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Mega ciao!

Tra le stelle variabili più numerose troviamo le RR-Lyrae. Queste variabili pulsanti popolano il braccio orizzontale del diagramma HR, in cui la produzione di energia è data dal bruciamento dell’elio nel nucleo della stella e dell’idrogeno in un guscio sferico attorno al nucleo. Queste stelle partono da una massa inferiore ad una massa solare nella sequenza principale e nel momento in cui diventano variabili la loro massa è compresa tra 0.55 e 0.8 masse solari. Hanno un periodo compreso tra 0.2 e 1 giorno. Cosa possiamo fare con le RR-Lyrae?

Queste stelle sono molto meno luminose delle Cefeidi, quindi si possono vedere solo a distanze molto più piccole ma sono molto più numerose. Sono presenti in tutte le galassie che non mostrano formazione stellare recente. Come le Cefeidi hanno una fantastica relazione periodo – luminosità, che può essere utilizzata per determinare la distanza della galassia osservata. Questo permette poi di calibrare le supernovae di tipo Ia e di arrivare quindi ad una misura indipendente della costante di Hubble.

A presto!

Sara

Mega ciao!

Vi presento NGC 4696, una galassia ellittica supergigante situata nell’ammasso del Centauro a circa 146 milioni e 700 mila anni luce di distanza da noi. In questa immagine potete vedere le sue regioni centrali. Notate qualcosa di strano?

Sono evidenti delle bande di polvere che attraversano queste zone. Le galassie ellittiche però non dovrebbero averne, perchè di solito hanno già usato tutto il loro mezzo interstellare per formare stelle. Cosa ci fa allora tutta quella polvere in una galassia ellittica?

Sono la testimonianza del passato burrascoso di questa galassia. Infatti gli ammassi di galassie sono composti da centinaia (talvolta migliaia) di questi oggetti, quindi le interazioni, fusioni e fusioni minori sono all’ordine del giorno. Cosa si intende con questi tre eventi?

Abbiamo interazione tra galassie quando due o più di esse passano abbastanza vicino l’una all’altra da interagire gravitazionalmente. In questo modo possono strapparsi stelle e materia interstellare a vicenda. Uno degli esempi più eclatanti è il gruppo di M81, in cui possiamo vedere una bella autostrada spaziale di idrogeno che collega M81, M82 e NGC 3077. Nelle fusioni tra galassie due galassie di dimensioni simili si scontrano e si fondono tra loro in una galassia più grande (il risultato può essere una galassia ellittica). Invece nelle fusioni minori (minor merger) una galassie grande distrugge e assimila il materiale di una più piccola. La presenza di filamenti di polvere in NGC 4696 significa quindi che in passato si è fusa con altre galassie. Ci sono altre testimonianze di interazioni nell’ammasso del Centauro?

Lo scopriremo nelle prossime puntate.

A presto!

Sara

Mega ciao!

Monitorando per diversi anni le stelle al centro della Via Lattea, ad una distanza di poco più di 26000 anni luce da noi, si nota che si muovono in un modo particolare. Ingrandendo l’immagine vediamo che la stella S2 compie un’orbita ellittica in 15.2 anni attorno ad un punto in cui non c’è assolutamente niente. Noi però sappiamo che le orbite ellittiche sono quelle con cui si muovono i pianeti all’interno del Sistema Solare. Non è possibile che lì in mezzo non ci sia nulla. Quindi cosa c’è? Lo scopriamo con lo studio dell’orbita. L’analisi ci mostra che il pericentro è a circa 17 ore luce, mentre il semi asse maggiore è di 5.5 giorni luce. In base a questi parametri e al periodo orbitale è stato possibile determinare la massa all’interno dell’orbita, che è risultata di 3 milioni e 610 mila masse solari. Questo può essere solamente un buco nero supermassiccio. Volete saperne di più?

Sono aperte le iscrizioni al Corso Base di Astronomia Online. Per informazioni chiamatemi al numero 3290689207. Per iscrivervi mandate una mail all’indirizzo astrofilidischio@gmail.com

A presto!

Sara

Mega ciao!

Nel diagramma HR la maggior parte delle stelle variabili si trovano all’interno della cosiddetta fascia di instabilità (indicata dalle stelle azzurre). Come potete la fascia attraversa diverse regioni del diagramma e coinvolge quindi stelle in diverse fasi della loro evoluzione. Oltre alle Cefeidi classiche, troviamo RR-Lyrae, Cefeidi di tipo II e Cefeidi anomale, delta-Scuti, SX-Phoenicis e ZZ-Ceti. Quali sono le loro caratteristiche?

To be continued…

A presto!

Sara

Mega ciao!

Abbiamo visto che le stelle variabili Cefeidi sono state utilizzate da Edwin Hubble per determinare la distanza della “Nebulosa” di Andromeda. Le Cefeidi classiche sono stelle che avevano una tipica massa iniziale sulla sequenza principale di circa 4 – 9 masse solari. Producono energia tramite il bruciamento dell’elio nel nocleo e dell’idrogeno in un guscio sferico all’esterno del nucleo. La relazione periodo – luminosità delle Cefeidi classiche è ben definita, ma, dalle osservazioni di queste stelle nella Grande Nube di Magellano, si nota una certa dispersione dei punti rispetto alla relazione lineare. Che ci sia qualche errore di calibrazione?

No! La dispersione dei punti è dovuta al fatto che, sebbene facciano tutte parte della Grande Nube di Magellano, le Cefeidi osservate si trovano a distanze diverse da noi. In particolare, sono state ottenute le relazioni periodo – luminosità di 4000 Cefeidi in questa galassie. Alcune si trovano più vicine a noi, altre sono più lontane. Calcolando la loro distanza e combinandola con i dati sulla loro posizione, queste stelle variabili sono state utilizzate per determinare la struttura 3D della Grande Nube di Magellano.

A presto!

Sara

Mega ciao!

SOLUZIONE ASTROQUIZ 18

Il gioco era un vero o falso. L’affermazione era: dalla Terra possiamo vedere le stelle variabili di altre galassie. La risposta corretta è: VERO.Per esempio, Henrietta Leavitt, assunta dall’astronomo Pickering all’Università di Harvard per studiare le lastre fotografiche, scoprì circa 2000 stelle variabili Cefeidi nelle Nubi di Magellano, due galassie satellite della Via Lattea. Notò inoltre che c’era una relazione tra la loro luminosità e il periodo di variazione, con periodi più lunghi corrispondenti a stelle più luminose. Grazie alla determinazione della relazione periodo-luminosità di queste stelle è possibile determinare la distanza dell’oggetto osservato, in quanto la luminosità è legata alla magnitudine assoluta e dal confronto con la magnitudine apparente troviamo il modulo di distanza. Perchè è importante?

Determinare la distanza delle altre galassie è fondamentale per determinare con più precisione le loro caratteristiche fisiche. Inoltre, la relazione periodo-luminosità è stata usata da Edwin Hubble per determinare la distanza della “nebulosa” di Andromeda, risolvendo finalmente il grande dibattito sulla natura delle “Nebulose a Spirale”.

Cos’altro possiamo fare con le variabili Cefeidi?

Lo scopriremo nella prossima puntata!

A presto!

Sara

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L’universo non è sempre stato come lo vediamo oggi. Non sappiamo bene cosa ci fosse nei suoi primi istanti di vita, ma, circa qualche millesimo di secondo dopo il Big Bang, era costituito da una brodaglia primordiale di materia e radiazione in equilibrio termodinamico. Gli scontri tra particelle, fotoni e tra i due non permettevano alla radiazione di scappare. Di conseguenza non possiamo vedere indietro nel tempo fino a quegli istanti, ma solo fino all’epoca in cui la radiazione si è disaccoppiata dalla materia e l’Universo è diventato trasparente. Questo periodo è chiamato epoca della ricombinazione e si è verificato circa 380000 anni dopo il Big Bang. Cosa riusciamo a vedere di quest’epoca?

Nel 1964 Arno Penzias e Robert Wilson, due tecnici della Bell Telephone, stavano usando Holmdel Horn Antenna per studiare le interferenze dell’atmosfera sulle telecomunicazioni terrestri e hanno rilevato un eccesso di temperatura di circa 4.2 K (la K sta per gradi Kelvin). Confrontandosi con gli astrofisici dell’Università di Princeton si sono resi conto di aver scoperto la radiazione cosmica di fondo nelle microonde, ipotizzata nel 1948 da George Gamow e dai suoi studenti di dottorato. Questa scoperta fatta per caso ha portato Arno e Wilson a vincere il Premio Nobel per la Fisica. Vi interessa la cosmologia?

Le iscrizioni al nostro Corso Base di Astronomia Online sono aperte. Per informazioni chiamatemi al numero 3290689207. Per iscrivervi inviate una mail all’indirizzo astrofilidischio@gmail.com

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Sara

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SOLUZIONE ASTROQUIZ 17

Il gioco era un vero o falso. L’affermazione era: tutte le stelle dalle 30 masse solari in su alla fine della loro vita diventano buchi neri. La risposta corretta è: FALSO. Attenzione però che non diventano nemmeno stelle di neutroni o nane bianche. Se la stella, una volta finito di bruciare l’idrogeno, si ritrova con un nucleo di elio con una massa compresa tra le 32 e le 135 masse solari va incontro all’instabilità provocata dalla formazione di coppie elettrone – positrone. La produzione di queste coppie di particelle causa una diminuzione della pressione di radiazione. Di conseguenza il nucleo della stella si contrae, aumentando la temperatura e la produzione di coppie elettrone – positrone, che aumenta ulteriormente l’instabilità. A questo punto il destino della stella dipende dalla massa del nucleo di elio. Se è tra le 32 e le 64 masse solari va incontro a pulsazioni dovute all’instabilità della coppia elettrone – positrone. In questo caso le pulsazioni rimuovono la maggior parte dell’inviluppo stellare per ristabilire l’equilibrio. Il risultato è che la stella continuerà la sua evoluzione e diventerà un buco nero con una massa molto inferiore rispetto a quella di partenza. Se invece il nucleo di elio ha una massa tra le 64 e le 135 masse solari l’instabilità di coppia elettrone – positrone è talmente forte che la stella esplode come una supernova e viene distrutta completamente, senza lasciarsi dietro residui compatti. Volete saperne di più sui buchi neri?

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Sara