La definizione di solstizio (“sole fermo”) potrebbe avere la sua origine non solo dall’osservazione del progressivo arrestarsi dell’altezza al momento del transito al meridiano, ma anche dal constatare che nei pressi del solstizio il Sole sembra fermare il suo spostamento lungo l’orizzonte al momento del sorgere.
La nostra stella il giorno 21 raggiungerà il punto di massima declinazione nord dell’eclittica (pari a +23° 27′); in quel momento si verificherà il solstizio estivo, che nell’emisfero boreale sancirà l’inizio della estate astronomica.
Il termine “Solstizio” sta a significare in latino “sole stazionario”, un chiaro riferimento al rallentamento e poi all’apparente immobilità del Sole al culmine di un periodo (dal solstizio invernale a quello estivo) che lo ha visto aumentare la propria declinazione (e quindi l’altezza sull’orizzonte al momento del transito in meridiano) di quasi 47 gradi.
Dopo questa fase il Sole inizierà lentamente a discendere, mantenendo comunque una declinazione al di sopra dei +23° fino agli ultimi giorni del mese.
Ovviamente ciò comporterà un deciso aumento delle ore di luce a scapito della notte astronomica, che mediamente durante il mese di giugno non supererà le 4,5 ore.
Presentiamo una versione estesa dell’articolo di Stefano Schirinzi pubblicato a pag. 54 di Coelum 171, per la serie “Twinkle star: Storie di Stelle”, rubrica mensile di Coelum Astronomia. Come spesso accade infatti, nel formato cartaceo non sempre possiamo dare lo spazio che spetterebbe a ciascun intervento, rimediamo quindi pubblicando online approfondimenti ed eventuali aggiornamenti.
Non mancate pero’ di seguire la rubrica di Stefanoanche dalle pagine della rivista! 😉
Buona Lettura!
Proprio in questi giorni è tornata ad essere visibile ad occhio nudo χ Cygni (Chi Cygni), la variabile che mostra in assoluto il maggior divario tra la luminosità minima e massima. Poche settimane ancora, e la stella sprofonderà di nuovo a magnitudini tali da essere rilevate solo con una camera CCD. Vale la pena di dare un’occhiata, perché la prossima occasione potrebbe non arrivare molto presto, e soprattutto con questa straordinaria intensità luminosa.
Le prime variabili periodiche scoperte nella storia vennero quasi certamente identificate tra stelle abbastanza luminose, tanto che la loro variazione andava da alterare, più o meno visibilmente, le costellazioni di loro appartenenza. Gli oscuri cieli di epoche ormai lontane permisero tuttavia ad attenti osservatori di notare l’apparente variazione luminosa di stelle anche più deboli.
Fu così che, nell’estate del 1687, l’astronomo tedesco G. Kirch si accorse che anche nei pressi di η Cyg, stella di terza grandezza situata nel bel mezzo del lungo collo del Cigno, era accaduto qualcosa di anomalo: la vicina e più debole stella di quarta grandezza, χ Cyg era infatti scomparsa! Incuriosito dall’inusuale evento, il valente astronomo riosservò con perseveranza e per alcune settimane l’area celeste dover prima era presente quella stella finché, nel successivo mese di Ottobre, Kirch la rivide nuovamente comparire; certamente ancora debole, ma settimana dopo settimana tornava lentamente ad esibirsi tra le numerosissime stelle di fondo della Via Lattea fino a rendersi perfettamente visibile ad occhio nudo. Evidentemente, quanto il Bayer compose il suo catalogo con le lettere greche attribuite alle stelle più luminose, non si accorse della sua variazione di luce.
All’epoca della sua scoperta, erano passati poco meno di 80 anni da quando D. Fabricius si accorse che una stella della Balena saliva e scendeva di luminosità secondo un ben definito ciclo temporale; escludendo alcune novae e supernovae apparse negli ultimi secoli, χ Cygni fu in effetti la seconda variabile a lungo periodo scoperta, ragione per la quale tale stella attrasse da subito l’attenzione di numerosi astronomi. Oltre allo stesso Kirch, che continuò ad osservarla assiduamente fino al 1738, anche G. Cassini, E. Halley e H.W. Olbers fornirono una serie di osservazioni, seppur discontinue ed intervallate da lunghe interruzioni; il record di costanza è comunque di B.V. Schmidt, che nel corso del 19° secolo puntò ripetutamente il telescopio sulla variabile seguendola addirittura per 40 anni!
UNA MIREIDE SPECIALE
Fu presto chiaro che la curva di luce ricalcava quella di Mira anche se essa esibisce altre singolari caratteristiche che l’hanno resa oggetto di estremo interesse. La più nota, forse, è quella di esibire il più grande range di variazione tra le variabili della sua classe: ogni 408 giorni, infatti, la stella passa dall’essere visibile ad occhio nudo fino a necessitare di un grosso strumento e di un cielo prettamente oscuro per poterla rilevare quando la sua luminosità decade fino ad oltrepassare anche la quattordicesima grandezza; in altre parole, al minimo essa diventa 20 mila volte più debole di quando raggiunge la massima luminosità, valore davvero unico nello svariato mondo delle variabili periodiche!
Il grande numero di osservazioni disponibili sin dall’epoca della sua scoperta ha evidenziato una certa crescita lineare del periodo, che in circa tre secoli sembra essere aumentato di almeno 4 giorni. Tra la fine di luglio e l’inizio di agosto 2006, χ Cyg raggiunse la magnitudine 3,8, ancora oggi picco di massima luminosità raggiunto negli ultimi 148 anni, che però durò ben poco; infatti, come solitamente accade per le Mireidi, l’ascesa al massimo è più rapida del declino, ma ancora più veloce è il numero di giorni che la stella passa al massimo della luminosità: già a metà del successivo settembre, essa era infatti già declinata alla quinta grandezza. Il cospicuo range è tuttavia ingannevole: raffreddandosi, infatti, la stella trasferisce buona parte della sua radiazione nell’infrarosso, rendendosi quindi molto debole nel visibile.
DIMENSIONI RAGGUARDEVOLI
Quando una stella come il Sole si trasforma in una gigante rossa, accedendo al cosiddetto ramo asintotico, essa aumenta in luminosità ma allo stesso tempo perde la stabilità che l’ha fino a quel momento sostenuta; di conseguenza, proprio come una valvola sulla radiazione in uscita, essa inizia pulsare. Essendo però di immani dimensioni, il periodo di oscillazione, invece di essere dell’ordine dei giorni o di settimane come quello delle Cefeidi, dura molti mesi. Ad ogni pulsazione, la stella espelle una certa quantità di materiale presente nei suoi strati più esterni che, in poche centinaia di migliaia anni, andrà probabilmente a creare una nebulosa planetaria. E’ proprio questo il comportamento delle Mireidi come χ Cyg. Applicando la risoluzione interferometrica a χ Cyg, è visto che quando è alle minime dimensioni sulla sua superficie appaiono macchie brillanti, simili ad enormi pennacchi di plasma caldo si elevano al di sopra della sua superficie. Espandendosi, e pur raffreddandosi ed affievolendosi in luminosità, essa oltrepassa però i 700 milioni di km in diametro, l’equivalente di 470 volte il Sole, tanto da rientrare nella top list delle stelle più grandi conosciute: fosse idealmente collocata al posto del Sole, ingloberebbe tutto Sistema Solare interno fino alla cintura di asteroidi!
Di recente, sono state acquisite alcune ottime immagini – non senza difficoltà – che mostrano l’intero ciclo di agonia in cui è riversa χ Cyg. Il denso guscio di polveri rilasciate nello spazio non facilita la visione diretta dell’astro se non ricorrendo all’intensa luce infrarossa emessa della stella, l’unica in grado di passarlo; inoltre, seppur gigantesca, alla distanza di circa 600 anni-luce cui è situata, il disco non appare più grande di come si vedrebbe dalla Terra una piccola casa sulla Luna!
Durante il suo Massimo, Chi Cygni è facilmente identificabile 2,5° a sudovest della stella Eta Cygni, di mag. +3,9. Quando si trova al Minimo (oltre la mag. +14), l'unico modo per identificarla, a parte l'aiuto che può dare il suo colore rossastro, è quello di avvalersi di un buon planetario.
ALCHIMIA STELLARE
χ Cyg è anche la più luminosa stella di classe S conosciuta. Si tratta di stelle giganti fredde che differiscono da quelle di tipo M e C non tanto per la temperatura quanto per la prominenza, nei loro spettri, di bande di diversi elementi come l’ossido di zirconio. La scoperta del tecnezio, instabile, fu notevole perché il suo isotopo più longevo ha un tempo di dimezzamento di soli 2 milioni di anni, assai più breve dell’età di qualsiasi stella (motivo per il quale non esiste sulla Terra): ciò implica che stiamo osservando i risultati di reazioni nucleari che stanno verificandosi ancora oggi. La presenza di tecnezio e zirconio è prova che nelle stelle di questo tipo ha luogo il cosiddetto processo-S, reazione nucleare nella quale si verifica un progressivo accumulo di neutroni liberi in nuclei già pesanti attraverso un processo di cattura lenta (slow, da cui il nome della classe di stelle).
La cattura di neutroni crea isotopi più pesanti dello stesso elemento; se il nucleo accresciuto è instabile, esso decade per processo-beta: la trasformazione del neutrone in un protone aumenta il numero atomico del nucleo che quindi diviene il successivo elemento della tabella periodica: è questo il modo nel quale è prodotto lo zirconio, il tecnezio ed altri elementi pesanti presenti nelle stelle S. In questo modo può determinarsi una catena completa di reazioni nucleari dove gli elementi pesanti si generano a partire da quelli più leggeri. Il processo-S svolge un ruolo importante nell’evoluzione chimica galattica: lo zirconio presente sulla Terra e molti elementi simili utilizzati nel settore industriale sono stati infatti prodotti da antiche generazioni di stelle di questo tipo.
Rintracciare χ Cyg è abbastanza semplice, unica stella decisamente rossastra a soli 2° a sud-ovest di η Cyg; seguirne invece tutta l’evoluzione, anche nelle profonde fasi di minimo, richiede certamente l’uso di un buon fotometro. Essa però fornisce un assaggio del destino riservato al nostro Sole, seppur ancora lontano; quando il colore rossastro di χ Cyg tornerà a fare capolino tra la moltitudine di stelle del Cigno, sapremo che essa sta fabbricando elementi pesanti che forse saranno utilizzati, così come lo facciamo ora noi, da altre civiltà in un lontano futuro.
IL MASSIMO DEL 2013
Dando uno sguardo alla storia recente di Chi Cygni è facile trovare prova dell’impossibilità di predire l’esatta magnitudine che raggiungerà la stella al momento del Massimo. Nel 2005, ad esempio, la gigante rossa si manifestò i primi giorni di luglio arrivando fino alla mag. +5,2; una luminosità piuttosto modesta, e tale da impedire la sua visibilità ad occhio nudo per l’osservatore distratto. Nell’estate 2006, come abbiamo già detto, la stella tornò invece a farsi apprezzare lungo il collo del Cigno, brillando fino a una inaspettata mag. +3,8.
Il massimo di quest’anno sembra essere iniziato tra aprile e inizio maggio e, mentre scriviamo (primi giorni di maggio), è ancora in corso. Il che significa che se in queste notti dopo l’una (per dare modo alla costellazione di alzarsi un po’ sull’orizzonte) vi affaccerete dalla finestra, potrete accorgervi di una stella rossa che finora (molto probabilmente) avevate avuto modo di vedere soltanto negli atlanti celesti…
22.06: Apertura dell’osservatorio“MonteGalbiga”. Seconda serata della stagione 2013 dedicata all’osservazione di Luna e Saturno. Da non perdere le meraviglie del cielo estivo: nebulose, ammassi aperti e globulari.
Per info: tel. 328/0976491 info@astrofililariani.org
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Un gruppo di ricercatori dell’Università di Curtin, in Australia, ha di recente scoperto 280 nuovi crateri sulla Luna, grazie a dati raccolti da diversi satelliti e a una nuova rilevazione topografica.
Il team, guidato da Will Featherstone, ha utilizzato una combinazione di dati sulla gravità e sulla superficie lunare per sviluppare una nuova mappa di gravità ad altissima risoluzione della Luna, riuscendo a identificare 280 crateri mai visti finora, 66 dei quali sono chiaramente visibili.
Grazie a nuovi modelli computerizzati gli esperti hanno potuto studiare più nel dettaglio bacini che finora non erano stati scoperti con altre tecniche. Lo studio era partito dall’identificazione di due bacini sul lato oscuro della Luna, ma è stato poi esteso a tutto il satellite.
Un'immagine ottenuta combinando dati provenienti da informazioni gravitazionali e rilevazioni della superficie che ha permesso agli astronomi australiani di identificare 280 nuovi crateri. Crediti: Curtin University/Will Featherstone
Featherstone, autore dello studio che sta per essere pubblicato sulJournal of Geophysical Research, ha detto che “mappare l’altra faccia della Luna è particolarmente impegnativo perché i satelliti in orbita non possono essere seguiti dalla Terra quando vi transitano”. Per questo i ricercatori contano di ottenere ulteriori dati, quando potranno applicare le loro tecniche ai nuovi risultati dallamissione Grail della NASA, conclusa lo scorso dicembre.
La stessa squadra di tecnici era riuscita a realizzare una mappa di gravità di Marte, utile per conoscere meglio la struttura interna del Pianeta Rosso.
La sera del 20 verso le 21:30, ancora sull’orizzonte di ovest-nordovest, sarà facile scorgere Venere (mag. –3,9), alta circa +8° e accompagnata, a circa 2° di distanza, da Mercurio. Per quest’ultimo, di mag. +1,2, sarà forse necessario avvalersi di un binocolo.
Dopo questa data i due oggetti si separeranno definitivamente, con Venere destinata ad aumentare sempre più la sua elongazione e Mercurio ad avviarsi verso la congiunzione superiore eliaca del 9 luglio.
Le diverse regioni di un buco nero presenti nella simulazione. Credit:NASA’s Goddard Space Flight Center
Che cosa produce i raggi X ad altissima energia che vediamo provenire dai buchi neri più piccoli, quelli di massa stellare? In un nuovo studio, gli astrofisici della Johns Hopkins University, della NASA e del Rochester Institute of Technology (RIT) sono riusciti a colmare il divario tra teoria e osservazione, dimostrando che il movimento a spirale dei gas attorno a un buco nero si traduce inevitabilmente in emissioni di raggi X. Questo conferma i sospetti che i ricercatori avevano sempre avuto. “Simuliamo accuratamente l’oggetto reale, e calcoliamo la luce che un astronomo vede effettivamente” spiega Scott Noblem, ricercatore del RIT. “Questo è un calcolo unico nel suo genere, dal quale stiamo estrapolando tutti i pezzi. Cominciamo dalle equazioni che crediamo il sistema debba seguire, e le risolviamo su un supercomputer. Questo ci fornisce i dati con i quali possiamo effettuare le previsioni dello spettro a raggi X”.
Analizzando la simulazione di gas che fluttuano dentro un buco nero, il team ritiene che essi possano spiegare la gamma di emissioni a raggi X a lungo osservate nei buchi neri attivi.
I gas che precipitano verso un buco nero inizialmente gli orbitano attorno, e poi si accumulano su un disco appiattito. Il gas che si accumula su questo disco gradualmente compie una spirale verso l’interno, si comprime e si surriscalda appena si avvicina al centro. Il disco si riscalda fino a circa 10 milioni di gradi Celsius. La temperatura nel corpo principale del disco è circa 2.000 volte superiore a quella della superficie del Sole, e causa un’emissione di raggi X a bassa energia, o ”soft”. E fin qua tutto chiaro. Tuttavia, le osservazioni hanno anche di rilevato i raggi X “duri” con livelli di energia fino a 100 volte più elevati, che presuppone la presenza di gas ancora più caldi.
Julian Krolik, professore di fisica ed astronomia in the Zanvyl Krieger School of Arts and Sciences, ed i suoi colleghi scienziati hanno usato una combinazione di simulazioni al supercomputer e più tradizionali calcoli scritti a mano per spiegare quella emissione di raggi X duri. Supportata da 40 anni di progresso teorico, la squadra ha dimostrato per la prima volta che la emissione di luce ad alta energia non solo è possibile, ma è un risultato inevitabile del precipitare dei gas in un buco nero.
Lavorando con Noble e Krolik, Schnittman ha sviluppato un modello della regione interna del disco di accrescimento del buco nero, rintracciando le emissioni e i movimenti dei raggi X e comparando i risultati alle osservazioni di veri buchi neri.
Noble ha sviluppato una simulazione al computer che risolveva tutte le equazioni che governavano il movimento complesso dei gas affluenti e il suo campo magnetico associato vicino ad un disco di accrescimento di un buco nero. Le elevate temperature, la densità e la velocità dei gas amplificano sensibilmente i campi magnetici, e il disco esercita un’influenza ulteriore sul gas. Il risultato è una “spuma” che orbita intorno al buco nero a velocità che si avvicinano a quella della luce.
Da tempo si pensa che i raggi X duri abbiano origine in una bollente e sottile corona al di sopra del disco, simile a quella che circonda il Sole. Usando i dati ricavati dalla simulazione di Noble, i ricercatori hanno descritto come i raggi X vengono emessi, assorbiti e sparpagliati sul disco di accrescimento e sulla regione della corona. Nel complesso, hanno dimostrato una connessione diretta tra la turbolenza magnetica nel disco, la formazione di una corona con temperature di miliardi di gradi e la produzione di raggi X duri intorno a un buco nero attivo. Gli elettroni e le altre particelle della corona si muovono a velocità prossime a quelle della luce. Quando un raggio X a bassa energia proveniente dal disco attraversa questa regione, può entrare in collisione con una di queste particelle ad alta velocità, aumentando l’energia dell’emissione X.
La simulazione riguardava un buco nero non in rotazione: il prossimo passo sarà estenderla al caso di un buco nero che ruota rapidamente su se stesso, creando condizioni ancora più estreme.
Vi aggiorniamo sugli ultimi progressi dei concorrenti al Club dei 100 asteroidi, che propone una maratona osservativa, o fotografica a vostra scelta, dei primi cento asteroidi scoperti (a questa pagina tutti i dettagli per la partecipazione, le schede dei partecipanti e l’elenco delle loro osservazioni):
> Paolo Palma è scatenato ed è ormai giunto a sfiorare quota 70. Una gran bella cifra! > Ugo Tagliaferri invece, con 48 centri, è quasi a metà dell’opera. > Segue Edoardo Carboni giunto a quota 38. > Nettamente più staccati Luca Maccarini (13) e Diego Rovere (12) che probabilmente hanno tratto ispirazione dal famoso proverbio “Chi va piano… al Club si iscrive dopo ma si iscrive comunque” 🙂
Questa infatti non èuna gara a chi arriva prima!
Chiunque può cominciare in qualsiasi momento e prendersi tutto il tempo che gli serve, o addirittura può, scartabellando vecchie foto e vecchi appunti, accorgersi di essere già a buon punto, e quindi comunicarci i dettagli delle passate osservazioni e proseguire con gli asteroidi che ancora gli mancano!
Perciò… naturalmente si attendono nuove iscrizioni che non potranno che far piacere a Talib, il cantore degli “insignificanti puntini luminosi”.
Questo spettacolare gruppo di giovani stelle è l'ammasso aperto NGC 3766, nella costellazione del Centauro. 36 di queste stelle fanno parte di una nuova classe di stelle variabili finora sconosciuta. L’immagine è stata ottenuta con il telescopio da 2,2 metri dell’MPG/ESO all’Osservatorio di La Silla. (Crediti: ESO)
Questo spettacolare gruppo di giovani stelle è l'ammasso aperto NGC 3766, nella costellazione del Centauro. 36 di queste stelle fanno parte di una nuova classe di stelle variabili finora sconosciuta. L’immagine è stata ottenuta con il telescopio da 2,2 metri dell’MPG/ESO all’Osservatorio di La Silla. (Crediti: ESO)
Con il telescopio svizzero Eulero da 1,2 metri di diametro all’Osservatorio di La Silla dell’ESO in Cile alcuni astronomi hanno trovato un nuovo tipo di stella variabile. La scoperta si basa sull’individuazione di minuscole variazioni di luminosità di alcune stelle nell’ammasso. Le osservazioni hanno rivelato alcune proprietà di queste stelle precedentemente sconosciute che, sfidando le teorie correnti, pongono interessanti domande sull’origine della variabilità.
Un’equipe svizzera dell’Osservatorio di Ginevra ha raggiunto una precisione straordinaria usando un telescopio relativamente piccolo, da 1,2 metri di diametro, per un programma osservativo che dura da molti anni: hanno scoperto una nuova classe di stelle variabili misurando minuscole variazioni della luminosità delle stelle.
I nuovi risultati si basano su misure regolari della luminosità di più di tremila stelle nell‘ammasso stellare aperto NGC 3766 su un periodo di almeno sette anni. Queste misure rivelano come almeno 36 stelle dell’ammasso seguano un modello inaspettato – presentano variazioni di brillanza regolari, a livelli dello 0,1% del normale valore di luminosità. Queste variazioni hanno periodi di circa 2 e 20 ore. Le stelle sono un po’ più calde e più luminose del Sole, ma per il resto apparentemente insignificanti. La nuova classe di stelle variabili deve ancora ricevere un nome ufficiale.
Questa immagine è una fotografia scattata con una lente fish-eye (ultragrandangolare) all’interno della cupola del telescopio svizzero da 1,2 metri Leonhard Euler all’Osservatorio di La Silla dell’ESO in Cile. La veduta è molto distorta, ma si può riconoscere il telescopio nella struttura rossa al centro dell’immagine (Crediti: ESO/M.Tewes)
Questo livello di precisione nelle misure è due volte meglio di quello ottenuto da studi analoghi con altri telescopi – e sufficiente per scoprire per la prima volta queste minuscole variazioni.
“Abbiamo raggiunto questo livello di sensibilità grazie alla qualità elevata delle osservazioni, combinate con un’attenta analisi dei dati”, ha detto Nami Mowlavi, a capo dell’equipe di ricerca, “ma anche perché abbiamo svolto un ampio programma di osservazioni che è durato circa sette anni. Probabilmente non sarebbe stato possibile ottenere così tanto tempo osservativo su un telescopio più grande”.
Si sa che molte stelle sono variabili o pulsanti, poiché la loro luminosità apparente cambia nel tempo. Il modo in cui essa cambia dipende in maniera complessa dalle proprietà e caratteristiche dell’interno stellare. Questo fenomeno ha permesso lo sviluppo di un intero ramo dell’astrofisica noto come astrosismologia, in cui gli astronomi possono “ascoltare” le vibrazioni stellari, per verificare le proprietà fisiche delle stelle e comprenderne meglio il funzionamento interno.
“L’esistenza stessa di questa nuova classe di stelle variabili è una sfida per gli astrofisici”, ha commentato Sophie Saesen, della stessa equipe. “Le teorie attuali prevedono che la luce di queste stelle non debba nemmeno variare periodicamente, così i nostri sforzi sono al momento tutti concentrati a trovare ulteriori informazioni sul comportamento di questo strano, nuovo tipo di stella”.
Anche se la causa della variabilità rimane ignota, c’è un indizio allettante: alcune delle stelle osservate sembrano essere rotatori veloci: girano a una velocità superiore alla metà della velocità critica, la soglia al di sopra della quale la stella diventa instabile e spinge materiale nello spazio circostante.
In queste condizioni, la rotazione veloce avrà un’influenza fondamentale sulle proprietà interne, ma non siamo ancora in grado di produrre modelli adeguati della variazione di luminosità”, ha spiegato Mowlavi, “Speriamo che la nostra scoperta incoraggi gli specialisti ad affrontare il caso nella speranza di comprendere l’origine di questa variabilità misteriose”.
La Galassia di Andromeda al centro e nel riquadro in altro a desta i buchi neri presenti in essa. CREDIT: X-ray (NASA/CXC/SAO/R.Barnard, Z.Lee et al.), Optical (NOAO/AURA/NSF/REU Prog./B.Schoening, V.Harvey; Descubre Fndn./CAHA/OAUV/DSA/V.Peris)
La Galassia di Andromeda al centro e nel riquadro in altro a desta i buchi neri presenti in essa. CREDIT: X-ray (NASA/CXC/SAO/R.Barnard, Z.Lee et al.), Optical (NOAO/AURA/NSF/REU Prog./B.Schoening, V.Harvey; Descubre Fndn./CAHA/OAUV/DSA/V.Peris)
C’è un’intera collezione di buchi neri nella galassia di Andromeda, la vicina di casa della Via Lattea. Utilizzando più di 150 osservazioni di Andromeda effettuate nel corso di 13 anni con il telescopio spaziale Chandra, i ricercatori hanno identificato ben 26 oggetti candidati a essere identificati come buchi neri, il più grande numero scoperto fin ad ora in una galassia al di fuori della nostra.
Andromeda è un po’ una galassia gemella della Via Lattea, con cui è destinata a un certo punto a scontrarsi, tra diversi miliardi di anni.
“Siamo entusiasti di aver trovato così tanti buchi neri in Andromeda, pensiamo che sia solo la punta di un iceberg”, ha detto Robin Barnard dell’ Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CFA) a Cambridge, Massachusetts, e primo autore del paper che descrive questi risultati. “La maggior parte di questi buchi neri probabilmente non ha stelle compagne, per cui ci risultano invisibili.”
I presunti buchi neri appartengono alla categoria dei buchi neri di massa stellare, formati dalla morte di stelle molto massicce, e in genere hanno masse da 5 a 10 volte quella del nostro Sole. Gli astronomi riescono a rilevare questi oggetti, altrimenti invisibili, grazie al materiale che strappano da una stella compagna e che viene per questo riscaldato fino a produrre radiazioni visibili, prima di scomparire nel buco nero.
Il primo passo per identificare questi buchi neri è stato quello di assicurarsi che fossero oggetti di massa stellare nella galassia di Andromeda, piuttosto che buchi neri supermassicci nel cuore di galassie più distanti. Per fare questo, i ricercatori hanno utilizzato una nuova tecnica che si basa sulle informazioni relative alla luminosità e alla variabilità delle sorgenti di raggi X nei dati del telescopio spaziale Chandra. Si è scoperto che i sistemi di massa stellare cambiano molto più velocemente rispetto ai buchi neri supermassicci.
Per classificare gli oggetti di Andromeda come buchi neri, gli astronomi hanno osservato che queste sorgenti di raggi X hanno caratteristiche particolari: cioè, sono più luminose di un certo livello di raggi X e hanno anche un colore particolare ai raggi X. Le sorgenti che contengono stelle di neutroni, che potevano essere la spiegazione alternativa, non hanno entrambe queste caratteristiche simultaneamente. I buchi neri sì.
Il satellite dell’ESA XMM-Newton ha fornito un supporto fondamentale per questo lavoro, fornendo spettri a raggi X per alcuni dei candidati a buchi neri, dando quindi importanti informazioni per determinare la natura di questi oggetti.
Il gruppo di ricerca precedente aveva identificato nove candidati a buchi neri all’interno della regione coperta dai dati di Chandra, e gli attuali risultati hanno portato il totale a 35. Otto di questi sono associati con ammassi globulari, le antiche concentrazioni di stelle distribuite in un modello sferico intorno al centro della galassia. Questo differenzia Andromeda dalla Via Lattea dato che gli astronomi non hanno ancora trovato un buco nero all’interno di uno degli ammassi globulari della Via Lattea.
Questo nuovo lavoro conferma le previsioni fatte in precedenza nella missione Chandra sulle proprietà delle sorgenti a raggi X vicino al centro di M31. Gli studi precedenti effettuati da Rasmus Voss e Marat Gilfanov del Max Planck Institute for Astrophysics di Garching, Germania, hanno utilizzato Chandra per indicare che c’era un numero insolitamente elevato di fonti a raggi X vicino al centro di M31.
Queste le conferenze, inizio ore 21:00: 14.06: “Fari sul bordo dell’infinito: 50 anni dalla scoperta dei quasar” di Luigi Foschini.
Dopo le conferenze serali si potranno osservare gli oggetti del cielo con i telescopi del Gruppo.
Per info: Tel. 0341.367584
www.deepspace.it
14.06 : Il Cielo sopra Como. Una nuova iniziativa del Gruppo Astrofili Lariani in collaborazione con Aeroclub di Como: serata osservativa c/o Hangar dell’Aeroclub di Como.
Per info: tel. 328/0976491 info@astrofililariani.org
www.astrofililariani.org
Il 14 giugno, a partire dalle ore 21:15, gli Astrofili Lariani predisporranno sul luogo i telescopi dell’Associazione e rimarranno disponibili a guidare il visitatore nell’osservazione dei soggetti celesti protagonisti delle serate. Le osservazioni si terranno nel piazzale antistante l’Aero Club Como. In caso di condizioni meteo sfavorevoli l’osservazione verrà annullata.
Per info: tel. 328/0976491 – info@astrofililariani.org
www.astrofililariani.org
Le Kasei Valles su Marte fotografate recentemente da Mars Express. Crediti: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Un antico canale scavato da violenti allagamenti che ne hanno segnato e modellato le forme. Parliamo della spettacolare Kasei Valles, uno dei sistemi di canali ormai asciutti più impressionanti del pianeta Marte, con oltre 3000 Km di estensione e 3 di dislivello. Oggi, nel ritratto ad altissima risoluzione della missione ESA Mars Express.
Le Kasei Valles su Marte fotografate recentemente da Mars Express. Crediti: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
L’immagine è uno dei più recenti risultati scientifici pubblicati in occasione del 10°anniversario del lancio della sonda europea Mars Express, (vedi questo articolo pubblicato su Media INAF).
La zona di circa 1,55 milioni di chilometri quadrati, è stata fotografata componendo 67 scatti della Stereo Camera ad alta risoluzione, coprendo una superficie di circa 987 Km di altezza (da nord a sud) e di 1550 km di larghezza da est a ovest.
La topografia della zona, Crediti: NASA MGS MOLA Science Team
La topografia di questa zona, realizzata grazie alle immagini e alle mappe prodotte in questi ultimi anni, traccia il ritratto di un antico fiume che riserva molte sorprese nel suo percorso e nella sua travagliata storia. Analizzando la mappa topografica (cliccare sulla mappa per un ingrandimento) ci si rende facilmente conto che il canale doveva prendere origine vicino alla Valles Marineris (oltre il bordo inferiore della mappa) e dopo un lungo tragitto, riversarsi nelle vaste pianure della Chryse Planitia (oltre il bordo destro). Lungo il suo accidentato percorso, il fiume si divide in due rami che abbracciano un’isola denominata Sacra Mensa che si innalza oltre 2 km sul letto del canale. Sul fondo, sono visibili alcuni crateri più o meno erosi dalla forza della corrente. Il più grande e facilmente identificabile è Sharanov, un cratere largo oltre 100 km, ancora parzialmente intatto sul fondo del fiume e contornato da diverse e suggestive strutture formate dalle correnti violente che aggirano gli ostacoli trovati sul loro passaggio. Sempre sul letto, sono inoltre visibili dei piccoli crateri dalla caratteristica forma allungata che finisce in una coda, ad indicare che queste strutture devono essersi formate in eventi di impatto avvenuti nella zona già allagata.
Le immagini suggeriscono una storia di molte e violente inondazioni, legate in modo stretto all’attività tettonica e vulcanica della vicina regione Tharsis, datata oltre 3 miliardi di anni fa. Sotto la spinta di queste immense forze, la superficie del pianeta a varie riprese deve essere stata come “strappata”, facendo fuoriscire in modo violento dal sottosuolo il liquido fangoso. Durante i numerosi episodi di allagamento che sembrano aver segnato la storia di questa zona, devono essere state generate le fratture impressionanti visibili in queste immagini. Lo scioglimento di ghiacci e neve causato dall’attività vulcanica del pianeta sembra aver inoltre contribuito a rifornire questo fiume ormai secco, modellando ulteriormente l’impressionante sistema di canali.
15.06SERATA PER NON VEDENTI: studio del cielo con i telescopi e moderni sistemi di ripresa, riservata ai non vedenti. L’ACA, Associazione Cascinese Astrofili organizza e promuove, in collaborazione con l’Amministrazione comunale di Cascina (PI) e con UCI (Unione Ciechi Italiani) sezione di Pisa una serata di osservazione pubblica, con i telescopi, gratuita ed aperta a tutti, dedicata in particolare a persone non vedenti. Il progetto si inserisce all’interno dell’ampio programma estivo di Lunatica 2013.
Durante la manifestazione saranno spiegate le tecniche di osservazione, gli strumenti utilizzati e gli oggetti che via via andremo a puntare. I non vedenti saranno accompagnati in un percorso didattico che li vedrà partecipi attivi dell’evento, in cui l’unica limitazione sarà data dal fatto di non poter effettivamente vedere gli oggetti ma comunque potranno ascoltare le spiegazione dei volontari astrofili, toccare con le loro mani gli strumenti ed ascoltare il ronzio dei motori dei sistemi di inseguimento di cui gli strumenti sono dotati.
Sarà un’esperienza di crescita per tutti ed un occasione per rendere, ancora una volta, l’Astronomia una scienza capace di abbattere le barriere culturali e fisiche che talvolta la natura ci impone.
L’obiettivo principale resta quello di avvicinare quanto più possibile le persone alla scienza astronomica ed in particolare questa serata è dedicata a coloro che non possono praticare l’osservazione diretta dell’universo con i telescopi, ma possono farlo usufruendo di altri strumenti, della didattica etc..
Una settimana prima della serata di osservazione è previsto un incontro di introduzione agli argomenti che tratteremo il 15 giugno, una conferenza dedicata in particolare per il pubblico non vedente che intende partecipare.
Abbiamo quindi in programma per sabato 15 giugno, dalle ore 21:00 alle ore 24:00:
Osservazione con i telescopi:
– Esperienza diretta con gli strumenti, puntati sugli oggetti del cielo, come in una qualsiasi serata pubblica di osservazione, i curiosi non vedenti, potranno così accostarsi ai telescopi, rendersi conto di come sono fatti, del fatto che sono puntati in zone diverse del cielo, sentiranno il rumore dei motori che permettono al telescopio di compensare il movimento apparente della volta celeste etc…
– Spiegazioni degli oggetti puntati, al telescopio, ogni telescopio avrà uno o più astrofili che potranno svolgere questa parte didattica;
– Spiegazione della forma di alcuni astri, come Galassie, ammassi globulari, crateri lunari, usufruendo di plastici che potremo trovare in commercio ed autocostruiti;
IN CASO DI MALTEMPO LA SERATA SARA’ RINVIATA AL SABATO 22 GIUGNO.
L’osservazione sarà svolta presso il parcheggio vicino alla piscina comunale di Cascina, Piazz.le Ferrari 2.
La sera del 18 giugno, verso le 22:30, il centro del disco lunare arriverà fino ad una distanza angolare di 43′ da Spica (alfa Virginis, mag. +0,98). A quell’ora l’altezza dei due oggetti sull’orizzonte sarà di circa +33 gradi.
Questa rappresentazione artistica mostra la trappola per la polvere nel sistema Oph-IRS 48. La trappola offre un rifugio sicuro per le minuscole particelle del disco e permette loro di aggregarsi e crescere fino a dimensioni che permettano loro di sopravvivere da sole. Crediti: ESO/L. Calçada
Questa rappresentazione artistica mostra la trappola per la polvere nel sistema Oph-IRS 48. La trappola offre un rifugio sicuro per le minuscole particelle del disco e permette loro di aggregarsi e crescere fino a dimensioni che permettano loro di sopravvivere da sole. Crediti: ESO/L. Calçada
Grazie ad ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), gli astronomi sono riusciti a riprendere, vicino a una giovane stella, la regione in cui le particelle di polvere possono aggregarsi e quindi crescere. È la prima volta che viene osservata chiaramente, e quindi modellata, una simile “trappola per la polvere”.
Potrebbe essere la soluzione di un mistero di lunga data, su come le particelle di polvere nei dischi stellari crescano fino a raggiungere dimensioni così grandi da formare, alla fine, comete, pianeti e altri corpi rocciosi. I risultati del lavoro verrano pubblicati domani dalla rivista Science.
Oramai sappiamo per certo che attorno ad altre stelle si trovano pianeti in abbondanza, ma ancora non comprendiamo fino in fondo come si formino, così come molti altri aspetti della formazione di comete, pianeti e altri corpi rocciosi sono ancora oscuri. Grazie alle nuove osservazioni, che sfruttano la potenza di ALMA, gli astronomi stanno rispondendo a una delle più importanti tra queste domande: come fanno i minuscoli grani di polvere nel disco intorno a una stella giovane a diventare sempre più grandi – da sassolini e oltre, fino a massi ben più grandi di un metro?
Modelli numerici suggeriscono che i grani di polvere crescano quando entrano in collisione e si fondono tra loro. Ma, quando questi grani più grandi si scontrano di nuovo ad alta velocità, spesso vengono distrutti e si ritorna al punto di partenza. E se non accade, il loro destino è quello di muoversi velocemente verso l’interno, a causa dell’attrito tra la polvere e il gas, cadendo sulla stella madre, perdendo così ogni possibilità di crescere ulteriormente.
In qualche modo la polvere ha bisogno di un rifugio sicuro dove le particelle possano continuare a crescere finchè sono abbastanza grandi per “sopravvivere da sole”. Tali “trappole per la polvere” erano state ipotizzate, ad esempio come proprio in questo caso, si poteva trattare di vortici nel gas del disco, con una durata anche di di centinaia di migliaia di anni, dando cosi’ modo alla polvere di aggregarsi in corpi più grandi, ma di tutto questo, fin’ora, non c’era nessuna prova osservativa.
Nienke van der Marel, studentessa di PhD al Leiden Observatory nei Paesi Bassi e prima autrice dell’articolo, stava usando ALMA insieme con i suoi collaboratori per studiare il disco di un sistema noto come Oph-IRS 48. Trovarono che la stella era circondata da un anello di gas con un foro centrale, probabilmente creato da un pianeta non visibile o da una stella compagna. Osservazioni precedenti con il VLT (Very Large Telescope) dell’ESO avevano già mostrato che piccole particelle di polvere (sotto al millimetro) formavano un’analoga struttura ad anello, ma la nuova visuale data da ALMA mostrava invece per la zona contente particelle più grandi, una forma completamente diversa.
“All’inizio la morfologia della polvere come appariva nell’immagine è stata una vera sorpresa“, dice van der Marel. “Invece dell’anello che ci aspettavamo di vedere, trovammo una struttura con la chiara forma di un anacardo! Il segnale forte e la nitidezza delle osservazioni di ALMA non lasciavano dubbi sulla struttura. Ci siamo quindi resi conto di quello che avevamo trovato.”
Qui sopra l'immagine di ALMA. Sono indicate le varie parti del disco di polveri che circonda il sistema Oph-IRS 48. La regione in verde è la "trappola", dove le particelle più grandi si accumulano. Nell'angolo in alto a sinistra è indicata la dimensione dell'orbita di Nettuno per dare un'idea della scala. Crediti: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/Nienke van der Marel
Quello che avevano scoperto era una regione dove i grani di polvere più grandi sono rimasti intrappolati potendo così aggregarsi tra loro e crescere. Una “trappola per la polvere” esattamente come quelle che i teorici stavano cercando.
Come spiega van der Marel: “È probabile che quello che stiamo guardando sia una sorta di fabbrica di comete, poichè le condizioni sono adatte per far crescere le particelle fino alla dimensione di una cometa. A questa grande distanza dalla stella, difficilmente infatti potranno raggiungere dimensioni planetarie. Ma, nel prossimo futuro, ALMA sarà in grado di osservare questa sorta di cattura-polvere in zone più vicine alla stella madre, dove sono in funzione meccanismi simili. In questo caso, queste “trappole”, sarebbero davvero le culle di nuovi pianeti neonati“.
“La combinazione del lavoro teorico sui modelli con le osservazioni di alta qualità che ALMA fornisce, rende questo un progetto unico nel suo genere“, aggiunge Cornelis Dullemond dell’Institute for Theoretical Astrophysics di Heidelberg, Germania, un esperto di evoluzione della polvere e modelli di disco, oltre che un membro della squadra. “Al tempo in cui queste osservazioni sono state ottenute, infatti, stavamo lavorando proprio su modelli che le prevedevano: una coincidenza davvero molto fortunata“.
Le osservazioni sono state effettuate, durante la fase di costruzione di ALMA, utilizzando i ricevitori della Banda 9, dispositivi costruiti in Europa che permettono ad ALMA di creare le immagini finora più nitide.
“Queste osservazioni mostrano quanto ALMA sia in grado di produrre scienza innovativa, anche solo usando meno di metà dell’intera schiera di antenne“, sostiene Ewine van Dishoeck del Leiden Observatory, una dei maggiori contributori al funzionamento di ALMA per più di 20 anni. “Il salto incredibile sia in sensibilità che in nitidezza dell’immagine nella Banda 9 ci da’ l’opportunità di studiare aspetti fondamentali della formazione dei pianeti in modi semplicemente non possibili fino ad oggi.“
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La scoperta di questa “trappola per la polvere” risolve un problema di lunga data: come fanno le particelle di polvere ad aggregarsi per formare pianeti, comete e altri corpi rocciosi? ESOcast 58 si inoltra nella trappola per esplorare come funziona questa fabbrica per le comete. Crediti: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO).
Nell’immagine è indicata in verde la traiettoria della stella nana rossa Proxima Centauri da qui a dieci anni, così come la vedrà il telescopio spaziale Hubble. Il percorso ‘ad onda’ è dovuto all’effetto di parallasse legato al moto della Terra attorno al Sole. Crediti: NASA, ESA, K. Sahu and J. Anderson (STScI), H. Bond (STScI and Pennsylvania State University), M. Dominik (University of St. Andrews), and Digitized Sky Survey (STScI/AURA/UKSTU/AAO)
Nell’immagine è indicata in verde la traiettoria della stella nana rossa Proxima Centauri da qui a dieci anni, così come la vedrà il telescopio spaziale Hubble. Il percorso ‘ad onda’ è dovuto all’effetto di parallasse legato al moto della Terra attorno al Sole. Crediti: NASA, ESA, K. Sahu and J. Anderson (STScI), H. Bond (STScI and Pennsylvania State University), M. Dominik (University of St. Andrews), and Digitized Sky Survey (STScI/AURA/UKSTU/AAO)
Hubble ci riprova con Proxima Centauri. La stella in assoluto più vicina alla Terra dopo il Sole potrebbe avere uno o più pianeti in orbita attorno ad essa, ma finora le sue ricerche non hanno dato risultati definitivi. Nel 1998 le osservazioni condotte con lo spettrografo del telescopio spaziale avevano alimentato le speranze che qualcosa ci fosse veramente, ma successive indagini, questa volta con la Wide Field Planetary Camera 2, smorzarono definitivamente gli entusiasmi, non riuscendo a individuare alcunché attorno a Proxima. Una doccia fredda che però non ha scoraggiato i membri dello Space Science Telescope Institue di Baltimora, dove viene gestito Hubble: l’astronomo Kailash Sahu ha infatti annunciato al 222° congresso dell’American Astronomical Society in corso a Indianapolis che guiderà un team di ricercatori di nuovo alla carica per scovare l’oscuro – o gli oscuri – pianeti di Proxima. Ma questa volta con una tecnica completamente diversa: utilizzando cioè il fenomeno del del microlensing gravitazionale.
Il microlensing è un effetto dovuto alla curvatura dei raggi di luce che si propaga in prossimità di grandi concentrazioni di massa e si verifica quando una stella si trova a transitare davanti o molto vicina a un’altra stella molto più distante. L’immagine della stella sullo sfondo può essere distorta, amplificata o addirittura moltiplicata a seconda del tipo di allineamento tra essa e la stella in transito. Questi fenomeni, che possono durare da qualche ora a qualche giorno, permetteranno agli astronomi di misurare con grande precisione la massa di Proxima Centauri, un valore cruciale per determinarne di conseguenza la sua temperatura superficiale, il diametro, la luminosità intrinseca e la sua età. Per fare questo verranno analizzate le immagini delle stelle ‘di sfondo’ riprese da Hubble per misurare quanto queste risultino spostate rispetto alla loro vera posizione nel cielo. Questi spostamenti apparenti sono dovuti al campo gravitazionale esercitato da Proxima. E se attorno ad essa dovesse esserci qualche pianeta, la sua presenza dovrebbe essere notata nelle immagini come un secondo piccolo spostamento delle stelle di sfondo.
Due sono le prime date in cui potrà essere sfruttata questa tecnica: a ottobre del 2014 e nel febbraio del 2016. L’attesa degli astronomi è grande poiché Proxima Centauri appartiene alla categoria delle stelle nane rosse, che possiedono masse piuttosto piccole se paragonate alle altre. Poiché le stelle di piccola massa possiedono tendenzialmente pianeti di taglia mediamente minore rispetto alle altre, le nane rosse sono i luoghi ideali dove andare a caccia di pianeti di tipo terrestre. E chissà che questa sia proprio la volta buona che Hubble riesca a scovarli proprio lì, attorno a Proxima Centauri. Appena a 4 anni luce da noi.
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Presentiamo una versione estesa dell’articolo di Stefano Schirinzi pubblicato a pag. 54 di Coelum 171, per la serie “Twinkle star: Storie di Stelle”, rubrica mensile di Coelum Astronomia. Come spesso accade infatti, nel formato cartaceo non sempre possiamo dare lo spazio che spetterebbe a ciascun intervento, rimediamo quindi pubblicando online approfondimenti ed eventuali aggiornamenti.
Vi aggiorniamo sugli ultimi progressi dei concorrenti al Club dei 100 asteroidi, che propone una maratona osservativa, o fotografica a vostra scelta, dei primi cento asteroidi scoperti (a questa pagina tutti i dettagli per la partecipazione, le schede dei partecipanti e l’elenco delle loro osservazioni):
