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I COLORI DELLE STELLE - 1a parte
di Mario Furlan • feb 08, 2021
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
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)
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)
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)
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)
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)
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)
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)
Segreti e curiosità delle stelle più salienti visibili ad occhio nudo e non solo...
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)
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.