lunedì 20 novembre 2017

cielo profondo hubble nebulose via lattea

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

cielo profondo hubble nebulose via lattea

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

lunedì 5 giugno 2017

hubble Pianeti extrasolari stelle via lattea

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


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

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

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

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

venerdì 31 marzo 2017

cielo profondo hubble supernovae universo
Scopri la nuova comunità on-line OSSERVANDO IL CIELO
La natura delle supernovae di tipo 1A è non è ancora del tutto certa.
Secondo la teoria più accreditata queste supernovae nascono in sistemi binari in cui almeno una delle stelle nella coppia è una nana bianca.
Potete trovare qui un approfondimento che descrive nel dettaglio lo straordinario processo che porta alla formazione di questi astri luminosissimi: Come nascono le supernovae e perché sono così importanti per l'uomo?
Nella foto qua sopra potete vedere la supernova SNR 0.509-68,7 di tipo 1A  conosciuta anche come N103B, o meglio, la nebulosa che resta dopo l'esplosione della supernova. Si tratta di quella piccola nebulosa a forma di arco nella zona in alto a destra dell'immagine.

Questo resto di supernova si trova nella Grande Nube di Magellano, a poco più di 160.000 anni luce dalla Terra.
A differenza di molti altri residuati di supernova, N103B non ha una forma sferica, ma è fortemente ellittica.


Gli astronomi presumono che parte del materiale espulso dall'esplosione abbia colpito una densa nube di materiale interstellare che ne ha rallentato la sua velocità. Il guscio di materiale aperto da un lato ne supporterebbe l'idea.
La relativa vicinanza di N103B permette agli astronomi di studiare in grande dettaglio i cicli di vita delle stelle in un'altra galassia e probabilmente di svelare segreti ancora aperti sulle supernovae 1A.



Gli astronomi hanno osservato la nube N103B alla ricerca di un compagno della supernova che l'ha originata, come sarebbe previsto dalla teoria sulla loro formazione (vedi link sopra).

Per individuare i fronti d'urto dell'antica esplosione hanno guardato la regione con filtri H-alpha che mettono in evidenza le regioni di gas ionizzato dalle radiazioni di stelle vicine.
La speranza era di trovare una stella vicino al centro dell'esplosione.
La scoperta di un compagno superstite (la stella nana bianca) avrebbe messo fine alla discussione in corso circa l'origine di tipo Ia supernova.
E in effetti, una stella con i requisiti cercati è stata trovata! Tipo di stella, temperatura, luminosità e distanza dal centro della supernova originale, sono state riscontrate in una piccola stellina vicina al centro stimato dell'esplosione.
Questa stella ha approssimativamente la stessa massa del Sole, ma è circondata da un involucro di materiale caldo che è stata probabilmente espulsa dal sistema precedentemente all'esplosione.

Anche se questa stella è un candidato ragionevole come compagno sopravvissuto di all'esplosione di N103B, non è ancora certo che lo sia.
Gli astronomi stanno ancora studiando questa piccola stellina alla ricerca di una conferma spettroscopica.

La ricerca è ancora in corso!!

giovedì 30 marzo 2017

ammassi galattici buchi neri galassie hubble universo



la gigantesca galassia NGC 1275, conosciuta anche come Perseus A, si trova al centro dell'ammasso di galassie del Perseo (Abel 426).
NGC 1275 è una galassia attiva ben nota per la sua sorgente radiofonica (Perseus A) ed è una galassia emettitore di raggi X a causa della presenza del buco nero supermassiccio nel suo centro.
Combinando immagini multi-lunghezza d'onda in questo assemblaggio diventano visibili alcune dinamiche di questo oggetto.


I filamenti che si irradiano da questa galassia sono originati da meccanismi in gran parte sconosciuti, ma che probabilmente sono il risultato di un'interazione tra il buco nero al centro della galassia e il gas che lo circonda. Gli oggetti che si vedono sullo sfondo sono galassie appartenenti allo stesso ammasso.
L'immagine nel visibile, ai raggi X e lo spettro radio, sono stati sovrapposti per avere un'immagine esteticamente gradevole che metta in risalto gli episodi violenti che avvengono nel centro della galassia.

In questa immagine composita, le bande di polveri, le regioni di formazione stellare, i filamenti di idrogeno, le stelle in primo piano e le galassie sullo sfondo, sono il risultato della fotografia ottica di Hubble. 
I dati a raggi X disegnano invece i soffici gusci viola intorno alla parte esterna del centro.
I lobi rosati verso il centro della galassia provengono invece da emissioni radio. I getti radio emessi dal buco nero riempiono le cavità radiografiche.

Ad una distanza di circa 230 milioni di anni luce, questo è l'esempio più vicino alla Terra di strutture così vaste che circondano le galassie più massicce di tutto l'universo.


Costellazione:Perseo
Ascensione retta:03h 19m 48,2s
Declinazione:+41° 30′ 42″
Magnitudine:11,9
Dimensione apparente:2,2' x 1,7'
Distanza:235 milioni a.l.




lunedì 27 marzo 2017

buchi neri galassie hubble universo
Fino ad ora l'espulsione di un buco nero dal nucleo della sua galassia è stata solo una teoria, ma oggi gli astronomi che usano il NASA / ESA Hubble Space Telescope hanno rilevato un buco nero supermassiccio (con una massa pari ad un miliardo di volte quella del sole) allontanarsi dal proprio centro galattico.
Gli astronomi stimano che per mettere in moto l'espulsione sia servita una energia pari a quella scatenata dall'esplosione di 100 milioni di supernovae.


Stiamo parlando della galassia 3C186, distante da noi 8 miliardi di anni luce. Le immagini scattate dal telescopio spaziale hanno rilevato un quasar molto luminoso, cioè la firma
energetica di un buco nero attivo, che però si trova a circa 35.000 anni luce di distanza dal nucleo galattico. Questo è molto insolito poiché ormai è risaputo che i buchi neri si trovano nei centri delle galassie.
Questo buco nero si trova quindi molto più lontano dal nucleo galattico di quanto lo sia il sole dal nucleo della Via Lattea.
I calcoli ci dicono che l'oggetto si sta allontanando a circa 7,5 milioni di km orari. A questa velocità per percorrere la distanza terra-luna impiegherebbe 3 minuti.
In Come sono fatti e come nascono i buchi neri puoi scoprire come nascono i buchi neri, come sono composti e qual'è la loro morfologia.
La teoria più plausibile per spiegare questa strana espulsione presume che la sua spinta sia generata da forti onde gravitazionali in seguito allo scontro tra altri due buchi neri all'interno della galassia ospite.
Questa teoria è supportata da code mareali ad arco identificate dagli scienziati e prodotte in genere da galassie in collisione.

Secondo la teoria presentata dagli scienziati, 1-2 miliardi di anni fa due galassie contenenti ciascuna un buco nero, si sarebbero fuse.
I buchi neri hanno orbitato intorno al centro della galassia ellittica di nuova formazione finché si sono fusi generando il "calcio gravitazionale" che adesso sta allontanando il buco nero figlio della fusione.

Se la teoria è corretta, le osservazioni fornirebber una forte evidenza che i buchi neri supermassicci possono realmente fondersi.
Ci sono già prove sulla fusione tra buchi neri di massa stellare, ma il processo che regola i buchi neri supermassicci è più complessa e non ancora del tutto compreso.

I ricercatori hanno la fortuna di aver catturato questo evento unico, perché non tutte le fusioni tra buchi neri producono onde gravitazionali che spingono un buco nero lontano dalla posizione di origine. 




Questa illustrazione mostra come due buchi neri supermassicci possano fondersi per formare un unico buco nero che viene poi espulso dalla sua galassia madre.

Fase 1: due galassie si sfiorano, si avvicinano reciprocamente e infine si fondono. I buchi neri supermassicci nei loro centri sono attratti l'uno dall'altro.

Fase 2: Non appena i buchi neri supermassicci si avvicinano cominciano ad orbitare intorno ad un centro comune, e durante questo processo si formano forti onde gravitazionali.

Fase 3: Mentre dai buchi neri si irradia energia gravitazionale, i due oggetti si avvicinano sempre più per poi fondersi.


Fase 4: Se i due buchi neri non hanno la stessa massa e la stessa velocità di rotazione, la fusione emette forti onde gravitazionali e Il buco nero appena nato viene spinto via dalle onde gravitazionali.

venerdì 7 febbraio 2014

ammassi galattici ammassi stellari buchi neri cielo profondo esplorazione galassie hubble Pianeti extrasolari stelle universo via lattea
Zooniverse è un portale di collaborazione scientifica che estende l'esperienza di calcolo collaborativo sperimentato già dall'agenzia SETI.

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

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

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

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

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

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

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

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


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















mercoledì 8 gennaio 2014

ammassi galattici cielo profondo galassie hubble universo
Gli astronomi hanno usato l' occhio acuto del telescopio spaziale e la lente gravitazionale prodotta dal super ammasso di galassie Abell 1689 per trovare 58 galassie remote, che hanno prodotto la maggior parte delle nuove stelle durante i primi milioni di anni dell'universo. Sono le più piccole, le più deboli e le più numerose galassie mai viste dell'Universo remoto.


I cerchi bianchi sparsi in tutta l'immagine del super ammasso di galassie (a sinistra)