Alla deriva negli anni-luce - Il blog di "Antares"

DUE FACCE DELLA STESSA GALASSIA

Wed, 28 Sep 2022 09:28:03 GMT

Situata in Sculptor, IC5332 è una bellissima e luminosa galassia a spirale vista esattamente di fronte, lontana circa 30 milioni di anni-luce dalla nostra. Sorprendenti dettagli erano stati già messi in evidenza dalla splendida immagine (a sx) ripresa dalla camera Wide Field 3 installata sul telescopio spaziale Hubble (NASA/ESA): tale strumento, oltre a produrre immagini eccellenti nel visibile, estende la propria capacità nel riprendere anche il vicino UV e il vicino IR.

Nella ripresa di HST, si rende visibile la netta differenziazione tra stelle giovani, presenti nel disco della galassia, e quelle vecchie, risiedenti nella regione centrale della galassia e nel suo alone; ben discernibili anche le numeroso associazioni OB, composte da luminosissime e caldissime stelle azzurre nate da densi apparati nebulari sparse nelle braccia a spirale. IC5332 è stata ripresa anche da James Webb Space Telescope attraverso la camera MIRI (Mid-Infrared Instrument), che osserva nel medio infrarosso tra 5 µm e 28 µm.

Il medio infrarosso è incredibilmente difficile da osservare dalla Terra poiché gran parte di queste lunghezze d'onda viene assorbito dall'atmosfera terrestre ( ...e il calore della stessa atmosfera terrestre complica ulteriormente le cose ): mentre Hubble non ha potuto osservare nel medio infrarosso in quanto i suoi specchi non erano abbastanza freddi, MIRI dispone di un sistema di raffreddamento atto a garantire che i suoi rivelatori siano costantemente mantenuti alla temperatura di -266° C ovvero solo 7 K al di sopra dello 0 assoluto.

Nette ed immediatamente evidenti sono le differenze tra queste due immagini riprese nello stesso soggetto. Mentre in quella di HST (a sx) regioni scure sembrano separare le braccia a spirale della galassia, l'immagine di JWST (a dx) mostra un enorme groviglio dovuto alla grande quantità di polveri presenti in tali strutture, ricalcandone la forma; la polvere interstellare, infatti, non disperde luce infrarossa e si rende qui ben visibile.

Prestando attenzione, è possibile notare come tali polveri circondino un fittissimo numero di aree circolari, simili a buchi: si tratta, probabilmente, di aree dove la polvere è stata radialmente spazzata, addensandosi ai bordi di tali bolle, dall'esplosione di supernovae e ipernovae.

(Image credits: ESA/Webb, NASA & CSA, J. Lee and the PHANGS-JWST and PHANGS-HST Teams)

DIMORPHOS COLPITO

Wed, 28 Sep 2022 09:19:44 GMT

Tra i circa 25.000 NEO conosciuti - corpi minori del Sistema Solare quando la cui orbita può intersecare quella della Terra - circa 2.000 di questi oggetti sono ritenuti "oggetti potenzialmente pericolosi" per il nostro pianeta; particolarità che accade quando quando la distanza minima tra questi oggetti e l’orbita terrestre scende al di sotto di di 0,05 UA (l'equivalente di circa 7,48 milioni di km). Anche se tale valore, almeno a prima vista, può apparire enorme, le dinamiche gravitazionali che possono interferire su piccoli corpi al di sotto di quella soglia hanno la capacità di portare, a tutti gli effetti, piccoli asteroidi (o anche comete) ad impattare contro la Terra.

Cosa fare, nel malaugurato caso in cui tale prospettiva dovesse accadere? I film di fantascienza hanno più volte presentato scenari apocalittici di questo tipo presentando, parimenti, anche l'unica idea che, al momento può essere realizzata nella realtà: quella di deviare la loro orbita dal potenziale impatto contro il nostro pianeta. In linea teorica, sono diversi i metodi che potrebbero indurre un asteroide a "spostarsi", quel poco che basta; negli ultimi anni, la NASA ha sviluppato la missione DART (acronimo di Double Asteroid Redirection Test), atta a valutare l'effetto di un "impattatore" indirizzato su un piccolo asteroide.

E l'esperimento è avvenuto proprio ieri: precisamente, sull'asteroide 65803 Dimorphos, un oggetto dal diametro indicativo di 160 m, situato in orbita attorno al più grande 65803 Didymos (largo indicativamente 780 m), con il quale forma una cosiddetta "coppia binaria" di asteroidi. DART è stata lanciata tramite vettore SpaceX il 24 novembre 2021 ed ha impattato su Dimorphos ad una distanza di "soli" 11 milioni di chilometri dalla Terra.

Poco prima dell'impatto, la camera "Didymos Reconnaissance and Asteroid Camera for Optical Navigation" (DRACO), installata sulla sonda kamikaze, è riuscita a catturare la sequenza di immagini che qui presentiamo: inizialmente, sia Didymos che il più piccolo Dimorphos si rendono visibili mentre alla fine, man mano che DART si avvicina sempre più alla sua superficie, Dimorphos riempie tutto campo visivo. L'ultima immagine "completa" dell'asteroide è stata ripresa da un'altezza di circa 12 chilometri dalla superficie e solo 2" prima dell'impatto, prodotto alla notevolissima velocità prossima ai 23.000 chilometri/ora: qui, l'area dell'asteroide visibile occupa circa 31 metri di lato. Solo 1 secondo prima dell'impatto, DART ha inviato l'ultima ripresa, che appare solo parziale in quanto durante l'invio dei dati verso la Terra, la sonda si è schiantata: qui, DART si trovava a 6 chilometri sulla superficie di Dimorphos e l'area visibile occupa circa 16 metri.

La NASA ha assicurato che il test è riuscito, dando per probabile una deviazione, pari all'1%, dell'orbita di Dimorphos attorno a Didymos (i dati, ancora in acquisizione, verranno meglio analizzati nei prossimi giorni); inoltre, l'impatto e il suo effetto sono stati filmati dalle telecamere del satellite LiciaCube (Agenzia Spaziale Italiana).

Parallelamente, anche i telescopi spaziali James Webb (NASA/ESA/CSA) e Hubble (NASA/ESA) sono stati puntati su Didymos per monitorare quanto accaduto. La luce solare riflessa dal pennacchio di detriti sollevati dall’impatto è stata invece già osservata dai telescopi del progetto ATLAS (Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System) installati alle Hawaii.

(Image credits: NASA)

GLI ANELLI DI NETTUNO MAI VISTI COSI DALLA TERRA

Wed, 21 Sep 2022 17:28:11 GMT

Dopo essere stati ripresi dal veloce passaggio della sonda robotica Voyager 2 nell'Agosto 1989, anche il telescopio spaziale Hubble riuscì a riprendere il sistema di anelli di Nettuno assieme ad alcuni dei suoi satelliti minori Ma questa ultima immagine, diciamolo pure, batte tutte le precedenti: ed è, ancora una volta, James Webb Spece Telescope, il protagonista, che realizza la prima ripresa di sempre degli oscuri anelli in orbita attorno al gigante blu in luce infrarossa.

Gli anelli di Nettuno sono costituiti da polveri molto tenui, che lo rendono simile al sistema di anelli in orbita attorno a Giove. Queste polveri sono poco visibili a causa della presenza di composti del carbonio, dal colore molto scuro, derivanti dall'impatto della radiazione solare con il metano solido: esattamente a quanto rilevato per gli anelli di Urano. Mai, prima d'ora, era stata ottenuta un'immagine così nitida degli anelli di Nettuno, tenendo conto anche dell'enorme distanza del pianeta gigante, situato ad oltre 4,3 miliardi di chilometri dalla Terra o, se vogliamo, a 4,5 ore-luce!

Altra cosa davvero emozionante: l'azzurra stella visibile sopra Nettuno...non è una stella bensì il suo enorme satellite Tritone! Dal momento in cui il suolo di Tritone è ricoperto da azoto congelato, questo riflette il 70% della luce solare, portando così il grande satellite ad apparire luminoso in questa ripresa di Webb. La più bella caratteristica di Nettuno è il suo colore blu, causato dal metano presente nella sua atmosfera che assorbe tutta la parte rossa della luce solare: ma poiché lo strumento NIRCam lavora su lunghezze d'onda comprese tra 0,6 μm e 5 μm, ecco che gigante blu in questa ripresa non appare poi...così blu. Poiché il metano assorbe gran parte della luce rossa ed infrarossa, il pianeta appare piuttosto scuro, dove invece risaltano nubi ad alta quota nella sua atmosfera.

Nell'immagine si rendono perfettamente visibili anche altre lune di Nettuno.

(Image credits: NASA, ESA, CSA, STScI)

GLI ENORMI PONTI E ALONE DELLA SOMBRERO

Wed, 21 Sep 2022 17:23:32 GMT

La conosciamo tutti per la sua spettacolarità, l'abbiamo sempre vista ovunque, ripresa in differenti modalità, da telescopi professionali e amatoriali che ne mettevano sempre in evidenza il suo bellissimo aspetto di galassia a spirale vista quasi esattamente di profilo, con tanto di banda di polveri equatoriale. Ma nessuno ha mai visto M104, la "galassia sombrero" con le sue enormi, immense code (costitute essenzialmente da stelle e gas) come in questa magnifica foto ripresa dall'astronomo non-professionista Utkarsh Mishra, un giovane ragazzo indiano dedito alla fotografia astronomica: il primo ad aver realizzato questa storica ripresa!

Le lunghe code che sembrano avvolgere la galassia e il suo immenso alone - anche questo, mai visto così esteso! - sono state prodotte quasi sicuramente da fenomeni di collisione e fusione galattica: una, o forse più galassie di più piccole dimensioni e massa ne fecero le spese, passate troppo vicine alla bella spirale che ha provveduto a deformarle per poi sfasciarle del tutto. Creando, così, le spettacolari code qui visibili. Considerando che il diametro della parte divisile di M104 è stimato in circa 50.000 anni-luce, la struttura a guscio allungata che sembra avvolgere la galassia dovrebbe estendersi per oltre 300 mila anni-luce.

Simili strutture le ritroviamo anche nel vicinato della Galassia: il "Magellanic stream", il "Sagittarius stream" ed altri ponti di stelle e materia di minore entità sono infatti residui che testimoniano quanto dinamici siano gli incontri tra galassie di diverse masse e dimensioni; si ritiene che molti degli stessi ammassi globulari in orbita attorno alla Via Lattea, molti dei quali sembra siano dotati di altrettanti simili ponti di stelle e gas, siano ciò che resta di piccole galassie che hanno subito lo stesso destino.

A lato della ripresa originale, una nostra elaborazione che mette ancor più in evidenza l'impressionante struttura ad anello assieme al vastissimo alone della galassia M104.

(Image credits: Utkarsh Mishra Michael Petrasko, Muir Evenden, Team Insight Observatoory)

NEI PRESSI DEL POLO AUSTRALE

Tue, 20 Sep 2022 14:47:10 GMT

Questa stupenda ripresa, ad opera bravissimo fotografo Stan Volskiy, mette in evidenza l'incredibile quantità di " Integrated Flux Nebulae " (o IFN), enormi filamenti di idrogeno che vengono illuminati non per eccitazione termica, indotta da calde stelle (come accade alle nebulose ad emissione) quanto per riflesso da parte della luminosità globale della Galassia intera.

A causa della loro bassissima luminosità superficiale, che ne ha permesso di rilevarle solo in anni recenti grazie al progresso dei sensori di ripresa, tali sistemi sono ancora in gran parte sconosciuti risultando, complessivamente, poco studiati. Per ottenere questa stupefacente risultato, Stan Volskiy ha ripreso il cielo australe (in LRGB e con l'utilizzo di un filtro H-alpha) attraverso un obiettivo da 200 mm ad F/2 durante 97 notti in 14 mesi, acquisendo 223 ore totali di ripresa. Oltre alle IFN qui visibili, la foto si rende spettacolare anche per l'enorme estensione delle due galassie Grande e Piccola Nube di Magellano: sulla prima, in particolare, ben visibile l'andamento a spirale delle braccia di questa galassia a spirale barrata. Dobbiamo dire che davvero poche volte questi due sono stati visti così luminosi e vasti!

La stella più luminosa presente nel campo, in basso a dx, è l'azzurra Achernar (α Eridani) mentre l'oggetto di apparenza stellare situato sotto la Piccola Nube di Magellano è il luminoso ammasso stellare di tipo globulare 47 Tucanae.

(Image credits: Stan Volskiy)

UN PARTO STELLARE (E FORSE ANCHE PLANETARIO) INTERROTTO

Mon, 19 Sep 2022 13:20:46 GMT

A 32 anni dal lancio, il telescopio spaziale Hubble (NASA/ESA) continua a regalare stupefacenti immagini che rivelano inaspettate proprietà tra gli oggetti analizzati dai team di ricerca.

Di recente, lo strumento Wide Field Camera 3 ha ispezionato l'oggetto IRAS 05506+2414 , situato in Taurus e lontano ben 9.000 anni-luce dal Sistema Solare. Scoperto nel 1983 dal satellite IRAS attraverso riprese effettuate nell'infrarosso, si tratta di una giovane e massiccia protostella, immersa in una nube di polveri e gas. Solitamente, stelle di questo tipo incanalano il materiale residuo della nebulosa da cui sono nate in getti diametralmente opposti, verso lo spazio esterno.

Nel caso di IRAS 05506+2414 si nota, invece, una struttura a mo' di ventaglio (visibile a dx), costituita da gas sembra allontanarsi a velocità prossima ai 350 chilometri al secondo. Si ritiene che la struttura a ventaglio possa essere stata prodotta dal passaggio di una stella esterna all'interno del sistema di stelle in formazione di IRAS 05506+2414: evento che sicuramente ha deformato e forse interrotto la formazione di ulteriori stelle e, forse, anche di un sistema planetario. Stando così le cose, sarebbe questo il secondo caso noto dopo quello della stella variabile Z Canis Majoris .

(Image credits: ESA/Hubble & NASA, R. Sahai)

NELLA TELA DELLA TARANTOLA

Thu, 08 Sep 2022 19:16:06 GMT

30 Doradus è il nome con il quale dai cartografi celesti del XIX secolo venne identificata una stella presente nella "Grande Nube di Magellano" che, a differenza delle altre, non appariva puntiforme, netta, bensì sfocata. Questo è, infatti, l'aspetto di quella che è il più vasto complesso di nubi di gas e polveri dell'intero gruppo locale di Galassie: stiamo parlando della nota Soprannominata la "nebulosa tarantola", nomignolo a questa affiliato a causa dei numerosi filamenti con le quali appariva, e ancora oggi appare, all'osservazione diretta effettuata con piccoli e grandi telescopi. La densità dell'idrogeno e di altri gas è tale che in tale nebulosa si sviluppano intensi episodi di formazione stellare, che danno origine a stelle molto massicce. Alcune di queste qui rilevate, anzi, figurano tra le più massicce stelle ad oggi conosciute.

L'ultima immagine rilasciata dal team del James Webb Space Telescope ritrae proprio l'area centrale di questo immenso complesso nebulare, il cui diametro di estendersi quasi per 3.000 anni-luce da un capo all'altro; giusto per avere un'idea su questo "mostro" di cui qui parliamo, se la nebulosa tarantola fosse situata alla stessa distanza della nota "nebulosa di Orion", lontana circa 1.340 anni-luce dal Sistema Solare, la sua luminosità sarebbe tale da proiettare ombre alla superficie del nostro pianeta, coprendo un'area nel cielo grande svariate volte il diametro apparente della Luna piena! Nella stupenda immagine di JWST, è ben visibile la grande "cavità" situata all'interno della di questa nebulosa: un vuoto apparente che creato dalla potentissima radiazione delle giovani, calde e massicce stelle che costituiscono il superammasso stellare R136, visibile al centro della ripresa. Membro di questo gruppo stellare è R136a1, una tra le stelle più massicce e più luminose conosciute, la cui massa e luminosità sono rispettivamente in 215 e - occhio! - 6.200.000 volte i corrispettivi solari! Torneremo a parlare su questa stella in un altra pubblicazione.

Per quanto riguarda la nebulosa visibile in questa immagine, solo le sue aree circostanti più dense riescono a resistere, in un certo senso, all'erosione dei potentissimi venti stellari emessi da queste formidabili stelle; dal gas e dalle polveri che vengono così compresse, nascono nuove protostelle le quali, alla fine, emergeranno come luminosissime stelle che, a loro volta, continueranno a modellare la struttura della nebulosa. L'immagine è stata ripresa dallo strumento Near-Infrared Camera (NIRCam), principale camera di JWST che riprende la gamma di lunghezze d'onda in infrarosso tra 0,7 e 4,8 micrometri, adiacente alle frequenze della luce visibile.

Dal momento in cui il nostro occhio non è assolutamente in grado di rilevare la parte infrarossa dello spettro elettromagnetico, al fine di avere un'idea di come appaiano questi oggetti si ricorre all'espediente di attribuire determinati colori alle lunghezze d'onda dei filtri utilizzati dai sensori installati sul telescopio spaziale: il colore blu è stato quindi attribuito al filtro F090W, che riprende alla lunghezza d'onda di 0,9 µm; il verde al filtro F200W, che lavora a 2,2 µm; il rosso al filtro F444W, che lavora a 4,4 µm; infine, il rosso cupo al filtro F470W, che lavora a 4,7 µm, lunghezza d'onda alla quale emette l'idrogeno molecolare.

A lunghezze d'onda maggiori, quelle tra 5 a 28 µm catturate dallo strumento Mid-Infrared Instrument (MIRI), JWST è riuscito a svelare una visione ancora diversa rispetto a quella già affasciante di cui abbiamo parlato sopra: nell'immagine che pubblichiamo al centro di questa pagina, le giovani e stelle calde supermassicce, le componenti del superammasso stellare R136, svaniscono in brillantezza in quanto a tali lunghezze d'onda risaltano i gas incandescenti e le polveri. Cosa poco nota, l'abbondante presenza di idrocarburi contribuisce ad illuminare le nubi di polvere, che qui appaiono di colore blu e violaceo

(Image credits: NASA, ESA, CSA, STScI, Webb ERO Production Team)

"VIAGGIO TRA LE STELLE": SADR

Sun, 28 Aug 2022 13:43:06 GMT

Segreti e curiosità delle stelle più salienti visibili ad occhio nudo e non solo...

Splendendo di magnitudine 2,23, Sadr ( γ Cygni ) si pone al secondo posto in ordine di luminosità tra le stelle di Cygnus. Essa delinea il petto del grande uccello bianco che, con le sue ali distese, sembra volare lungo la Via Lattea; da qui il suo nome proprio, derivato dall'arabo صدر , traslitterato “şadr” ovvero "il busto". Questa luminosa stella è situata al centro del noto asterismo “Croce del Nord”, rendendone facile l’individuazione. Secondo la tradizione cinese, essa è parte dell’asterismo 天津, ”Tiān Jīn” ovvero “ il guado celeste ”, formato assieme a Fawaris ( δ Cygni ), 30 Cygni , Deneb ( α Cygni ), ν Cygni , τ Cygni , υ Cygni , ζ Cygni and Aljanah ( ε Cygni ): queste, disposte lungo la Via Lattea che in Cina (e non solo) era interpretata come un fiume celeste; proprio dalla posizione che Sadr occupa in tale asterismo deriva il suo nome cinese 天津 (Tiān Jīn yī ) ovvero “ prima stella del guado celeste ”. Sadr è una stella supergigante gialla di classe spettrale F8Ib (5.700 K), dalla luminosità ben 33.000 volte di quella del Sole ed una massa pari a 12 volte quella della nostra stella. Pur avendo un’età di soli 12 milioni di anni, si tratta di una stella evoluta, la quale ha già iniziato a fondere l’elio nel suo nucleo.

Sul diagramma di Hertzsprung-Russell, Sadr si trova nella striscia di instabilità, regione a cui appartengono le variabili pulsanti; a tutti gli effetti, Sadr sembra esibire una variabilità nella sua luce, dal carattere irregolare: durante un periodo medio di circa 74 giorni, la sua luminosità oscilla tra le magnitudini 2,15 e 2,26 nel visuale. E poiché lo spettro di Sadr è simile a quello di una classica variabile del tipo cefeide, si sospetta possa appartenere a questa classe.

Le pulsazioni sarebbero causate dal cosiddetto "meccanismo κ". In cosa consiste? In tali stelle, le temperature molto elevate dello strato sottostante a quello della fotosfera ionizzano l’elio già ionizzato una sola volta (He II) in He III. Quando gli atomi perdono un elettrone, la probabilità che essi assorbano energia aumenta. Questo causa un aumento della temperatura che induce l'atmosfera della stella ad espandersi; al termine dell'espansione, la densità e la temperatura diminuiscono, permettendo così all'He III di ricombinarsi in He II. L’atmosfera diventa dunque meno ionizzata e perde energia, raffreddandosi e, ci conseguenza, contraendosi: inizia, così, un nuovo ciclo di pulsazioni che coinvolgono gli strati gassosi più esterni dell’astro. Nell'evoluzione stellare, la fase di supergigante gialla è una fase intermedia tra quella di supergigante blu e quella di supergigante rossa. Si tratta di una condizione di breve durata, caratteristica che rende queste stelle molto rare al punto da essere pochi gli esempi noti (tra questi, Canopus e Polaris).

Essendo una supergigante gialla, il raggio di Sadr è enorme, stimato in ben 150 volte quello solare: ponendo idealmente la stella al posto del Sole, la sua superficie raggiungerebbe l’orbita di Venere. La velocità di rotazione di Sadr, misurata in una ventina di chilometri al secondo, è 10 volte superiore a quella del Sole. Data la sua enorme massa, Sadr è destinata a finire i suoi giorni esplodendo in una luminosissima supernova di tipo II; il suo nucleo, invece, muterà in una stella di neutroni o in un buco nero.

Nel Washington Double Star Catalog, Sadr è presente con la sigla WDS J20222+4015 a causa della presenza di una coppia di stelle di 10a e 11a grandezza lontane da essa 2’ e separate tra loro da 40” d’arco. In realtà, la vicinanza di queste alla luminosa stella di Cygnus è puramente prospettica. Sadr è circondata dal complesso di nebulose diffuse IC1318 , uno dei più grandi tra quelli noti nella Galassia. A rendere brillante la nebulosa non è, come in apparenza può sembrare, Sadr poiché essa non è legata al complesso nebulare. Pur essendo distante oltre 1.520 anni-luce dal Sistema Solare, il complesso nebulare di IC1318 dista più di tre volte tanto. Non lontano da Sadr possiamo trovare gli amassi aperti NGC6910 ed M29 . Entrambi gli amassi si sono formati in questa regione.

Nelle vicinanze possiamo trovare anche le due nebulose NGC6888 “ luna crescente ” ed NGC6914 " farfalla ": la prima è una sorta di bolla di vento stellare generato dalla stella Wolf-Rayet HD192163 menter la seconda è una nebulosa planetaria, resto di una stella simile al nostro Sole il cui nucleo è già diventata una nana bianca, che illumina gli strati esterni della stella che costituiscono la nebulosa. Entrambe le nebulose sono poste all’interno del complesso nebulare.

La splendida immagine di Sadr con parte del complesso nebulare di IC1318 è stata realizzata dal bravissimo astrofotografo Maurizio Cabibbo dal suo giardino di casa presso Casole d'Elsa (SI).

Dati tecnici della ripresa: telescopio Takahashi FSQ106EDXIII f/3,6 e camera CCD sbig stl11000 su montatura Losmandy G11. Filtri utilizzati per ripresa LHRBG: in L, Astronomik CLS CCD; in H-Alpha, Astrodon Ha 6nm; in RGB, Astronomik Deepsky RGB. Pose: L 20x900sec; H 18x1200; RGB 9x600 per canale. Riprese automatizzate con Voyager Astronomy Software. Elaborazione: PI, Photoshop

(Image credits: Maurizio Cabibbo)

PRIMA PROVA CERTA DI CO2 SU UN ESOPIANETA

Sat, 27 Aug 2022 10:17:42 GMT

Il transito di un esopianeta sul disco della propria stella madre può fornire precise indicazioni sulla composizione della sua atmosfera. Infatti, dal momento in cui la presenza di gas di diverso assorbe diverse combinazioni di colori, piccole differenze di luminosità rilevate su un ampio spettro di lunghezze d'onda forniscono l'opportunità di poter sondare le atmosfere di questi lontani pianeti. Qui, una serie di curve di luce riprese dallo strumento Near-Infrared Spectrograph (NIRSpec) installato su JWST mostra il cambiamento di luminosità di tre diverse lunghezze d'onda (=colori) della luce della stella WASP-39 - distante 700 anni-luce dal Sistema Solare - colte proprio durante il transito del suo pianeta; evento accaduto lo scorso 10 luglio 2022.

WASP-39b è un gigante gassoso del tipo "gioviano caldo", con massa circa 0,28 volte quella di Giove e un raggio 1,27 volte quello del gigante del Sistema Solare; tale esopianeta orbita attorno alla sua stella in un orbita veloce, lunga appena 4 giorni.

Ebbene, nello spettro dell'atmosfera dell'esopianeta (immagine sopra inserita, sotto la prima), l'evidente picco compreso tra 4,1 e 4,6 micron è prodotto dall'anidride carbonica: e questa è, in assoluto, la prima la prima chiara e dettagliata prova di CO2 in un pianeta al di fuori del Sistema Solare. In precedenza, su questo stesso pianeta i telescopi spaziali Hubble e Spitzer (NASA), avevano rivelato la presenza di vapore acqueo, sodio e potassio nell'atmosfera del pianeta. Poiché le molecole di CO2 costituiscono una sorta di tracciante nella formazione dei pianeti, misurandone con attenzione le caratteristiche è possibile determinare quanto materiale solido rispetto alla controparte gassosa venne utilizzato dal tale gigante gassoso durante la sua formazione: studiare la composizione dell'atmosfera di un esopianeta racconta la sua origine e la sua evoluzione.

(Image credits: NASA, ESA, CSA, and L. Hustak (STScI); Science: The JWST Transiting Exoplanet Community Early Release Science Team)

RHO OPHIUCHI E LE NEBULOSE A RIFLESSIONE

Fri, 26 Aug 2022 21:00:17 GMT

Questa splendida immagine ripresa dal nostro bravissimo fotografo Alessandro Cipolat Bares ritrae il cosiddetto "complesso nebulare di ρ Ophiuchi". La stella in questione è la più luminosa presente nel campo, poco sopra il centro. Visibile ad occhio nudo come una singola stella di magnitudine 4,63, ρ Ophiuchi è in realtà un sistema stellare binario, lontano 360 anni-luce dal Sistema Solare. La foto non deve trarre in inganno: la componente secondaria del sistema è separata dalla principale da 3" d'arco, valore che rende necessario un telescopio per poterla discernere. Le due componenti distano tra loro circa 400 UA ed completano un orbita attorno al comune centro di massa in circa 2.400 anni. Entrambe stelle di sequenza principale di tipo spettrale B2 (22.400 K), possiedono valori di massa e luminosità poco differenti: la componente principale ben 13 mila volte più luminosa del Sole e quasi 10 volte più massiccia. Queste stelle massicce sono nate all'interno della cosiddetta Associazione Scorpius Centaurus OB, composta da astri molti massicci.

Le altre due stelle, quelle visibili nella foto, le quali formano un piccolo triangolo con ρ Ophiuchi sono ancora più lontane della stessa: rispettivamente, HD147888, la componente a sud, lontana 445 anni-luce, e HD147932, quella situata a nord, lontana 420 anni-luce dal Sistema Solare. La quantità di polveri nella zona è tale che la luminosità di ρ Ophiuchi è di almeno 1,45 magnitudini più debole di quanto, altrimenti, apparirebbe; inoltre, gas e polveri sono causa dello scattering della luce a frequenze più alte, effetto che apporta un arrossamento - valutato con la differenza tra magnitudine della stella nel blu e quella nel visuale - pari a 0,47 magnitudini.

Le nebulose che avvolgono ρ Ophiuchi e la stella di 8a grandezza HD147889, situata più in basso, risplendono di un bellissimo colore azzurro. Si tratta di classici esempi di nebulose "a riflessione", nubi di polvere interstellare che riflettono la luce di stelle vicine la cui energia è insufficiente per ionizzare il gas nebulare portandola, così, a risplende. Tuttavia, lo scattering della luce - fenomeno di interazione tra la radiazione stellare e la materia, che porta onde e particelle a cambiare traiettoria a causa delle collisioni - è sufficiente a rendere visibile la polvere stessa: lo spettro di frequenza mostrato di queste particolari nebulose a riflessione è, di conseguenza, simile a quello delle stelle che le illuminano. Tra le particelle microscopiche responsabili dello scattering ci sono composti di carbonio e di altri elementi come ferro e nichel; questi ultimi, in particolare, allineandosi col campo magnetico galattico, rendono la luce delle nebulose a riflessione leggermente polarizzata.

BELLEZZA E DIVERSITA' DEI GLOBULARI DI AQUARIUS

Tue, 23 Aug 2022 12:29:21 GMT

Gli ammassi stellari di tipo globulare M2 (a sx) e M72 (a dx) in due riprese effettuate dal Wide Field Channel of the Advanced Camera for Surveys del telescopio spaziale Hubble (NASA/ESA). M2 è lontano 55.000 anni-luce dal Sistema Solare; con un diametro di circa 175 anni-luce, contiene una popolazione stimata di 150 mila stelle, aventi un'età di almeno 13 miliardi di anni, che rende M2 uno dei più grandi ed antichi ammassi globulari della Via Lattea. Ad una distanza poco maggiore è situato M72, con una popolazione stellare stimata in circa 168 mila stelle ed un diametro di 90 anni-luce; il gradiente di densità è minore di quello di M2. Al contrario di questo, M72 è uno dei più giovani, si fa per dire, ammassi globulari della Galassia, con un'età stimata in poco più di 9 miliardi di anni.

Per quanto riguarda l'immagine di M2, acquisita il 1 aprile 2019, è somma di riprese effettuate nel visibile e nell'infrarosso; l'immagine di M72, acquisita il 22 aprile 2010, parimenti, è somma di riprese effettuate tramite filtri gialli e vicino all'infrarosso (F606W e F814W), con tempo di esposizione di circa dieci minuti per filtro.

(Image credits: Hubble/NASA/ESA)

"VIAGGIO TRA LE STELLE": VEGA

Wed, 17 Aug 2022 10:40:20 GMT

Segreti e curiosità delle stelle più salienti visibili ad occhio nudo e non solo...

Volgendo lo sguardo verso lo zenit nelle serate di questo periodo, noteremo la presenza di una luminosissima stella dal delicato colore bianco-azzurrini: è Vega ( α Lyrae ), la stella più brillante di Lyra e quinta più luminosa dell’intera volta celeste. Nota per costituire uno dei vertici dell'asterismo chiamato “triangolo estivo” assieme a Deneb ( α Cygni ) e Altair ( α Aquilae ), è anche la seconda più luminosa nell'emisfero celeste boreale dopo Arcturus ( α Bootis ). Il suo nome proprio - noto ben oltre l'Astronomia - deriva dal termine arabo “ al-nasr al-waqi ”, “ l’aquila planante ”. Anche Vega, come il Sole, è una stella nana di sequenza principale; di classe spettrale A0 V, ha un diametro 2,5 volte più grande della nostra stella (la quale, lo ricordiamo, col suo diametro pari a 1.400.000 km supera di 109 volte il diametro del nostro pianeta).

Scomposta allo spettroscopio, la bianca-azzurrina luce di Vega ha permesso agli astronomi di determinare che la stella ruota molto velocemente; all’equatore, infatti, si raggiungerebbe una velocità di rotazione di quasi 274 km/s ovvero cento volte più rapida di quanto accade all’equatore del Sole: Vega compie una rotazione completa in sole 17 ore, al contrario della nostra stella che impiega quasi un mese! L'elevata rotazione di Vega le fa assumere un curioso aspetto schiacciato: il raggio polare è circa 2,4 volte quello del Sole mentre quello equatoriale 2,8 volte maggiore. A occhio nudo, nulla di tutto questo è visibile in quanto Vega, come tutte le stelle, appare solo un punto di luce; Vega rivolge proprio nella nostra direzione uno dei suoi poli quindi, dal nostro punto di vista, apparirebbe comunque tonda: pur ingrandendo a dismisura l’immagine della stella con un interferometro, non potremmo apprezzarne la forma ovalizzata. Le ragioni di questa curiosa caratteristica sono certamente legate ai processi che hanno portato alla nascita della stella, circa 500 milioni di anni fa.

Anche la temperatura superficiale della stella varia tra le zone polari e quelle equatoriali: le prime, significativamente più calde (10.000 K) delle seconde (8.000 K); in tali queste condizioni, l’idrogeno alla superficie emette luce di un bel colore bianco-azzurrino: una sfumatura che si nota anche a occhio nudo da 25 anni-luce, la distanza di Vega dal Sistema Solare. Tenendo conto delle sue dimensioni e temperatura alla superficie, la luminosità intrinseca di Vega risulta 37 volte maggiore di quella del Sole, rispetto al quale ha massa doppia. Anche la luminosità di Vega sembra evadere dalla norma: la stella è, infatti, una sospetta variabile del tipo δ Scuti , manifestando variazioni di modesta ampiezza, di pochi centesimi di magnitudine, ogni circa 4,56 ore.

Vega detiene alcune interessanti curiosità. E’ stata la prima stella ad essere fotografata, nella notte tra il 16 e il 17 luglio 1850. L’astronomo americano William Cranch Bond e il pioniere del dagherrotipo, John Adams Whipple, la ripresero utilizzando il telescopio rifrattore da 38 cm di diametro dell’Harvard College Observatory, in Massachusetts. Un’opera d’arte e, allo stesso tempo, un grande risultato scientifico e tecnologico: finalmente, l’astronomo non doveva più basarsi sulle sue impressioni per misurare la brillantezza di un astro ma poteva registrarle su un supporto fisico. Vega divenne presto la stella standard per le misure fotometriche, al fine di stimare la luminosità di altre stelle. Qualche anno dopo, nel maggio del 1872, un altro astronomo americano, Henry Draper, ne fotografò anche lo spettro grazie a un prisma collegato a un telescopio riflettore da 70 cm di apertura.

Come già accaduto in passato, nel tempo Vega diverrà la futura “stella polare”. L’asse di rotazione della Terra non punta sempre verso la stessa zona di cielo ma si muove descrivendo un cono immaginario; questo moto, detto di precessione dell’asse terrestre, fa sì che la proiezione del polo nord celeste passi nei pressi di diverse stelle: alcune più luminose, altre meno. Se oggi Polaris ( α Ursae Minoris ), l'attuale “stella polare”, è situata a circa 1° di distanza dal polo nord celeste, in futuro Vega lo raggiungerà a circa 5°: meno prossima, vero, ma molto più brillante. Quando capiterà? Non prima del 13.700...pazienza, c’è ancora molto da attendere! Ma attenzione: tale circostanza, come detto, è già capitata in passato (poiché il moto di precessione, seppur con qualche piccola variazione, si ripete nel tempo): Vega fu la stella polare 13.700 anni fa, raggiungendo la minima distanza dal polo nord celeste nel 11.680 a.C. All’epoca, Vega era appena più lontana dal Sistema Solare rispetto ad oggi; certamente, i nostri antenati del Neolitico l’avranno vista leggermente meno luminosa.

(Image credits: Paolo Forti)

SAGITTARIUS A FINALMENTE SVELATO!

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Thu, 12 May 2022 14:35:37 GMT

SAGITTARIUS A FINALMENTE SVELATO!

Eccolo, finalmente ripreso in una risoluzione come mai prima d’ora, il “mostro” situato al centro della Galassia, celato da nubi di polveri e gas così dense al punto da indurne un’estinzione della sua luminosità di ben 25 magnitudini. A prima vista, assomiglia moltissimo ad una nebulosa planetaria, una sorta di “M57”, potremmo dire. L’immagine non appare perfettamente nitida, ma questo era nelle previsioni, data l’estrema difficoltà di fotografare un ambiente dove il movimento dei gas che circondano il buco nero, prima di precipitarvi dentro, è velocissimo, tanto da produrre immagini differenti nel giro di pochi minuti; e, in molte di queste, lo stesso orizzonte degli eventi di Sgr A* quasi non si vedeva! E’ questa la reale difficoltà che ha costretto il team di Event Horizon Telescope a spendere gli ultimi anni - le prime immagini risalgono al 2019 - per elaborare opportuni algoritmi capaci di mediare centinaia di immagini riprese dal super interferometro, combinando così i dati raccolti dai telescopi creando l'immagine composita oggi presentata al live meeting organizzato dai team di Event Horizon Telescope e National Science Foundation. Di particolare aiuto, questa volta, è stato il South Pole telescope, situato nella base antartica americana di Amundsen-Scott, dalla quale il centro galattico si rende ben visibile.

I risultati del lavoro prodotto da un team di oltre 300 operatori tra astronomi e tecnici vari sono strabilianti: oltre a rilevare il materiale gassoso che precipita sul buco nero spiraleggiandovi attorno, creando alcuni “nodi luminosi” dove le temperature, per attrito, raggiungono trilioni di Kelvin, è stato possibile misurare il diametro del luminoso anello di plasma, con una discrepanza del 5%. E, ad ulteriore conferma della validità della relatività einsteniana, il diametro angolare dell’anello, come misurato da ETH, coincide esattamente con le previsioni indotte dalla teoria di Einstein.

Dopo che Karl Jansky, nel 1933, rilevò la presenza di una intensa sorgente radio stagliata in qualche punto in Sagittarius, ci vollero ancora 21 anni di accurate osservazioni nella banda radio affinché Sgr A*, come venne poi chiamata tale radiosorgente, venisse definitivamente associata al centro galattico. Fu, ad ogni modo, all’inizio degli anni ‘80 del secolo scorso che tale sorgente venne finalmente associata alla presenza di un buco nero. Per indagare sempre più in profondità l’ambiente ad esso circostante e rilevare particolari utili a “far luce” su questo misterioso oggetto, vennero condotte diverse campagne osservative nell’infrarosso, che rilevarono la presenza di nubi di polveri spiraleggianti verso qualcosa che, però, rimaneva ancora nascosto. Studi protratti per sedici anni sui moti delle stelle più vicine a Sgr A* indicarono, nel 2008, tale oggetto avere una massa oltre 4 milioni di volte superiore quella del nostro Sole: era questa la prova, pur indiretta che Sgr A* doveva essere null’altro che un buco nero.

Non uno di quelli supermassicci, ma di tutto rispetto, dal momento in cui il suo raggio di Schwarzschild venne stimato in 12 milioni di chilometri. Anche se la sua massa, molto più piccola rispetto a quella di un buco nero supermassiccio, la bassa luminosità nelle onde radio e di quella delle righe di emissione nell’infrarosso, implicano che la Via Lattea non sia da considerarsi - al momento - una galassia attiva, successive osservazioni condotte ad ampio spettro mostrarono come, nelle immediate vicinanze del buco nero che governa la Galassia, le cose non dovevano erano, poi, tanto tranquille: nel 2015, Sgr A* produsse un brillamento nella banda X superiore di ben 400 volte alla normale emissione in quella zona; a questo evento, nel 2019 seguì un improvviso aumento di luminosità nella banda ottica che portò Sagittarius A a divenire ben 75 volte più brillante.

Nel 2018 venne annunciato che la stella S2, una di quelle vicine a Sgr A*, venne osservata muoversi all’incredibile velocità di 7.650 km/s, ovvero il 2,55% della velocità della luce, raggiungendo la minima distanza da Sgr A* a 120 UA, pari a 18 miliardi di chilometri: stando alla teoria della relatività generale di Einstein, a quella distanza dal buco nero la stella S2 avrebbe dovuto esibire un redishift gravitazionale in aggiunta a quello dovuto alla sua velocità di allontanamento da noi osservatori: cosa che venne, a tutti gli effetti, osservata. Nello stesso anno, l'interferometro GRAVITY e i quattro telescopi del Very Large Telescope (VLT) rilevarono nei pressi di Sgr A* alcune nubi di gas che si muovevano a circa il 30% della velocità della luce, che si resero visibili come tre bagliori luminosi, indotti provengano da interazioni magnetiche nel gas molto caldo in orbita molto vicino al Sgr A*. Nel 2019, infine, una stella lontana 29 mila anni-luce dal Sistema Solare e situata in una regione celeste ben lontana dal centro galattico in Sagittarius, venne notata per muoversi nello spazio alla considerevole velocità di 1.755 km/s; secondo alcune ipotesi, questa potrebbe essere stata proiettata al di fuori della Galassia proprio a seguito di una interazione con SgrA*.

Il nostro buco nero galattico è situato ad soli 25.600 anni-luce dal Sistema Solare; una distanza di gran lunga minore rispetto ai 53 milioni di anni-luce che ci separano dal buco nero supermassiccio di M87, che nel 2019 divenne il primo buco nero ripreso direttamente, con una risoluzione senza precedenti dall’array di radiotelescopi di Event Horizon Telescope. Sembra un paradosso ma, nonostante la vicinanza, le piccole dimensioni di Sgr A* inducono una variabilità dei fenomeni di pochi minuti, rendendone l'imaging molto più impegnativo di quello del ben più distante M87. Mentre il buco nero di M87 è sorgente di un nucleo galattico attivo che lancia un incredibile getto visibile a lunghezze d'onda sia radio che ottiche, Sgr A* non evidenzia alcun getto ed ha una velocità di accrescimento di gran lunga minore rispetto a quella del buco nero di M87. I radiotelescopi di EHT osservano simultaneamente i target individuati a una frequenza di 230 GHz ovvero ad una lunghezza d'onda di 1,3 mm utilizzando la una tecnica interferometrica detta “a base molto lunga” (VLBI nell’acronimo inglese); in tal modo, i telescopi sparsi su tutto il pianeta agiscono come un unico telescopio dal diametro equivalente alle delle dimensioni della Terra, permettendo così di risolvere elementi con una dimensione angolare inferiore a 20 microarcosecondi: una potenza tale da poter osservare distintamente un'arancia sulla superficie della Luna!

A differenza della presentazione che vi fu nel 2019 per il buco nero di M87, dove l'emozione a vedere quello straordinario zoom che dalle costellazioni visibili nel cielo primaverile centrava la grande galassia ellittica, addentrandosi sempre più nel suo misterioso nucleo fino a mostrare il BH di M87, questa volta non vi è stato alcuno "zoom" su SgrA* e la sua immagine è comparsa all'improvviso; ma poco importa: il risultato è stato ottenuto.

Come prossimo step, il team di EHT spera di integrare ulteriori radiotelescopi sparsi in tutto il mondo per fornire una visione ancor più dettagliata dei buchi neri M87 e Sgr A*, gli unici due che, al momento, restano accessibili alle potenzialità risolutive degli interferometri. Gli sforzi per vedere ulteriori ulteriori buchi neri richiedono più telescopi con hardware ancora più raffinato e possibilmente il collegamento di un radiotelescopio spaziale a telescopi terrestri.

Image credits: EHT Collaboration

Link alla registrsazione: https://youtu.be/4Ws0iPDSqI4

"VIAGGIO NEL PROFONDO CIELO": NGC1360

Sat, 11 Dec 2021 22:27:37 GMT

Nella sezione nord-orientale di Fornax, al di sotto della grande ansa di Eridanus, è presente un singolare oggetto del profondo cielo che qui andiamo a conoscere: la nebulosa planetaria NGC1360, meglio nota come "uovo di pettirosso. Una delle sue particolarità è, innanzitutto, quella di essere stata scoperta, in modalità del tutto indipendente, da diversi astronomi del XIX secolo; la prima osservazione venne compiuta dall'astronomo americano Lewis Swift (1820-1913) nel 1859, tuttavia senza pubblicare l'osservazione; più tardi, gli astronomi Ernst Wilhelm Leberecht Tempel (1821-1889) nel 1861, Friedrich August Theodor Winnecke (1835-1897) nel 1868 e infine Eugen Block (1847-1912) nel 1879 trovarono e descrissero tale oggetto indipendentemente l'uno dall'altro. L'immagine di anteprima è estratta dalla Digitized Sky Survey 2, pubblicata nel 1994 mentre quella qui di seguito è stata prodotta da Josep Drudis e Don Goldman.

All'osservazione telescopica, ciò che risalta subito è la forma notevolmente schiacciata (dalla quale ha preso il nomignolo): l'asse maggiore, lungo oltre 11', è il doppio di quello minore; altra caratteristica facile da notare è come tale nebulosa splenda più intensamente nella sua parte meridionale. Tenendo conto della sua distanza, stimata in 1.500 anni-luce, l'ovale risulta estendersi realmente nello spazio per circa 3 anni-luce.

Anche se in letteratura NGC1360 viene normalmente identificata come una nebulosa planetaria, ciò che i telescopi raccolgono è, in realtà, qualcosa di più complesso. Innanzitutto, la stella centrale della nebulosa è un sistema binario costituito da due nane bianche: la caratteristica tonalità blu-verde, predominante anche all'osservazione telescopica, è dovuta alla forte emissione prodotta dalla ricombinazione degli elettroni degli atomi di ossigeno di cui è costituito il gas in espansione, doppiamente ionizzati dall'intensa radiazione ultravioletta emessa dalla coppia di stelle centrali. NGC1360 è, inoltre, un tipico esempio di nebulosa planetaria evoluta, nella quale è assente la tipica morfologia a guscio che tali oggetti presentano nelle prime fasi della loro effimera vita: dall'analisi cinematica dei gas in espansione, per la nebulosa è stata determinata un'età di circa 10.000 anni. I getti rossastri presenti lungo l'asse maggiore, visibili a sx nell'immagine qui di seguito inserita, si ritiene siano stati in qualche modo prodotti dalla coppia di stelle prima del loro collasso finale.

"VIAGGIO NEL PROFONDO CIELO": LA NEBULOSA DI GUM

Fri, 10 Dec 2021 20:52:50 GMT

Escludendo la Via Lattea, che avvolge la nostra visuale scorrendo per 360° attraverso tutta la volta celeste, è lecito chiedersi quale sia il più vasto tra i cosiddetti oggetti del "profondo cielo". Domanda dalla risposta tutt'altro che scontata. Escludendo da subito le deboli nubi gassose poste ad elevata latitudine galattica, diciamo subito che non si tratta dell'anello di Barnard in Orion, come erroneamente da molti ritenuto, ne di qualche altra nebulosa più o meno nota come, ad esempio, il complesso di Rho Ophiuchi o lo Sharpless 264 centrato sulla stella Heka (λ Orionis). No, nessuno di questi. A detenere il record di estensione, arrivando a quasi 40° di larghezza, è la nebulosa di Gum, che si staglia sulle costellazioni australi Puppis e Vela: sopra visibile, nella bellissima anteprima ripresa da Russell Cockman.

Le dimensioni della enorme nebulosa di Gum confrontate con la Grande Nube di Magellano (in basso a dx) e le stelle dell'asterismo noto come "falsa croce", al centro, delineata dalle stelle κ Velorum, δ Velorum, ι Carinae ed ε Carinae. L'astro luminoso a dx è Canopus (α Carinae), seconda stella per luminosità dell'intera volta celeste dopo Sirius.

(Image credits: P. Horálek/ESO)

Prima di andare a conoscere nel dettaglio tale oggetto-record, è doveroso fare una premessa. Negli ultimi anni, l’evoluzione della tecnologia di ripresa ed elaborazione delle immagini riprese con i grandi telescopi, solitamente effettuate a più frequenze nello spettro elettromagnetico oltre a quella prettamente visuale, sta fornendo risultati a dir poco sbalorditivi. In questo ambito, le galassie a spirale, soprattutto quelle vicine, iniziano a rivelare più che distintamente i milioni o meglio, i miliardi, di stelle che popolano le loro bellissime braccia a spirale, laddove fanno anche presenza numerose chiazze - le cosiddette regioni HII - fanno bella presenza grazie al loro colore tipicamente purpureo, importanti indicatori della presenza delle stesse braccia a spirale e che assumono le forme più diverse.

Si tratta di vaste aree gassose, principalmente composte da idrogeno, la maggior parte delle quali risplendono per incandescenza laddove vi è la presenza di stelle estremamente calde - per intenderci, quelle appartenenti ai tipi spettrali O e B - le cui immani radiazioni ultraviolette rilasciate nello spazio vanno a spogliare gli atomi di idrogeno del gas dei loro elettroni; questo gas, che risulta quindi ionizzato, brilla a diverse frequenze ma in particolare quella a 6563 Angstrom, caratteristica per il suo colore rossastro, è proprio quella che “marchia” cromaticamente queste vaste nebulose diffuse. Sempre nelle braccia a spirale, ma anche nelle più piccole galassie dalla forma tipicamente irregolare, si scorgono poi altre nebulose caratteristiche per la loro forma a “bolla”: si tratta dei cosiddetti “resti giovani di supernova”, ovvero ciò che resta di stelle vissute in un lontano passato e che hanno concluso la loro esistenza in maniera catastrofica: immani deflagrazioni che hanno rilasciato nel Cosmo queste bolle di gas in espansione, intrise, tra l’altro, di quegli elementi “pesanti” creati proprio dalle supernovae.

Con i risultati così ottenuti tramite queste foto a largo campo, nel 1955 Gum pubblicò l'omonimo catalogo che contava ben 84 nebulose e complessi nebulari, molte delle quali prima sconosciute e da lui stesso scoperte. Tra questi nuovi oggetti, ve ne era uno - denominata Gum 12, ovvero dodicesimo della lista - che si presentava davvero al di fuori della norma: una enorme, gigantesca nebulosa estesa per oltre 30° che si stagliava sulle costellazioni Vela e Puppis, coprendole nella loro interezza: mai prima di allora una simile struttura di tali proporzioni era stata osservata nella nostra galassia! Per avere un’idea delle sue dimensioni che tanto scalpore fecero, se i nostri occhi fossero capaci di isolare la rossa radiazione che la nebulosa emette, essa apparirebbe estesa su oltre metà del campo della nostra vista!

Le dimensioni e l’aspetto di questa vasta nebulosa suggerirono che potesse essere un resto di una supernova, esplosa a breve distanza dal Sistema Solare ma in un epoca assai remota, sicuramente diversi millenni addietro; tale ipotesi, formulata dallo stesso Gum, venne presto suffragata dal fatto che la cosiddetta nebulosa delle Vele (Gum 16), all’epoca già nota e dallo stesso astronomo inclusa nel suo catalogo, si proiettava nei pressi del cuore della nebulosa da lui individuata, pur in una posizione lievemente eccentrica rispetto al suo reale centro geometrico: e proprio la nebulosa delle Vele era da tempo sospettata essere essa stessa un antico residuo di supernova!

La lentezza con cui si muovevano nel Cosmo i suoi filamenti gassosi e la loro diluizione rendevano però pressoché impossibile sia il calcolo dell’età che identificarne l’eventuale residuo centrale. La scoperta di Gum indusse comunque ad intensificare gli sforzi e, in breve tempo, radioastronomi australiani riuscirono ad identificare a poca distanza dall'area centrale di tale nebulosa una stella di neutroni, la pulsar PSR0833-45, dal periodo di rotazione pari a 89 millisecondi (!), valore record per l'epoca in quanto relativamente lungo per una stella di quel tipo: da questo, ad ogni modo, fu possibile risalire all’epoca della nascita di tale pulsar e, di conseguenza, all’esplosione della supernova che diede vita ad essa e alla nebulosa stessa: evento che venne posto tra 11.000 e 12.000 anni fa. In epoca priva di documenti scritti, quella preistorica, per un evento di simile portata che venne senza dubbio osservato dall'uomo dell'epoca: tenendo infatti conto della distanza, valutata in circa 800 anni-luce, la supernova delle Vele dovette raggiungere una magnitudine apparente pari a -9, rendendosi perfettamente visibile anche in pieno giorno e splendendo almeno un centinaio di volte più delle successive (e purtroppo assai rare!) supernovae apparse in epoca storica. Nel 1977, un altro gruppo di astronomi australiani, utilizzando il telescopio Anglo-Australiano da 3,9 metri di diametro cui venne affiancato un otturatore estremamente rapido, riuscì a dopo una lunga ricerca a rilevare una debolissima stella di ventiquattresima magnitudine che emetteva impulsi luminosi con lo stesso periodo osservato nelle onde radio: per la prima volta, seconda in assoluto dopo quella osservata nella famosa "nebulosa del Granchio", anche la pulsar delle Vele si rese finalmente visibile nella sua controparte ottica!

L’aspetto sfilacciato e la tenue luminosità della nebulosa delle Vele sono sicuramente indice della sua antichità, concetto confermato anche ad altre lunghezze d’onda quali le onde radio, nelle quali tale nebulosa appare frammentata e disomogenea, ben diversa dall’aspetto grosso modo circolare e ben definito dei resti di supernovae più recenti sparsi nella Via Lattea e in altre galassie: nel caso del residuo delle Vele, infatti, il mezzo interstellare ad essa circostante ha avuto lungo tempo a disposizione per agire sull’involucro gassoso in espansione, rallentandolo fin quasi a fermarlo o, comunque, provocandone le deformazioni e le frammentazioni osservate laddove la distribuzione del mezzo interstellare stesso è disomogenea. Anche nella banda spettrale X, la nebulosa rivela un simile andamento: il massimo di emissione si ha infatti in corrispondenza della pulsar centrale, che appare come una sorgente molto intensa, situata quasi al centro della nebulosa, mentre altre zone di comunque dalla luminosità X notevole sono sparpagliate all'interno del resto di supernova.

Come già accennavamo prima, la distanza media della nebulosa di Gum (così come questo vasto complesso gassoso venne denominato per onorare la scomparsa del suo scopritore, morto prematuramente a soli 36 anni in un banale incidente di sci) è pari 1470 anni luce ma essa spinge le sue propaggini più vicine nella nostra direzione inglobando la stessa nebulosa delle Vele.

Osservandone la distribuzione in termini di profondità spaziale, la sua reale estensione coincide grossomodo con lo spazio compreso tra due stelle intrinsecamente estreme per mass e luminosità: Regor (γ2 Vel) e Naos (ζ Pup); proprio per questo motivo, venne ipotizzato che l'immensa nebulosa di Gum potesse essere in realtà un'antica sfera di Strömgren, una di quelle bolle di idrogeno ionizzato localizzate attorno a caldissime stelle di O o B esattamente come le due sopra citate: astri, cioè, la cui intensissima radiazione induce la luminescenza del gas, sospinto radialmente in direzione esterna ad esse sia dalla medesima radiazione che dagli intensi venti stellari da esse propaganti. Secondo altre ipotesi più recenti, la nebulosa di Gum sarebbe invece, così come quella delle Vele, un resto di supernova che però sarebbe esplosa molto tempo prima ma la cui luminescenza sarebbe ancora una volta attribuibile ancora una volta alle due massicce stelle azzurre sopra accennate.

Splendida immagine che ritrae due oggetti sovrapposti nello stesso campo, essendo situati a distanze diverse dal Sistema Solare: davanti alla nebulosa di Gum (di colore rossastro), si sovrappone il cosiddetto "resto di supernova delle Vele", visibile nei sottili filamenti di colore verdastro, stella esplosa circa 11.000 anni fa.

(Image credits: Dieter Willasch)

Regor (γ2 Vel)

Naos (ζ Pup)

Esistono indizi che potrebbero fornire una prova definitiva sulla sua origine?

A tal fine, una assai probabile risposta arriva dal contesto galattico in cui essa è immersa; nei pressi della nube è infatti presente l’associazione Vela OB2. Si tratta di gruppi che possono contenere da poche unità fino a centinaia di stelle giovani, calde e massicce dei primissimi tipi spettrali (da cui il nome). A tale associazione appartiene proprio Regor - apparentemente non lontana al centro della vasta nebulosa - che è un complesso sistema costituito da almeno sei stelle le più importanti delle quali sono una Wolf-Rayet, la più vicina stella di questo tipo a noi, ed una supergigante O legate gravitazionalmente tra loro. Anche Naos è una supergigante di tipo O, ma ha la peculiarità di essere nata in un'altra zona, precisamente nell'ammasso stellare Trumpler 10; questo è stato possibile dedurlo retrocedendo di tempo e direzione il suo elevato moto proprio che la rende questa stella estrema una cosiddetta "fuggitiva": lontana circa 1090 anni-luce da noi, Naos è "ora" situata nella parte della nebulosa di Gum a noi rivolta.

Detto questo, mettendo in relazione l'origine della nebulosa con l'attuale posizione di Naos, una teoria che salta fuori da tale quadro descrive che la nebulosa di Gum sia stata creata dall'esplosione di una passata compagna di Naos; scomparendo di colpo, a seguito del catastrofico evento, il centro di gravità cui la sua orbita era legata, essa partì letteralmente “per la tangente” ad altissima velocità, quella ancora oggi osservata. Tra l'altro, è stato notato che i bordi dell’immensa nebulosa di Gum si espandono in modo differente fra di loro: la parte rivolta verso il Sole sembra infatti avvicinarsi più velocemente rispetto a quella che, al lato diametralmente opposto, se ne allontana, quest'ultima probabilmente ostacolata dalla presenza del cosiddetto “Vela molecular ridge”, un altro vasto complesso di nubi molecolari giganti situate oltre la nebulosa.

Come detto, gli eventi che generarono la nebulosa di Gum avrebbero avuto luogo molto molto prima di quelli della supernova che produsse la più vicina nebulosa delle Vele: da 1 a ben 6 milioni di anni fa! Gli strati gassosi espulsi in quello scoppio così temporalmente lontano continuano ad espandersi ancora oggi, pur a bassissima velocità, stimata sul migliaio o poche centinaia di chilometri al secondo. Ciò è comunque sufficiente a provocare una certa compressione del mezzo interstellare circostante e il susseguente riscaldamento del gas che va ad impattarci sopra, generando le emissioni X e UV osservate; nella regione delle onde d’urto vengono compresse anche le linee di forza del campo magnetico interstellare, la cui intensità viene enormemente aumentata; in questo contesto, gli elettroni presenti nel gas in espansione vengono accelerati dal campo magnetico, emettendo una certa radiazione - detta “di sincrotrone” - effettivamente osservata nelle onde radio.

Fino ad oggi, le ricerche radio condotte in quell'area celeste non sono riuscire a scovare la stella di neutroni che sarebbe dovuta rimanere come residuo di questa antica esplosione, la qual cosa porta a supporre che la stella esplosa come supernova che ha generato la nebulosa di Gum ha forse prodotto qualcosa di molto più esotico ma allo stesso invisibile e spaventoso: un buco nero. Forse il più vicino al Sistema Solare? Nessuno lo sa.

Osservando il cielo australe nella direzione delle costellazioni delle Vele e della Poppa, pur non vedendoli ad occhio nudo, siamo certi che il nostro sguardo punta verso aree che in lontanissime epoche passate hanno visto accendersi più volte stelle giunte alla fine della loro agonia i cui residui, oggi osservati, vanno addirittura a sovrapporsi, quasi abbracciandosi a ricordo di quegli eventi. Certo è che, che tutto l'enorme involucro gassoso della nebulosa di Gum, oggi in una avanzatissima fase evolutiva, è destinato a raffreddarsi progressivamente, diluendosi completamente nel mezzo interstellare circostante fino a scomparire per sempre nel giro di qualche milione di anni.

La Via Lattea australe e la nebulosa di Gum; notare le dimensioni comparate con la nota costellazione di Orione, visibile in alto a destra (foto: Juan Carlos Casado)

TOTALE RISOLUZIONE DELLE STELLE DI UN'ALTRA GALASSIA / STARS OF ANOTHER GALAXY FULLY SOLVED

Wed, 25 Aug 2021 09:31:45 GMT

IT: Fino a dove si può spingere il massimo potere risolutivo dei moderni telescopi relativamente alla risoluzione di galassie in stelle che non siano la nostra? La risposta può fornirla questa stupenda immagine realizzata dal telescopio spaziale Hubble (NASA), la più grande e dettagliata, ad oggi ripresa, di un'area della grande galassia di Andromeda, la galassia a spirale più vicina alla nostra Via Lattea: nonostante la foto riprenda un'area pari a circa 1/3 della sua estensione, in essa sono presenti più di 100 milioni di stelle - una cifra che sfugge davvero ad ogni possibile comprendere umana, così come l'enormità dello spazio - perfettamente risolte. Un risultato stupefacente, tenendo presente che la distanza della galassia è valutata in 2,54 milioni di anni luce!

Nell'immagine seguente, associazioni OB di stelle azzurre miste al muro stellare di fondo si rendono perfettamente visibili; stelle appartenenti alla grande galassia di Andromeda le quali, come è possibile notare, appaiono totalmente risolte:

EN: can modern telescopes get a clear image of galaxies clearly solved into single stars? The answer can be provided by this wonderful image made by the Hubble Space Telescope (NASA), the largest and most detailed one, to date, of an area of the "great Andromeda galaxy", the spiral galaxy closest to our own Milky Way: despite the photo resume an area equal to about 1/3 of its extension, in it there are more than 100 million stars - a figure that really escapes any possible human understanding, as well as the enormity of space - perfectly resolved! An amazing result, bearing in mind that the distance to the galaxy is estimated to be 2.54 million light years.

In the following image, OB associations of blue stars mixed with the background stellar wall are perfectly visible; stars belonging to the great Andromeda galaxy which, as can be seen, appear totally resolved:

Data la "vicinanza" alla nostra galassia di questo grande sistema, è possibile catturare immagini molto più dettagliate di questa nostra vicina galassia a spirale piuttosto che di altre galassie come le tante fotografate di continuo dal telescopio spaziale Hubble:

Given the "proximity" to our galaxy of this large system, it is thus possible to capture much more detailed images of our neighboring spiral galaxy rather than other galaxies such as the many photographed continuously by the Hubble Space Telescope:

Quella di Andromeda è una grande galassia a spirale fortemente inclinata lungo la nostra linea di osservazione tanto che il bulge centrale, popolato da vecchie stelle che forniscono a tale area la tipica colorazione giallognola, appare all'osservazione binoculare e telescopica non dissimile da una galassia ellittica. La parte centrale, cui accennavamo poco sopra, appare molto brillante. Sebbene la sua vera natura di galassia esterna alla nostra venne formalizzata solo all'inizio del XX secolo, essa fu notata ad occhio nudo dall'astronomo Al-Sufi nel 964, che la descrisse come una "piccola nube". M 31 fu scoperta nel meno luminoso cielo d'Europa da Simon Marius nel 1612, grazie all'ausilio di un primordiale telescopio. Nelle moderne fotografie, essa può apparire su un'area di 1,3°x4,2°: ovvero, 20 volte l'area apparente il disco della Luna piena, come è possibile notare in questa ripresa effettuata nei raggi UV e che mostra, tra le altre cose, anche l'area ripresa dal telescopio spaziale Hubble:

"Andromeda" is a large spiral galaxy strongly inclined along our line of observation, so much so that the central bulge, populated by old stars that provide this area with the typical yellowish color, appears to binocular and telescopic observation not unlike an elliptical galaxy. The central part, which we mentioned just above, appears very bright. Although its true nature as a galaxy outside ours was formalized only at the beginning of the 20th century, it was noticed with the naked eye by the astronomer Al-Sufi in 964, who described it as a "small cloud". M 31 was discovered in the less bright sky of Europe by Simon Marius in 1612, thanks to the help of a primordial telescope. In modern photographs, it can appear on an area of 1.3 ° x4.2 °: that is, 20 times the apparent area of the disk of the full Moon, as can be seen in this image taken in UV rays and which shows, among other things, also the area imaged by the Hubble Space Telescope:

Il raggio del del bulge della galassia di Andromeda è di circa 80 mila anni luce. Questo è circondato da braccia a spirale particolarmente prominenti perso ovest, dove scure strisce di polvere si stagliano davanti al brillante nucleo. La zona occidentale è perciò la più vicina mentre quella orientale la più distante, sebbene quest'ultima apparentemente più vicina a causa della sua brillantezza. Misure spettroscopiche effettuate su entrambe le estremità della galassia di Andromeda hanno mostrato che la parte destra di avvicina a noi mentre quella opposta si allontana. La massa totale della galassia di Andromeda sembra essere inferiore a quella della Via Lattea, nonostante le dimensioni delle due galassie siano simili.

La sua luminosità supera invece del doppio quella della nostra galassia. La maggior parte della luce viene emessa dal rigonfiamento centrale che contiene stelle più vecchie e quindi evolute, rossastre, ma la maggior parte della massa si trova nelle braccia a spirale, dove sono contenute sia stelle blu, più giovani e massicce, che la polvere e il gas dal quale si formano le stelle giovani. La differenza tra il rigonfiamento interno e i bracci a spirale esterni di M31 indusse l'astronomo americano W.Baade nel 1944 a riconoscere l'esistenza di due differenti popolazioni stellari: va da se che se Baade avesse avuto a disposizione una foto a colori e a piena risoluzione come quelle qui presentate, non avrebbe certamente dovuto lavorare così tanto per confermare questa sua idea!

L'immagine è stata ripresa nell'ambito del progetto "Panchromatic Hubble Andromeda Treasury", programma atto a mappare un terzo del disco della galassia con l'uso di 6 filtri che coprono un'ampio range spettrale, dall'ultravioletto al vicino infrarosso. Con la risoluzione e la sensibilità dell'HST, l'area fotografata è stata risolta in oltre 100 milioni di stelle, consentendo un'ampia gamma di attività scientifiche. Nell'immagine, le (poche) stelle più grandi e luminose appartengono in realtà alla nostra Via Lattea ma incrementando lo zoom, quelle di Andromeda diventano pienamente distinguibili l'una dall'altra:

The radius of the bulge of the Andromeda galaxy is about 80,000 light years. This is surrounded by particularly prominent spiral arms lost in the west, where dark streaks of dust stand out in front of the brilliant core. The western zone is therefore the closest while the eastern one the most distant, although the latter apparently closer due to its brilliance. Spectroscopic measurements carried out on both ends of the Andromeda galaxy showed that the right side approaches us while the opposite one moves away. The total mass of the Andromeda galaxy appears to be smaller than that of the Milky Way, despite the size of these two sistem being very similar.

Its brightness is more than twice that of our galaxy. Most of the light is emitted from the central bulge which contains older and therefore evolved, reddish stars, but most of the mass is found in the spiral arms, which contain both blue, younger and more massive stars, and dust and the gas from which young stars are formed. The difference between the internal bulge and the external spiral arms of M31 led the American astronomer W. Baade in 1944 to recognize the existence of two different stellar populations: it goes without saying that if Baade had had a full color photo available. resolution like the ones presented here, he certainly shouldn't have worked so hard to confirm this idea!

The image was taken as part of the "Panchromatic Hubble Andromeda Treasury" project, a program designed to map one third of the galaxy's disk using 6 filters that cover a wide spectral range, from ultraviolet to near infrared. With the resolution and sensitivity of HST, the photographed area has been resolved into over 100 million stars, enabling a wide range of scientific activities. In the image, the (few) largest and brightest stars actually belong to our Milky Way but by increasing the zoom, those of Andromeda become fully distinguishable from each other:

Non solo: a piena risoluzione, è possibile individuare una varietà di caratteristiche tra cui ammassi stellari e nubi di polvere e, addirittura, remote galassie di sfondo. In corrispondenza delle nebulose brillanti nell'ottico, si notano punti di emissione che denotano luoghi dove si stanno formando stelle o dove sono comunque presenti associazioni di stelle OB.

L'immagine qui di seguito è realmente impressionante in quanto la galassia ellittica visibile, così come la piccola spirale visibile in basso a sinistra rispetto a questa, non è immersa, come solitamente accade, tra le stelle della Via Lattea quanto tra quelle di Andromeda; l'are ripresa, infatti, è una piccola porzione della grande galassia ed ogni singola stella visibile è parte integrante di quell'enorme sistema:

Not only that: at full resolution, it is possible to identify a variety of features including star clusters and dust clouds and even remote background galaxies. In correspondence with the optically bright nebulae, emission points can be seen that denote places where stars are forming or where associations of OB stars are still present.

The image below is really impressive as the visible elliptical galaxy, as well as the small spiral visible at the bottom left of this one, is not immersed, as usually happens, between the stars of the Milky Way as much as between those of Andromeda; the area shot, in fact, is a small portion of the great galaxy and every single visible star is an integral part of that enormous system:

Allo stesso modo, realmente impressionante l'area al limite tra il bulge e il disco dove, oltre ad apparire netta la distinzione di popolazione stellare (gialla quella di tipo II, più vecchia e blu quella di popolazione I, più giovane) è chiaramente visibile l'enorme numero di stelle, pienamente risolte, che si addensano a formare un vero muro, cosparso qua e la da deboli scie di polvere interstellare:

In the same way, the area at the limit between the bulge and the disk is really impressive where, in addition to appearing clear the distinction of stellar population (yellow for type II, older and blue for population I, younger) is clearly visible. the enormous number of stars, fully resolved, which gather to form a real wall, sprinkled here and there by faint trails of interstellar dust:

PRIME FUSIONI RILEVATE TRA BUCHI NERI E STELLE NEUTRONICHE / FIRST MERGING EVER DETECTED BETWEEN BLACK HOLES AND NEUTRON STARS

Thu, 08 Jul 2021 15:34:43 GMT

PRIME FUSIONI RILEVATE TRA BUCHI NERI E STELLE NEUTRONICHE / FIRST MERGING EVER DETECTED BETWEEN BLACK HOLES AND NEUTRON STARS

IT: la presenza di strutture nebulari composte da vaste quantità di gas induce la nascita di stelle molto massicce le quali, secondo i modelli astrofisici, al termine dei loro processi evolutivi producono i più esotici tra gli oggetti che popolano il Cosmo: stelle di neutroni e buchi neri. Capita, quando la densità delle nebulose è notevole, che nascano coppie di stelle molto massicce, gravitazionalmente legate tra loro; ecco che, raggiunta la loro fine, i nuclei di tali stelle binarie mutano in coppie di stelle di neutroni e buchi neri. La mutua attrazione gravitazionale sviluppata da questi massicci “cadaveri stellari” li porta, col tempo, ad avvicinarsi sempre di più fino a completa fusione: fenomeno, questo, tra i più violenti presenti nell’Universo tanto da creare onde gravitazionali. Nei cinque anni seguiti alla prima rilevazione di onde gravitazionali, gli interferometri Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) negli Stati Uniti e Virgo in Italia hanno più di 50 segnali di onde gravitazionali prodotte dalla fusione di coppie di buchi neri e coppie di stelle di neutroni ma, di recente, uno studio ha condotto al rilevamento di onde gravitazionali generate da due eventi rari: proprio la collisione di un buco nero con una stella di neutroni. E ci sono voluti decenni di ricerche per individuare stelle di neutroni in orbita attorno a buchi neri all’interno della nostra galassia.

La prima fusione (GW200105), rilevata il 5 gennaio 2020, ha coinvolto un buco nero dalla massa circa 9 volte quella del Sole de una stella di neutroni 1,9 volte più massiccia della nostra stella; la seconda fusione (GW200115), rilevata il 15 gennaio 2020, e ha coinvolto un buco nero di 6 masse solari e una stella di neutroni di 1,5 masse solari. Partito l’allarme a seguito della rilevazione di entrambi gli eventi, grandi telescopi sono stati subito impiegati alla ricerca di lampi di luce associati a tali eventi senza però trovare nulla. Data la grande distanza delle due coppie (la prima collisione si stima essere avvenuta 900 milioni di anni fa, la seconda 1 miliardi di anni fa) andate a fondersi, qualsiasi radiazione luminosa proveniente da esse, indipendentemente dalla lunghezza d'onda, sarebbe molto debole e, di conseguenza, difficile da rilevare anche l’uso di telescopi potenti. In aggiunta a questo, le due fusioni non hanno prodotto alcuno spettacolo di luci in quanto i buchi neri coinvolti sono abbastanza grandi distruggere le stelle di neutroni nella loro interezza, inghiottendone i resti.

EN: the presence of nebular structures composed of vast quantities of gas induces the birth of very massive stars which, according to astrophysical models, at the end of their evolutionary processes produce the most exotic of the objects that populate the Cosmos: neutron stars and black holes. It happens, when the density of the nebulae is considerable, that pairs of very massive stars are born, gravitationally linked together; once their life-cycles reach the end, the nuclei of these binary stars change into neutron stars or (if furthermore massive) black holes. The mutual gravitational attraction developed by these massive "stellar corpses" leads them, over time, to get closer and closer until they go completely merged: this is one of the most violent phenomena in the Universe that gravitational waves are created. In the five years following the first detection of gravitational waves, the Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) interferometers in the United States and Virgo in Italy have more than 50 gravitational wave signals produced by the merger of both pairs of black holes and pairs of neutron stars. Anyway, a recent study has led to the detection of gravitational waves generated by two rare events: the collision of a black hole with a neutron star! And it took decades of research to locate neutron stars orbiting black holes within our galaxy.

The first merger (GW200105), detected on January 5, 2020, involved a black hole with a mass about 9 times that of the Sun and a neutron star 1.9 times more massive than our star; the second merger (GW200115), detected on January 15, 2020, and involved a black hole of 6 solar masses and a neutron star of 1.5 solar masses. The alarm went off following the detection of both events, large telescopes were immediately used to search for flashes of light associated with these events, but without finding anything. Given the great distance of the two pairs that merged (the first collision is estimated to have occurred 900 million years ago, the second 1 billion years ago), any light radiation coming from them, regardless of the wavelength, would be very weak and, consequently, difficult to detect even the use of powerful telescopes. In addition to this, the two mergers did not produce any light shows as the black holes involved are large enough to destroy neutron stars in their entirety, engulfing their remains.

ENORME NUCLEO COMETARIO DIRETTAMENTE DALLA NUBE DI OORT INTERNA / A HUGE COMETARY NUCLEUS DIRECTLY FROM THE INNER OORT CLOUD

Mon, 05 Jul 2021 12:59:37 GMT

ENORME NUCLEO COMETARIO DIRETTAMENTE DALLA NUBE DI OORT INTERNA / A HUGE COMETARY NUCLEUS DIRECTLY FROM THE INNER OORT CLOUD

IT: esaminando migliaia di immagini riprese nell’ambito del progetto Dark Energy Survey (DES), finalizzato alla comprensione delle dinamiche inerenti l’espansione dell'Universo tramite osservazioni condotte nel vicino infrarosso e nel visibile, i due astronomi Pedro Bernardinelli e Gary Bernstein (Università della Pennsylvania) hanno individuato il movimento di quello che, dai dati ottenuti, potrebbe essere il più grande nucleo cometario ad oggi noto: quello della cometa Bernardinelli-Bernstein (come è stata chiamata). Essendo stato progettato per fotografare 5.000 gradi quadrati della volta celeste al fine di mappare circa 300 milioni di galassie, in circa 80 mila immagini riprese la fotocamera Dark Energy Camera (DECam, camera con sensore da 570 megapixel, montata sul telescopio Victor M. Blanco di 4 metri a Cerro Tololo, Cile) ha identificato più di 800 oggetti appartenenti al Sistema Solare.

Nelle prime immagini analizzate riprese nel 2014, la cometa in questione, si trovava a circa 29 AU (4 miliardi di km) ovvero circa la distanza del pianeta Nettuno dal Sole ma gli astronomi ritengono che essa abbia iniziato il suo viaggio da una distanza stimata in circa 40.000 UA (in altre parole, circa il 15% della distanza tra il Sole e Proxima Centauri), che corrisponderebbe alla zona più interna della cosiddetta nube di Oort: struttura, ad oggi, solo teorizzata in quanto troppo lontana per essere rilevata anche dagli odierni telescopi professionali), luogo dal quale proverrebbero le comete cosiddette “a lungo periodo”. A giugno 2021, la cometa Bernardinelli-Bernstein si era avvicinata a 20 UA dal Sole (3 miliardi di km) ovvero alla distanza dell’orbita di Urano; sulla base di immagini recenti, la superficie del nucleo si è riscaldata abbastanza da sviluppare una piccola chioma di polvere e gas: ciò che ha portato tale oggetto ad essere classificato come cometa.

Nonostante le dimensioni, purtroppo non diverrà una “grande cometa”: infatti, quando raggiungerà il perielio (il punto della sua orbita più vicino al Sole) nel 2031, essa sarà a ben 11 UA dalla nostra stella ovvero un po' più lontano dell'orbita di Saturno.

EN: examining thousands of images taken as part of the Dark Energy Survey (DES) project, aimed at understanding the dynamics inherent in the expansion of the Universe through observations conducted in the near infrared and in the visible, the two astronomers Pedro Bernardinelli and Gary Bernstein (University of Pennsylvania) have identified the movement of what, from the data obtained, could be the largest cometary nucleus known to date: that of the comet Bernardinelli-Bernstein (as it was called). Having been designed to photograph 5,000 square degrees of the celestial vault in order to map about 300 million galaxies, the Dark Energy Camera (DECam, a camera with a 570 megapixel sensor, mounted on the Victor M. Blanco telescope of 4 meters in Cerro Tololo, Chile) has identified more than 800 objects belonging to the Solar System.

In the first analyzed images taken in 2014, the comet in question was located at about 29 AU (4 billion km) or about the distance of the planet Neptune from the Sun but astronomers believe that it started its journey from an estimated distance in about 40,000 AU (in other words, about 15% of the distance between the Sun and Proxima Centauri), which would correspond to the inner "Oort cloud": a structure, to date, only theorized (too far away to be detected even by professional telescopes), the place from which the so-called “long-period” comets would come. In June 2021, the comet Bernardinelli-Bernstein had approached 20 AU from the Sun (3 billion km) or the distance of the orbit of Uranus; based on recent images, the surface of the nucleus has warmed up enough to develop a small cloud of dust and gas - which led to the object being classified as a comet.

Despite its size, unfortunately it will not become a "great comet": in fact, when it reaches perihelion (the point of its orbit closest to the Sun) in 2031, it will be well 11 AU from our star or a little further than orbit of Saturn.

(Image credits: Dark Energy Survey/DOE/FNAL/DECam/CTIO/NOIRLab/NSF/AURA/P. Bernardinelli & G. Bernstein (UPenn)/DESI Legacy Imaging Surveys. Acknowledgments: T.A. Rector (University of Alaska Anchorage/NSF’s NOIRLab), M. Zamani (NSF’s NOIRLab) & J. Miller (NSF’s NOIRLab;

comet artistic representation here below: NOIRLab/NSF/AURA/J. da Silva)

LE CONSEGUENZE DELL'INVERSIONE DI POLARITA' DEL CAMPO MAGNETICO DI UNA STELLA / THE CONSEQUENCES OF THE POLARITY INVERSION OF A STAR'S MAGNETIC FIELD

Mon, 05 Jul 2021 12:38:21 GMT

LE CONSEGUENZE DELL'INVERSIONE DI POLARITA' DEL CAMPO MAGNETICO DI UNA STELLA / THE CONSEQUENCES OF THE POLARITY INVERSION OF A STAR'S MAGNETIC FIELD

IT: τ Bootis (Tau Bootis) è una stella di quarta magnitudine visibile nel cielo primaverile ed estivo poco sotto la luminosa Arcturus (α Bootis), la luminosa stella dalla spiccata colorazione arancione reperibile prolungando il timone del Grande Carro. Osservata ad occhio nudo ed anche al telescopio, essa appare come una singola stella; ma τ Boootis è, in realtà, un sistema composto da due stelle: la più debole, chiamata τ Boootis B, è una nana rossa molto più molto piccola e debole del Sole, che impiega alcune migliaia di anni per orbitare attorno alla componente più massiccia del sistema, τ Boootis A, una stella dal raggio quasi il doppio del Sole e di poco più calda; tenendo conto della distanza delle due stelle dal Sistema Solare, stimata in 51 anni-luce, è possibile calcolare l’energia intrinseca complessiva del sistema binario, che risulta circa 3 volte maggiore di quella della nostra stella.

L’analisi spettrale di τ Bootis A rileva la presenza di un terzo corpo in orbita attorno ad essa: quasi sicuramente si tratta di un pianeta molto massiccio nonché alquanto vicino alla stella: un cosiddetto “Hot-Jupiter” (o Giove caldo). Questo impiega poco più di 3 giorni per orbitare attorno al suo luminare, esattamente lo stesso periodo con il quale la stella ruota attorno a se stessa; enormemente più veloce di quello del Sole che, invece, impiega ben 27 giorni per compiere un intera rotazione sul proprio asse. Sempre dallo studio delle caratteristiche spettrali di τ Bootis A, è emersa un'altra caratteristica saliente su tale stella: la velocissima inversione di polarità del suo campo magnetico. Mentre il Sole inverte la propria polarità ogni 11 anni, ripristinandola secondo un ciclo lungo 22 anni, il campo magnetico di τ Bootis A impiega un solo anno per cambiare la polarità per ripristinarla nuovamente; quindi, in soli due anni!

E’ noto come l’attività solare sia strettamente connessa al suo campo magnetico tanto che fenomeni quali macchie solari, brillamenti, protuberanze e la corona solare sono relazionati al comportamento del campo magnetico solare; nel caso di τ Bootis A, con ogni probabilità il suo massiccio pianeta subisce gli effetti indotti dal campo magnetico della stella, con ripercussioni decisamente notevoli quali la creazione di immense aurore o, addirittura, la vaporizzazione della stessa atmosfera del pianeta. Non da meno, anche il pianeta andrebbe ad influire sulla sua stella madre; infatti, gli effetti mareali indotti su di essa, causati dalla grande massa del pianeta e dalla sua vicinanza, avrebbero reso la rotazione di τ Bootis A sincrona al il suo periodo orbitale che, come detto, è di soli 3 giorni: la conseguenza ultima di tale interazione tra i due corpi potrebbe essere proprio l’aver reso così veloce il ciclo magnetico della stella.

IT: τ Bootis (Tau Bootis) is a fourth magnitude star visible in the spring and summer sky just below the bright Arcturus (α Bootis), the bright star with a strong orange color found by extending the rudder of the Big Dipper. Observed with the naked eye and also with a telescope, it appears as a single star; but τ Boootis is actually a system composed of two stars: the faintest, called τ Boootis B, is a red dwarf, much smaller and fainter than the Sun, which takes a few thousand years to orbit around the more massive component of the system, τ Boootis A. This last one has a radius almost twice the size of the Sun's one and is slightly hotter; taking into account the distance of the two stars from the solar system, estimated in 51 light-years, it is thus possible calculating the overall intrinsic energy of the binary system, which turns out to be 3 times greater than that of our star.

The spectral analysis of τ Bootis A detects the presence of a third body in orbit around it: it is almost certainly a very massive planet as well as quite close to the star: a so-called "hot-Jupiter". This planet takes just a bit more than 3 days to orbit around its luminary, exactly the same period with which the star rotates around itself; enormously faster than that of the Sun which, on the other hand, takes 27 days to complete a full rotation on its axis. Again by the study of the spectral characteristics of τ Bootis A, another salient feature emerged on this star: the very fast polarity inversion of its magnetic field. While the Sun reverses its polarity every 11 years, restoring it according to a 22-year cycle, the magnetic field of τ Bootis A takes only one year to change the polarity to restore it again; therefore, in just two years!

It is known that solar activity is closely connected to its magnetic field, so much so that phenomena such as sunspots, flares, protuberances and the solar corona are related to the behavior of the solar magnetic field; in the case of τ Bootis A, in all likelihood its massive planet suffers the effects induced by the magnetic field of the star, with decidedly notable repercussions such as the creation of immense auroras or even the vaporization of the planet's atmosphere itself. Not least, the planet would also affect its parent star; the tidal effects induced on it, caused by the large mass of the planet and its proximity, would have made the rotation of τ Bootis A synchronous to its orbital period which, as mentioned, is only 3 days: this interaction between the two bodies could be precisely the fact that it made the star's magnetic cycle so fast.

(below constellation map credits: Wikipedia / IAU)

NOMI NEL CIELO / NAMES IN THE SKY: ALBIREO

Fri, 02 Jul 2021 15:53:54 GMT

NOMI NEL CIELO / NAMES IN THE SKY: ALBIREO

IT: Albireo, β Cygni è la stella che segna la testa del cigno volante lungo la Via Lattea, rintracciabile quasi nel mezzo del cosiddetto "triangolo estivo" formato dalle luminose Altair, Deneb e Vega. Gli arabi chiamarono questa stella Minqār al-Dajāja ("il becco della gallina"), dal momento in cui presso tali culture Cygnus era visto proprio come un pollo in volo; il nome attuale della stella sembra essere frutto di un errore di trascrizione: in un'edizione del 1515 dell'Almagesto tolemaico, il nome Albireo venne collegato all'espressione latina ab ireo ("dall'iris") dove il termine Ireus potrebbe essere una trascrizione errata della parola greca Ornis, che significa uccello.

Albireo è uno dei migliori e più apprezzati esempi di stella "doppia" dell'intera volta celeste: notorietà dovuta non solo alla notevole luminosità delle due componenti (magnitudini 3,2 e 4,7) e all'ampia separazione tra loro (ben 34,3” d’arco, valore che le rende osservabili con piccoli strumenti) ma soprattutto per il loro bellissimo contrasto cromatico: giallo topazio la più luminosa, blu zaffiro la più debole!

Albireo A, al più luminosa delle due, risulta essere - a sua volta - una stella doppia, "binaria" nella fattispecie: la compagna, chiamata Albireo C, è è una stella bianco-azzurra di sequenza principale di classe B9, azzurra come Albireo B, ma lontana solo 40 Unità Astronomiche da Albireo A; il periodo orbitale di queste due stelle così vicine è stato stimato in 214 anni. La loro separazione attuale, pari a 0,4" d'arco, permette di risolvere la coppia solo con strumenti professionali di grande apertura.

Una bellezza davvero unica, che fa di Albireo non solo la doppia più osservata ma anche la più “usata” dagli astrofili per sfatare il falso mito della colorazione neutra delle stelle, creduto dal pubblico inesperto. La distanza della coppia dal Sistema Solare è sti in 434 anni-luce per la componente principale e di 400 anni-luce per la secondaria: 34 anni-luce di differenza tra le due, quindi, valore che messo in relazione con la separazione angolare con la quale appaiono separate dalla Terra fornisce una distanza effettiva di circa 650 miliardi di km, ovvero una cinquantina di volte il nostro Sistema Solare; così lontane, esse orbiterebbero l’una attorno all’altra in un tempo stimato di oltre 75 mila anni!

EN: Albireo, β Cygni is the star that marks the head of the flying swan along the Milky Way, traceable almost in the middle of the so-called "summer triangle" formed by the bright stars Altair, Deneb and Vega. The Arabs used to calle this star Minqār al-Dajāja ("the hen's beak") since, among those culturer, Cygnus was seen just like a flying chicken; anyway, the current name of the star seems to be the result of a transcription error: in a 1515 edition of the Ptolemaic Almagest, the name Albireo was connected to the Latin expression "ab ireo" ("from the iris") where the term ireus could be an incorrect transcription of the Greek word Ornis, which simply means bird.

Albireo is one of the best and most appreciated examples of "double" star in the entire celestial vault: notoriety due not only to the remarkable brightness of the two components (magnitudes 3.2 and 4.7) and the wide separation between them (34 , 3 ”of arc, a value that makes them observable with small instruments) but above all for their beautiful chromatic contrast: topaz yellow the brightest, sapphire blue the weakest!

Albireo A, the brighter of the two, turns out to be itself a double star, actually a close binary: the companion, called Albireo C, is a main sequence white-blue star of spectral type B9; blue just like Albireo B but only 40 Astronomical Units away from Albireo A! The orbital period of these two stars so close has been estimated at 214 years. Their current separation, equal to 0.4 "of arc, allows the couple to be solved only with professional instruments with large aperture.

A truly unique beauty, which makes Albireo not only the most observed double but also the most “used” by amateur astronomers to dispel the false myth of the neutral coloring of the stars, believed by the inexperienced public. The distance of the pair from the Solar System is sti in 434 light-years for the main component and 400 light-years for the secondary: 34 light-years of difference between the two, therefore, a value that is related to the angular separation with which appear separate from the Earth provides an effective distance of about 650 billion km, or about fifty times our Solar System; so far away, they would orbit each other in an estimated time of over 75,000 years!

(below constellation map credits: Wikipedia / IAU)

VARIAZIONI MILLENARIE DELLE LUMINOSITA' APPARENTI DELLE STELLE / MILLENARY VARIATIONS IN THE APPARENT BRIGHTNESS OF STARS

Thu, 01 Jul 2021 10:55:25 GMT

VARIAZIONI MILLENARIE DELLE LUMINOSITA' APPARENTI DELLE STELLE / MILLENARY VARIATIONS IN THE APPARENT BRIGHTNESS OF THE STARS

IT: il moto proprio delle stelle nello spazio, in particolare quello relativo alle stelle poste in prossimità del Sistema Solare, porta a variare la loro luminosità apparente nel tempo a seconda che queste si avvicinino o si allontanino da noi. La tabella sopra riporta le variazioni delle luminosità apparenti delle stelle presenti nel grafico entro i prossimi 25 000 anni.

Ad esempio, la velocità radiale (ovvero quella nella direzione della linea di vista) di Altair (α Aquilae), la stella più luminosa in Aquila (che inizia a rendersi ben visibile di prima sera già in questo periodo), è di -26,1 ± 0,9 km/s; stando a tale valore, tale stella sta quindi avvicinandosi con la diretta conseguenza che la sua magnitudine apparente è destinata ad aumentare nei prossimi millenni ma mano che essa continuerà ad avvicinarsi alla Terra. Dopo aver raggiunto la distanza minima di 9 anni-luce tra circa 140.000 anni - al momento, ne dista 16 - essa splenderà di magnitudine apparente -0,53, superiore a quella che, adesso, possiede Canopus (α Carinae), la seconda stella più luminosa dell'intera volta celeste dopo Sirius (α Canis Majoris). Dopodiché la luminosità apparente di Altair, allontanandosi dal Sistema Solare, inizierà un lento declino.

Alla stessa maniera, Sirius che con magnitudine -1,46 è la stella più luminosa del cielo, aumenterà la propria luminosità nei i prossimi 50.000 anni, quando raggiungerà il picco di -1,66 proprio in seguito al suo avvicinamento; a partire da allora, anche Sirio comincerà a declinare divenendo sempre meno luminosa. In ogni caso, fra 140.000 anni essa sarà ancora la stella più brillante del cielo, splendendo magnitudine di -1,37. Al contrario, Canopus, che attualmente “tallona” Sirius come seconda stella più luminosa della volta celeste alla magnitudine -0,62, ha già raggiunto il picco di luminosità apparente, esattamente 3,11 milioni di anni fa, quando splendeva di -1,86: più di quanto Sirius lo faccia ai giorni nostri. Da allora, Canopus sta diminuendo la sua luminosità, anche se piuttosto lentamente: infatti, fra 140.000 anni, pur splendendo di magnitudine -0,57, sarà ancora la seconda stella in ordine di luminosità apparente.

Altre stelle, attualmente più luminose di Altair, come Rigil Kentaurus (α Centauri), Arcturus (α Bootis) e Procyon (α Canis Minoris) , si troveranno tutte nel punto più vicino alla Terra entro i prossimi 50.000 anni, data dopo la quale esse diminuiranno la propria luminosità divenendo, l'una dopo l'altra, tutte più deboli di Altair. Vega (α Lyrae), la stella più luminosa in Lyra, attualmente più luminosa di Altair, è invece destinata ad aumentare la propria luminosità nei prossimi 290.000 anni, quando raggiungerà il picco alla magnitudine di -0,81; tuttavia, a causa del suo moto nello spazio, il suo aumento di luminosità è molto più lento di quello di Altair, che diverrà più luminosa di Vega fra circa 110.000 anni. Quasi come un gioco, fra circa 140.000 anni Altair comincerà a declinare in luminosità proprio mentre Vega starà continuando ad aumentare: Vega, quindi, tornerà a splendere nuovamente più di Altair anche in futuro.

EN : the proper motion of stars in space, in particular that one relating to stars located near the Solar System, leads to varying their apparent brightness over time depending on whether they approach or move away from us. The table above shows the changes in the apparent brightness of the stars in the chart over the next 25,000 years.

To give some example, the radial velocity (i.e. the one along our line of sight) of Altair (α Aquilae), the brightest star in Aquila (which begins to become visible in the early evening in this period), is -26.1±0.9 km/s; according to this value, this star is therefore approaching with the direct consequence that its apparent magnitude is destined to increase in the next millennia but as it continues to approach the Earth. After reaching the minimum distance of 9 light-years in about 140,000 years - at the moment, it is 16 light-years distant - it will shine with an apparent magnitude of -0.53, greater than that which now has Canopus (α Carinae), the second star brighter than the entire sky after Sirius (α Canis Majoris). After that, Altair's apparent brightness, moving away from the Solar System, will begin a slow decline.

Similarly, Sirius, which with magnitude -1.46 is the brightest star in the sky, will increase its brightness in the next 50,000 years, when it reaches a peak of -1.66 precisely following its approach; from then on, Sirius too will begin to decline, becoming less and less luminous. In any case, in 140,000 years it will still be the brightest star in the sky, shining at a magnitude of -1.37. On the contrary, Canopus, which currently follows Sirius as the second brightest star of the whole sky at magnitude -0.62, has already reached its peak of apparent brightness, exactly 3.11 million years ago, when it shone at -1.86: thus, more than Sirius does nowadays. Since then, Canopus has been decreasing its brightness, albeit rather slowly: in fact, in 140,000 years, while shining with magnitude -0.57, it will still be the second star in order of apparent brightness.

Other stars, currently brighter than Altair, such as Rigil Kentaurus (α Centauri), Arcturus (α Bootis) and Procyon (α Canis Minoris), will all be at the closest point to Earth within the next 50,000 years, after which they will decrease their brightness becoming, one after another, all weaker than Altair. Vega (α Lyrae), the brightest star in Lyra, currently brighter than Altair, is on the way to increase its brightness over the next 290,000 years, when it will peak at magnitude -0.81; however, due to its motion in space, its brightness increase is much slower than that of Altair, which will become brighter than Vega in about 110,000 years. Almost like a game, in about 140,000 years Altair will begin to decline in brightness just as Vega is continuing to increase: Vega, therefore, will return to shine again more than Altair in the future.

(Image credits: Wikipedia)

LE NUBI NOTTILUCENTI: FENOMENO TIPICO DI QUESTO PERIODO / NOCTILUCENT CLOUDS: A TYPICAL PHENOMENON OF THIS PERIOD

Sat, 26 Jun 2021 12:05:16 GMT

LE NUBI NOTTILUCENTI: FENOMENO TIPICO DI QUESTO PERIODO / NOCTILUCENT CLOUDS: A TYPICAL PHENOMENON OF THIS PERIOD

IT: presentiamo in questa pubblicazione quattro immagini di nubi nottilucenti riprese ieri dai nostri fotografi: le prime due da Giorgio Rizzarelli a Trieste, le seconde da Orso Pedriali nella campagna lombarda.

Distinte dalle altre nubi presenti nell’atmosfera per la loro grande altezza, compresa tra 70 e 90 chilometri, le nubi nottilucenti devono il loro nome al fatto di essere illuminate "a giorno" in un cielo crepuscolare: ciò avviene in quanto tali strutture riflettono la luce del Sole, posto pochi gradi sotto l'orizzonte (quando gli strati dell'atmosfera sottostanti sono in ombra). Fibrose e di forma allungata ed ondulata, assomigliano ai cirri, esibendo un colore bianco-argenteo, a volte con delicati toni bluastri. Sono molto rade e trasparenti, lasciando passare anche la luce delle stelle.

Comuni a latitudini 50-70°N d'Estate, alle nostre latitudini sono molto rare in quanto compaiono solo in certe date attorno al solstizio estivo e solo in certi anni. Nel 2019-21 sono state viste anche in Italia. Quest'anno sono state viste persino in Spagna battendo il record di bassa latitudine (37°N).

Se volete tentare la fortuna, osservate all'imbrunire (2130-22 o 04-0430) verso Nord, possibilmente fuori città in un luogo con orizzonte libero in quella direzione.

Le nubi nottilucenti si formano quando acqua evaporata d'Estate dal suolo raggiunge l'alta atmosfera dove brina su fumo/polvere di probabile origine meteorica.

Il fatto che negli anni 2020-21 questo fenomeno sia stato osservato anche a basse latitudini ha due ragioni:

> le aumentate emissioni di metano (uno dei gas serra)

> la bassa attività solare (anno di minimo nel ciclo undecennale, e in un ciclo debole), in particolare un irraggiamento di UV (sopra lo stato di ozono) leggermente più basso del solito: a causa di ciò le molecole d'acqua vengono distrutte di meno (e forse cristallizzate più facilmente)

EN : in this publication we present four images of noctilucent clouds taken yesterday by our photographers: the first two by Giorgio Rizzarelli in Trieste, the second by Orso Pedriali in the Lombard countryside.

Distinguished from other clouds present in the atmosphere by their great height, between 70 and 90 kilometers, noctilucent clouds owe their name to the fact that they are illuminated "by day" in a twilight sky: this happens because these structures reflect the sunlight, placed a few degrees below the horizon (when the layers of the underlying atmosphere are in the shade). Fibrous and elongated and wavy in shape, they resemble cirrus clouds, exhibiting a silvery-white color, sometimes with delicate bluish tones. They are very sparse and transparent, letting even the light of the stars pass through.

Common in latitudes 50°-70° N in summer, at our own latitudes they are very rare as they appear only on certain dates around the summer solstice and in certain years only. In 2019-21 they were also seen in Italy. This year they were even seen in Spain breaking the low latitude record (37° N).

If you want to try your luck, just have a look at twilight (2130-22 or 04-0430) towards the north, possibly outside the city in a place with a clear horizon in that direction.

Noctilucent clouds form when water evaporated from the ground in Summer reaches the upper atmosphere where it frost on smoke/dust of probable meteoric origin.

The fact that in the years 2020-21 this phenomenon was also observed at low latitudes is likely due to two reasons:

> increased emissions of methane (one of the greenhouse gases)

> the low solar activity (minimum year in the 11-year cycle, and in a weak cycle), in particular a UV irradiation (above the ozone state) slightly lower than usual: due to this, the water molecules are destroyed less (and perhaps crystallize more easily)

GANIMEDE RIPRESO DA JUNO / GANYMEDE CAPTURED BY JUNO

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Thu, 24 Jun 2021 11:48:33 GMT

GANIMEDE RIPRESO DA JUNO / GANYMEDE CAPTURED BY JUNO

IT: ...sembra la Luna, cosparsa dalle raggiere di Copernicus: ma non lo è. Una superficie complessa e con dettagli notevoli quali crateri, terreni oscuri alternati ad altri chiari e probabili faglie tettoniche: questo è l’aspetto di Ganimede, il più grande satellite naturale di Giove, visibile nella straordinaria prima immagine della luna ghiacciata catturata dalla sonda Juno (NASA) durante il sorvolo ravvicinato avvenuto lo scorso 7 giugno. L’immagine è stata ripresa utilizzando il solo filtro verde della JunoCam ma quando versioni della stessa immagine verranno rilasciate incorporando le riprese ottenute con i filtri rosso e blu, queste saranno in grado di fornire un ritratto a colori di Ganimede con una risoluzione di circa 1 chilometro per pixel. A seguito di questo e dei successivi passaggi ravvicinati a Ganimede, i dati ottenuti da Juno forniranno importanti informazioni sulla sua composizione, ionosfera, magnetosfera e superficie ghiacciata.

EN: ...it looks like the Moon, sprinkled with the ejecta of Copernicus: but it is not. A complex surface with remarkable details such as craters, dark terrain alternating with clear ones and probable tectonic faults: this is the aspect of Ganymede, the largest natural satellite of Jupiter, visible in the extraordinary first image of the frozen moon captured by the Juno probe (NASA ) during the close flyby which took place last June the 7th. The image was shot by the JunoCam using only the green filter; but when other versions of the same image taken with blue and red filters will be released, these will for sure provide a color portrait of Ganymede with a resolution of about 1 kilometer per pixel. Following this one and the following close passages to Ganymede, the whole data obtained by Juno will provide important information on its composition, ionosphere, magnetosphere and icy surface.

(Image credits: NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS)

FOTOGRAFATO IL GRANDE OSCURAMENTO DI BETELGEUSE / THE GREAT DIMMING OF BETELGEUSE CAPTURED

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Tue, 22 Jun 2021 10:10:30 GMT

FOTOGRAFATO IL GRANDE OSCURAMENTO DI BETELGEUSE / THE GREAT DIMMING OF BETELGEUSE CAPTURED

IT: Ammettiamolo: quando tra la fine del 2019 e l'inizio del 2020 Betelgeuse - la nota stella supergigante rossa che segna la spalla destra del gigante Orione – diminuì drasticamente la sua luminosità apparente, molti sperarono che quanto stava accadendo preannunciasse l’esplosione della stella in supernova (evento che, tra le altre cose, nella nostra galassia manca dal 1604). Un’immagine ripresa nel dicembre 2019 mostrava come la superficie della stella fosse significativamente più scura; indizio che portò molti a credere che il calo osservato non fosse intrinseco alla stella ma dovuto a qualcosa “esterno” ad essa, come una probabile nume di polveri. Di recente, un team di astronomi ha pubblicato sulla rivista Nature alcune nuove immagini, riprese col Very Large Telescope (ESO), tramite il quale è stato possibile risolvere i dettagli della sua superficie e monitorarla durante l'evento, mostrano proprio la nube ipotizzata.

La superficie di stelle immense ma dalla bassissima densità quali le supergiganti rosse cambia regolarmente a seguito di bolle giganti di gas che si muovono, restringendosi per poi gonfiarsi, in modo simile ai grani sulla superficie solare, ma con un effetto su scala migliaia di volte maggiore. Secondo il lo studio effettuato dal team, qualche tempo prima del “grande oscuramento” (così come l’evento è stato chiamato), Betelgeuse andò ad espellere nello spazio una grande bolla di gas, evento che portò una vasta area superficiale della stella a raffreddarsi: fu proprio quella drastica diminuzione di temperatura a portare il gas poco prima espulso a condensare in polvere, creando così il calo luminoso esibito. Gli astronomi hanno comunque escluso che questa espulsione di gas possa essere in relazione all’imminente fine della stella come supernova. In futuro, l'Extremely Large Telescope (ESO), consentirà di osservare la supergigante rossa, prossima a divenire una supernova, raggiungendo una risoluzione in termini di dettagli superficiali senza precedenti di questa stella prossima alla sua fine.

EN: Let's face it: when between the end of 2019 and the beginning of 2020 Betelgeuse - the well-known red supergiant star that marks the right shoulder of the giant Orion - drastically dimmed in its apparent brightness, many hoped that what was happening heralded the explosion of the star in supernova (event which, among other things, has been missing in our galaxy since 1604). An image taken in December 2019 showed that the star's surface was significantly darker; a clue that led many to believe that the observed decline was not intrinsic to the star but due to something "external" to it, such as a probable number of dust. Recently, a team of astronomers published some new images in Nature, taken with the Very Large Telescope (ESO) and through which it was possible to resolve the details of its surface and monitor it during the event, showing the hypothesized dust cloud. But how this structure created?

We’ve got to take in account that the surface of immense but very low-density stars such as red supergiants changes regularly as a result of giant gas bubbles that move, shrink and then swell, similar to the grains on the solar surface, but with an effect on a scale thousands of times greater. According to the study carried out by the team of astonomers, some time before the "great darkening" (as the event was called) Betelgeuse ejected a large gas bubble into space, an event that caused a wide area of its surface to get cooler: it was exactly this drastic decrease in temperature that led the short-before ejected bubble of gas to condense into dust, thus creating the luminous decline exhibited. Astronomers have ruled out that this ejection of gas is not related to the star's imminent end as a supernova, as many expected. In the future, the Extremely Large Telescope (ESO) will allow us to observe the red supergiant, close to becoming a supernova, reaching an unprecedented resolution in terms of surface details thus leading us to better know the behaviour of this almost-dying star.

STELLE VERDI: DOVE SONO?

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Fri, 16 Apr 2021 21:00:36 GMT

STELLE VERDI: DOVE SONO?

Chi conosce bene il cielo stellato sarà certamente a conoscenza della totale assenza di stelle di colore verde nell'intera volta celeste. Certo, l'osservazione telescopica di stelle doppie potrebbe smentire l'affermazione sopra enunciata; è infatti noto come, in alcuni casi, le componenti meno luminose appaiano, infatti, di una tipica colorazione verdognola. Si tratta però di un mero effetto ottico laddove, nel caso di due sorgenti luminose puntiformi vicine tra loro, allorché una delle due stelle è molto più colorata e luminosa dell'altra, la secondaria appare del colore complementare: si ha così che la stella più debole appare verde se quella principale è rossa ( come nel classico esempio di Antares B, compagna della supergigante rossa α Scorpii ) oppure blu se quella più luminosa è gialla ( come nel caso di Almach B, compagna della gigante arancione γ Andromedae ). In altri casi, alcune delle nane bianche situate al centro di nebulose planetarie appaiano verdi; ma anche qui, il colore non è reale, dovuto alla semplice rifrazione della luce della stella caldissima indotta dai gas nebulari.

Certo, verrebbe da pensare che l'Universo non abbia, alquanto stranamente, programmato l'esistenza di stelle verdi nella vasta tipologia di oggetti che lo popolano; in realtà, le cose stanno diversamente: le stelle verdi , infatti, esistono, ma non vengono purtroppo rilevate come tali dal nostro occhio. Vediamo quindi come stanno effettivamente le cose.

Innanzitutto, c'è da dire che l'occhio umano avverte una sensazione di colore ben precisa quando l'energia emessa da una sorgente luminosa come una stella è concentrata attorno ad un preciso valore di lunghezza d'onda (λ) della radiazione; infatti, poiché ad ogni valore di λ corrisponde un preciso valore dell'energia dei fotoni emessi dalla sorgente luminosa, attraverso il nostro occhio si produce una ben definita sensazione neuro-psichica che corrisponde alla visione di un determinato colore: dal rosso (7.000 Å), al giallo (6.000 Å), al verde (5.000 Å), al blu (4.400 Å) e al violetto (3.600 Å), secondo l'ordine crescente di energia dei fotoni.

Naturalmente, ciò vale per un occhio “medio”, potendo tali sensazioni essere soggettive, più o meno diversificate da una persona ad un'altra.

Se una sorgente emette radiazioni comprese in un intervallo molto grande di lunghezze d'onda, come qualsiasi corpo che non si trovi allo zero assoluto (-273° C), essa può dar luogo ad una sensazione di colore cosiddetta “dominante” se la sua curva di emissione - ovvero, la distribuzione della quantità emessa in funzione di λ - ha un massimo ben pronunciato: proprio il caso delle stelle, oggetti che mostrano colori dominanti quali il rosso, il giallo o l'azzurrino. Vien da se che la stima del colore di una sorgente deve essere fatta con strumenti di misura oggettivi, ovvero non legati alla sensazione di colore data dall'occhio umano, che ha una forte componente psichica. Si eseguono quindi misure con rilevatori sensibili solo entro determinate bande spettrali, ciascuna delle quali corrisponde ad un determinato “colore”.

Il colore di una sorgente ha un preciso significato fisico quando essa si trova nella condizione di cosiddetto “corpo nero”, oggetto ideale capace di assorbire ed emettere radiazioni in tutte le lunghezze d'onda. Per una sorgente luminosa reale quale una stella, il colore è un indicatore della sua temperatura. Sono ben note le variazioni di colore di un metallo - ad esempio, una sbarra di ferro - quando, in un ambiente buio, viene riscaldato gradualmente fino alla sua fusione: prima è invisibile poiché, alla temperatura ambiente emette prevalentemente radiazioni infrarosse cui il nostro occhio non è sensibile, quindi assume un colore rosso che diventa sempre più vivo all'aumento della temperatura divenendo giallo ed infine bianco-bluastro, man mano che esso raggiunge la temperatura di fusione.

Nel diagramma bidimensionale sopra visibile, cosiddetto "di cromaticità", i colori della radiazione del corpo nero, e quindi delle stelle, giacciono sulla "linea Planckiana" - di colore nero - con la temperatura espressa in Kelvin; i colori spettrali (arcobaleno) giacciono invece sulla parte curva esterna del diagramma (la lunghezza d'onda è espressa in nanometri).

Le diverse sensazioni di colore si spiegano col fatto che, all'aumentare della temperatura, il massimo di emissione si sposta verso lunghezze d'onda minori, cosa che porta il colore dominante a variare; tale fenomeno, noto come legge di Wien, viene sfruttato per determinare con buona approssimazione la temperatura di una sorgente luminosa reale sia essa la temperatura di un forno, quella della lava che sgorga da un vulcano, quella di una stella o, addirittura, quella di un suo brillamento. In astronomia è molto usato il cosiddetto sistema fotometrico standard di Johnson e Morgan, caratterizzato dalle bande spettrali U, B e V (ultravioletto, blu e visibile) e dagli indici di colore U-B e B-V. Le tre bande spettrali U, B e V sono approssimativamente centrate alle lunghezze d'onda 3.650 Å , 4.400 Å e 5.500 Å, coprendo intervalli spettrali rispettivamente uguali a 680 Å, 980 Å e 890 Å.

Tranne il bianco, nello spettro elettromagnetico sono presenti tutti i colori: e il verde, in particolare, giace nel mezzo. E il diagramma di cromaticità dimostra come la linea Planckiana attraversi una parte verde dello spettro: le stelle verdi - anche se il loro non è certo un verde "acceso" - quindi esistono nel Cosmo. La spiegazione sul perché non riusciamo a percepire stelle verdi va quindi ricercata nella specifica curva di risposta spettrale dell'occhio umano.

Le stelle fredde emettono radiazioni con picco dominante nel rosso, tale per cui vengono percepite come rosse; così, quelle calde, emettendo radiazioni con picco dominante nel blu, vengono percepite come azzurre. Le stelle aventi una temperatura con un picco dominante nel verde (ovvero, quelle con temperatura superficiale compresa indicativamente tra 6.000 e 7.000 K) inviano anche tutte le altre radiazioni luminose incluse nello spettro e queste radiazioni sono in grado di attivare contemporaneamente tutti e tre i tipi di coni, presenti nella retina, che catturano la luce verde, blu e rossa.

Queste informazioni vengono inviate al cervello che rielabora i tre colori percepiti dalla suddetta radiazione (verde, rosso e blu) e li interpreta come bianco. Ecco, quindi, che una reale stella verde viene rielaborata dal nostro cervello come bianca: incluso il noto caso della stella Zubenelschemali (β Librae) che, descritta in passato da alcuni osservatori, è invece del tutto neutra. Per ottenere le stelle verdi in fotografia, è invece necessario rielaborare le immagini ottenute con i rilevatori applicati agli strumenti applicando le opportune "palettes", assegnando l'output di ogni filtro usato nella ripresa uno specifico colore.

( Image credits: sotto, immagine a "falsi colori" Spitzer/NASA )

LO SCENARIO DI TATOOINE POTREBBE ESISTERE REALMENTE

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Fri, 16 Apr 2021 12:56:07 GMT

LO SCENARIO DI TATOOINE POTREBBE ESISTERE REALMENTE

Gli appassionati Sci-Fi ricorderanno bene la fantastica visione di Luke Skywalker mentre contempla il tramonto di due soli sul suo pianeta di origine, Tatooine: non dissimile dalla stupenda immagine che qui alleghiamo, ripresa dalla nostra fotografa Gigliola Antonazzi durante un tramonto del nostro Sole, reso "doppio", la visione col doppio-Sole di Tatooine ha fatto breccia nel cuore di molti appassionati, portando a chiedersi se un simile scenario possa effettivamente esistere.

Ebbene, la risposta sembra essere affermativa: 44 anni dopo il lancio del film, un team di ricercatori delle New York University Abu Dhabi e University of Washington hanno rilevato la presenza di pianeti di tipo nettuniano (giganti gassosi) in cinque sistemi (Kepler-34, -35, -38, -64 e -413) precedentemente osservati dal telescopio spaziale Kepler: sistemi composti da due o più stelle ma le cui zone abitabili potrebbero teoricamente ospitare pianeti di tipo terrestre (anche se non ancora individuati).

La novità che emerge da tale studio, pubblicato su "Frontiers in Astronomy and Space Sciences, è quella che tali pianeti potrebbero restare su orbite stabili e, quindi, rendersi abitabili: ad oggi, si riteneva che le interazioni gravitazionali all'interno di sistemi stellari multipli, specialmente nel caso contengano anche pianeti giganti, potessero rendere ostili le condizioni per lo sviluppo della vita (i pianeti potrebbero, ad esempio, schiantarsi contro le stelle o fuggire dalla loro orbita, oppur disporsi su orbite fortemente ellittiche, sperimentando forti cambiamenti ciclici nell'intensità e nello spettro della radiazione).

I sistemi stellari multipli sono molto comuni tanto che, secondo le stime, la metà o addirittura i 3/4 delle stelle presenti nella Galassia è parte di un sistema stellare binario o multiplo; ben 12 di questi nuovi esopianeti individuati da Kepler nei sistemi stellari sopra citati orbitano attorno ad una coppia ravvicinata di stelle: proprio come accade per Tatooine in Guerre Stellari!

A partire dal 1992, gli esopianeti sono stati scoperti a un ritmo davvero accelerato: ad oggi, ben 4.375 quelli confermati, di cui 2.662 scoperti dal telescopio spaziale Kepler (NASA) nel corso della sua missione, durata dal 2009 al 2018. Altri esopianeti sono stati trovati dal telescopio TESS (NASA) mentre ESA dovrebbe lanciare il PLAnetary Transits and Oscillations of stars (PLATO) nel 2026 per lo studio di pianeti extrasolari tramite il metodo del transito.

( Image credits: Gigliola Antonazzi, per esposizione "Percorsi d'Acqua" )

LA DIETA DEI BUCHI NERI SUPERMASSICCI

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Thu, 15 Apr 2021 12:49:57 GMT

LA DIETA DEI BUCHI NERI SUPERMASSICCI

Il Great Observatories Origins Deep Survey (GOODS) è uno studio sistematico sull’evoluzione di remote galassie realizzato combinando osservazioni condotte dai telescopi spaziali Hubble, Spitzer e Chandra (tutti e tre NASA) con quelle di altri telescopi messi in orbita e di altri telescopi a terra. Le aree di studio si estendono per circa 10’x16’ d'arco: il primo centrato sull'Hubble Deep Field (GOODS-N), l'altro sul Chandra X-ray Observatory Deep Field South (GOODS-S): tali aree possono essere ritenute le più ricche di tutta la volta celeste in merito alle informazioni da qui recepite in termini di distanza e lunghezza d'onda.

Di recente, osservazioni condotte su molte delle galassie attive presenti nella GOODS-N attraverso radiotelescopi (risultati che dimostrano le capacità uniche della radioastronomia) quali VLA, e-MERLIN ed EVN stanno incrementando le conoscenze sull'evoluzione delle galassie presenti nel giovane Universo, portando alla luce i processi di crescita dei buchi neri supermassicci: in altre parole, riuscendo a vedere le loro abitudini alimentari che sembrano, a tutti gli effetti, "andare a periodi”. Conclusione raggiunta da astronomi britannici e olandesi pubblicata in due articoli sulla rivista internazionale Astronomy & Astrophysics.

Grazie a questo studio sistematico, alcune cose sono divenute chiare:

in primis, che i nuclei di diversi tipi di galassie possono divenire “attivi” secondo diverse modalità, dal momento in cui alcuni buchi neri supermassicci risultano essere estremamente ingordi, divorando quanto più materiale possibile, a differenza di altri che, invece, "mangiano" più lentamente
fasi di accrescimento sono simultanee a fasi di formazione stellare in tali galassie mentre altre volte no e, qualora lo starburts è in corso, l'attività di ciò che è attorno al buco nero centrale è difficile da rilevare
il processo di accrescimento del buco nero può generare getti radio ma anche no, indipendentemente dalla velocità con la quale il buco nero supermassiccio accresce la propria massa ingurgitando ciò che è attorno ad esso. Quando il buco nero ingoia materia, due potenti getti possono formarsi ai bordi del buco nero i quali, a loro volta, formano i giganteschi lobi radio rilevati dai radiotelescopi.

( Image credits: GOODS-N: Hubble/NASA/ESA, R. Windhorst, S. Cohen, M. Mechtley, and M. Rutkowski (Arizona State University, Tempe), R. O'Connell (University of Virginia), P. McCarthy (Carnegie Observatories), N. Hathi (University of California, Riverside), R. Ryan (University of California, Davis), H. Yan (Ohio State University) and A. Koekemoer (Space Telescope Science Institute) )

LA STRANA MORFOLOGIA DI MESSIER 94

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Wed, 14 Apr 2021 20:11:36 GMT

LA STRANA MORFOLOGIA DI MESSIER 94

Non esiste immagine astronomica ripresa con una certa risoluzione che non evidenzi particolari di una certa rilevanza tali da porre, spesso e volentieri, nuove problematiche relative a temi già di per se target di studio; nel caso della presente immagine, è la ben nota materia oscura ad essere oggetto di nuove questioni.

Infatti, sebbene le ultime indagini scientifiche sembrano indicare che la materia oscura dovrebbe costituire circa il 90% della materia presente nell'Universo ed essere presente nella massa delle galassie con un valore almeno 400 volte più grande della stima ricavata dalla luce delle stesse "isole cosmiche", il caso della galassia M94 sembrerebbe provare che forse essa non è uniformemente distribuita nel Cosmo come ritenuto.

Messier 94 è una spirale presente nella costellazione dei Cani da Caccia, scoperta da Pierre Méchain nel 1781; alla distanza di “soli” 17 milioni di anni-luce, può essere ritenuta una vicina di casa. E’ il membro più luminoso di un gruppo, che ne prende il nome, contenente alcune galassie minori ad essa gravitazionalmente legate, posto in periferia del cosiddetto del Superammasso della Vergine. solo poche di queste sembrano essere gravitazionalmente legate fra di loro.

All'interno di questa spirale sembra che la materia oscura non sia presente in quantità "industriali" come invece sembra generalmente accadere per le altre spirali: tenendo in considerazione la curva di rotazione delle stelle della galassia e la densità dell'idrogeno in essa, il gas visibile corrisponde esattamente alla quasi totalità del gas presente nella galassia. Ragione per la quale, questa grande galassia sarebbe formata esclusivamente dalla comune materia barionica.

Messier 94 non apre però questioni solo relativamente alla materia oscura ma anche alla sua morfologia. Nelle riprese si può infatti notare un anello di attive regioni di formazione stellare (dette "starburst"), marcate dalle giovani stelle azzurre, che la dividono bruscamente dal molto meno brillante anello esterno, formato invece da una popolazione stellare giallastra molto più vecchia; stranamente, nelle aree periferiche, tali aree terminano nuovamente in un altro anello di moderata attività di formazione stellare. Certamente un bel rompicapo, dal momento che non si conoscono, al momento, altre spirali dalla morfologia così complessa.

L'immagine sopra presente ne combina altre riprese a più lunghezze d'onda da diversi telescopi: nell'infrarosso da Spitzer, nell'ultravioletto dal Galaxy Evolution Explorer, nel visibile fatte (Sloan Digital Sky Survey) e nel vicino infrarosso (Two Micron All Sky Survey): la parte infrarossa a 3,6 e 4,5 micron, che contrassegna prevalentemente le stelle, è quella che appare in blu/ciano; la luce ad 8 micron, traccia delle poveri fredde, è resa nel verde; infine, quella a 24 micron, indice delle polveri più calde, nel rosso.

Il quadro determinato, il più completo finora ottenuto su Messier 94, indica che ciò che appare come un unico anello ininterrotto situato nelle regioni centrali della grande galassia possa essere in realtà composto due braccia nettamente separate: l'anello interno presenta un elevatissimo ritmo di formazione stellare (generalmente, tali aree possono essere innescate da incontri gravitazionali con altre galassie ma in questo caso potrebbero invece essere state causate proprio dalla forma ovale della galassia); nascosto tra l'anello starburst interno e il braccio ad anello più esterno, invece, è presente il disco striato della galassia che appare con filamenti arcuati di colore verdognolo – come detto, indice delle polveri - disposti lungo stretti archi a spirale.

Al momento, non è provato se la strana morfologia di Messier 94 sia in stretta relazione con la marcata assenza di materia oscura. Un vero mistero.

(Image credits: NASA/Galaxy Evolution Explorer/Sloan Digital Sky Survey/2MASS)

ALCUBIERRE E "WARP-DRIVE"

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Tue, 13 Apr 2021 19:20:30 GMT

ALCUBIERRE E "WARP-DRIVE"

Volevamo fornire una breve descrizione su Alcubierre e sulla propulsione per viaggi "warp-drive" (...Vi ricorda qualcosa?), dal momento in qui in questi ultimi giorni se ne sta parlando a seguito di una pubblicazione nella rivista Classical and Quantum Gravity.

Partendo da soluzioni per metriche della relatività generale (Einstein), nel 1994 un fisico teorico, il messicano Miguel Alcubierre, elaborò le basi matematiche per una vera e propria “propulsione a curvatura” che NON avrebbe interferito, per l’appunto, con la relatività generale. Nota bene: Alcubierre si interessò ad metodo di viaggio interstellare dopo averlo visto Star Trek, cercando di trovare applicabilità nella scienza di quanto prodotto dalla fantascienza: riuscendoci! Il modo in cui funziona un cosiddetto “warp-drive” (guida con motore a curvatura) è essenzialmente quello di espandere e contrarre il tessuto spaziotemporale attorno a una nave spaziale, che può essere vista come immersa in una “bolla” (campo di forze): la nave NON accelera NE’ si muove ma è il tessuto spaziotemporale che la circonda a muoverla a seguito di tali contrazioni/espansioni previste dalla relatività (per analogia, è come se la nave spaziale fosse posta su una sorta di nastro trasportatore, senza muoversi).

La contrazione dello spaziotempo davanti alla nave la attira verso un certo punto (in avanti); dall’altra parte della bolla, l'espansione dello spaziotempo porta la parte in avanti a contrarsi e a quindi a mantenere la nave spinta in avanti. Einstein dimostrò che lo spaziotempo può essere piegato dalla massa (o dall'energia, secondo la sua ben nota equazione) e, se lo spaziotempo può essere piegato, allora ciò può anche essere “manipolato” a proprio piacimento. Il motivo per il quale tale nave spaziale sarebbe in grado di muoversi più velocemente della velocità della luce deriva dal fatto che NON esiste alcun limite di velocità per una contrazione/espansione dello spaziotempo: non si parla di una cosa che si muove NELLO spaziotempo (luce, ad esempio, la cui velocità è fissata) ma è lo stesso spaziotempo a muoversi.

Vedremo nel corso dei prox anni, il progredire di tali studi; al momento non si dispone ancora della tecnologia per realizzare un propulsore a curvatura (che necessiterebbe di una enorme energia "negativa" per contrastare quella del campo gravitazionale del tessuto spaziotemporale); di recente, un gruppo di fisici sembra aver trovato una soluzione - almeno teorica - per un "motore a curvatura che non vada a sfruttare energia negativa"; certo, siamo ancora agli inizi, ma le conoscenze ad oggi esposte lasciano ben sperare sul fatto che un giorno tali idee possano essere messe in pratica per " arrivare la dove nessuno uomo è mai giunto prima! "

LUCE SULL'AMMASSO STELLARE NGC1348

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Tue, 13 Apr 2021 11:24:57 GMT

LUCE SULL'AMMASSO STELLARE NGC1348

NGC1348 è un ammasso stellare di tipo “aperto” situato bel mezzo della Via Lattea in Perseus, scoperto dall'astronomo anglo-tedesco W.Herschel nel 1790; osservato al telescopio, esso appare immerso in un ricco campo stellare, dominato da una stella arancione, evidentemente una componente evoluta.

Per far luce sulle sue proprietà di questo gruppo di stelle, uno degli oltre 1.000 oggetti di questo tipo ad oggi individuati nel disco galattico, un team di astronomi dell'Università di Scienza e Tecnologia della Cina (USTC) ha condotto uno studio fotometrico sulle stelle di NGC1348 (quelle situate entro un raggio di 10’ d’arco dal suo centro) per determinare parametri fondamentali la funzione di massa, l’orbita galattica e la cinematica del gruppo; il set di dati è quello ottenuto dai telescopi GAIA (ESA), WISE (NASA) e Pan-STARRS1, incrociandoli con quelli ottenuti dall’UKIRT InfraRed Deep Sky Surveys e dal Photometric All-Sky Survey dell’AAVSO.

Il team ha quindi identificato 438 stelle membri di NGC1348 con probabilità di appartenenza superiori al 50% e fino alla 20a magnitudine. Il raggio di NGC1348 è stato calcolato in circa 18,48 anni luce mentre il suo raggio gravitazionale è stato stimato in circa 30 anni-luce. NGC1348 si trova a circa 8.500 anni-luce dal Sistema Solare, una distanza maggiore di quanto in precedenza ritenuto; dal confronto del diagramma colore-magnitudine con le isocrone teoriche, l'età dell'ammasso è stata stimata in circa 160 milioni di anni: giovanissimo, quindi.

La stessa ricerca ha rilevato come NGC1348 sia affetto da segregazione di massa (anche se con un valore tutto sommato contenuto, 1,3 in un range tra 1,0 e 4,1 masse solari), dal quale si evince come NGC1348 sia un ammasso stellare composto da stelle da massa tutto sommato simile e, di conseguenza, “dinamicamente rilassato”.

(Image credits: sopra, Devendra Bisht, University of Science and Technology of China (USTC); sotto, Aladin Sky Atlas/Donald Pelletier )

GLI "STARNUTI" DI VY CANIS MAJORIS

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Thu, 08 Apr 2021 09:48:06 GMT

GLI "STARNUTI" DI VY CANIS MAJORIS

Nell’angolo sud-orientale di Canis Major, non lontana dal bell’ammasso stellare NGC2362, è presente un’anonima stella di ottava grandezza che, osservata già con al binocolo, evidenzia una spiccata colorazione rossastra; si tratta di VY Canis Majoris (abbreviato in VY CMa), il cui nome forse risuonerà nella memoria di chi legge in quanto tale astro, lontano 4.000 anni-luce dal Sistema Solare, è stato a lungo considerato quale la più grande stella nota nella Galassia. Le più recenti stime determinano il raggio di VY CMa in circa 1.420 volte quello del Sole da cui deriva un volume quasi 8 miliardi di volte quello della nostra stella!

Giusto per dare qualche indicazione sulle effettive dimensioni di tale colosso, un’ipotetica astronave che si muovesse alla velocità della luce impiegherebbe ben 6 ore per completare una circumnavigazione equatoriale alla sua superficie, rispetto ai 14,5” impiegati per compiere un giro sulla fotosfera del Sole; ma poteremmo anche dire che se VY CMa fosse idealmente sostituita al nostro amato Sole, la sua superficie oltrepasserebbe l'orbita di Giove!

Il suo enorme raggio pone VY CMa alquanto vicina al cosiddetto “limite di Hayashi”, che nessuna stella in equilibrio idrostatico (ricordiamolo, tra la pressione di radiazione, esercitata attraverso l’emissione di energia, e la gravità esercitata dalla propria massa) può eccedere; tale limite costringe stelle evolute, durante la loro fase di espansione, a non eccedere un certo raggio indotto dalla propria massa.

VY CMa si trova in una fase alquanto turbolenta alla fine della propria vita, tanto da espellere grandi quantità di massa (sotto forma di materia gassosa), a seguito di pulsazioni, che poi va a disporsi attorno ad essa formando sorta di nodi o archi. L’elevata risoluzione angolare del telescopio spaziale Hubble ha permesso di riprendere una nebulosa, circostante la stella ed estesa per oltre 3 trilioni di chilometri (!), composta da materiale espulso dalla ipergigante (la quale appare come il punto luminoso in alto a sinistra: scenario ritratto, a dx, anche artisticamente) a mo' di veri..."starnuti"!

Analizzando i dati ottenuti, è stato possibile stimare come tale fase turbolenta sia iniziata poco più di 1.000 anni fa per finire appena una trentina di anni fa. Confrontando i tempi derivati dalle osservazioni con le variazioni luminose della stella ritrovate nei registri storici, un team di ricercatori dell'Università del Minnesota ha scoperto che, a tutti gli effetti, molte di queste emissioni di materia corrispondono a periodi durante i quali la luminosità apparente di VY CMa era soggetta ad evidenti diminuzioni nella sua luce.

I più attenti ricorderanno che, poco più di un anno fa, anche la nota supergigante rossa Betelgeuse presentò un evidente calo luminoso, dovuto all’espulsione di una nube di gas freddo e polveri (che, data la fredda temperatura, si creano quali meri composti molecolari) che andò ad eclissarne parte della luminosità apparente: evento non dissimile da quelli presentati da VY CMa e che sembra essere alquanto comune nelle supergiganti rosse. Tuttavia, d ato il comportamento così complesso esibito da VY Canis Majoris, questa potrebbe trovarsi in una particolare fase della sua evoluzione, ad oggi non riscontrata in nessun'altra delle superiganti ed ipergiganti rosse note nella Via Lattea non riscontrata: preludio della sua morte? Non è noto ancora quando, ma la stella sta sicuramente giungendo al termine della sua breve vita, che concluderà esplodendo come supernova di tipo II e lasciando sicuramente un buco nero quale residuo finale del suo nucleo.

(Image credits: NASA/ESA/R. Humphreys (University of Minnesota); illustration: NASA/ESA/R. Humphreys (University of Minnesota)/J. Olmsted (STScI))

COR CAROLI E LE STELLE VARIABILI MAGNETICHE

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Fri, 02 Apr 2021 13:49:52 GMT

COR CAROLI E E LE STELLE VARIABILI MAGNETICHE

Nelle nottate primaverili è visibile uno degli asterismi meno noti, il cosiddetto “diamante della Vergine”, delineato quattro stelle: Spica (α Vir), Denebola (δ Leo), Arcturus (α Boo) e Cor Caroli (α CVn). quest’ultima, passante proprio allo zenith, è la stella più più appariscente in Canes Venatici. La denominazione, certamente originale, le fu attribuita nel 1725 dall’astronomo inglese Edmund Halley in onore del Re Carlo II d’Inghilterra, ispirato dallo scienziato di corte Charles Scarborough, che a suo dire vide tale stella splendere molto più vivacemente del normale alla vigilia del ritorno del Re a Londra, il 29 Maggio 1660. Infatti, su parecchie stampe d’epoca, la stella appare raffigurata marcare un cuore incoronato, posto a ridosso del collo del cane Chara.

Cor Caroli splende esattamente di magnitudine 2,9 ma in realtà non è la storia del suo nome ad attrarre l’attenzione su di essa quanto il fatto di essere una tra le doppie più belle visibili attraverso i piccoli strumenti! La principale, una stella bianca dal diametro tre volte quello solare, è affiancata ad una distanza di circa 19 secondi d’arco da una compagna di magnitudine 5,6, dello stesso colore ma dal diametro di poco più grande; si tratta di una compagna fisica, lontana dalla principale circa 800 Unità Astronomiche. Dal momento delle prime misure, ottenute da Otto Wilhelm Struve nel 1830, è stata osservata solo una modestissima variazione nella separazione; a questo proposito Camille Flammarion scrisse “…questi due astri sono tuttavia associati, poiché volano insieme attraverso l’immensità dello spazio con velocità prodigiosa…”; ciò ha portato a concludere che il periodo orbitale della coppia deve essere notevolmente lungo. La coppia di stelle è davvero incantevole alla visione con qualsiasi telescopio, ed alcuni osservatori sembrano avvertire dei leggeri contrasti nel colore delle due stelle, che vengono spesso definite bianco-azzurra, la principale, e giallognola, la secondaria.

La coppia dista 110 anni-luce da noi e la luminosità intrinseca dei due astri, il principale dei quali è una subgigante bianca mentre la secondaria è di sequenza principale, è equivalente rispettivamente a 75 e 7 volte quella del Sole; da studi eseguiti sul loro moto e sulla loro velocità nello spazio, sembra che in realtà le due stelle siano dei membri fuggitivi dell’ammasso stellare delle Iadi, nel Toro.

La stella principale della coppia, α CVn 2, è anche un’interessante variabile, prototipo della classe delle cosiddette variabili a spettro magnetico, complesse stelle caratterizzate da intensissimi campi magnetici, dal migliaio agli oltre trentamila gauss; la polarità dei campi varia contemporaneamente allo stesso periodo rotazione della stella, solitamente lungo qualche giorno. Tra le più note appartenenti a questa classe sono Alkaid (Epsilon UMa), 56 Ari, Chi Ser, Iota Cas e Nekkar (Beta CrB).

Queste sono tutte stelle di tipo spettrale A, appena più luminose delle medesime appartenenti alla sequenza principale, appartenenti ad associazioni stellari; oltre a mostrare una variazione di luminosità nel visuale, generalmente modesta, le stelle magnetiche presentano una marcata variabilità nell’intensità e nella forma di alcune righe spettrali di metalli - presenti in abbondanza assieme alle cosiddette “terre rare”, fatto già di per se anomalo nelle stelle di tipo spettrale A – variazione che ha il medesimo periodo di quella luminosa, generalmente compreso tra poche ore ed oltre 300 giorni. Strano è anche il fatto che l’ampiezza della variazione luminosa è diversa a seconda della banda spettrale considerata. La presenza del campo magnetico su queste stelle è stata scoperta in quanto le righe spettrali appaiono tanto più allargate - il cosiddetto effetto “Zeeman” - quanto più intenso è il campo stesso, che contribuisce anche a rendere polarizzata la luce della stella.

La variazione dell’intensità delle righe metalliche nello spettro di Cor Caroli venne scoperta nel 1906 e, successivamente, nel 1914 venne anche osservata una modesta ma pur presente variazione di 0,05 magnitudini nella luminosità visuale. Oltre a questo, fu notato anche che il colore della stella varia leggermente, dal bianco quando è al minimo di luminosità all’azzurrino quando è invece al massimo, e che l’intensità del campo magnetico varia, in un intervallo tra i +5.000 e i –4.000 gauss, periodicamente e contemporaneamente ai cambiamenti nelle linee spettrali che, come detto, a loro volta variano in sintonia con la variazione nella luminosità della stella.

Oggigiorno si conoscono ancora pochi esemplari di stelle magnetiche, poco più di un centinaio, perché possa essere stilato un modello finale del complesso meccanismo di variabilità di queste stelle. Innanzitutto, si ritiene che l’anomala – altissima – presenza di elementi pesanti, nonché rari, sia dovuta al fatto che il forte campo magnetico concentrerebbe gli ioni, presenti nell’atmosfera della stella, lungo delle “correnti” capaci di generare temperature altissime, che favorirebbero appunto la formazione di reazioni nucleari atte a generare elementi pesanti.

La diversa concentrazione di questi elementi pesanti sulla superficie della stella spiegherebbe le variazioni nelle righe che avvengono con lo stesso periodo di rotazione; allo stesso modo, la variazione di diversa ampiezza che la stella mostra nei colori spettrali sarebbe ben spiegata interpretando che la diversa concentrazione di elementi sulla superficie della stella comporterebbe anche “aree di diversa luminosità”, aventi sempre lo stesso periodo della rotazione della stella.

Lo stesso campo magnetico, secondo alcune teorie, deriverebbe dal campo magnetico galattico inizialmente presente nella nebulosa che ha dato vita alla stella, e successivamente si sarebbe intensificato, contraendosi, proprio quando parte di questa nube iniziava a collassare per dare vita alla protostella, o più semplicemente sarebbe dovuto alla rotazione della stella, in cui intense correnti elettriche genererebbero l’intenso campo magnetico, proprio come in una dinamo.

LE IADI FORSE DISTRUTTE DA UNA NUBE DENSA DI MATERIA OSCURA

Fri, 26 Mar 2021 11:04:55 GMT

LE IADI FORSE DISTRUTTE DA UNA NUBE DENSA DI MATERIA OSCURA

Lontano 153 anni-luce dal Sistema Solare, l’ammasso stellare delle Iadi è il più vicino oggetto di questo tipo al Sistema Solare; composto da stelle luminose, il gruppo è facilmente riconoscibile nel cielo notturno tanto da delineare - alla perfezione, non c’è che dire! - la testa di Taurus, la costellazione in cui il gruppo si ritrova proiettato.

Studi lunghi decenni, condotti sulle Iadi, mostrano come l'ammasso contenga, oltre a quelle visibili ad occhio nudo o con il binocolo, centinaia di altre stelle molto più deboli, tutte sparse entro una regione sferica di circa 60 anni luce di diametro.

In passato, dallo studio delle velocità e dei moti nello spazio di molte stelle sparse sulla volta celeste, venne dimostrato come molte delle componenti delle Iadi si fossero allontanate dal gruppo; m a con la terza release di dati (EDR3) ottenuti dal satellite GAIA (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics, ESA), gli astronomi sono stati in grado di rintracciare quasi tutti gli ex-membri dell'ammasso e di determinare, così, l'esistenza di due "code" composte da stelle andate perse nel tempo, rilevate grazie al fatto che tali stelle si muovono in modo simile alle componenti dell'ammasso stellare.

Percorrendo orbita su orbita attorno al centro galattico, un ammasso stellare solitamente a perdere le sue stelle; cosa che accade, soprattutto, per ammassi gravitazionalmente poco coesi. Nel corso del tempo, dinamiche gravitazionali anche "momentanee" (quali, ad esempio, il passaggio ravvicinato ad altri ammassi stellari o la stessa azione mareale galattica) vanno a modificare le velocità delle stelle componenti, in alcuni casi spazzandole lontano dal gruppo originario. In alcuni casi, possono formarsi proprio “code di marea”, come vengono tecnicamente definite.

Relativamente alle Iadi, simulazioni condotte sui dati di GAIA inerenti velocità e moti nello spazio di milioni di stelle osservate dal satellite hanno condotto alla scoperta di ben due code mareali: una che segue il gruppo, l'altra che addirittura lo precede. I dati di GAIA hanno ora permesso di tracciare queste code in tutto il cielo, numerandone le componenti; teoricamente, entrambe el strutture dovrebbero contenere lo stesso numero di stelle: eppure, nella coda antecedente le Iadi, il numero di stelle presenti sembra essere molto maggiore di quanto teoricamente atteso. Stando alle simulazioni, questa particolare coda avrebbe potuto assumere la sua struttura solo nel caso in cui le Iadi sarebbero andate ad interagire - nel corso dei loro 600 - 700 milioni di anni di vita - con una nube di materia dalla massa stimata in ben 10 milioni di masse solari: tale scontro avrebbe portato il noto ammasso stellare a perdere molte delle componenti originare.

Ad oggi, nessuna nube di gas o altri ammassi stellari sono stati notati nelle vicinanze delle Iadi tali da produrre quanto osservato; è stato quindi suggerito che tale "oggetto invisibile" potrebbe essere una nube densa di materia oscura, forse nata durante le fasi di gestazione della stessa Galassia.

"MACCHIE BLU" RISOLTE IN AMMASSI DI STELLE

Thu, 25 Mar 2021 20:18:45 GMT

"MACCHIE BLU" RISOLTE IN AMMASSI DI STELLE

Parlavamo ieri, in questa pagina, della galassia Holmberg IX, vicina della nota M81 (uno dei target preferiti in questo periodo dell'anno da parte degli astofotografi) e di come la sua stessa struttura sia causa diretta dei passaggi ravvicinati avuti con la sua sorella maggiore e, forse, anche con la vicina M82.

Riprendendo l'area in questione, il telescopio spaziale Hubble (NASA) è riuscito a risolvere degli strani oggetti - precedentemente soprannominati "macchie blu" - in ammassi di luminose stelle blu, nate da una preesistente galassia, andata distrutta circa 200 milioni di anni fa a seguito di passaggi ravvicinati ad M81. Le macchie blu - ognuna con massa decine di migliaia di volte quella del Sole - si trovano lungo un ponte sottile di gas esistente fra le tre galassie coinvolte nei passaggi ravvicinati: M81, M82 ed NGC3077, lontane "solo" 12 milioni di anni-luce dalla Via Lattea.

I filamenti di gas precedentemente osservati nella zona erano considerati poco densi al fine di dar vita a tante numerose e massicce stelle; questi ammassi stellari potrebbero essersi formati da collisioni e successive turbolenze del gas ivi presente: eventi che avrebbero così aumentato la densità dello stesso gas.

(Image credits: NASA, ESA, D. de Mello)

ANCORA LUI: E STAVOLTA RIVELA IL SUO CAMPO MAGNETICO!

Wed, 24 Mar 2021 21:30:12 GMT

ANCORA LUI: E STAVOLTA RIVELA IL SUO CAMPO MAGNETICO!

Gli appassionati di buchi neri (e di fantascienza) ricordano di sicuro quando il 10 aprile 2019 il team dell'Event Horizon Telescope (EHT) pubblicò formalmente la prima, storica immagine in assoluto di un buco nero, quello supermassiccio al centro della galassia ellittica M87, rivelando la luminosa luminosa struttura ad anello avvolgente l'orizzonte degli eventi del buco nero, oltre il quale tutto scompare, luce compresa: un'immagine che rispecchiava - quasi alla perfezione - quelle virtuali prodotte per decenni attraverso le simulazioni con super-computers.

Da allora, EHT ha approfondito i dati su questo corpo dalla massa 6,6 miliardi di volte quella del Sole! La scoperta è che una consistente frazione della luce emessa dalla zona circostante il buco nero è polarizzata; fenomeno che accade quando la luce viene emessa in regioni fortemente magnetizzate. Esattamente come gli occhiali da Sole polarizzati permettono di vedere meglio riducendo i riflessi e l'abbagliamento dalle superfici luminose, allo stesso modo i dettagli più minuti della regione attorno al buco nero possono essere osservati tenendo conto di come la luce da li proveniente risulta polarizzata, consentendo di mappare le linee del campo magnetico presenti attorno al buco nero.

Ed è, in assoluto, la prima volta che gli astronomi sono stati in grado di osservare le linee di forza di un campo magnetico di un buco nero - tra l'altro situato a ben 55 milioni di anni-luce di distanza! - dal momento in cui, proprio da queste, vengono sparati nello spazio i getti altamente energetici provocati dal materiale gassoso in caduta sull'orizzonte degli eventi del buco nero: parte di questo riesce a sfuggire - pochi istanti prima di oltrepassare l'orizzonte degli eventi - e sospinto nello spazio sotto forma di getti altamente energetici, estesi per almeno 5.000 anni-luce dal centro della galassia.

(Image credits: EHT)

I MISTERI DI CENTAURUS A

Wed, 24 Mar 2021 21:24:35 GMT

I MISTERI DI CENTAURUS A

Per quanto noto dai modelli astrofisici sull'evoluzione di stelle di massa solare, una volta esaurito l'idrogeno quale combustibile nucleare quando divenute espanse giganti rosse, i nuclei di queste vanno incontro ad un collasso per formare piccole stelle degeneri sostenute dalla pressione elettronica del proprio gas degenere: le nane bianche, piccole, dense e molto calde. Gli strati gassosi della gigante rossa esterni al nucleo che subisce tale collasso vengono invece espulsi dalla pressione di radiazione dalla stella morente (che è anche poco densa), formando nubi di gas in espansione - rese fluorescenti dalla ionizzazione indotta dalla calda nana bianca - ma dalla vita piuttosto effimera in termini astronomici: le nebulose planetarie, target degli astrofotografi a causa delle loro forme spesso belle e complesse.

Il caso di Abell 78 , una nebulosa planetaria situata in Cygnus e lontana circa 5.000 anni-luce dal Sistema Solare -, visibile in questa splendida immagine somma dida ti della Wide Field Camera 3 di Hubble e del Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System - è alquanto curioso per la sua "rinascita".

Sebbene la piccola nana bianca abbia smesso di fondere sia idrogeno che elio, una reazione termonucleare ancora in corso alla sua superficie porta tale stesso gas a venire espulso dalla stella ad alta velocità; tale fenomeno va a spazzare letteralmente via il materiale gassoso della primeva nebulosa planetaria: impatto che produce i filamenti gassosi e il guscio dalla forma irregolare attorno alla nana bianca. Il bagliore con tinta blu-verde visibile corrisponde all'emissione di atomi di ossigeno doppiamente ionizzati.

LE GIOVANISSIME STELLE DI HOLMBERG IX

Wed, 24 Mar 2021 21:23:39 GMT

LE GIOVANISSIME STELLE DI HOLMBERG IX

Una cosa che ci piace da sempre fare è quello di portare all'attenzione di curiosi ed appassionati l'esistenza di oggetti peculiari e del tutto sconosciuti ai più. E' il caso di questa galassia nana irregolare, nota come "Holmberg IX", situata sul bordo esterno di una delle più belle e fotografate galassie del cielo di primavera: M81, la famosa "galassia di Bode" in Ursa Major. L'immagine che qui alleghiamo venne rirpesa dal telescopio spaziale Hubble nel 2006. Holmberg IX è una galassia del tipo "magellanico" in quanto le sue dimensioni ed irregolarità nella forma sono simili alla Piccola Nube di Magellano, famosa satellite della Via Lattea. Scoperta nel 1959 dall'astronomo Sidney van den Bergh, tale galassia ricevette il nome di Eric Holmberg, che dedicò i suoi studi ai gruppi di galassie.

Si ritiene che questa piccola ed alquanto debole galassia, della quale sono perfettamente risolte le singole stelle, sia nata a seguito di un'interazione tra le due note galassie M81 ed M82. Delle oltre 20.000 stelle che compongono l'oggetto, pienamente risolte in questa bellissima ripresa, solo il 10% sono considerate "vecchie", con età di diversi miliardi di anni mentre le restanti sono tutte giovani (da cui il loro colore azzurro, ben visibile), con età comprese tra 10 e200 milioni di anni.

Simulazioni effettuate a super-computers mostrano come il tripletto di galassie M81, M82 ed NGC3077 abbiano sperimentato un passaggio ravvicinato tra loro circa 200-300 milioni di anni fa: proprio tale incontro potrebbe aver innescato la formazione di nuove stelle oggi presenti in Holmberg IX: vi sono molte galassie di piccola massa nei dintorni del Gruppo Locale ma nessuna di queste possiede una così grande percentuale di giovani stelle come nel caso di Holmberg IX.

"SECONDA VITA" PER UNA NEBULOSA PLANETARIA

Tue, 23 Mar 2021 11:39:30 GMT

"SECONDA VITA" PER UNA NEBULOSA PLANETARIA

NUOVA “NOVA” IN CASSIOPEIA!

Mon, 22 Mar 2021 15:06:36 GMT

NUOVA “NOVA” IN CASSIOPEIA!

La sera del 18 marzo, l'astronomo non-professionista giapponese Yuji Nakamura, puntando il suo telescopio verso l’ammasso stellare Messier 52 in Cassiopeia ha notato la presenza di una nuova stella di magnitudine 9,6. Allertata velocemente l'Università di Kyoto, la nuova stella è stata quindi osservata col telescopio Seimei da 3,8 metri di diametro attraverso il quale è stato anche ottenuto uno spettro.

Il nuovo oggetto, provvisoriamente catalogato come PNV J23244760 + 6111140, è risultato essere una nova classica: anche in questo caso, una nana bianca in orbita attorno ad una compagna espansa, ha accresciuto la propria massa “rubando” materiale gassoso (essenzialmente, idrogeno) alla sorella maggiore fino a che, raggiunta una condizione con una certa temperatura e densità, sulla fotosfera della piccola stella si è innescata una reazione di fusione nucleare non controllata attraverso la quale gran parte dell'idrogeno ivi accumulato è andato a fondersi in elementi più pesanti attraverso il ciclo CNO: l'immensa energia prodotta ha portato quindi ad incrementare la luminosità della nana bianca di diverse magnitudini nel giro di poche ore.

Nel giro di un solo giorno, la nova ha incrementato la sua luminosità di 2 ordini di grandezza, tanto da divenire visibile con un binocolo conoscendone l’esatta posizione, della quale riportiamo - qui di seguito - le coordinate: Ascensione Retta: 23h 24m 47.60s; Declinazione: + 61 ° 11 '14,0 ". Nell'i mmagine sopra (ripresa da Yuji Nakamura), la nova, visibile in quella a sx, non compare nell'immagine a dx, ripresa 4 giorno prima.

Immagine sotto: posizione indicativa della nuova "nova" in Cassiopeia (Image credits: Alison Klesman, via TheSkyX)

I COLORI (ED EVOLUZIONE) DELLE STELLE - 2a parte

Fri, 19 Mar 2021 17:19:02 GMT

I COLORI (ED EVOLUZIONE) DELLE STELLE - 2a parte, di Mario Furlan

Come già accennato, la maggior parte delle informazioni di cui disponiamo sulle condizioni fisiche delle stelle è ottenuta dai loro spettri.

L'energia prodotta al loro interno filtra gradualmente verso la superficie attraverso i gas incandescenti di cui le stelle sono composte, attraverso una graduale diminuzione della temperatura e della densità di tali gas; una stella, in realtà, non possiede una superficie nettamente definita proprio in quanto la densità dei gas diminuisce gradualmente verso l'esterno fino ad annullarsi completamente. Ad ogni modo, nella parte più esterna degli astri vi è una regione il cui materiale diventa trasparente alla luce: la fotosfera, lo strato dove il caratteristico spettro delle stelle viene a tutti gli effetti “creato”.

L'energia luminosa che abbandona la stella ha uno spettro che è governato dalla temperatura, dalla densità e composizione chimica di questo strato di gas il cui spessore è appena un millesimo - o addirittura meno - del raggio della stessa.

Lo spettro detto “ continuo ” è prodotto dalle regioni calde sottostanti alla fotosfera mentre le “righe di assorbimento” sono dovute agli atomi e alle molecole presenti nell'atmosfera stellare, più fredda.

Lo spettro detto " di assorbimento ” è costituito da righe scure sovrapposte alla striscia iridata continua; tali righe sono dovute al fatto che gli atomi dell'atmosfera stellare assorbono certe lunghezze d'onda tipiche dello spettro continuo.

Le stelle non sono quindi dei semplici punti luminosi imperscrutabili, ma oggetti con una personalità individuale e i loro spettri continui, assieme a quelli a righe di assorbimento, possono essere definiti come i veri pilastri che sorreggono tutte le teorie sull’astrofisica stellare e, di conseguenza, molte delle nostre conoscenze sull’Universo.

La struttura di una stella viene determinata identificando le combinazioni di righe che i suoi elementi chimici creano attraverso il suo spettro: a seconda della struttura atomica dell'elemento, il suo spettro può avere molte o poche righe ma per ogni particolare elemento la disposizione delle righe e la composizione dello spettro è la medesima ed è diversa da quella di qualsiasi altro elemento.

La temperatura di una stella è indicata proprio dal numero di righe nello spettro: a temperature elevate, ad esempio, si hanno poche righe perché pochi elementi rimangono nel loro stato naturale.

La velocità di una stella nel suo moto di avvicinamento o di allontanamento dal Sistema Solare è indicata dallo spostamento delle sue righe spettrali; questo avviene “verso il blu”, a sinistra dello spettro, se la stella si avvicina mentre avviene “verso il rosso”, a destra dello stesso, se si allontana. Più grande è la velocità della stella, maggiore è lo spostamento delle sue righe. L'entità dello spostamento viene determinata comparando le righe dello spettro in questione con quelle di un campione di laboratorio; tale cambiamento apparente delle lunghezze d'onda di una radiazione luminosa è il ben noto effetto Doppler , che si verifica anche in presenza di onde sonore. Il riscontro pratico lo si ritrova nel fatto ben noto del cambiamento di altezza nel fischio della sirena di una sorgente sonora che prima si avvicina ( con un suono acuto o di alta frequenza ) e per poi allontanarsi ( con un suono grave ).

Le caratteristiche principali dell'aspetto di uno spettro stellare sono governate, come già detto, per lo più dalle temperature effettive delle stelle. Una composizione chimica insolita può modificare radicalmente lo spettro di una stella ma la grande maggioranza delle stelle, quelle così dette normali, hanno una composizione molto simile a quella del Sole.

L'ampio intervallo di temperature ha come conseguenza una grande varietà di spettri. Questi sono classificati in sette gruppi principali che formano una sequenza di temperature e di colori; ogni classe è designata da una lettera dell'alfabeto. Tali classi sono, dalle più calde alle più fredde: O, B, A, F, G, K, M, e sono associate ad una ulteriore suddivisione in 10 sottoclassi numerate da 0 a 9 ( tra gli addetti ai lavori esiste un famoso ausilio mnemonico per ricordarne la sequenza con le iniziali della frase - in inglese - “Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me!" ovvero “Sii una ragazza carina, baciami!” )

La strana sequenza di lettere sopra descritta deriva da un metodo piuttosto empirico di classificazione, sviluppato nei primi anni di questo secolo, metodo che prevedeva la classificazione degli spettri ordinata per densità crescenti delle righe dell'idrogeno, ma in presenza di classi spurie fu necessario rettificare la scala secondo una semplice sequenza di temperature pur mantenendo grosso modo l'ordine alfabetico storico.

Due grandi astronomi dello scorso secolo, il danese Ejnar Hertzsprung e lo statunitense Henry Norris Russel, notarono - indipendentemente l’uno dall’altro - che quasi tutte le stelle blu sono intrinsecamente molto brillanti e constatando l'esistenza di due specie di stelle rosse: una poco luminosa, l'altra molto.

Tale particolarità risultò ancora di più quando i due astronomi misero i punti rappresentativi delle stelle ( luminosità e temperatura ) in un diagramma in cui erano riportate la loro luminosità assoluta ( sulle ordinate, in ordine crescente di valori ) e la loro temperatura superficiale ( sulle ascisse, in ordine decrescente ): parve quindi chiaro come certe combinazioni di luminosità e di temperature erano molto più frequenti di altre; inoltre notarono due distinti raggruppamenti disposti in fasce.

Il diagramma così creato prese, in seguito, il nome dei suoi ideatori: si tratta, infatti, del famoso diagramma H-R .

Una delle due fasce, quella disposta diagonalmente, è chiamata sequenza principale o anche "branca delle nane"; contiene la maggior parte delle stelle, parte dai valori relativi alle stelle molto luminose e di alta temperatura superficiale ( in alto a sx ) per finire con stelle a bassa luminosità e bassa temperatura ( in basso a dx ).

La seconda fascia, posta quasi orizzontalmente, viene chiamata branca delle giganti e raggruppa le stelle che hanno elevata luminosità e bassa temperatura.

Un terzo gruppo, posto nella parte superiore del diagramma, è noto come il branca delle supergiganti , composto da stelle luminosità ancora maggiore delle giganti e da temperature che spaziano su un range più ampio di temperature.

Infine, situato molto al di sotto della sequenza principale, c'è il gruppo delle così dette nane bianche , stelle calde ma poco luminose a causa delle loro alquanto ristrette dimensioni.

La posizione di una stella nel diagramma H-R dipende dunque dalla sua massa, dalla sua composizione chimica e dalla sua età; questa posizione però non è statica ma cambia man mano che il tempo passa e che le reazioni nucleari, al suo interno, ne modificano la struttura ( il Sole occupa un posto intermedio fra le stelle della sequenza principale in quanto ha una magnitudine assoluta di +4,79 ed una temperatura superficiale di circa 5.700 K: è classificato come una nana gialla di tipo spettrale G2 ).

E' sufficiente ricordare che una stella trascorre la maggior parte della sua vita fondendo idrogeno in elio e che, in tale periodo, si trova nel diagramma H-R su un qualche punto sulla sequenza principale determinato proprio dalla sua massa iniziale.

Quando una parte significativa del suo idrogeno è stato consumato e convertito in altri elementi, nella struttura della stella si verificano mutamenti che ne determinano una forte espansione nonché un aumento della luminosità assoluta cosicché la stella “esce” dalla sequenza principale per spostarsi nella categoria delle giganti o delle supergiganti. Infine, quando tutti i possibili combustibili nucleari sono stati esauriti, la stella giunge al termine della sua evoluzione luminosa.

Se la sua massa è dell'ordine della massa del Sole, il nucleo della stella collasserà divenendo una nana bianca ( il resto del suo materiale gassoso costituente verrà espulso formando una effimera nebulosa planetaria che, col tempo, andrà a dissolversi ) composta da gas degenere che sosterrà un ulteriore collasso con la pressione data dai soli elettroni.

Quando la massa della stella è compresa tra 1,4 e 3 volte la massa del nostro Sole, essa esploderà dando origine ad una supernova cosiddetta "di tipo II"; della stella progenitrice resterà una nube di materiale gassoso in espansione mentre il nucleo della stella non andrà distrutto bensì muterà in oggetti ancora più esotici. Nel primo caso, quando il nucleo della stella progenitrice della supernova di "tipo II" ha massa non dissimile ad quella solare, esso potrà divenire una piccolissima e densissima stella degenere sostenuta dalla pressione esercitata dai suoi soli neutroni: per l'appunto, una stella di neutroni .

Per stelle con massa ancora maggiore, il destino riserva un destino ancor più incredibile: schiacciate sotto il loro stesso peso, non più sostenuto da alcun tipo di pressione di gas degenere, la loro densità diventerà così elevata al punto che l’immenso campo gravitazionale prodotto da tale 'oggetto collassato attorciglierà su se stesso il tessuto spazio temporale in cui è immerso: ciò che resta di quella che una volta era una stella scomparirà quindi alla vista, isolandosi dall’Universo conosciuto per formare un buco nero , che si manifesta unicamente attraverso il suo campo gravitazionale.

Ciò che era una volta una stella è ora invisibile e i suoi bellissimi colori, resi visibili attraverso le sue fasi evolutive, sono ora più che mai spenti...

L'ORIGINE DALLA LUCE ZODIACALE: MARTE?

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Thu, 18 Mar 2021 11:16:04 GMT

L'ORIGINE DELLA LUCE ZODIACALE: MARTE?

Lanciata il 5 agosto 2011 per raggiungere il gigantesco Giove e studiarne le proprietà strutturali, la sonda robotica Juno (NASA) ha attraversato per ben due volte la nota fascia degli asteroidi, interposta tra Marte e il gigante gassoso.

Transitando in tale area, una delle quattro telecamere utili a rilevare la posizione delle stelle per tracciare il percorso della sonda venne utilizzata anche per fotografare eventuali asteroidi presenti nella zona ma ancora sconosciuti. Le immagini così riprese, centinaia di migliaia, hanno invece mostrato grandi quantità di polvere, minuscoli frammenti di detriti grandi solo un millimetro ed anche meno che andavano letteralmente a sbattere contro i grandi pannelli solari della sonda che li intercettava alla straordinaria velocità di ben 16.000 chilometri all’ora! Divenuti a tutti gli effetti dei giganteschi rivelatori di polvere, i pannelli solari di Juno (ognuno lungo ben 9 metri) hanno consentito ricercatori di mappare come la polvere venga dispersa in tutto il Sistema Solare interno.

Per lungo tempo, è stato ritenuto che fosse proprio tale polvere (la cui origine era ritenuta essere negli impatti avvenuti tra gli asteroidi, mischiandosi a quella rilasciata dalle comete) a causare la cosiddetta “luce zodiacale”, fenomeno visibile dalla Terra come una luce dalla forma vagamente triangolare ( qui ripresa nella bella foto, sopra visibile, del nostro fotografo David Kralj dalla località Sleme, in Slovenia, nei pressi del passo della Moistrocca/Vršič ), prodotta dalla riflessione della luce solare da parte di questi minuscoli detriti (proprio in questo periodo, la luce zodiacale si rende visibile dopo durante il crepuscolo, sull'orizzonte occidentale, stagliandosi sulle costellazioni Aries e Taurus).

I dati ottenuti da Juno sono quindi stati utili a mappare la distribuzione di questa “polvere zodiacale” (così come viene ora chiamata), che si estenderebbe dall'orbita terrestre fino a poco oltre l'orbita di Marte, li confinata dalla gravità di Giove.

La cosa più sorprendente è però che la maggior parte della polvere situata in questa vasta area possiede delle proprietà “orbitali” (attenzione: non spettrometriche ovvero di composizione chimica) che assomigliano molto a quelle di Marte: motivo per il quale si ritiene adesso che il pianeta rosso possa essere origine di gran parte della polvere zodiacale. Al fine di verificare tale ipotesi, sono state avviate delle simulazioni che tengono conto di come tale polvere interagisce con la gravità di Giove nel tempo nonché di come tale polvere venga illuminata dal Sole: non solo i risultati ottenuti corrispondono esattamente a come la luce zodiacale appare vista dalla Terra ma indicano quale punto di origine di tali particelle proprio Marte.

Ma come farebbe la polvere zodiacale a sfuggire dal pianeta rosso? Come noto, Marte è ben famoso per le incredibili tempeste di polvere che riescono ad avvolgere l’intero pianeta in breve tempo ( ben visibile, nell'immagine pubblicata qui di seguito, la grande tempesta marziana del 2011; credits: NASA/JPL/MSSS ); questa è la prima (e forse, anche più logica) ipotesi che é stata avanzata quale soluzione. Tuttavia, il team della sonda MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN), posta in orbita attorno a Marte, afferma che non esiste alcun meccanismo fisico che descrive tali tempeste come “propulsori” della polvere marziana nello spazio.

Lo stesso team ha quindi suggerito che la fonte possa essere non tanto lo stesso pianeta quanto le sue lune Phobos e Deimos , a seguito di impatti di micrometeoroidi alla loro superficie; ipotesi che, al momento, resta non confermata.

La certezza, al momento, è che chi avrà la fortuna di osservare il debole bagliore della luce zodiacale, potrà contemplarla quale mero riflesso di frammenti marziani.

PATTERN COSMICI CHE SI RIPETONO

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Wed, 17 Mar 2021 11:26:23 GMT

PATTERN COSMICI CHE SI RIPETONO

Il telescopio spaziale Hubble (NASA) ha effettuato questa bellissima ripresa della galassia lenticolare NGC1947 (a sx), situata nell'australe Doradus. Lontana 40 milioni di di anni-luce dalla Via Lattea, tale oggetto è il risultato di una fusione di due oggetti primevi quali una galassia a spirale ed una ellittica. La sua forma - e in particolare l’anello di polveri equatoriale, qui visto dal “di sopra” - ricorda incredibilmente la ben più nota NGC5128 (Centaurus A, a dx).

I resti, a mala pena visibili, delle braccia a spirale della fu-spirale si possono ancora distinguere nei fili sottili filamenti di oscure polveri che la circondano. Privata, a seguito dell'immane scontro, del gas che nella precedente galassia a spirale - sua genitrice - contribuiva alla formazione di nuove stelle, NGC1947 si ritrova quindi ad essere quasi una galassia sterile che, a lungo termine, con la fine delle sue stelle, andrà a svanire.

Come le leggi fisiche che regolano il macro ed il micro-cosmo, anche le dinamiche inerenti la formazione e l'evoluzione delle galassie si ripetono nel buio degli anni-luce.

(Image credits: NGC1947: ESA/Hubble & NASA; NGC5128: ESO)

240 ANNI FA, LA SCOPERTA DI URANO

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Tue, 16 Mar 2021 15:32:14 GMT

240 ANNI FA, LA SCOPERTA DI URANO

Sono passati tre giorni dal 240° anniversario di quando, improvvisamente, il Sistema Solare divenne il doppio più grande di quanto fino ad allora noto: il 13 marzo del 1781, infatti, l’astronomo anglo-tedesco William Herschel scopriva il terzo dei pianeti giganti gassosi, quello dalla delicata tinta acquamarina, per intenderci: Urano.

Herschel (1738-1822) è stato il più grande osservatore visuale di tutti i tempi: inizialmente un ottimo musicista quale organista, violinista, oboista e clavicembalista, Herschel era un vero genio, una persona colta che insegnava anche matematica e meccanica ma fu la curiosità indotta dallo studio della fisica ottica che ne accese il profondo interesse nell'Astronomia. Costruiti in proprio specchi di grande diametro, supportato dalla sorella Caroline in lunghe ore passate al freddo dalla ricerca di stelle doppie, sistemi stellari ed altri oggetti che all’epoca erano una novità nel panorama astronomico, la sera del 13 marzo 1781 osservò nell’oculare del suo telescopio dallo specchio di 16 cm di diametro “qualcosa” che, certo, non si aspettava.

Come Herschel stesso riportò nei suoi appunti “ mentre stavo esaminando le piccole stelle nelle vicinanze di H Geminorum", la mia attenzione fu attirata da una stella che appariva visibilmente più grande delle altre ". Colpito dalla differenza di grandezza e dimensione apparente della “stella” in questione, Herschel pensò di aver scoperto una nuova cometa; tuttavia, il grande astronomo non era convinto come una cometa possedesse un disco così ben definito oltre che la completa assenza di chioma e coda!

Riferendo di tale strano oggetto all'astronomo reale Nevil Maskelyne, ben presto fu chiaro che non si trattava di una cometa. Come lo stesso Maskelyne riportò in una lettera ad Herschel, " Devo riconoscere il mio obbligo nei tuoi confronti per la comunicazione della tua scoperta dell'attuale cometa, o pianeta, non so come chiamarlo; è probabile che sia un pianeta normale che si muove in un'orbita quasi circolare attorno al Sole come una cometa che si muove in un'ellissi molto eccentrica ".

Nei mesi successivi, l'astronomo svedese Anders Lexell e gli astronomi francesi Jean-Baptiste Saron e Pierre Laplace dimostrarono come le caratteristiche orbitali dell'oggetto erano davvero più simili a quelle di un pianeta che a quelle di una cometa: i calcoli dell'orbita del nuovo pianeta indicavano come questo si trovasse ad una distanza doppia dal Sole rispetto a quella di Saturno! Non solo: il nuovo pianeta, oltre che essere distante, doveva essere anche enorme. Lo stesso Herschel suggerì un diametro equatoriale di circa 55 mila chilometri, pari a quattro quello della Terra: una stima non lontana dal reale diametro, pari a 51.500 chilometri, come rilevato dalla sonda Voyager 2.

In qualità di scopritore del nuovo pianeta, Herschel ricevette i meritati onori quali l'appartenenza alla Royal Society, la prestigiosa medaglia Copley, una pensione reale nonché, forse quello che per lui era il massimo, il finanziamento per costruire il più grande telescopio del mondo in quel momento! Circa il nome da attribuire al nuovo pianeta, alcuni astronomi ritennero che questo dovesse essere chiamato col nome dello scopritore, “Herschel” mentre il diretto interessato, per ingraziarsi il re d'Inghilterra Giorgio III, suggerì quale nome quello di “Georgium Sidus”(letteralmente, “il corpo celeste di Giorgio”). Il nome Urano venne attribuito 1783 a seguito di una proposta avanzata dall'astronomo tedesco Johann Elert Bode scegliendo quello del padre mitologico di Saturno.

Non tutti sanno che Herschel, però, non fu in realtà la prima persona ad osservare Urano: l’astronomo reale britannico John Flamsteed osservò Urano ben sei volte nel 1690, ad esempio, ma lo catalogò purtroppo come una stella; anche il francese Pierre Charles Lemonnier lo vide una dozzina di volte ma anch’egli non notò il movimento tra le stelle di fondo pur osservandolo quattro notti di fila!

IL MISTERIOSO PENNACCHIO MARZIANO

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Wed, 10 Mar 2021 20:45:56 GMT

IL MISTERIOSO PENNACCHIO MARZIANO

Sebbene Marte sia costantemente monitorato, dall’esterno e alla sua superficie, da un gran numero di sonde robotiche inviate a studiarne le dinamiche geologiche ed atmosferiche, il pianeta rosso riserva ancora numerosi segreti. Uno di questi è la cosiddetta ricorrente apparizione di AMEC (acronimo di Arsia Mons Elongated Cloud), una nube lunga e sottile costituita da acqua ghiacciata che sembra partire da Mons Arsia, vulcano marziano alto ben alto 20 chilometri.

Nonostante le apparenze, tale pennacchio non è tuttavia legato ad una qualche attività vulcanica (Arsia Mons, molto probabilmente, fu l'ultima volta attivo quale vulcano almeno 50 milioni di anni ora sono) quanto ad un flusso d'aria che, in qualche modo, verrebbe influenzato dalla pendenza del lato dell’Arsia non rivolto verso il vento. Fenomeno che accade anche qui da noi, sulla Terra, noto come "nuvole di Lee". Come noto, quando aria stratificata si muove da un punto basso a uno più alto, essa si raffredda e, condensando, crea nuvole; al contrario delle nubi che vagano nel cielo, una nuvola "sottovento" è legata alla caratteristica del paesaggio che l'ha formata, tanto che si verificano sempre sul lato "sottovento", per l'appunto, dell'oggetto morfologico - tipicamente una montagna o un flusso d'aria - che le crea.

AMEC, che può raggiungere anche i 1.800 chilometri di lunghezza, si forma ogni anno attorno al solstizio meridionale marziano, ripetendosi per circa 80 giorni seguendo un rapido ciclo giornaliero. Il solstizio meridionale marziano è il periodo dell'anno in cui il Sole si trova nella posizione più meridionale dei cieli rosso pianeta; esattamente come accade sulla Terra, per l’emisfero settentrionale, alla data del 21 dicembre. Nelle prime ore mattine, la fugace nuvola cresce per circa tre ore per poi scomparire rapidamente qualche ora più tardi. Ad ogni modo, da quanto tempo tale ciclo perdura e perché si formi solo al mattino, restano ancora misteri marziani da svelare.

Le immagini che qui alleghiamo sono state riprese il 17 e 19 luglio dalla Visual Monitoring Camera (VMC) installata sulla sonda Mars Express, in orbita attorno al pianeta rosso da ben 16 anni.

NEW HORIZONS PUO' TROVARE IL PIANETA 9?

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Thu, 25 Feb 2021 11:53:49 GMT

NEW HORIZONS PUO' TROVARE IL PIANETA 9?

Lanciata il 19 Gennaio 2006, la sonda robotica New Horizons (NASA) raggiunse il pianeta nano Plutone e il suo sistema il 14 Luglio 2015 per poi proseguire verso Arrokoth, oggetto trans-nettuniano raggiunto l’1 Gennaio 2019. Da allora, New Horizon prosegue nel suo viaggio; al momento, dovrebbe aver raggiunto il limite esterno della cosiddetta “fascia di Kuiper”, remota area popolata da un elevato numero di oscuri TNO ( acronimo di “Trans-neptunian objects”, oggetti situati oltre l’orbita di Nettuno, l’ultimo pianeta ) composti principalmente da sostanze volatili quali ammoniaca, metano ed acqua tutte allo stato ghiacciato.

Dopo Arrokoth, il team di New Horizons si è chiesto se la sonda avesse avuto un’altra opportunità di raggiungere uno dei tanti altri TNO presenti nel cosiddetto “disco diffuso”, regione nella quale la fascia di Kuiper va a sfumare ma la cui estensione è ben maggiore, estendendosi anche ben al di sopra e al di sotto dell'eclittica.

A tal fine, tra Aprile e Settembre 2021 il telescopio “Subaru” (da 8,2 metri di diametro), sito alle Hawaii, verrà utilizzato per cercare nuovi potenziali KBO che potrebbero essere effettivamente raggiunti da New Horizons, pur tenendo conto delle riserve di carburante utili ad eseguire le manovre necessarie. Trovandosi “da quelle parti”, è lecito chiedersi se New Horizons possa, parimenti, essere utile a trovare il famoso “pianeta 9”, corpo ipotizzato dagli astronomi K.Batygin e M.E.Brown per spiegare perturbazioni effettivamente osservate nelle orbite di molti KBO; anche se l’esistenza di tale oggetto è probabile, ad oggi non è stato ancora trovato.

In realtà, i grandi telescopi presenti sulla Terra sono capaci di effettuare ricerche molto più approfondite di quanto possano fare gli strumenti installati su New Horizons la quale, per ruotare direzionandosi lungo vari angoli nella volta celeste per cercare TNO ancora sconosciuti, andrebbe a sprecare carburante prezioso che, al contrario, potrebbe essere sfruttato per raggiungere un altro di questi remoti oggetti di cui si sa ancora poco ma che contribuirebbero a definire meglio le nostre conoscenze sul Sistema Solare e sulla sua storia.

Attualmente, New Horizons è lontana dalla Terra oltre 7 miliardi di chilometri, distanza talmente enorme che i segnali radio da essa provenienti impiegano quasi 14 ore per raggiungere la terra viaggiando alla velocità della luce. New Horizons seguirà le sorti delle sonde Pioneer e Voyager, raggiungendo l'eliopausa probabilmente nel 2047.

L’immagine che qui alleghiamo (Credits: JPL/NASA) mostra il tragitto e la corrente posizione di New Horizons attraverso la fascia di Kuiper in direzione del disco diffuso.

91 ANNI FA, LA SCOPERTA DI PLUTONE

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Fri, 19 Feb 2021 20:16:02 GMT

91 ANNI FA: LA SCOPERTA DI PLUTONE

Nella giornata di ieri l'attenzione mediatica è stata dettata dal perfetto ammartaggio del rover Perseverance sul pianeta rosso.

Anche se con un giorno di ritardo, vogliamo qui ricordare che la data di ieri ha visto un importante anniversario: quello della scoperta del pianeta nano Plutone. Il 18 Febbraio 1930 - 90 anni fa - l'allora 23enne astronomo americano Clyde Thombaugh, osservando due lastre riprese a 6 giorni di distanza l'una dall'altra con un telescopio rifrattore con lenti da 32 cm, situato all'osservatorio di Flagstaff (Arizona), rilevò lo spostamento di un debole oggetto debolissimo, di quindicesima grandezza, che si muoveva lentamente tra le stelle di fondo, indice della sua enorme distanza.

Thombaugh era convinto di aver trovato il "pianeta X" la cui esistenza era stata teorizzata da un altro astronomo americano, Percival Lowell, convinto che le perturbazioni osservate nei moti dei lontani pianeti Urano e Nettuno fossero causate dalla presenza di un corpo di notevoli dimensioni. L'annuncio della scoperta ai media dell'epoca venne dato il 13 Marzo dello stesso anno, nel giorno del compleanno di Lowell che purtroppo non poté vedere tale scoperta, essendo morto nel 1916.

Poi, la storia è nota: nel 2006 Plutone, dopo essere stato considerato "pianeta" per ben 76 anni, fu declassato allo status di pianeta nano per il fatto di non rispettare alcuni "parametri", alcuni dei quali, forse, forzatamente applicati dalla comunità astronomica europea, al contrario di quella americana che, chiaramente, teneva ribadire l'importanza scoperta in una modalità quasi "patriottica". Nel luglio 2025, il sistema di Plutone, che conta ben cinque lune, venne infine visitato dalla sonda NASA New Horizons, portando Plutone a divenire così uno dei corpi più interessanti di tutto il Sistema Solare. Senz'altro, una bella rivincita. Alleghiamo qui le due immagini originali riprese da Thombaugh che portarono ad individuare il debole e lontano Plutone.

Nella Galassia: UN ONDA NEL BRACCIO DI ORIONE

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Wed, 17 Feb 2021 13:48:01 GMT

Nella Galassia: UN UNDA NEL BRACCIO DI ORIONE

Poiché il Sistema Solare si trova immerso nel del disco galattico, mappare la struttura della Galassia dal suo interno è cosa alquanto impegnativa, soprattutto per quelle regioni galattiche dalle quali prendono vita le stelle ovvero nubi di gas e polvere; strutture la cui distanza è difficile da misurare essendo diffuse e non puntiformi come le stelle. Ma, come spesso accade nella ricerca astronomica, cercando una cosa se ne trova un’altra; ed ecco che, a seguito di uno studio condotto a misurare con accuratezza la distanza delle regioni di formazione stellare a noi più vicine, è stata individuata una nuova struttura, del tutto inaspettata: la cosiddetta " onda di Radcliffe " (Radcliffe wave).

Lontana poco meno di 500 anni-luce nel suo punto più vicino al Sistema Solare, questa è una sorta di “stringa” lunga quasi 9.000 anni-luce e larga 400 anni-luce, dall’aspetto serpeggiante in quanto ondeggiante al di sopra e al di sotto il piano galattico; questa è composta da nubi molecolari tra loro interconnesse (Orion, Taurus, Perseus, Cepheus, Cygnus...) in una sorta di continuum dato dalla presenza di viticci di gas filamentoso che lega l’una a l’altra, prima del tutto sconosciuti. Potremmo definire l’onda di Radcliffe come la parte più densa del braccio di Orione, l’area in cui risiede il Sole e le stelle visibili ad occhio nudo.

La scoperta dell’onda di Radcliffe è notevole in quanto, precedentemente, le aree nebulari ove le stelle vanno a formarsi erano ritenute essere più o meno isolate tra loro; non unite. Inoltre, la modalità con la quale è stato possibile misurare con grande precisione la distanza dal Sistema Solare di tali nubi (e quindi individuare l’oda di Radcliffe) è stata innovativa, incrociando misure effettuate sull’assorbimento della luce delle stelle (detto “arrossamento”) indotto polveri e gas con le accurate misurazioni delle distanze di tali stelle acquisite dal satellite GAIA (ESA). Dal momento in cui tale arrossamento è ben osservabile nel vicinato solare, permettendo così di determinare (con un’accuratezza almeno cinque volte maggiore rispetto a quella ottenuta da precedenti modalità) le distanze di nubi di gas e polveri non lontane dal Sole, tale efficiente tecnica è stata quindi applicata ad un campione ben più grande di regioni di formazione stellare, anche molto più lontane, portando così all’individuazione dell’onda di Radcliffe, rappresentata in rosso nell’immagine che qui alleghiamo, dove il Sole è il punto giallo.

(Image credits: WorldWide Telescope) Mostra meno

LA GALASSIA INTRISA DA CORRENTI DI STELLE

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Tue, 16 Feb 2021 15:09:35 GMT

LA GALASSSIA INTRISA DA CORRENTI DI STELLE

Nella Galassia, non lontano dal Sistema Solare, sono presenti alcune strutture che vengono chiamate " correnti stellari "; si tratta di veri e propri gruppi in moto di stelle le quali, coese tra loro per gravità, si muovono come un unico insieme al centro galattico esattamente come il Sole e tutte le altre stelle facenti parte della Via Lattea.

La più nota è più vicina di tali realtà è il gruppo in moto dell'Orsa Maggiore, scoperto addirittura nel 1869 dall'astronomo americano R. Proctor il quale notò particolarità comuni sia nel moto spaziale che nella composizione chimica ed età di alcune stelle presenti in tale costellazione e al di fuori di essa.

Da allora, di questi gruppi di stelle (che propriamente, potremmo definire "ammassi di stelle") sono aumentati di numero, evidenziando come tali entità siano alquanto comuni nel disco galattico. Di recente, la precisione - senza precedenti - dei dati relativi a distanze e moti nello spazio di un gran numero di stelle del vicinato solare acquisiti dal satellite GAIA, ha dato la possibilità ad alcuni team di ricerca di mappare ciò che succede nei dintorni del Sole, portando così incrementare enormemente il numero di tali correnti stellari, quasi tutti, prima del tutto sconosciuti.

Le analisi condotte hanno portato ad identificare ben 8.292 gruppi in moto di stelle entro un raggio di 10.000 anni-luce dal Sistema Solare; mere "scie" di stelle lunghe tipicamente 650 anni-luce e larghe una trentina di anni-luce. In parte, tali correnti stellari ricalano la forma delle gigantesche nubi molecolari da cui si sono formati; altre, soprattutto le più antiche, hanno invece perso l'originale coesione, andando a disperdere un gran numero di componenti iniziali lungo la strada.

L'immagine che qui alleghiamo rappresenta una proiezione bidimensionale delle posizioni di alcune di queste correnti di stelle; tuttavia, per meglio rendersi conto di quanto numerose siano queste, consigliamo di visualizzare il bellissimo portale interattivo in 3D (al link: https://cdn.iopscience.com/.../ajabc0.../ajabc0e6f1_int.html) che consente di gestire i dati visualizzandoli dall'angolo visuale prescelto

“LETTURE CELESTI”: "Le Stelle e le curiosità del cielo" di Camille Flammarion

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Fri, 12 Feb 2021 15:13:52 GMT

“LETTURE CELESTI”: "Le Stelle e le curiosità del cielo" di Camille Flammarion

“LETTURE CELESTI: " Le Stelle e le curiosità del cielo ”, di Camille Flammarion

Il volume che oggi presentiamo (oggi reperibile esclusivamente nel mercato dell'usato) è davvero un "pezzo da 90" in Astronomia; potrebbe essere senza indugio definito come “la più perfetta guida turistica alle principali meraviglie del cielo” oppure come “il più classico dei classici volumi di divulgazione astronomica”, e senza nessun torto. Parliamo del meraviglioso (e forse tale aggettivo ancora non rende giustizia!) “Le stelle e le curiosità del cielo”, opera omnia di colui che è stato il più grande divulgatore astronomico di sempre: Camille Flammarion.

L’edizione di nostra proprietà, edita dalla bolognese Editrice Pitagora nel 1985, consta di 800 pagine rilegate in tela cartonata e ripropone i 400 disegni originali con le loro intatte caratteristiche edite da Sonzogno nel 1904.

La modalità con cui il grande divulgatore francese racconta praticamente tutte le conoscenze astronomiche di un’epoca in cui l’Universo era rappresentato non più che dalla nostra galassia, con tutti gli altri oggetti di questo tipo visti non più che nebulose in essa immerse, è più che mai coinvolgente, trasmettendo pienamente la curiosità di andare ad applicare (magari, proprio con l’utilizzo di un piccolo telescopio da soli 60 mm come quello utilizzato da Flammarion) le approfondite descrizioni sulle costellazioni redatte con la tipica prosa dei primi anni del XX secolo: aspetto, storia ed ogni altra caratteristica quali stelle doppie e variabili, senza contare l’ampia parte riservata al Sistema Solare.

Una delle cose che più colpisce sono le numerose "variazioni secolari" della luce di alcune stelle, così come Flammarion definì il comportamento variabile della luce di molte (o, forse, anche troppe stelle)...quanta ricerca all'epoca!

Alquanto interessante l’iconografia arricchita da quelle che, a tutti gli effetti, erano le prime fotografie astronomiche della storia, molte delle quali ottenute su dagherrotipo oltre che su lastra. Possiamo garantire che ci si stanca mai nel leggere e rileggere le infinite pagine (per la mole di materiale scritto presente in ognuna!) di questo splendido volume; le descrizioni fatte sono tra le più belle che si possano reperire e, come già accennato, nel leggerlo ci si immerge nel gusto tipicamente vittoriano della divulgazione scientifica.

Un bellissimo esempio è la descrizione che Flammarion fornisce relativamente alle "stranezze" individuate nel moto spaziale della stella Procyon":

“ La sfavillante Procione si raccomanda alla nostra attenzione specialmente per l’ampiezza del suo movimento proprio e per una strana anomalia riscontrata nel medesimo; lo spostamento annuo ascende a 1,27” verso sud-ovest, equivalente ad una traslazione secolare di 127”, ossia a 21’ per millennio, e ad un diametro apparente della Luna (31’) in 1.500 anni: inoltre, se il movimento si effettuasse sempre in linea retta, fra dodicimila anni questa bella stella traverserebbe l’equatore e passerebbe quindi nell’emisfero australe…Non è questo, tuttavia, il fatto più curioso rivelatoci dall’attento esame del movimento di Procione, che, in luogo di essere uniforme e regolare, questo movimento ora si accelera ora ritarda ed anziché seguire una linea retta oscilla leggermente da una parte e dell’altra della trajettoria. Secondo le ricerche dell’astronomo Auwers queste irregolarità si spiegherebbero ammettendo che questa stella subisca l’attrazione di un’altra, non lontana e formante colla prima uno stesso sistema ”.

GALASSIE FATTE (QUASI INTERAMENTE) DI MATERIA OSCURA

Tue, 09 Feb 2021 19:18:05 GMT

GALASSIE FATTE (QUASI INTERAMENTE) DI MATERIA OSCURA

Nel nostro viaggio alla ricerca degli oggetti più strani che popolano il Cosmo, ci imbattiamo questa volta in una strana tipologia di galassie la cui peculiarità è quella di essere costituite da densità stellari estremamente basse: oggetti che possiedono incredibili quantità di materia oscura, in proporzioni di 100:1 o 1000:1 rispetto a quella visibile (la nostra galassia, la Via Lattea, ha un tasso di materia oscura nettamente inferiore, solo di 10:1), che appare ai telescopi sotto forma di esigue quantità di stelle. Proprio per tale motivo, tali galassie - definite “ultra diffuse” - sono difficili da scorgere e ben poco si sa su di esse.

Due tra i casi più noti sono certamente quelli delle due galassie ultra diffuse chiamate Segue 1 (immagine sotto; Credits: Digital Sky Survey, M. Geha) e Dragonfly 44 (immagine nel riquadro più grande; credits: Gemini Observatory/AURA). La prima di queste è una galassia nana sferoidale scoperta nel 2006 attraverso la Sloan Digital Sky Survey; la luminosità totale di questo sistema è solo 300 volte quella del Sole ( ovvero, come una sola stella gigante! ) eppure, la sua massa è notevole: 600 mila masse solari! Dove risiede tutta la materia che contribuisce a tale ragguardevole valore se sono appena un migliaio le stelle in essa visibili ( tutte vecchissime, con età anche superiori a 12 miliardi di anni! )?

Ancor più emblematico il caso di Dragonfly 44, situata all’interno dell’ammasso di galassie della Chioma, lontano 350 milioni di anni-luce dalla Via Lattea. Esiste una relazione empirica, chiamata "di Tully-Fisher", che lega la massa visibile di una galassia con la sua velocità di rotazione; ebbene, quella di decine di ammassi stellari di tipo globulare che vi orbitano attorno - alquanto lenta - indica che la massa di tale oggetto non sia dissimile da quella della Via Lattea; eppure tale galassia possiede una luminosità pari all’1% della nostra!

Certamente, la debolissima luminosità di tali oggetti è indotta dalla mancanza di gas atto alla formazione stellare (le galassie diffuse oggi note contengono, infatti, stelle molto antiche); in particolare, quelle meno massicce sviluppano una bassa accelerazione di gravità. In tal modo, l’energia prodotta dalle supernovae è sufficiente a riscaldare ed espellere quasi tutto il gas freddo ivi presente, inibendo così episodi di formazione stellare che altrimenti avrebbero avuto luogo. Ecco, quindi, che tali galassie risultano composte principalmente da materia oscura.

I COLORI DELLE STELLE - 1a parte

Mon, 08 Feb 2021 15:57:41 GMT

I COLORI DELLE STELLE - 1a parte, di Mario Furlan

In una chiara notte senza Luna, si provi ad esaminare attentamente le singole stelle visibili ad occhio nudo; ci accorgeremo che queste si distinguono non solo perché una brilla più dell'altra ma anche per il loro diverso colore .

Le sfumature sono le più tenui: vi sono stelle bianche con ombre azzurrine, altre tendenti al giallo, qua e là risaltano astri di colore arancione o decisamente rossastri, che conferiscono una pennellata di colore al nero diffuso del cielo. Inoltre, attraverso l’uso di un telescopio, certe coppie di stelle vicine suscitano ammirazione per il contrasto e la purezza di colori osservabili. Il “mondo degli astri” è dunque colorato; sfumature cromatiche che l'occhio umano può facilmente percepire purché lo stimolo ricevuto sia sufficientemente forte.

Lecito chiedersi, quindi, da dove derivi il tono cromatico visibile nella luce delle stelle. La risposta a tale domanda è in realtà semplice: i colori intrinseci delle stelle dipendono dalla loro temperatura superficiale: essenzialmente, le più calde sono azzurre, le più fredde tendono al rosso.

Quasi tutti i corpi incandescenti emettono luce propria il cui colore è determinato dalla composizione della luce irradiata; e non è, poi, difficile analizzarne la luce: facendola passare attraverso un prisma di vetro, essa viene infatti scomposta nelle tinte dell'iride, che si estende dal rosso al violetto: quanto ottenuto è il cosiddetto “spettro continuo” di una sorgente luminosa, dove non c'è soluzione tra un colore e l'altro ma un graduale e quasi impercettibile cambiamento di tinte che vanno dall'estremo violetto per passare al blu, all'azzurro, al verde, al giallo, all'arancione, al rosso vivo e da questo al rosso cupo.

Questi sono i colori, o meglio, la parte “visibile” dello spettro emesso da una sorgente, la parte alla quale l'occhio umano è sensibile; come noto, infatti, lo spettro (ovvero l’emissione di una sorgente) prosegue, dalla parte del violetto, nell'ultravioletto (UV) per arrivare ai raggi X e gamma mentre dalla parte opposta si estende nell'infrarosso per arrivare alle onde radio e alle microonde.

Le radiazioni “visibili” dello spettro elettromagnetico hanno frequenze e lunghezze d’onda diverse, producendo così l'effetto fisiologico dei colori: in media, la radiazione del rosso corrisponde ad una radiazione con una lunghezza d'onda di 700 nm, quella del giallo a 600 nm, quella del verde a 500 nm e quella del violetto a 400 nm.

Le lunghezze d’onda di tali radiazioni sono davvero piccole; un nanometro (nm), infatti, corrisponde ad 1 miliardesimo di metro! Nel Sistema Internazionale, tale unità di misura usata soprattutto per misurare le lunghezze d'onda delle radiazioni viene espresso in “ angstrom ” (A, chiamata così in onore del fisico svedese Anders Angstrom, autore di studi importanti sullo spettro solare e su quello delle aurore boreali), unità ancora più piccola dal momento in cui 1 A corrisponde ad 1 decimo di nm!

Le stelle sono immensi globi composti da gas incandescente. Quando la loro temperatura superficiale è bassissima, come nel caso delle cosiddette “nane brune” (corpi che in realtà non hanno mai avviato la produzione di energia, così come accade nelle comuni stelle, a causa della loro modesta massa), esse sono quasi del tutto invisibili e la loro presenza può essere accertata solo da delicati strumenti sensibili all'infrarosso.

Stelle con temperature superficiali attorno ai 3.000 gradi sono globi infuocati la cui luce si rivela in tipici bagliori rossastri; con l'aumentare della temperatura, lo splendore si fa più vivo e la colorazione dell'astro si sposta dapprima verso il giallo, poi sul bianco; a temperature di 20-30 mila gradi, le stelle irradiano una luce abbagliante bianco-azzurra. L'energia che, partendo dalla "centrale nucleare" sita nel loro nucleo, si propaga sino alla superficie, viene da questa irraggiata nello spazio sotto forma di luce è detta luminosità.

Questo flusso energetico che arriva a noi dipende principalmente dalle dimensioni e dalla temperatura superficiale stellare; in altre parole, una stella dalla bassa temperatura può comunque raggiungere un'altissima luminosità se il suo raggio è enorme, anche centinaia di volte superiore a quello del Sole.

Lo splendore con cui una qualsiasi stella appare osservata ad occhio nudo o attraverso un telescopio dipende sia dalla sua luminosità che dalla sua distanza.

Questo splendore è la cosiddetta “ magnitudine apparente ” che rappresenta, in definitiva, il sistema di misura della sua luminosità; c’è da dire che mentre in Fisica la luminosità di un oggetto viene misurata in watt, per ragioni puramente storiche in Astronomia la luminosità degli astri viene misurata in magnitudini ( dal latino magnitudo = grandezza ). Le luminosità stellari giudicate sulla base della risposta dell'occhio umano vengono dette "visuali" e furono le uniche usate prima dell'avvento della fotografia astronomica.

La luminosità intrinseca di ogni sorgente di luce si attenua con il suo allontanarsi dall'osservatore, di conseguenza è stato introdotto il concetto di “ magnitudine assoluta ”, definita come la luminosità ( espressa anche questa in magnitudini ) che la stella avrebbe se si trovasse ad una distanza standard da noi, fissata per convenzione in 10 parsec (ovvero 32,6 anni-luce). Il parsec (pc) è una unità di misura delle distanze astronomiche ed è fornito dal metodo della "parallasse trigonometrica"; rappresenta la distanza dalla quale un ipotetico osservatore vedrebbe il semiasse maggiore dell'orbita della Terra attorno al Sole sotto un angolo di 1" d’arco ( 1 pc = 3,2615 anni-luce ).

Dunque, il tipo di energia che arriva a noi e, soprattutto, le varietà di temperature superficiali presenti nelle stelle sono gli artefici dei mille colori del firmamento. La stima qualitativa degli stessi appare, però, ardua: dal rosso cupo all'arancione, dall'azzurro al violetto vi sono mille e mille sfumature, mille gradazioni di tinte cromatiche a ciascuna delle quali fa riscontro una particolare temperatura della sorgente!

Per legare, con precisione, colore e temperatura è stato necessario trovare il modo per misurare il tono o la gradazione cromatica con la stessa precisione con cui si misura, ad esempio, il peso di un corpo o l'area di una figura piana. Tale risultato lo si ottiene ottenuto introducendo il cosiddetto " indice di colore ", che rappresenta un valore matematico del colore di una stella e, di conseguenza, il valore della sua temperatura superficiale: l’indice di colore è dato dalla differenza B-V tra la magnitudine visuale (per l’appunto, nel visibile) e quella fotografica ordinaria (nel blu).

La magnitudine visuale indica la luminosità apparente dei corpi celesti come appaiono ai nostri occhi, quanto più l'oggetto è luminoso, tanto più piccolo è il valore della magnitudine. La magnitudine fotografica è quella ricavata dalle dimensioni dell'immagine di una stella su una lastra fotografica. Sono entrate in uso da molti anni le "magnitudini fotografiche B", che si ottengono fotografando le stelle su lastre ordinarie con massima sensibilità nel blu-violetto. L'indice di colore (B-V) di una stella viene definito come la differenza tra la magnitudine fotografica B e la magnitudine visuale V della stella stessa.

Questo indice ci consente di esprimere con numeri interi e decimali la colorazione degli astri, di coglierne le minime sfumature, anche quelle che sfuggirebbero all'occhio più esercitato: è un valore negativo per le stelle azzurrognole, nullo per le stelle bianche e positivo per le stelle gialle e rosse. (Image credits: Hubble Space Telescope / NASA)

...continua

CURIOSITA' ASTRONOMICHE: ANOMALIA "ET" IN NGC247?

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Sun, 07 Feb 2021 15:54:20 GMT

CURIOSITA' ASTRONOMICHE: ANOMALIA "ET" IN NGC247?

Nella parte meridionale della vasta costellazione Cetus, non lontano dalla stella di seconda grandezza Diphda (β Cet), è situata NGC247 , una galassia relativamente vicina alla nostra Via Lattea, distando “solo” (inteso, in termini astronomici) 11 milioni di anni-luce da essa. Le dimensioni apparenti (21’x7’) di tale galassia a spirale vista di 3/4, messe in relazione alla sua distanza forniscono le reali dimensioni di tale oggetto che, con un diametro di 70 mila anni luce, rende NGC247 ben più piccola della nostra galassia. Come molte spirali, il suo disco presenta un gran numeri di nubi molecolari che sono sede di intensa formazione stellare. Fin qui, nulla di particolare. Ma la caratteristica più insolita di questo oggetto è senz’altro il "vuoto" situato a lato del suo nucleo: una regione che contiene pochissime stelle, la maggior parte delle quali vecchie ed estremamente deboli. In questo enorme “buco”, apparentemente non vi è traccia di giovani stelle.

Sono state proposte diverse affascinanti ipotesi a spiegare la formazione di tale anomalia, la più probabile delle quali descrive tale area quale conseguenza dell’interazione di NGC247 con un’altra galassia. Un’altra insolita proposta è quella che vede la perforazione di tale galassia da parte di una regione più o meno densa di “materia oscura” (della quale è certa solo l’esistenza, costituendo il 27% dell’Universo, ma di cui si ignora la natura!): un impatto che avrebbe portato le stelle, i gas e le polveri precedentemente presenti ad essere letteralmente spazzate via.

Ma, senza ogni dubbio, la più affascinante delle ipotesi suggerite presenta una o più civiltà extraterrestri, tecnologicamente avanzate, a coprire le stelle presenti in quell’area con delle cosiddette “ sfere di Dyson ”. Teorizzati dall’astronomo F. Dyson ( dal quale traggono il nome ), tali oggetti sarebbero enormi strutture artificiali, altamente efficienti, costituite da pannelli “stellari” che avvolgerebbero interamente (o quasi) le stelle con lo scopo di catturarne l’energia prodotta. Giusto per rendere il concetto, una sfera di Dyson posta costruita ad 1 UA dal Sole ( indicativamente, alla distanza della Terra dal Sole ) avrebbe una superficie estesa per 2,72×1017 km²: tenendo presente la grande quantità di energia emessa dal Sole, quantificata in 4×1026 W, questa o comunque gran parte potrebbe essere disponibile per una utilizzazione pratica. Se tale modello fosse stato applicato non solo ad una ma a più stelle, come nella teoria avanzata per spiegare l’anomalo buco visibile in NGC247, ecco che sarebbe possibile sostenere “a costo 0” vasti sistemi vitali in orbita a tali stelle.

Esiste addirittura un catalogo, chiamato “Exotica”, che elenca alcune altre strane galassie che potrebbero ospitare vaste civiltà ultra-tecnologiche in grado di formare questi sistemi ultra complessi e certamente lontani dalla nostra odierna tecnologia. Interessante notare come alcuni astronomi si siano esposti nel pronunciare che tecnologie estremamente avanzate - milioni, forse miliardi, di anni più avanzate della nostra - potrebbero avere capacità che si manifesterebbero a distanza, su scale addirittura cosmologiche.

( Image credits: SSRO/W.Keller )

GLI AMMASSI "INCORPORATI"

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Fri, 05 Feb 2021 21:25:05 GMT

GLI AMMASSI INCORPORATI

Tra i numerosi gruppi di stelle che popolano il disco galattico, esiste una particolare categoria di questi oggetti caratteristica per il fatto che le stelle componenti l'ammasso sono sono ancora circondate dalla nube molecolare dalla quale sono nate; per tale motivo, vengono chiamati " ammassi incorporati " ( nella nube progenitrice, si intende ).

A causa dell’elevata densità del materiale - sia gassoso che polveroso - che circonda tali stelle, la luce di queste si rende visibile solo nel vicino infrarosso oppure nei raggi X.

Le dimensioni delle stelle presenti in tali gruppi rispettano la cosiddetta “funzione di massa iniziale”: in sostanza, in queste nubi molecolari nasce una grande quantità di stelle di piccola massa ma una minima frazione di stelle di grande massa. Queste ultime, essendo significativamente più calde e luminose delle stelle di piccola massa, ionizzano il gas ivi presente creando, così, le cosiddette “regioni H II”.

L’evoluzione di degli ammassi incorporati è ben nota: nel tempo, infatti, la pressione di radiazione esercitata dalle stelle calde e massicce porta la nube molecolare a disperdersi nello spazio interstellare, dando così origine ad un classico ammasso stellare di tipo "aperto".

La foto che qui alleghiamo rappresenta proprio un ammasso incorporato nella nube molecolare da qui è nato ma in avanzata evoluzione, dal momento in cui la pressione di radiazione delle stelle ha già provveduto a liberarsi del materiale circostante: situato nella costellazione della Carena e distante ben 20 mila anni-luce dal Sistema Solare, tale ammasso incorporato è noto NGC3603.

( Image credits: Hubble Space Telescope, NASA/ESA )

LE DIMENSIONI DELLA GRANDE GALASSIA DI ANDROMEDA

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Fri, 05 Feb 2021 16:49:11 GMT

LE DIMENSIONI DELLA GRANDE GALASSIA DI ANDROMEDA

Quella di Andromeda non è solo la grande galassia più vicina alla nostra Via Lattea ma è anche una fra le galassie a spirale più grandi e di maggiore luminosità intrinseca conosciute.

Misurazioni accurate della densità stellare in diverse aree della galassia, rilevata nelle immagini riprese dai moderni sensori applicati ai grandi telescopi professionali, indicano che tale galassia potrebbe avere un diametro di circa 140 mila anni-luce, valore che sembrerebbe essere confermato anche da altri metodi di misura tra cui, in primis, quello della distanza, secondo le più recenti misure stimata in 2,54 milioni di anni-luce.

Quella visibile è però solo la parte rilevabile fotograficamente di questa grande spirale, qui splendidamente ripresa dal nostro Marco Lombardi; considerando il vasto alone di deboli stelle che circonda l'intero sistema, composto da astri vecchissimi e di piccola luminosità, ecco la grande galassia di Andromeda risulterebbe avere un diametro ancora più grande: addirittura, vicino a 220 mila anni-luce ! La nostra galassia, ad ogni modo, si difende bene in questa lotta tra pesi massimi in quanto il suo diametro sarebbe solo "di poco" inferiore a quello di Andromeda, essendo stimato in 200 mila anni-luce.

Nonostante le notevoli dimensioni e il fatto che la sua luminosità sia il doppio di quella della nostra galassia, vi sono notevole incertezze sulla massa di questo grande sistema che, secondo le stime più attendibili, sarebbe inferiore (1,23×10^12 masse solari) a quella della Via Lattea (1,9×10^12 masse solari).

ALLA RICERCA DI NANE BRUNE

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Thu, 04 Feb 2021 18:37:21 GMT

ALLA RICERCA DI NANE BRUNE

Nello zoo delle stranezze galattico, vi sono alcuni oggetti tali da non essere ne stelle ne pianeti, interponendosi a mezza via tra queste due categorie. Si tratta delle cosiddette nane brune , la cui esistenza venne supposta negli anni ‘60 del secolo scorso per trovare le prime conferme osservative trenta anni più tardi. La peculiarità di tali oggetti risiede nella loro massa, tipicamente compresa tra 13 ed 80 volte quella di Giove: valori non sufficienti per portare tali corpi ad innescare le reazioni termonucleari (che convertono idrogeno in elio, producendo così energia) utili a definire un corpo quale “stella”.

Proprio per questo motivo, le nane brune vengono anche definite “stelle fallite”. Scovarle tali oggetti è tutt’altro che facile; dal momento in cui non producono energia intesa come radiazione in luce visibile, possono essere rilevate unicamente osservando il cielo in infrarosso, range spettrale all’interno del quale emettono radiazione corpi dalla fredda temperatura.

Lo stato dell’arte su questi oggetti ne definisce una certa varietà in base alla temperatura superficiale e composizione chimica interna. I segreti di queste misteriose nane brune possono essere svelati solo attraverso ricerche condotte nell’infrarosso; ma dal momento in cui il telescopio spaziale Spitzer, proprio un anno fa, andò a terminare la sua pluriennale missione, gli astronomi hanno deciso di sfruttare il progetto “ Backyard Worlds: Planet 9 ”, lanciato per ricercare il famoso pianeta 9 sfruttando le immagini riprese nell’infrarosso dal telescopio spaziale Infrared Survey Explorer (WISE).

E qui intervengono i volontari (N.B.: chiunque può partecipare; basta iscriversi al portale (https://www.zooniverse.org/projects/marckuchner/backyard-worlds-planet-9) il cui compito è quello osservare con attenzione immagini che l’apposito portale mette a confrontare; nel caso “qualcosa vada a muoversi tra le stelle di fondo”, i grandi osservatori professionali vengono avvisati per riprendere altre immagini utili a monitorarne il movimento e le caratteristiche spettrali. Finora, a seguito del lavoro dei tanti volontari che partecipano al progetto, sono state reperite dozzine di nuove “candidate nane brune”; tramite questa “citizen-scienze”, al momento sono state individuate ben 52 nuove nane brune in circa un anno.

Tra le scoperte di rilievo pervenute dalle riprese di Spitzer e WISE, quelle di oggetti appartenenti una nuova classe di nane brune chiamate “ subnane estreme di tipo T ”, oggetti estremamente vecchi (in alcuni casi, con età di circa 10 miliardi di anni) nonché la più fredda nana bruna conosciuta, dove le temperature scendono ben al di sotto del punto di congelamento dell’acqua.

(Image credits: Hubble Space Telescope/NASA/ESA)

COSA SONO GLI ASTERISMI?

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Thu, 04 Feb 2021 10:55:39 GMT

COSA SONO GLI ASTERISMI?

Un "ASTERISMO" è un gruppo di stelle riconoscibile nella volta stellata per la sua particolare configurazione geometrica (triangolo, linea, poligono, ecc.), rendendosi utile quale riferimento per l'individuazione di costellazioni ed oggetti celesti. Un asterismo può essere parte di una costellazione, coincidere con un'intera costellazione (nell'unico caso del “piccolo carro”, che è nulla di più che la stessa costellazione Ursa Minor ) e raggruppare stelle - più o meno luminose - appartenenti anche a costellazioni diverse.

Vi sono poi asterismi cosiddetti “telescopici”, formati da gruppi di stelle (che ricalcano le linee guida sopra descritte) solitamente facenti parte di ammassi stellari che si rendono visibili unicamente al telescopio o, tutt’al più, tramite il binocolo nei casi di più grande estensione.

Tra i più noti asterismi, elenchiamo i seguenti ( indicando il nome proprio delle stelle delineanti e la costellazione di appartenenza tra parentesi ):

“ GRANDE CARRO ”, composto dalle stelle Dubhe (α UMa), Merak (β UMa), Phekda (γ UMa), Megrez (δ UMa), Alioth (ε UMa), Mizar (ζ UMa), Benetnasch (η UMa), nella costellazione Ursa Major

i cosiddetti “ TRIANGOLI STAGIONALI ”:

estivo”, composto da Vega (α Lyr), Deneb (α Cyg), Altair (α Aql)
“autunnale”, composto Hamal (α Ari), Alpheratz (α And) e Diphda (β Cet)
“invernale”, composto Betelgeuse (α Ori), Sirius (α CMa), Procyon (α CMi)
“primaverile”, composto Arcturus (α Boo), Spica (α Vir) e Denebola (β Leo)

“ ESAGONO INVERNALE ”, composto dalle luminose Rigel (β Ori), Aldebaran (α Tau), Capella (α Aur), Pollux (β Gem), Procyon (α CMi) e Sirius (α CMa)

“ CROCE DEL NORD ”, composto da Deneb (α Cyg), Albireo (β Cyg), Sadr (γ Cyg), Fawaris (δ Cyg) e Gienah (ε Cyg), tutte nella costellazione Cygnus

“ FALSA CROCE ”, visibile nel cielo australe e così chiamato perché spesso confuso con la vicina Crux (Croce del Sud), composto da Avior (ε Car), Aspidiske (ι Car), Alsephina (δ Vel), Markeb (κ Vel)

“ QUADRATO DI PEGASO ”, composto da Markab (α Peg), Scheat (β Peg), Algenib (γ Peg) e Alpheratz (α And)

“ CINTURA DI ORIONE ”, composto da Alnitak (ζ Ori), Alnilam (ε Ori) e Mintaka (δ Ori), tutte nella costellazione Orione

“ FALCETTO DEL LEONE ”, composto da Regulus (α Leo), Al Jabhah (η Leo), Algieba (γ Leo), Adhafera (ζ Leo), Ras Elased Borealis (μ Leo) e Ras Elased Australis (ε Leo), tutte nella costellazione Leo

“ CHIAVE DI VOLTA ”, composto da Cujam (ε Her), Rutilicus (ζ Her), η Her e π Her , tutte nella costellazione Hercules

“ TEIERA ”, composto da Kaus Australis (ε Sgr), Kaus Media (δ Sgr), Kaus Borealis (λ Sgr), Alnasl (γ Sgr), Ascella (ζ Sgr), Nunki (σ Sgr), Awal al Sadira (φ Sgr) e Rabi al Sadira (τ Sgr) , tutte nella costellazione Sagittarius

“ TEREBELLUM ”, composto da ω Sgr , 59 Sgr , 60 Sgr e 62 Sgr , tutte nella costellazione Sagittarius

“ CIRCOLETTO ”, composto da Simmah (γ Psc), κ Psc , λ Psc , TX Psc , ι Psc e θ Psc , tutte nella costellazione Pisces

“ ANFORA DELL'ACQUARIO ”, composto da Sadaltager (ζ Aqr), Sadachbia (γ Aqr), Hydria (η Aqr) e Wasat al Achbiya (π Aqr), tutte nella costellazione Aquarius

BAGLIORI SU MARTE; MA NON SI TRATTA DI MARZIANI

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Sun, 31 Jan 2021 20:27:34 GMT

BAGLIORI SU MARTE; MA NON SI TRATTA DI MARZIANI

Lanciata dalla Terra il 18 novembre 2013, con la sonda MAVEN - acronimo di Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN - è dal 21 settembre 2014 in orbita attorno al pianeta rosso, con il compito di studiare l'atmosfera del pianeta con lo scopo di definire le proprietà dell'atmosfera. Uno degli strumenti, il cosiddetto "Imaging Ultraviolet Spectrometer (IUVS)", atto a misurare le caratteristiche globali dell'atmosfera superiore e della ionosfera, ha registrato la presenza di alcuni bagliori UV che, a quanto pare, si ripeterebbero almeno 3 volte durante la notte marziana.

Al contrario di quanto si possa subito pensare, non si tratta di bagliori artificiali lanciati per chissà quale motivo da ipotetici abitanti marziani quanto dell'emissione di fotoni UV dovuta al processo di ricombinazione di atomi di ossigeno ed azoto in monossido di azoto: in questo processo, vengono emessi i fotoni ad alta frequenza energetica, quelli luce UV, rilevati dalla sonda.

Come mai tale processo accade solo nel lato notturno marziano? Ebbene, tali atomi vengono trasportati da venti presenti nell'alta atmosfera marziana, ad elevata latitudine, dopo essere stati "separati" - nel lato a giorno, dai raggi ultravioletti del Sole - dalle molecole di cui precedentemente erano parte: quelle di anidride carbonica ed azoto molecolare. I venti, per cause di circolazione ancora in fase di studio ma sicuramente soggette alle stagioni del pianeta rosso, li portano così a latitudini molto australi; qui, discendendo, si ricombinano emettendo i bagliori UV rilevati, visibili nell'immagine che qui pubblichiamo.

IMMENSE QUANTITA' DI GHIACCIO D'ACQUA SU PLUTONE

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Sun, 31 Jan 2021 09:18:39 GMT

IMMENSE QUANTITA' DI GHIACCIO D'ACQUA SU PLUTONE

Il 14 Luglio 2015, la sonda robotica New Horizons (NASA) compì la grande impresa di raggiungere il più lontano corpo appartenente al Sistema Solare: il pianeta nano Plutone. Pur passando nel suo sistema ad un incredibile velocità, New Horizons riuscì a catturare un'incredibile mole di dati che hanno permesso di rivalutare enormemente questo piccolo corpo celeste di cui, fino ad allora si conosceva ben poco attraverso gli studi effettuati con i telescopi.

Una delle caratteristiche che più lasciarono a bocca aperta mostrano l'ampia diffusione di ghiaccio d'acqua sulla superficie di Plutone e molto più di quanto precedentemente stimato!

L'immagine a falsi colori che qui presentiamo, ripresa a New Horizons dalla distanza di circa 108 mila chilometri al di sopra della superficie plutoniana, è stata prodotta attraverso riprese in luce infrarossa effettuate con lo strumento RALPH/LEISA (Linear Etalon Imaging Spectral Array) che scansionarono, ad intervalli di 15' l'una dall'altra la superficie di Plutone rendendo evidente dove le caratteristiche tipiche dello spettro del ghiaccio d'acqua fossero presenti alla superficie.

La mappa evidenzia come nella regione “Sputnik Planum” (il famoso "cuore" di Plutone) siano presenti quantità minime o, addirittura, nulle di ghiaccio d'acqua, esattamente come nella “Lowell Regio” (a nord): si ritiene che in quei luoghi i ghiacci d’acqua plutoniani siano ben nascosti al di sotto di una spessa coltre di altri tipi di ghiaccio, essenzialmente metano, azoto e monossido di carbonio.

"CURIOSITA' ASTRONOMICHE": QUAL'E' LA PIU' GRANDE COMETA APPARSA IN TEMPI STORICI?

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Thu, 28 Jan 2021 20:15:32 GMT

"CURIOSITA' ASTRONOMICHE": QUAL'E' LA PIU' GRANDE COMETA APPARSA IN TEMPI STORICI?

Si tratta della cosiddetta "grande cometa del 1811" (nella rappresentazione dell'epoca qui in allegato), designata anche con la sigla C/1811 F1, la quale si rese visibile per oltre 260 giorni, record battuto solo dalla Hale-Bopp nel 1997. Il diametro della CHIOMA cometaria è stato stimato in circa 2 MILIONI di chilometri - più grande del diametro del Sole (!) - mentre la lunghezza della CODA avrebbe superato i 160 MILIONI di chilometri! ��

Immaginate lo spettacolo...

IL MEGLIO DELL'ASTRONOMIA NEL 2020

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Wed, 27 Jan 2021 20:05:01 GMT

IL MEGLIO DELL'ASTRONOMIA NEL 2020

Per note vicende, il 2020 è considerato un anno da dimenticare. Tuttavia, in campo astronomico sono particolarmente interessanti eventi e scoperte che si sono avvicendate nel corso di questi 12 mesi e che hanno attratto l’attenzione della comunità scientifica, sia di professionisti che di semplici amatori. Qui di seguito, alquanto sintetizzate ed inserite in ordine sparso, ho voluto riassumere brevemente le più importanti di queste tappe:

L’APPARIZIONE DELLA COMETA NEOWISE : non capita spesso di poter ossrvare una cometa ad occhio nudo. Anche se non è stata una “grande cometa”, nel mese di Luglio la C/2020 F3 “NEOWISE” si resa ben visibile ad occhio nudo, dapprima all'alba, poi sempre dopo il tramonto tra le stelle dell’Orsa Maggiore, regalando un bellissimo spettacolo soprattutto all’osservazione effettuata al binocolo

LA GRANDE OPPOSIZIONE DI MARTE : Marte è apparso luminosissimo nel cielo autunnale, in opposizione nella costellazione dei Pesci, ponendosi ad “appena” 101 milioni di chilometri dalla Terra; non vi saranno altre opposizioni simili del pianeta rosso fino al 2035

L’INDEBOLIMENTO DI BETELGEUSE : a partire da Novembre 2019, la nota supergigante rossa ha iniziato a calare di luminosità, raggiungendo la magnitudine 1,7 a Febbraio 2020. Anche se molti speravano potesse trattarsi dell’avvertimento dell’imminente esplosione in supernova della stella, più probabilmente l’indebolimento è stato causato da un'improvvisa espulsione di nubi di polvere da parte della stella, che continua ad essere tenuta sotto osservazione

FOSFINA VENUSIANA : in Settembre si è parlato di vita su un’altro pianeta...non il solito Marte, bensì sul caldissimo Venere, nella cui atmosfera dove anche il piombo fonde: qui, infatti, è stata rilevata la presenza di questo gas che sulla Terra viene prodotto da microrganismi anaerobi e che potrebbe quindi essere spia di qualche forma di vita presente nell’alta atmosfera del vicino pianeta

CROLLO AD ARECIBO : l’enorme parabola da ben 305 metri di diametro, costruita 57 anni prima in una valle tra le lussureggianti colline portoricane, ha subito due successivi collassi delle strutture portanti che hanno portato inevitabilmente a rinunciare di attuare qualsiasi riparo per l’entità dei danni e per le onerose spese previste

MISSIONI SPAZIALI DI RITORNO A TERRA CON CAMPIONI : ad Ottobre, la missione OSIRIS-REX (NASA) si è posata sull’asteroide 101955 “Bennu” prelevando campioni di materiale che saranno portati dalla sonda qui sulla Terra nel 2023. La Cina ha lanciato la son da Chang'e 5, posatasi sulla superficie lunare e ripartendo verso la Terra con materiale a bordo. Infine, anche la sonda Hayabusa 2 è tornata a Terra, portando campioni e gas raccolti dall'asteroide 162173 “Ryugu”

IL NUOVO CATALOGO STELLARE DI GAIA : dalla precisa misura di distanza, moto nello spazio e velocità di milioni di stelle della nostra Galassia ottenuti dal satellite GAIA (ESA) è stata prodotta la migliore mappa della Via Lattea, pubblicati in Dicembre. Da questi è stato anche possibile rilevare i resti di piccole galassie entrate in collisione con la Via Lattea in tempi passati

IL CRESCENTE RILEVAMENTO DI ONDE GRAVITAZIONALI : gli interferometri LIGO e Virgo continuano a rilevare le deformazioni dello spaziotempo date dal passaggio di onde gravitazionali che investono la Terra; alcune di queste, prodotte dalla collisione di stelle di neutroni, altre da quella di buchi neri. Dai dati ottenuti emerge come nel Cosmo sia presente un numero molto maggiore di buchi neri super massicci di quanto precedentemente creduto

MAGNETAR ED FRB : relativamente ai brevissimi ma intendi flash radio noti come FRB (fast radio burst), scoperti nel 2007, uno di questi è stato emesso da una stella di neutroni dal fortissimo campo magnetico (magnetar) presente nella Via Lattea

SPETTACOLARI GEMINDI : in assenza della Luna, nella notte tra il 13 e il 14 Dicembre e, in particolare, prima dell’alba al 14, le meteore provenienti dal radiante sito nei Gemelli hanno prodotto un notevole spettacolo, sorpassando la media di due eventi al minuto, molti dei quali con le caratteristiche scie prodotte a seguito della bassa velocità d’entrata in atmosfera di queste meteore

LA STRETTA CONGIUNZIONE DI GIOVE E SATURNO : a causa delle condizioni del tempo atmosferico, in gran parte dell’Italia questo spettacolare evento non si è reso purtroppo visibile. I due giganti gassosi, al 21 Dicembre raggiunsero la minima separazione angolare di soli 6’ (il valore più piccolo a partire dal 1623!), rendendo la contemporanea presenza nello stesso campo dei due pianeti una visione davvero mozzafiato per chi ha avuto la fortuna di avere la clemenza delle nubi

E' POSSIBILE RIUSCIRE A RISOLVERE IN STELLE ALTRE GALASSIE?

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Tue, 26 Jan 2021 14:07:03 GMT

"LA DOMANDA DEL GIORNO": E' POSSIBILE RIUSCIRE A RISOLVERE IN STELLE ALTRE GALASSIE?

Una domanda che è spesso posta da chi si avvicina da poco all'Astronomia o da curiosi di passaggio è se sia possibile risolvere le stelle situate in altre galassie.

La bellissima visione della Via Lattea permette di riconoscere in essa, già con l'ausilio di un binocolo o di un telescopio di modesta apertura, milioni di milioni di deboli stelle; senza contare, poi, ciò che la fotografia astronomica riesce ad acquisire. Chiaramente, "più si guarda lontano, meno distintamente si vede": regola alla quale non sfuggono neanche gli strumenti sempre più perfezionati di cui dispongono i professionisti del settore.

Ma per quanto riguarda altre galassie? Sicuramente, per quelle appartenenti al cosiddetto "gruppo locale" di galassie o per quelle poste subito oltre (...e già parliamo di distanze, dalla nostra galassia, pari a qualche milione di anni-luce!), tale target è alla portata sia dei grandi telescopi professionali siti a terra (dotati di ottiche adattive al fine di incrementare la risoluzione, altrimenti ridotta a causa dell’atmosfera terrestre) che dei telescopi spaziali, Hubble in primis.

L’oggetto sicuramente più gettonato dai professionisti è la grande galassia di Andromeda, lontana poco più di 2 milioni di anni-luce dalla Via Lattea, sulla quale è attivo il progetto “ Panchromatic Hubble Andromeda Treasury ” il cui fine è quello di riprendere nella migliore risoluzione possibile consentita al telescopio spaziale Hubble circa un terzo della galassia. Avviato con lo scopo di studiare le regioni di formazione stellare presenti nella grande sorella della Via Lattea, Andromeda viene ripresa tramite 6 opportuni filtri che coprono l’intervallo spettrale che va dall'ultravioletto al vicino infrarosso: con la risoluzione attesa, si ritiene che il disco di M31 possa essere risolto in più di 100 milioni di singole stelle perfettamente visibili.

L’immagine che qui alleghiamo è quanto oggi prodotto da tale progetto: provate ad ingrandirla e vedrete veramente l’incredibile risoluzione del telescopio spaziale Hubble che mostra pienamente un fondo di singole stelle intriso qua e la da gruppi di stelle la cui luce ha viaggiato per oltre 2 milioni di anni prima di giungere ai sensori e ai filtri del telescopio spaziale!

Qualcosa di veramente incredibile, impensabile fino a pochissimi anni fa!

Per quanto riguarda i dilettanti, la cosa su rende certamente più difficile a causa dei più ridotti diametri dei telescopi e delle lunghezze focali di questi, parametri che consentono, nel casi migliori, di risolvere in stelle luminose le cosiddette associazioni “OB” presenti nelle braccia a spirale e che “macchie” o “granulazioni”; ciò accade per la grande galassia di Andromeda, quella del Triangolo, le due nubi Magellaniche e per qualche altra più debole componente del gruppo locale come NGC6822 e poche altre poste subito oltre, come NGC2403, M51, M83. In alcuni casi, strumenti di grandi dimensioni riescono a risolvere in qualche stella le aree periferiche di qualche ammasso globulare facente parte, ancora una volta, della grande galassia di Andromeda.

Ma nulla di più oltre che riuscire a vedere distintamente quelle che appaiono essere le (poche) stelle più luminose di questi sistemi oltre a quanto sopra citato.

"IMMAGINE DEL GIORNO": IL FANTASMA DI UNA IMMANE ESPLOSIONE

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Mon, 25 Jan 2021 21:46:20 GMT

"IMMAGINE DEL GIORNO": IL FANTASMA DI UNA IMMANE ESPLOSIONE

Con l’intento di raccontare gli eventi che accadono Cosmo attraverso la testimonianza delle sempre bellissime immagini riprese dai nostri collaboratori, “Antares” ha qui l’onore di proporre questa ECCEZIONALE ripresa del resto di supernova Simeis 147 , ripresa dal nostro grande fotografo Maurizio Cabibbo dai cieli della Toscana.

Nota anche con la sigla Sh 2-240, per la complicata struttura che il gas in espansione ha assunto, tale oggetto è noto anche col nomignolo di “nebulosa spaghetti”. Estesa per ben 3° nel cielo, ovvero l’equivalente di 6 Lune piene messe di fila (!), questa enorme bolla gassosa, da diametro di circa 150 anni luce, è lontana ben 3.000 anni-luce dal Sistema Solare.

L’immagine è una composizione di riprese eseguite con attraverso filtri a “banda stretta” ( H-alfa: 8 pose da 900” + 41 pose da 1.200”; OIII: 35 pose da 1.800”; RGB: 8 pose da 600” per canale; tempo di integrazione totale: 36 ore! ) utili a rilevare la particolare emissione dei gas di cui la nebulosa é composta: il colore rossastro è prodotto dagli atomi di idrogeno ionizzato mentre la parte bluastra a quelli dell’ossigeno due volte ionizzato.

L’esplosione della stella, dalla cui struttura gassosa disintegrata la nebulosa ha preso forma, si ritiene essere avvenuta circa 40 mila anni or sono: in pieno paleolitico, i nostri lontani avi furono sicuramente atterriti e meravigliati dall'apparizione di una nuova e luminosissima stella nel cielo - e, quasi sicuramente, visibile in pieno giorno! - laddove oggi passa il confine tra le costellazioni del Toro e dell'Auriga!

Al centro geometrico di S147 giace la stella di neutroni nella quale il nucleo della stella supergigante primigenia andò a trasformarsi mentre il resto della stella andava distrutto dall’immane esplosione.

"IMMAGINE DEL GIORNO": LA GALASSIA SOTTILE

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Sun, 24 Jan 2021 15:12:26 GMT

LA GALASSIA SOTTILE

NGC4452, in Virgo, è una delle galassie più sottili ad oggi conosciute: il suo singolare aspetto, del tutto simile a quello di una lampada al neon, è ben visibile in questa spettacolare ripresa effettuata dal telescopio spaziale Hubble.

Vi sono molte galassie, sparse qua e la nell'Universo, che si presentano viste di lato: solitamente, si tratta di galassie a spirale che però presentano un rigonfiamento centrale e bande di polveri disposte al loro equatore: cosa che invece non accade per NGC4452.

Sebbene non sia escluso che tale oggetto possieda braccia a spirale, si ritiene che NGC4452 possa essere una galassia cosiddetta "lenticolare"; nello schema di classificazione di Hubble, tali oggetti si pongono a mezza via tra le spirali e le ellittiche: come le spirali, posseggono ancora una struttura a forma di disco ma con una frazione quasi nulla di materia interstellare ed attività di formazione stellare.

Lontana 60 mila anni-luce dalla Via Lattea, NGC4452 si estende da lato a lato per circa 35 mia anni luce mentre il rigonfiamento centrale, quasi assente, dovrebbe avere uno spessore poco superiore ai 17 mila anni-luce. Il vasto alone che circonda l'esile galassia è formato da stelle molto vecchie.

IL POTERE DEL TELESCOPIO

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Sat, 23 Jan 2021 16:53:03 GMT

IL POTERE DEL TELESCOPIO

Lo strumento principe con il quale si studia il Cosmo, osservandone e fotografandone particolari evidenti ed altri più nascosti, è il telescopio. Il nome deriva dalle parole greche tele (“lontano”) e scopèo ("vedo"); il telescopio, infatti, potremmo definirlo come un grande “cannocchiale” costituito da lenti, specchi o loro combinazioni per mezzo dei quali gli astri vengono apparentemente avvicinati e, di conseguenza, ingranditi molto.

I diversi tipi di telescopio oggi esistenti, da quelli in vendita presso negozi specializzati (che fanno tanta gola a coloro che si dilettano in Astronomia) a quelli installati in grandi osservatori professionali in cima ad alte montagne o addirittura nello spazio sono i lontani pronipoti di quel primo, rude cannocchiale inventato, a quanto sembra, da un occhialaio fiammingo nel 1608. Solo un anno più tardi, il grande Galileo Galilei costruì il primo cannocchiale in Italia.

Ma quali progressi, da allora, nelle configurazioni ottiche dei telescopi e nella tecnologia loro applicata! Tanto per dare un’idea: Galileo riuscì a vedere gli astri ingranditi 32 volte mentre oggi gli astri appaiono ingranditi decine di migliaia di volte!

Non solo con i giganteschi telescopi professionali ( oggi, con diametri di alcuni metri! ) ma anche strumenti di aperture ben più modeste, riservati agli astronomi non-professionisti, vengono osservati e soprattutto ripresi particolari incredibili! Basti pensare alle vaste nubi di idrogeno che permeano tutta la Galassia, non solo lungo l'equatore galattico ma anche ad elevate latitudini galattiche: particolari così deboli che fino a 10 anni fa (e forse meno) non solo erano per lo più sconosciuti ma anche impensabili da riprendere dettagliatamente quando noti!

Elenchiamo, in velocità, cosa è possibile osservare e riprendere oggi con i telescopi solitamente utilizzati dagli astronomi non-professionisti:

la fotosfera del Sole, con i suoi brillamenti, granuli e le spettacolari protuberanze
la superficie della Luna come fossimo lontani qualche centinaio di chilometri da essa
le cangianti atmosfere dei pianeti del Sistema Solare e i movimenti dei loro satelliti
il movimento di piccoli asteroidi, che a volte si avvicinano nei pressi del nostro pianeta
la piccola variazione luminosa di lontanissime stelle
la risoluzione di sistemi stellari con due, tre e più componenti
osservare dischi protostellari all’interno di coloratissime nubi di gas frammiste ad oscure polveri che bloccano la luce di qualsiasi cosa loro retrostante
ammassi stellari di ogni tipo, composti da poche decine di giovani stelle o altri composti da milioni di vecchissime stelle frammiste ad altre più giovani
andare alla ricerca (e magari scoprirle!) di stelle che esplodono (le cosiddette supernoave)
episodi di fusione di lontane galassie

E tutto questo, senza contare quello che i “cugini” maggiori, i giganteschi telescopi a terra, i radiotelescopi (che captano il debolissimo rumore di fondo, eco del Big Bang o i segnali radio in arrivo da piccolissime stelle di neutroni che ruotano velocissime su se stesse), i telescopi spaziali (che osservando il Cosmo in tutte le bande spettrali) fino ai moderni radiointerferometri, con i quali oggi vengono prodotte immagini dirette di lontani buchi neri supermassicci: fino a pochi anni fa, visioni puramente fantascientifiche!

Quanta informazione abbiamo oggi sull’Universo, sul suo passato, ed anche sul suo futuro; e tutto questo, ottenuto a partire da un modesto cannocchiale puntato alla volta celeste, e forse costruito per altri scopi ben lontani dalla comprensione del Cosmo di cui noi stessi siamo parte.

Chissà cosa avrebbero pensato Galieo, Newton, Cassini, Herschel ed altri osservatori del passato al vedere i prodigiosi telescopi che oggi, sempre più, rivelano i segreti di quanto contenuto nella volta stellata...

"IMMAGINE DEL GIORNO": UN OGGETTO SIMMETRICO NEL COSMO

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Fri, 22 Jan 2021 09:50:58 GMT

"IMMAGINE DEL GIORNO": UN OGGETTO SIMMETRICO NEL COSMO

Scoperta nel 2007 all'interno della costellazione del Serpente, la " nebulosa quadrato rosso ” è uno degli oggetti dalla marcata forma simmetrica tra quelli noti nel Cosmo.

Circondante la giovane stella MWC922 , la cui luce ci giunge dopo aver viaggiato per ben 5.000 anni, la bizzarra nebulosa è formata a da due lobi conici i quali, partendo dalla stella, si allargano verso lo spazio esterno ad essa. Nelle riprese effettuate con i grandi telescopi professionali, i due lobi in questione appaiono essere attraversati da una serie di strisce parallele che terminano in lobi luminosi: questi ultimi, potrebbero essere sorta di "vortici" dove il gas viene in qualche modo riscaldato, apparendo quindi leggermente più luminoso.

Lungo l’intero bordo esterno della nebulosa, è presente una struttura a forma di pettine: ombre, probabilmente dovute ad increspature presenti nel disco di poveri che ancora circonda la giovane stella. Ad oggi, nessun modello proposto riesce pienamente a spiegare la genesi di questa nebulosa anche se, molto probabilmente, la causa va ricercata in perturbazioni e moti turbolenti del gas.

A sx, le strutture più esterne della nebulosa si rendono ben visibili in questo collage di immagini IR riprese dai grandi telescopi "Hale" a Monte Paolomar e "Keck 2" al Mauna Kea, Hawaii; a dx, i dettagli interni rivelano i loro incredibili dettagli in questa ripresa effettuata dal telescopio spaziale Hubble.

"NELLA GALASSIA: ABELL 43, UNA PLANETARIA CON UNA STRANA NANA BIANCA"

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Thu, 21 Jan 2021 21:03:21 GMT

"NELLA GALASSIA: ABELL 43, UNA PLANETARIA CON UNA STRANA NANA BIANCA"

Questa bellissima ripresa, effettuata dal nostro bravissimo fotografo Zlatko Orbanic che va sempre alla ricerca di oggetti poco conosciuti, mette in piena mostra la complessa morfologia di una piccola nebulosa planetaria nota come Abell 43, lontana ben 5.200 anni-luce dal Sistema Solare.

Come tutti gli oggetti di questo tipo, Abell 43 è formata da gusci gassosi in espansione espulsi da una stella gigante rossa che oggi non esiste più; tranne il nucleo, mutato nella densissima “nana bianca” perfettamente visibile al centro della nebulosa. Questa stella differisce dalle sue “consimili” in quanto studi spettroscopici condotti sulla sua luce hanno messo in evidenza la presenza, nella sua atmosfera, di una certa quantità di idrogeno, elemento che non è più presente su questi oggetti. Quello rilevato su tale stella è residuo di quell'idrogeno una volta contenuto all’interno della stella gigante non più esistente: tramite reazioni termonucleari, tale gas veniva convertito in elio, producendo così l'energia emessa dalla fu-stella.

Un’altra particolarità di questa nana bianca è che essa esibisce brevissime e piccolissime variazioni luminose, prodotte da mere pulsazioni radiali. Stelle così dense non dovrebbero "pulsare" ma i 6 cicli di pulsazione rilevati (lunghi circa 1 ora) portano a concludere che il meccanismo a produrle sia lo stesso che fa espandere e contrarre gli strati più esterni delle stelle giganti: la ionizzazione ciclica del carbonio e dell'ossigeno presenti nella struttura interna di questi enormi ma poco densi colossi. Come ciò avvenga in corpi ultra-densi come le pochissime nane bianche di questo tipo oggi note - chiamate PG 1159 - è ancora da chiarire

UN SISTEMA QUINTUPLO ALLA PORTATA DI MODESTI TELESCOPI: IL "TRAPEZIO"

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Thu, 21 Jan 2021 09:17:39 GMT

UN SISTEMA QUINTUPLO ALLA PORTATA DI MODESTI TELESCOPI: IL "TRAPEZIO"

Molte delle stelle visibili in una bella nottata, osservate già col solo occhio nudo o con l'ausilio di o di un telescopio, si rivelano essere in realtà formate da sistemi multipli di stelle: non una ma 2, 3, 4...e, in alcuni casi, anche maggiore!

Il Sole, al contrario, è solitario ad irradiare la Terra di luce e calore; si è molto dibattuto sul fatto che anche il nostro luminare diurno possa avere qualche debole compagna come una nana rossa o una nana bruna, oggetti che si renderebbero invisibili a causa della loro minuta luminosità intrinseca in relazione alla loro enorme distanza: ad oggi, ipotesi come questa non sono state suffragate da alcuna osservazione diretta.

Anni di studi e ricerche condotte su campioni di stelle appartenenti alla nostra galassia conducono oggi a ritenere che i 2/3 di queste siano stelle “isolate” come il Sole mentre il restante 1/3 sia costituito, per l’appunto, da sistemi stellari multipli. Una buona parte di questa ultima frazione, circa l’80%, è costituita da stelle massicce, come le stelle di tipo O e B, spesso presenti nei pressi nei pressi o ancora all’interno delle vaste nubi di gas e polveri all’interno delle quali si sono formate in tempi recenti.

E proprio nel periodo invernale è possibile osservare, anche con un telescopio di modesto diametro, uno di questi sistemi stellari multipli...in questo caso, addirittura quintuplo! Parliamo del famoso “ Trapezio ”, situato nel cuore della grande nebulosa di Orione , costituito dalle cinque stelle visibili al centro di questo “zoom” realizzato con foto dei nostri Paolo Forti (largo campo, a sx), David Kralj (campo medio, al centro) e Stefano Schirinzi (campo ristretto, a dx): il curioso nome è dato dalla forma assunta dalle componenti di questo sistema stellare quadruplo, che ricorda la classica figura geometrica.

Si tratta di stelle giovanissime (...in termini astronomici!), con un'età non superiore ai 300 mila anni. Tali stelle hanno un massa stimata in 15-30 volte quella del Sole e sono legate assieme dalla mutua gravità, sparse in un'area dal diametro di soli 1,5 anni luce: la loro elevatissima temperatura ionizza i gas della nebulosa, rendendola così visibile.

Le stelle del Trapezio sono le più massicce tra quelle nate all’interno di questa fucina stellare ma, in realtà, anche le altre stelle visibili nell’immagine campo ristretto (a dx), quelle più deboli, sono nate nello stesso agglomerato di polvere e idrogeno allo stato gassoso; quelle più deboli, appaiono arrossate solo a causa della luminosità che, assorbita dalle polveri li presenti, viene riemessa ad una lunghezza d'onda maggiore, portandole a divenire "arrossate".

Non resta che dire...buone osservazioni!

QUAL'E' IL VERO COLORE DEL SOLE?

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Wed, 20 Jan 2021 20:42:37 GMT

QUAL'E' IL VERO COLORE DEL SOLE?

Qual'è il reale colore del Sole? E' tutt'altro che facile rispondere a questa domanda alla quale, a prima vista parrebbe logico dare come risposta "gialla". Ma nella realtà, le cose non stanno così.

Se potessimo analizzare lo spettro della luce solare prima che questa entri nell'atmosfera della Terra, noteremmo l'esistenza di non di uno ma di due picchi di intensità, a seconda che il suo spettro venga prodotto in relazione alla "lunghezza d'onda" (dove la massima intensità di emissione cade nell'ultravioletto!) o alla "frequenza" (che invece ha il picco nell'infrarosso!). Ciò porta a concludere che l'istintiva idea di definire il colore del Sole in base alla sola lunghezza d'onda sarebbe, comunque, del tutto inesatta: entrambe le modalità di misurare il colore del Sole sia per lunghezza d'onda che per frequenza sono infatti valide.

Inoltre, se per definire il colore del Sole andassimo ad applicare su di esso il noto "modello del corpo nero", il picco d'intensità misurato secondo lunghezza d'onda cadrebbe addirittura nel verde; ma il modello di corpo nero è inesatto poiché non esiste in natura alcun oggetto che vada ad irradiare tutta l'energia assorbita; quindi il Sole verde non è!

Stando alla superficie della Terra, noi percepiamo tutti i colori, dal rosso al blu: indizio che, evidentemente, la luce solare deve contenere sia "luce rossa" che "luce blu", nonché luce relativa a tutti gli altri colori tra questi interposti. Ma il fatto di riuscire notare tutti i colori presenti in un arcobaleno (che si forma quanto la luce solare viene rifratta da goccioline d'acqua in sospensione) è la prova definitiva che la luce solare è... bianca!

Anche se la nostra stella è classificata come nana "gialla" di tipo spettrale G2 V, il valore "G2" indica che il Sole possiede una temperatura alla superficie pari a 5777 K: un valore che conferisce al Sole - quando osservato dallo spazio! - un colore bianco, che è il reale colore del Sole!

Visto dalla superficie del ns pianeta in una giornata limpida e quando alto sull'orizzonte, il Sole può apparire giallognolo a causa della diffusione della sua luce nell'atmosfera terrestre. Questa, infatti, tende a diffondere il blu e il viola più degli altri colori con la conseguenza che la luce solare percepita alla superficie terrestre appare leggermente gialla rispetto al reale colore luce solare nello spazio che, come detto, è bianco.

LUNA CRESCENTE DI 6 GIORNI

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Wed, 20 Jan 2021 17:32:16 GMT

LUNA CRESCENTE DI 6 GIORNI

Luna crescente di 6 giorni, illuminata al 37%.

Anche se con alcune variazioni, quando la Luna è in fase "crescente" essa sorge di giorno, normalmente prima di mezzogiorno, divenendo ben visibile nel cielo diurno, e normalmente tramonta prima di mezzanotte. Nella splendida immagine ripresa dal nostro Enzo Spallucci, lungo il cosiddetto "terminatore" (il confine longitudinale tra l'area illuminata e quella in ombra) si rende visibile un gran numero di crateri ed altre strutture elevate a causa delle ombre lunghe sviluppate dal Sole: potessimo idealmente stare in una zona vicina al terminatore, vedremmo infatti il Sole vicino all'orizzonte lunare

COS'E UNA "SORGENTE INFRAROSSA"?

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Wed, 20 Jan 2021 13:01:51 GMT

COS'E' UNA SORGENTE INFRAROSSA?

Si tratta di un’oggetto che irradia tipicamente nella regione cosiddetta “dell'infrarosso” dello spettro elettromagnetico, essenzialmente nel range tra 0,75 e 300 micrometri. Essendo l’IR una radiazione a “bassa energia” (ma comunque sempre misurabile!), sorgenti che hanno il picco di emissione in questa particolare banda sono corpi generalmente “freddi” (certamente, non caldissimi!) come le polveri interstellari, stelle fredde (quelle “rosse”, per intenderci, siano esse nane che giganti) ma anche lo stesso Sole, i pianeti, dischi protostellari circondanti stelle in formazione e particolari casi di galassie.

A scoprire l’esistenza della radiazione IR fu il grande astronomo William Herschel (lo scopritore di Urano, nonché il più grande astronomo visualista di tutti i tempi): eseguendo un esperimento per verificare la sua tesi secondo la quale a diversi colori erano associate diverse temperature, egli pose un termometro a mercurio nello spettro prodotto dal prisma, oltre a misurare diverse temperature all'interno della luce visibile, scoprì che la temperatura continuava a salire anche oltre il limite rosso dello spettro visibile. Il fatto che ci fosse un aumento di temperatura indusse Herschel a dedurre che vi fosse radiazione invisibile proveniente dal Sole, che provvide a chiamare “raggi calorifici". La radiazione IR proveniente dallo spazio viene in gran parte assorbita dal vapore acqueo presente nell'atmosfera della Terra; per questo motivo, la maggior parte dei telescopi utilizzati per l’IR sono situati ad altezze elevate e in luoghi asciutti e, ancora meglio, su aerei o telescopi spaziali (IRAS, Spitzer, ecc.).

Osservando gli oggetti celesti - dalle stelle, ai pianeti, alle nebulose e fino alle galassie - a diverse lunghezze d'onda, questi rivelano fenomeni diversi; uno dei vantaggi dell'osservazione nell'IR è che la polvere interstellare gli è trasparente: è questo è il motivo per cui un telescopio ottico non sarebbe in grado di vedere una stella avvolta nella polvere, mentre uno che osserva magari nel vicino IR può rilevarne l'emissione! Man mano che si procede dal vicino al lontano IR, l'emissione proveniente dalla polvere diventa osservabile.

Solitamente, un telescopio impiegato nell’osservazione nella banda visibile dello spettro viene anche impiegato nello studio dell’IR in quanto le sue ottiche “rendono” su un intervallo di lunghezze d'onda che abbraccia sia la luce visibile che anche la radiazione IR. I moderni telescopi per lo studio degli IR vengono raffreddati con azoto liquido e protetti da qualsiasi oggetto che emette energia alle lunghezze d'onda dell'IR. Se i sensori ad IR non fossero raffreddati, la radiazione dal rivelatore stesso contribuirebbe con il proprio “rumore termico” diventare più “luminosa” di quella IR proveniente dalle sorgenti celesti.

Nell'immagine in allegato, la costellazione di Orione così come appare nel visibile e ripresa nell'IR, dove si rende visibile la grande quantità di polveri presenti nell'area (Image credits: Akira Fujii, Infrared Astronomical Satellite/NASA)

"IMMAGINE DEL GIORNO": L'OSCURA SPIRALE ILLUMINATA DALLA VIA LATTEA

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Wed, 20 Jan 2021 09:57:48 GMT

"IMMAGINE DEL GIORNO": L'OSCURA SPIRALE ILLUMINATA DALLA VIA LATTEA

Una spirale composta da oscure polveri di carbonio circondante la stella AFGL3068 : l’unico oggetto celeste, ad oggi noto, a non rendersi visibile per fluorescenza o riflesso data dalla luce di stelle vicine bensì da quella della Via Lattea che, vista da li, appare sicuramente in tutto il suo splendore.

Ma andiamo per ordine; nel 2006 venne individuata in Pegasus una sorgente infrarossa la quale non evidenziava, nelle riprese effettuate con i telescopi, alcuna controparte ottica. Il rebus venne risolto nel giro di qualche tempo grazie al telescopio spaziale Hubble: grazie all’utilizzo di particolare camera ultra-sensibile su di esso installata, nella posizione della sorgente infrarossa venne rilevata una debole struttura a spirale vista esattamente di fronte, non dissimile da una galassia di tale forma ma senza le caratteristiche strutture di questi oggetti: una struttura che, potremmo dire, apparve come un fantasma dalle tenebre!

L’enigma venne risolto individuando cosa si celava al suo interno. La sorgente infrarossa, lontana ben 3.000 anni luce dal Sistema Solare, era infatti prodotta da una stella evoluta, una fredda gigante rossa “al carbonio” che rilascia nello spazio un’elevata quantità di materiale gassoso attraverso l’intenso vento stellare che emette. Tale colosso, però, non è solo: l’immensa stella orbita, infatti, attorno ad una compagna più piccola ma più calda, situata a 103 Unità Astronomiche: per intenderci, al doppio della distanza di Plutone dal Sole ovvero 103 Unità Astronomiche tanto che per completare un’orbita attorno al comune centro di gravità, le due stelle impiegano ben 800 anni!

Il carbonio emesso dalla fredda stella gigante va a combinarsi in molecole più o meno grandi che, ammassandosi, vanno a formare una mera polvere oscura che circonda l’intero sistema, rendendo invisibili le due stelle nell’ottico. Ebbene, la forza gravitazionale della più piccola ma più densa e calda compagna porta ad attirare su di se le polveri di carbonio e, man mano che le due stelle avanzano lungo le loro orbite, tali polveri oscure vanno a diffondersi all’esterno assumendo proprio la forma dell’enorme spirale individuata: qualcosa di non dissimile dall’effetto assunto dall'acqua emessa da un irrigatore rotante!

I più attenti avranno capito che quanto accade su AFGL3068 non è nulla di più che la formazione di una nebulosa planetaria; ma dal momento in cui le polveri di carbonio non emettono alcuna luce, è lecito chiedersi cosa porti l’oscura struttura a rendersi visibile: di certo non è la luminosa stella visibile nella foto, solo prospetticamente vicina alla spirale. Particolarità che rende tale caso ancora più atipico è che la “lampadina” in questione è null’altro che la luce della Via Lattea, la nostra galassia (Image credits: Hubble/NASA)

SIRIUS B RIPRESA!

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Tue, 19 Jan 2021 18:45:36 GMT

SIRIUS B RIPRESA!

Il nostro Stefano Schirinzi è riuscito nella tutt’altro che facile impresa di riprendere la “nana bianca” più vicina al Sistema Solare, Sirius B , legata alla stella più luminosa di tutta la volta celeste che, per l’appunto, è Sirius. Come l’immagine chiaramente evidenzia, l’enorme differenza di luminosità tra le due stelle è la ragione principale nella difficoltà di ripresa di tale nana bianca che è ben 10 mila volte più debole della luminosa compagna!

Come mai? E’ presto detto: le dimensioni di questa piccola stella sono pari a quelle della Terra! Lontana “solo” 8 anni-luce dal Sistema Solare e dotata di una temperatura alla superficie prossima ai 25.000 K, la superficie emissiva di questa sfera è talmente piccola da portare la stella ad emettere una luminosità solo 0,06 volte quella del Sole! E’ proprio questo il motivo della difficoltà nel fotografare le nane bianche: la debole luminosità intrinseca di queste piccole stelle le porta a divenire invisibili a grandi distanze.

L'immagine è il risultato dello stacking di frames estratti da un filmato ripreso in condizioni tutt'altro che ottimali di seeing!

"IMMAGINE DEL GIORNO": I COLORI DI M79

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Tue, 19 Jan 2021 08:49:58 GMT

"IMMAGINE DEL GIORNO": I COLORI DI M79

L’ammasso stellare M79 in Lepus (visibile proprio nelle notti di questo periodo, al di sotto della ben nota costellazione di Orione) raccoglie oltre 150 mila stelle in una sfera dal diametro di “soli” 120 anni luce: immaginate quale immane spettacolo si andrebbe a presentare ai nostri occhi stando su un pianeta in orbita attorno ad una delle sue stelle: una notte infinita, con il cielo densamente popolato da luminosissimi globi infuocati, qualcosa lontano da ogni immaginazione! Nonostante l’enorme distanza dal Sistema Solare, stimata in ben 41 mila anni-luce, esso si rende visibile già con l’uso di modesti telescopi, permettendo di risolvere in stelle le sue aree più periferiche soprattutto nelle riprese fotografiche.

L’enorme potere risolutivo del Telescopio Spaziale Hubble ha tuttavia permesso di riprendere questa straordinaria immagine che risolve M79 nella sua interezza: innumerevoli stelle multicolore si stagliano, infatti, dai bordi più blandi fino alla più densa area centrale. Gli ammassi stellari di questo tipo, detti globulari a causa della loro forma sferica, sono oggetti antichissimi: vecchi oltre 12 miliardi di anni, si formarono probabilmente allo stesso tempo in cui la galassia (nel ns caso, la Via Lattea) cui sono gravitazionalmente legati prese forma! Ciò è provato dalla colorazione tipicamente giallo-arancione della maggior parte delle sue stelle, alquanto evolute.

Nonostante la veneranda età, M79 e tanti altri di questi ammassi globulari contengono un gran numero di stelle dal colore azzurro che, come noto, è indice della loro giovane età: queste, dette “blue stragglers” ("ritardatarie blu"), si sono probabilmente formate in tempi più recenti (da cui il nome) come prodotto della fusione di stelle facenti parte di sistemi binari o, in altri casi, dalla fusione di due stelle data l’elevata densità presente soprattutto nel nucleo di questi splendidi oggetti.

(Image credits: NASA/ESA)

“LETTURE CELESTI”: Stelle e pianeti. La guida più completa a stelle, pianeti, galassie e al Sistema Solare

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Mon, 18 Jan 2021 17:52:27 GMT

Stelle e pianeti. La guida più completa a stelle, pianeti, galassie e al Sistema Solare

“ Stelle e pianeti. La guida più completa a stelle, pianeti, galassie e al Sistema Solare ”,

di I.Ridpath, W.Tirion (Editori Riuniti UP, giugno 2020)

Recensione: partiamo subito col dire che questa guida è altamente raccomandata per chi sia avvicina all’Astronomia! Completa, fornendo un quadro generale su tutti gli argomenti e, soprattutto, strutturata con buonissime e precise carte stellari, ottime per chi vuole imparare a riconoscere le costellazioni ad occhio nudo o iniziare a muoversi tra esse col binocolo o un telescopio! La descrizione degli argomenti astronomici è vasta, toccandoli praticamente tutti: dal Sole, alla Luna, passando per i pianeti, meteore, comete, eclissi, asteroidi. Perfetto per il principiante ed utile all'esperto, scritto in un linguaggio accessibile e tutti e con tavole davvero molto utili. Questa ultima edizione aggiornata comprende le ultime informazioni sulle stelle, una sezione sui pianeti che incorpora le recenti ricerche sugli esopianeti, la revisione di alcune mappe e nuove fotografie.

"IMMAGINE DEL GIORNO": LE PLEIADI AUSTRALI

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Mon, 18 Jan 2021 11:40:33 GMT

"IMMAGINE DEL GIORNO": LE PLEIADI AUSTRALI

Per chi si avvicina allo studio dello cielo stellato, la visione dell’ammasso stellare delle Pleiadi costituisce uno dei primi entusiasmanti approcci con le bellezze che riserva la volta celeste. Non molti sanno, però, che nell’emisfero australe è presente la controparte delle famose “sette sorelle” presenti nel Toro: parliamo dell’ammasso stellare IC2602 , più noto come “ Pleiadi australi ” per la somiglianza con quest’ultimo.

Situato nella costellazione della Carena , questo bellissimo gruppo stellare è chiamato anche “ ammasso di θ Carinae ” (dal nome della più luminosa delle stelle componenti): senza ombra di dubbio, è uno degli ammassi aperti più luminosi dell’intera volta celeste, perfettamente visibile ad occhio nudo ed immerso in una zona delle aree più belle del firmamento, popolata da astri luminosi e ricchissima di ammassi stellari e nebulose di ogni tipo! La distanza delle Pleiadi australi è stimata in circa 480 anni-luce; dallo studio del moto nello spazio delle sue componenti - circa 150 in tutto - emerge che esso sia parte della grande " associazione OB Scorpius-Centaurus ", un gruppo di stelle relativamente giovani e caldissime (da cui deriva il loro colore prettamente azzurro) sparse su un'area molto vasta nel cielo meridionale.

L'età delle stelle costituenti le Pleiadi australi si aggirerebbe sui 30 milioni di anni ma, pur essendo così giovani, queste non sono avvolte da nebulosità, al contrario di quanto accade per le più famose Pleiadi presenti nel Toro; si potrebbe intuitivamente collegare tale "mancanza" alla maggiore età delle Pleiadi australi (in un tempo di vita più lungo, infatti, la pressione di radiazione prodotta dalle calde e luminose componenti avrebbe portato il gas residuo a disperdersi) ma ciò è errato: la nebulosità in cui sono immerse le "nostre" Pleiadi, infatti, non è residuo della nube gassosa da cui esse nacquero bensì un insieme di nebulosità all’interno della quale le Pleiadi si trovano ora a transitare, resa visibile attraverso l'eccitazione prodotta dalla radiazione emessa dalle stelle (Image credits: D.Willasch)

STELLE AUSTRALI SU BANDIERE

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Sun, 17 Jan 2021 11:28:48 GMT

STELLE AUSTRALI SU BANDIERE

Non tutti sanno che nelle bandiere di Australia e Nuova Zelanda compare una costellazione: la famosa e bellissima Croce del Sud , magnificamente ripresa in questa foto (Credits: ESO/Y.Beletsky), visibile in alto a dx. Trovandosi immersa in quello che è probabilmente è il tratto più bello di tutta la Via Lattea, il campo è ricchissimo di lontanissime stelle le quali formano un vero "muro" di fondo, sul quale si stagliano nubi polverose (di colore scuro), gassose (di colore rossastro) nonché ammassi formati da giovani stelle azzurre. Una curiosità: a differenza di quanto presente nella foto, in entrambe le bandiere dei due Paesi oceanici è presente una sola stella (in basso a sx), la cosiddetta "Commonwealth Star". Stranamente, pur occupando l'esatta posizione della più vicina delle due luminose stelle visibili nella foto in basso a sx, questa non ha alcuna relazione con essa (assente, tra l'altro, nella bandiera neozelandese); tuttavia, la versione edita del 1870 della bandiera dell'Australia Meridionale presentava entrambe le luminose stelle: Hadar ( β Centauri ), la più vicina delle due alla Croce del Sud, e Rigel Kentaurus ( α Centauri )

UNA STELLA ROSSA NEL CIELO DEL PALEOLITICO

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Sat, 16 Jan 2021 19:30:13 GMT

la stella di Scholz, una "vicina" nel passato

Nel Paleolitico medio, circa 70.000 anni fa, un sistema stellare binario chiamato " stella di Scholz '' passò a sole 52 mila Unità Astronomiche dal Sole (0,8 anni-luce): in altre parole, all'interno della "nube di Oort", quella regione che sarebbe popolata da nuclei cometari ghiacciati ma la cui esistenza è, al momento, solo ipotetica. All'epoca del suo passaggio ravvicinato è alquanto probabile che i nostri antenati abbiano notato la debole luce rossastra proveniente dalla componente principale di questo sistema binario, una nana rossa dalla massa appena 0,09 volte quella del Sole e da nana bruna dalla massa 65 volte quella del pianeta Giove. Ai nostri antenati, che sicuramente saranno rimasti ammaliati dal notare la presenza di questa stella dal marcato colore rossastro, la nana bruna sarebbe stata invisibile, avendo una luminosità apparente superiore alla decima grandezza. Scoperta nel 2013 dall'astronomo tedesco Ralf-Dieter Scholz, la coppia di stelle è oggi lontana quasi 20 anni luce dal Sistema Solare, stagliata sulla costellazione Monoceros.

Si sarà accesa, la debole nana rossa, nel cielo dei nostri antenati a seguito dei caratteristici brillamenti esibiti da queste piccole ma irrequiete stelle?

"IMMAGINE DEL GIORNO": una faccia da clown nel cielo

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Fri, 15 Jan 2021 15:43:56 GMT

"IMMAGINE DEL GIORNO": una accia da clown nel cielo

La nebulosa planetaria NGC2392, nota come "faccia da clown" per la sua curiosa forma, in Gemini. Lontana ben 6.500 anni luce dal Sistema Solare, questo oggetto è il residuo gassoso di una stella morente simile, in massa, al nostro Sole; in effetti, potremmo definire l'aspetto di tale nebulosa come una perfetta istantanea del destino finale della nostra stella: evento che, atando ai modelli astrofisici riguardanti il Sole, dovrebbe avvenire tra circa 5 miliardi di anni. Detta anche nebulosa "esquimese", questa è formata da due gusci gassosi che, in precedenza, costituivano gli strati gassosi più esterni della gigante rossa che, circa 10 mila anni fa, iniziò a liberarsi di tutto il materiale gassoso circostante il nucleo, spingendolo verso lo spazio esterno grazie al suo "vento stellare" di particelle cariche dato dalla pressione di radiazione esercita dalle parti più interne della stella. I caratteristici filamenti di color arancione presenti nella parte più esterna sono lunghi circa 1 anno-luce (Image credits: Hubble Space Telescope/Chandra/NASA)

"VIAGGIO TRA LE STELLE": η Carinae, quando le dimensioni contano

schirinzi.stefano@libero.it (Stefano Schirinzi) — Thu, 14 Jan 2021 22:04:09 GMT

η Carinae

Grandezza comparata delle due componenti del sistema stellare di η Carinae con il diametro del Sole (un punto, a confronto) e le distanze dei quattro pianeti interni del Sistema Solare (i loro diametri sono stati volutamente "ingigantiti"). Data l'enorme distanza, valutata in circa 8.000 anni luce, dal Sistema Solare!), le due stelle supergiganti azzurre (dalla massa totale 120 masse solari) non si rendono visibili in modo separato l'una dall'altra; per raffigurarle, quindi, sono state utilizzate due immagini del Sole riprese nell'ultravioletto. Ad ogni modo, due astri così grandi hanno una superficie emissiva chiaramente vasta, dalla quale vien emessa una luminosità totale superiore a 5 milioni di volte quella emessa dal Sole: con tale valore, η Carinae è, infatti, una delle stelle più luminose dell'intera nostra galassia! (Image credits: NASA, JPL, Earth Observatory)

"FOTOGRAFIAMO IL COSMO": il cielo meridionale ripreso dal centro città

Thu, 14 Jan 2021 16:02:58 GMT

il cielo stellato meridionale ripreso dal centro cittadino

Quando il cielo è libero da foschie e si presenta terso, anche dal centro di una grande città - ovvero, dal bel mezzo di un'area ad elevatissimo inquinamento luminoso! - è possibile riprendere le stelle, almeno le più luminose delle costellazioni: è quanto fatto dal nostro Paolo Forti il quale, munito di una reflex con obiettivo da 50 mm, è riuscito a catturare alcune stelle che si elevano di pochi gradi al di sopra dell'orizzonte sud di Trieste: quelle di Puppis (Poppa) e Columba (Colomba). Le linee guida delle costellazioni sono state aggiunte come riferimento. Sirius (α Canis Majoris), poco a nord, come sempre da spettacolo con la sua maestosa luminosità apparente negativa!

nasce il blog astronomico di "ANTARES"

websitebuilder@register.it — Tue, 12 Jan 2021 14:07:26 GMT

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