L’affermazione era: l’espulsione degli strati esterni dell’inviluppo di una stella simile al Sole nella fase finale della sua vita provoca la distruzione dei pianeti che le orbitano attorno. La risposta corretta è: falso.
Infatti stelle di massa simile al Sole, al momento della morte, espellono in modo abbastanza dolce il loro inviluppo che andrà quindi a formare una nebulosa planetaria. Questo significa che l’intensità dell’espulsione è paragonabile ad un semplice vento stellare, quindi i pianeti sopravvivono e rimangono in orbita attorno alla nana bianca.
Se consideriamo invece stelle molto più massicce, dalle 8 masse solari in su, la situazione cambia. Alla fine della loro vita infatti espelleranno gli strati del loro inviluppo in modo esplosivo, con una bella esplosione in supernova, mentra il nucleo diventerà una stella di neutroni o un buco nero. L’esplosione in supernova è un evento molto energetico, che riesce tranquillamente a distruggere i pianeti del sistema. La cosa interessante è che il materiale, se non va ad accrescere l’oggetto compatto e se è disponibile in quantità sufficiente, può aggregarsi a formare nuovi pianeti.
Vi avevo chiesto se dalla Terra riusciamo ad osservare ammassi globulari di altre galassie. La risposta corretta è: si!
Nell’immagine qui sotto potete vedere la galassia M87, situata nella costellazione della Vergine a circa 52 milioni di anni luce di distanza. Vedete tutti quei puntini luminosi immersi nel suo alone? Non sono stelle, ma sono i suoi ammassi globulari. Grazie ai grandi telescopi possiamo studiare senza problemi i sistemi di ammassi globulari di galassie molto lontane. A cosa serve?
Gli ammassi globulari sono tra gli oggetti più antichi di una galassia e ci possono fornire informazioni importanti sulla sua struttura ed evoluzione. In particolare, lo studio degli ammassi globulari della Via Lattea ha permesso ad Harlow Shapley di determinare la posizione del Sole rispetto al centro Galattico e di stimare le dimensioni della Galassia. Inoltre si nota che gli ammassi globulari sono distribuiti secondo una funzione di luminosità gaussiana, il cui picco scala con la distanza. Quindi studiando gli ammassi della Via Lattea e scalando le loro proprietà è possibile capire i sistemi extragalattici. Si nota inoltre che molti sistemi mostrano una distribuzione di colore bimodale, cioè con due picchi.
Cosa significa? Il colore è legato alla metallicità, quindi i due picchi ci dicono che abbiamo due popolazioni di ammassi globulari con diverse metallicità. La popolazione più metallica avrà il picco più rosso, quella meno metallica avrà il picco più blu. Questo ci dà informazioni relative alla storia della formazione stellare nella galassia considerata. Avere due picchi nella distribuzione di colore infatti significa che la formazione stellare è avvenuta in due epoche diverse.
A presto!
Sara
M87 (Image credits: NASA)La funzione di luminosità degli ammassi globulari della Via Lattea (Image credits: O. Gnedin)Distribuzione bimodale di colore del sistema di ammassi globulari di M87 (Image credits: Goodfrooij et al.)
Vi ricordate il 2018? Era l’anno del 40° anniversario del nostro gruppo astrofili e per festeggiarlo in grande stile abbiamo organizzato una serie di eventi, tra conferenze, osservazioni astronomiche e una mostra di astronomia. L’organizzazione è cominciata l’anno prima, quando mi sono chiesta: “Cosa possiamo fare per rendere il 40° anniversario memorabile? Chi possiamo chiamare?”
Così il 24 aprile del 2017 ho iniziato a mandare mail ad alcuni importanti astrofisici tra cui il Prof. Kip Thorne, che ha risposto dopo soli 10 minuti dicendo che riceve 100 inviti all’anno, che di solito ne seleziona 15 e che poteva farmi sapere entro giugno se sarebbe potuto venire. Il 28 giugno ho passato l’esame di Astrofisica delle galassie, ma di Kip ancora nessuna notizia. Il 1° luglio abbiamo fatto osservazione pubblica in osservatorio e finito tardissimo per spiegare al meglio gli oggetti di profondo cielo. Il 2 luglio 2017 mi alzo, accendo il computer, entro nella mail e…..baaaaam! Trovo la mail di Kip che dice che era disponibile a venire a Schio a maggio 2018! E’ stato pazzesco! Se ci ripenso mi riparte la tachicardia.
Da quel momento è partita tutta la macchina organizzativa, tra ricerca di sponsor (che ringrazio di nuovo), affitto del teatro Astra (per cui ringrazio ancora il Comune di Schio) e noleggio dell’impianto di traduzione simultanea con cuffie per tutti (bisognava fare le cose per bene!). Il 3 ottobre 2017 ero in dipartimento di Astronomia a Padova. Finita la lezione io e Ale stavamo aspettando gli amici per pranzare insieme. Guardo il cellulare e trovo la notizia del giorno: Kip Thorne ha vinto il Premio Nobel per la Fisica 2017 per la scoperta delle onde gravitazionali. In quel momento il nostro evento ha fatto decisamente un bel salto di qualità: a Schio non era mai passato nessun premio Nobel…
Il 23 maggio 2018 è stata una giornata pazzesca! Kip è una persona stupenda. Ha incontrato tutti i membri del gruppo in sede, tenuto una conferenza bellissima davanti ad un Teatro Astra pieno (875 posti…sold out) e si è fermato per fare foto e autografi a tutti (tra cui mezzo dipartimento di Astronomia dell’Università di Padova…grandi!). E’ stato un onore per me conoscerlo e introdurre la sua conferenza. Sono stata veramente felice di vedere come l’astronomia riesca ad attirare tantissime persone. La sete di conoscenza non deve mai lasciarvi!
Grazie di nuovo a tutti quelli che hanno partecipato e soprattutto a Kip!
Per celebrare il terzo anniversario di questo evento pazzesco qui sotto trovate il link della conferenza (ovviamente in inglese).
Alma (Atacama Large Millimiter/submillimiter Array) ha fatto una scoperta sensazionale: una galassia a spirale antichissima. BRI 1335-0417 dista da noi circa 12 miliardi e 400 milioni di anni luce, quindi la sua luce è partita 12.4 miliardi di anni fa, solo 1.4 miliardi di anni dopo il Big Bang. Questa è la galassia a spirale più antica mai osservata. I suoi bracci si estendono per 15000 anni luce dal centro galattico, quindi non è una galassia molto grande (pensate che la Via Lattea ha un diametro di circa 100 mila anni luce), però ha una massa circa uguale a quella della nostra galassia. L’osservazione di questo oggetto è importantissima per l’astronomia: potrebbe infatti darci un’idea di come e quando si sono formate le galassie a spirale. Inoltre lo studio della sua struttura può fornirci informazioni preziose sull’ambiente in cui si è formato il Sistema Solare.
Avete mai visto una foto della galassia a spirale Whirlpool (M51 per gli amici)? Vi siete accorti che ci sono due zone particolarmente luminose? Una è proprio nel nucleo della galassia, mentre l’altra è in cima ad uno dei bracci a spirale. Quest’ultima regione molto luminosa è il nucleo di una galassia satellite che sta subendo il processo di fusione con la galassia più grande.
Ma cosa succede quando due galassie si scontrano? Dipende dalla loro massa. Nel caso in cui una delle due sia molto più grande dell’altra ingloberà piano piano tutta la materia della galassia satellite. E’ proprio questo che sta succedendo nella Via Lattea, che lentamente sta attirando la Grande e la Piccola Nube di Magellano. La cosa interessante è che in base a come cade il materiale nella galassia, le stelle e il gas possono mettersi in corotazione, cioè in orbite che vanno nello stesso verso delle stelle e del gas della galassia più grande, oppure in controrotazione, cioè in orbite che vanno nel verso opposto.
Se le due galassie hanno dimensioni simili si fondono insieme in una galassia più grande. In questo scontro galattico però gli scontri tra le stelle sono altamente improbabili. Le due galassie entrano una dentro l’altra, le stelle interagiscono gravitazionalmente tra loro e le loro orbite vengono completamente alterate. Lo scontro tra due galassie a spirale può risultare in una galassia ellittica. Pare che sia proprio questo che succederà tra 3 miliardi e 500 milioni di anni, quando la Via Lattea si scontrerà contro la galassia a spirale di Andromeda.
A presto!
Sara
M51Lo scontro tra la Via Lattea e M31 (Image credits: Gaia)
Nell’ultimo post abbiamo visto cosa sono le variabili Cefeidi e come Edwin Hubble le abbia usate per determinare la distanza della “Nebulosa” di Andromeda, stabilendo una volta per tutte che si trovava bel al di fuori della nostra Via Lattea. Ovviamente dai tempi di Hubble le tecnologie sono andate avanti, quindi gli astronomi sono riusciti a produrre una mappa della distribuzione delle Cefeidi nella galassia di Andromeda. Come previsto le Cefeidi di tipo II sono situate nell’alone della galassia e tracciano la distribuzione di ammassi globulari. Le Cefeidi di tipo I invece sono collocate nel disco della galassia.
La cosa interessante però è la presenza di un gradiente d’età lungo il disco, con l’età delle stelle che aumenta andando verso l’esterno. Sembra che le regioni interne della galassia abbiano sperimentato un episodio recente di formazione stellare. In particolare, si nota la presenza di un anello, con un raggio di circa 10 kpc, in cui avvengono questi processi di formazione stellare. Questo anello ha una forma circolare tranne in una regione in cui si divide in due. Non si sa ancora esattamente come mai la formazione stellare sia concentrata proprio lì. Una delle ipotesi più promettenti è che la nascita di nuove stelle e la divisione dell’anello siano dovuti al passaggio vicino al disco di M32, una delle galassie satelliti di M31.
A presto!
Sara
La galassia di Andromeda a diverse lunghezze d’onda (Image credits: Gordon et al.)
Vi avevo chiesto perchè la luminosità delle Cefeidi varia. La risposta corretta è: perchè pulsano. Le Cefeidi sono variabili pulsanti, la cui luminosià cambia al variare della temperatura dato dalla contrazione ed espansione periodica di queste stelle. Le stelle variabili si trovano tutte nella fascia di instabilità del diagramma HR. Le variabili Cefeidi sono particolarmente importanti in quanto hanno una relazione periodo-luminosità ben definita, che permette di determinare la distanza dell’oggetto osservato.
E’ stato grazie alla scoperta delle variabili Cefeidi nella “Nebulosa” di Andromeda che Edwin Hubble è riuscito a determinarne la distanza, risolvendo una volta per tutte il “Grande Dibattito” sulla natura delle “Nebulose a spirale”. La distanza della “nebulosa” di Andromeda è risultata di circa 729 kpc, quindi è situata ben al di fuori della Via Lattea. Possiamo distinguere tra due tipi principali di variabili Cefeidi:
1- Le Cefeidi di tipo I sono abbastanza giovani, quindi tracciano la formazione stellare della galassia ospite;
2- Le Cefeidi di tipo II sono stelle vecchie e povere di metalli.
E’ interessante notare che grazie alla missione Gaia è stato possibile cercare in modo più approfondito queste stelle variabili lungo tutta la volta celeste. Vista l’enorme mole di dati è stata messa a punto una pipeline per la classificazione automatica delle variabili. Di tutte le sorgenti analizzate 9575 sono state confermate come variabili Cefeidi. Come previsto le Cefeidi di tipo I si trovano principalmente nel disco della Galassia, mentre quelle di tipo II sono una popolazione d’alone e solitamente tracciano la distribuzione di ammassi globulari.
Avete mai visto una stella di 1000 masse solari? No? Nemmeno io, perchè all’epoca attuale non sembra sia possibile formarne di così massicce. Però le prime stelle a formarsi nell’Universo composte solamente da idrogeno ed elio, chiamate stelle di Popolazione III, potevano superare tranquillamente la massa critica che provoca l’instabilità della coppia elettrone-positrone ed arrivare a 1000 masse solari. Stelle così massicce hanno un’evoluzione molto rapida, in quanto necessitano di molta più energia per sostenere il proprio stesso peso, quindi bruciano molto più velocemente il loro carburante. Questo significa che il tempo di vita della stella è di appena 2 milioni di anni. Vi sembra tanto? In realtà è pochissimo. Pensate che il Sole ha 4 miliardi e 700 milioni di anni e passerà altri 5 miliardi di anni a bruciare idrogeno. Poi passerà un altro bel po’ di tempo a bruciare elio e finito anche questo carburante diventerà una nana bianca. Cosa succede quando la nostra macchina esaurisce la benzina? Si ferma. Le stelle massicce invece hanno una fine molto più catastrofica. Nel caso in cui la stella di partenza abbia una massa compresa tra 140 e 250 masse solari, a causa dell’instabilità della coppia elettrone-positrone, esplode in una supernova che disintegra completamente la stella senza lasciarsi dietro nessun oggetto compatto. Stelle molto più massicce invece possono collassare direttamente in un buco nero di massa intermedia. Questi buchi neri molto probabilmente sono i mattoncini di partenza da cui si formano i buchi neri supermassicci che troviamo al centro delle galassie. A presto!
Questo giro il gioco era un vero o falso. La soluzione è: falso. Non è assolutamente vero che i neutrini sono particelle che interagiscono con la Terra scatenando terremoti. Vi chiederete come mi sia venuto in mente di proporvi un quiz così bizzarro. Nel film catastrofico “2012”, uscito proprio nell’anno in cui secondo alcune persone il mondo doveva finire perchè secondo loro i Maya l’avevano predetto, tutti i disastri come terremoti e inondazioni sono provocati dai neutrini che scaldano il nucleo e il mantello terrestre. Ovviamente a regista e sceneggiatore non è passato minimamente per la testa di chiedere ad un astrofisico se questo sia effettivamente possibile….geniali!
I poveri neutrini sono delle particelle subatomiche prive di carica elettrica e con una massa estremamente piccola (addirittura inferiore alla massa degli elettroni, che è di 9.1×10^(-31) kg). La loro esistenza è stata ipotizzata da Wolfgang Pauli nel 1930 come prodotto del decadimento Beta. Sono stati osservati per la prima volta nel 1956 da Cowan e Reines all’interno di un reattore nucleare. Nel 1968 sono stati osservati dei neutrini provenienti dal Sole, mentre nel 1987 ne sono stati rivelati ben 10 provenienti dalla supernova SN 1987A.
I neutrini vengono quindi prodotti dalle reazioni nucleari e sono pertanto uno degli unici mezzi che abbiamo per ottenere informazioni sull’interno delle stelle.
Il problema è che non interagiscono quasi per niente con la materia che incontrano nel loro cammino e, per questo motivo, sono difficilissimi da rivelare. In pratica, servirebbe un muro di piombo spesso un anno luce (ovvero circa 9460.8 miliardi di chilometri) per bloccare la metà dei neutrini che lo attraversano. Pensate che una stella come il Sole produce un flusso di neutrini di circa 100 miliardi al secondo per centimetro quadrato. Quindi in questo momento ognuno di voi, senza accorgersene, è attraversato da una valanga di queste particelle subatomiche. I neutrini non vi faranno mai niente e non scalderanno mai il nucleo e il mantello terrestre, quindi stanotte potete dormire tranquilli.
A presto!
Sara
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Mega ciao!
SOLUZIONE ASTROQUIZ 6
Vi avevo chiesto quale banda dello spettro elettromagnetico possiamo vedere dalla superficie della Terra se osserviamo un residuo di supernova. La risposta corretta è: le onde radio. Infatti nonostante i residui di supernova emettano anche raggi X questi fotoni ad alta energia vengono completamente bloccati dall’atmosfera terrestre, quindi possono essere osservati solo da osservatori spaziali (ad es. il Chandra X-ray Observatory). L’atmosfera terrestre assorbe buona parte della radiazione incidente, ma è quasi totalmente trasparente alle lunghezze d’onda radio. Per l’osservazione in questa banda si usano i radiotelescopi, come quello di Medicina che abbiamo qui in Italia o il mitico radiotelescopio di Arecibo.
Cosa possiamo osservare nel radio?Nuclei galattici attivi radio brillanti e i loro enormi lobi radio collegati al nucleo da un getto collimato, residui di supernova, pulsar, la riga a 21 cm dell’idrogeno neutro e ovviamente possiamo mandare messaggi ai nostri cugini omini verdi.
