa 130 milioni di anni luce dalla Terra nella costellazione dell' Hydra.

Il telescopio spaziale a raggi gamma Fermi della NASA ha raccolto un impulso di luce ad alta energia da una potente esplosione, che fu immediatamente riportata agli astronomi di tutto il mondo come un breve lampo gamma.
Successivamente gli scienziati del Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) hanno rilevato onde gravitazionali (soprannominate GW170817) provenienti da una coppia di stelle che si sono fuse generando una esplose nello stesso punto da cui era arrivato il raggio gamma.
Questo evento ha incoraggiando gli astronomi a cercare le conseguenze dell'esplosione. Poco dopo, l'esplosione è stata rilevata dal satellite INTEGRAL dell'ESA.


La NASA ha subito puntato i suoi telescopi Swift, Hubble, Chandra e Spitzer, seguiti da dozzine di osservatori terrestri, verso quell'angolo di cielo e hanno in catturato il bagliore sbiadito dei detriti in espansione dell'esplosione.
Per la prima volta abbiamo visto la luce e le onde gravitazionali prodotte dallo stesso evento: la rivelazione della luce di una sorgente di onde gravitazionali ha rivelato dettagli dell'evento che non possono essere determinati dalle sole onde gravitazionali.

Le stelle di neutroni (Pulsar) sono oggetti estremamente massicci, rimasugli di potenti esplosioni di supernove.
Potete leggere in questo approfondimento qual'è il violento processo che le genera e perché sono così massicce: Cosa sono le supernovae.

Si stima che le due pulsar che si sono unite in questo evento, probabilmente avevano masse tra il 10% e il 60% maggiori di quelle del nostro Sole, ma erano più piccole della città di Milano!
La coppia ruotava l'una intorno all'altra centinaia di volte al secondo, producendo onde gravitazionali alla stessa frequenza. Dopo essersi avvicinate e aver orbitato sempre più velocemente, le due stelle alla fine si sono fuse. Il risultato è stato una Kilonova: un fascio potentissimo e rarissimo di raggi gamma.
Questa animazione della NASA riassume molto bene le fasi dell'esplosione. 


Mentre le fusioni tra buchi neri molto probabilmente distrugge qualsiasi materia intorno a loro molto prima che si schianti, emanando pochissima luce visibile, le fusioni tra stelle di neutroni invece producono un'ampia varietà di luce perché gli oggetti quando si scontrano formano un vortice di detriti molto caldi.

La spiegazione preferita per i fasci brevi di raggi gamma è che siano causati da un getto di detriti che si muove vicino alla velocità della luce. Gli unici corpi in grado di accelerare la materia fino a queste velocità impressionanti sono i buchi neri o le stelle di neutroni durante una eventuale loro fusione.
Quindi, le osservazioni del LIGO ci dicono che c'è stata una fusione di oggetti molto compatti, mentre il Fermi ci dice che c'è stato un breve fascio di raggi gamma: unendo i dati sappiamo con abbastanza precisione che ciò che abbiamo osservato è stata la fusione di due stelle di neutroni.

A poche ore dall'iniziale rilevamento dei raggi gamma da parte del Fermi, Il LIGO è stato in grado di localizzare l'evento nel cielo con un'ulteriore analisi dei dati delle onde gravitazionali. Gli osservatori a terra hanno quindi localizzato rapidamente una nuova sorgente ottica e infrarossa, i resti rimasti della la kilonova, in NGC 4993.

Attraverso il telescopio Swift, poco dopo il rilevamento del raggio gamma di Fermi, si è osservata una esplosione ultravioletta (UV) che si è però affievolita molto velocemente.
Gli astrofisici non si aspettavano affatto che una kilonova producesse una emissione così brillante di raggi ultra violetti e pensano che questo sia stato prodotto dal disco di detriti di breve durata che ha alimentato il fascio di raggi gamma.
Dopo eventi di questo tipo, il materiale scagliato nello spazio dall'esplosione rallenta e si espande man mano che si allontana, riscaldando il materiale interstellare che incontra e producendo la cosiddetta emissione "afterglow" (dopo il bagliore) che include anche i raggi X.
Ma i telescopi spaziali non hanno osservato raggi X nell'immediato! E questa è stata una sorpresa inspiegabile per un evento che ha prodotto raggi gamma ad alta energia.
Soltanto nove giorni dopo l'esplosione, l'Osservatorio a raggi X Chandra della NASA ha rilevato chiaramente i raggi X provenienti dall'esplosione.
Gli scienziati ritengono che il ritardo sia dovuto al nostro angolo di visione e che ci sia voluto del tempo perché il getto diretto verso la Terra si espandesse nella nostra visuale.

L'osservazione finale dei raggi X dopo l'esplosione dimostra che le fusioni tra stelle di neutroni possono formare potenti getti che scorrono a velocità prossime a quelle della luce, anche se abbiamo dovuto aspettare nove giorni per rilevarli perché li abbiamo visti lateralmente.

Il telescopio spaziale Hubble della NASA ha iniziato a fotografare la kilonova e a catturane lo spettro nel vicino infrarosso, che ha rivelato il movimento e la composizione chimica dei detriti in espansione.
Questo spettro sembra esattamente come i fisici teorici avevano previsto che fosse dopo la fusione tra due stelle di neutroni, legando questo oggetto alla sorgente di onde gravitazionali oltre ogni ragionevole dubbio.

Gli astronomi pensano che la luce visibile e quella infrarossa di una kilonova provenga principalmente dal riscaldamento dovuto al decadimento di elementi radioattivi formati nei detriti ricchi di neutroni. Lo scontro tra stelle di neutroni potrebbe essere la fonte maggiore di molti elementi pesanticome il platino e l'oro.

Le immagini qui sotto sono state riprese dal telescopio Swift. Riprendono la kilonova prodotta dalla fusione delle stelle di neutroni nella galassia NGC 4993 (riquadro) il 18 agosto 2017, circa 15 ore dopo che sono state osservate le onde gravitazionali e il fascio di raggi gamma. La fonte era inaspettatamente luminosa nello spettro ultravioletto e si è poi sbiadito rapidamente finendo per non essere più rilevabile dopo pochi giorni. Questo composito in falsi colori combina le immagini prese attraverso tre filtri ultravioletti.





martedì 25 luglio 2017

ammassi stellari galassie stelle via lattea

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.











mercoledì 14 giugno 2017

ammassi galattici galassie universo

Se l'energia oscura non esistesse?

Uno studio ha dimostrato che ad aumentare la velocità di espansione dell'universo potrebbe essere la sua differente densità. In poche parole in prossimità di ammassi galattici, che costituiscono i così detti filamenti galattici, e cioè in presenza di molta materia, l'espansione potrebbe essere più lenta che in zone buie dove di materia ce n'è poca: cioè nei grandi vuoti cosmici.
in questi due approfondimenti potete trovare alcune ultime interessanti scoperte a proposito dei filamenti galattici e dei vuoti cosmici.

Come è ormai noto da quasi 20, l'universo sembra espandersi a velocità crescente, come se qualcuno stesse soffiando nello spazio-tempo come si fa con un palloncino.
Il modello standard sull'evoluzione dell'universo, testato più volte dai cosmologi con simulazione al computer, assume che ciò avvenga a causa di una forza misteriosa e non ancora rilevata direttamente: L'energia oscura.



Oggi però abbiamo un colpo di scena: Alcuni astronomi (Gábor Rácz e László Dobos, astrofisici presso l'Università di Budapest) si stanno convincendo che in realtà non servirebbe per forza l'energia oscura per aumentare l'accelerazione dell'universo.
Secondo questa nuovissima e spiazzante teoria, l'accelerazione dell'universo potrebbe essere guidata da variazioni, o disomogeneità, nella sua densità.
Se è così, allora uno dei più grandi misteri della fisica potrebbe essere spiegato con nient'altro che la familiare teoria generale di relatività di Albert Einstein.

Il dibattito si è appena aperto e moltissimi astronomi sono scettici e non concordano.
La questione sta nel metodo che i cosmologi usano per calcolare come l'universo si è evoluto negli ultimi 13,8 miliardi di anni.

Questo metodo è basato su due equazioni. La prima descrive come la materia si sia addensata e collassata formando galassie e ammassi di galassie. La seconda, nota come metrica di Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW), nasce dalla teoria della relatività generale di Einstein, e viene usata per calcolare quanto l'universo si sia ampliato.
Durante le simulazioni i cosmologi usano la metrica FLRW per calcolare il "fattore di scala", che specifica quanto l'universo è cresciuto in un dato periodo. Questo fattore di scala viene poi usato per calcolare come progredisce la formazione delle galassie e degli ammassi in quel periodo.
L'equazione FLRW si applica a un universo regolare e omogeneo. Quindi, per calcolare il fattore di scala in un dato periodo, i cosmologi di solito assumono che l'universo sia regolare e utilizzano la sua densità, in un dato momento (vedi sopra), come parametro della metrica FLRW.
E' proprio su questi fattori che entra in gioco la nuova ipotesi che esclude l'energia oscura dall'universo.

L'ipotesi si basa sul fatto che la relatività generale (finora rimasta salda), afferma che la massa e l'energia deformano lo spazio-tempo, di conseguenza lo spazio dovrebbe espandersi più velocemente nelle regioni con meno materia e più lentamente nelle regioni più dense, dove la gravità delle galassie lotta contro l'espansione.
Quindi, in linea di principio, le disomogeneità dell'universo possono influenzare l'espansione dell'universo.

Gábor Rácz e László Dobos, hanno cercato di simulare uno spazio cubico di 480 milioni di anni luce su ciascun lato.
Invece di utilizzare la metrica FLRW per calcolare un unico fattore di scala per l'intero cubo-spazio, hanno suddiviso il cubo in 1 milione di mini-universi.
Hanno poi usato l'equazione per calcolare il fattore di scala di ognuno di queste zone di universo, supponendo che ogni regione dell'universo determini la propria velocità di espansione. I ricercatori hanno quindi calcolato la media di tutti i fattori di scala, che possono differire dal fattore di scala calcolato dalla densità media.
Il risultato della simulazione è stato che questo universo virtuale, scomposto in tante piccole zone, si è evoluto come quello reale, e negli ultimi miliardi di anni si è espanso con la stessa accelerazione.

Ciò è accaduto anche senza aggiungere energia oscura  alla simulazione.
Lo studio è stato riportato in un report della Royal Astronomical Society e i risultati suggeriscono che forse l'energia oscura sia solo un abbaglio.
Quindi da oggi quando guarderemo il cielo notturno e le sue meraviglie non penseremo più all'energia oscura?
Assolutamente no, molti scienziati sono ancora cauti nel concordare la nuova teoria ma concordano comunque che debba essere approfondita.