SOLUZIONE ASTROQUIZ 9

Mega ciao!
SOLUZIONE ASTROQUIZ 9
Vi avevo chiesto che evento ha originato la prima onda gravitazionale rivelata. La risposta corretta è: la fusione di due buchi neri. Le onde gravitazionali sono perturbazioni della metrica spazio-temporale che si propagrano sotto forma di ondulatoria e sono dovute al moto di masse accelerate. Nel 2016 grazie agli osservatori LIGO e VIRGO sono state rivelate le prime onde gravitazionali, che hanno portato Kip Thorne (sempre sia lodato), Rainer Weiss e Barry Barish a vincere il Premio Nobel per la Fisica nel 2017.
La prima onda gravitazionale captata era dovuta alla fusione di due buchi neri, uno di 29 e l’altro di 36 masse solari, che ha portato alla formazione di un buco nero di 62 masse solari. Adesso vi starete chiedendo cos’ho fumato per scrivere che il buco nero finale è di 62 masse solari, dato che, facendo due conti, 29+36 fa 65. In realtà i calcoli non sono sbagliati: le tre masse solari di differenza sono state espulse dal sistema sotto forma di energia e in particolare sotto forma di onde gravitazionali.
Questo vi fa capire quanto siano energetici questi eventi. Attenzione però che l’alta energia non si traduce in un segnale così alto: pensate che l’intensità del segnale rivelato era di circa 1×10^(-21).
A presto!

Sara

SOLUZIONE ASTROQUIZ 8

Mega ciao!
Scusate il ritardo ma ero a fare l’esame di astrofisica delle alte energie.
SOLUZIONE ASTROQUIZ 8
Vi avevo chiesto quante volte l’uomo è atterratto sulla Luna. La risposta corretta è 6. L’uomo ha messo piede per la prima volta sulla superficie lunare il 20 luglio 1969, con i mitici Neil Armstrong e Buzz Aldrin. Scommetto che ricordate tutti la frase pronunciata da Neal una volta scese le scalette del modulo lunare: “That’s one small step for a man, one giant leap for mankind”. Poi sono arrivati gli astronauti dell’Apollo 12, con il mitico Pete Conrad che per provare ad Oriana Fallaci che le conversazioni non erano già tutte programmate ha scherzato tutto il tempo, lanciando battute irriverenti. Ad esempio, dato che Pete era decisamente più basso di Neil e che le l’ultimo scalino del lem si trovava circa a 90 cm dalla superficie lunare, arrivato in fondo alla scaletta ha detto: “Woopie! Sarà stato un piccolo passo per Neil, ma per me è stato lungo”. Poi è stata la volta dell’Apollo 14, che ha visto il ritorno nello spazio di Alan Shepard, il primo astronauta americano. Lui ha portato sulla Luna il materiale per costruire una mazza da golf ed è diventato il primo golfista spaziale! Nelle missioni Apollo 15 e 16 gli astronauti si sono divertiti a fare le derapate sulla Luna a bordo del rover lunare. Mentre con l’Apollo 17, l’ultima missione a portare l’uomo sulla Luna, il primo geologo ad andare nello spazio ad un certo punto ha urlato: “E’ tutto arancione qui!”. Alla NASA già si stavano chiedendo cosa si fosse fumato, quando arrivò la conferma del comandante. Quindi la Luna non è solo grigia, ci sono terreni di colori diversi!
Adesso vi starete chiedendo che fine ha fatto l’Apollo 13. La missione è famosa per la frase “Houston, abbiamo un problema!”. Circa 55 ore dopo il lancio i Jim Lovell, Fred Haise e Jack Swigert hanno sentito una forte vibrazione, hanno visto accendersi una valanga di spie di allarme e non riuscivano più a controllare la navicella. Il cap com a Houston stava impazzendo. Non si riusciva a capire cosa stesse succedendo e tutti pensavano ad un problema del computer. Ad un certo punto Jim Lovell guardò fuori dall’oblò e comunicò che l’astronave stava perdendo qualcosa nello spazio, di sicuro un gas…certamente ossigeno. Si è gelato il sangue a tutti! Sappiamo che perdere ossigeno nello spazio non è una buona cosa: l’ossigeno serve per vivere. Dopo i primi controlli è diventato chiaro che la missione non poteva più essere completata, ma si era trasformata in una missione di salvataggio. A Houston non erano sicuri di riuscire a riportare a casa i tre astronauti sani e salvi. L’astronave continuava a perdere ossigeno e c’erano perdite di energia in diversi pannelli. Non si era sicuri di avere nè l’ossigeno nè l’energia sufficiente per il ritorno sulla Terra. E’ stato solo grazie alla freddezza degli astronauti e alla cooperazione degli ingegneri della NASA che i tre sono tornati a casa. La missione Apollo 13 è definita il fallimento di maggior successo nella storia della NASA. Fallimento perchè non sono riusciti ad allunare, successo perchè sono tornati sani e salvi.
A presto!

Sara

Jim Lovell, Jack Swigert e Fred Haise, gli astronauti della missione Apollo 13

SOLUZIONE ASTROQUIZ 7

Mega ciao!
SOLUZIONE ASTROQUIZ 7
Betelgeuse è una supergigante rossa, ormai alla fine della sua vita, che si trova nella costellazione di Orione a circa 640 anni luce di distanza. La domanda era: se esplodesse oggi, quando sarebbe visibile l’esplosione? La risposta giusta è: tra 640 anni. Come mai? La luce ha una velocità finita di circa 300 mila km/s. La stella dista da noi 640 anni luce. Questo significa che andando alla velocità della luce un oggetto ci metterebbe 640 anni per coprire la distanza tra la Terra e Betelgeuse. Dunque quando la stella esploderà la luce dell’esplosione ci metterà 640 per arrivare fino a noi.
Se invece il Sole diventasse improvvisamente più luminoso ce ne accorgeremmo subito? La risposta è no. Il Sole dista da noi 8 minuti luce, quindi riusciremmo a vedere gli effetti del cambiamento con 8 minuti di ritardo.
A presto!

Sara

La costellazione di Orione (Image credits: APOD)

Dove nascono gli elementi?

Mega ciao!
Scommetto che tutti almeno una volta nella vostra vita avete dato un’occhiata alla tavola periodica degli elementi. Ma da dove arrivano questi elementi? Sappiamo che alcuni si sono formati direttamente durante il Big Bang, circa 14 miliardi di anni fa. Questi sono l’idrogeno, l’elio e un po’ di litio. L’idrogeno è poi andato a formare la prima generazione di stelle, dalla cui evoluzione si sono formati elementi più pesanti che, al termine della vita di queste stelle, sono andati ad arricchire il mezzo interstellare. Dalle nuove nebulose, ricche di metalli (attenzione che per noi astronomi i metalli sono tutti gli elementi più pesanti di idrogeno ed elio), si è formata la seconda generazione di stelle e così via fino ad arrivare ai giorni nostri. Dall’evoluzione stellare sappiamo però che i processi di fusione nucleare all’interno delle stelle non possono andare avanti all’infinito e si fermano quando il nucleo è composto da ferro e nichel. A questo punto la stella esplode in una supernova ed il suo nucleo va a formare una stella di neutroni o un buco nero. Perchè all’interno delle stelle non si riescono a produrre elementi più pesanti? Il motivo è semplice: la natura favorisce i processi esotermici, cioè che producono energia. Creare elementi più pesanti del ferro tramite reazioni nucleari sarebbe un processo endotermico, cioè che richiede energia per potersi verificare, quindi in natura non può avvenire spontaneamente. Ma allora come si sono formati gli elementi più pesanti come l’oro, l’argento ed il platino? La risposta a questa domanda è arrivata nel 2017, con il rilevamento di un evento straordinario: l’emissione di un’onda gravitazionale diversa da quelle scoperte in precedenza. Fino a quel momento le onde gravitazionali captate derivavano dalla fusione (merging) di due buchi neri. La nuova onda gravitazionale è stata prodotta dalla fusione di due stelle di neutroni. Dopo la fusione il sistema è esploso in una ipernova. Grazie allo studio di dati provenienti da radiotelescopi, osservatori di onde gravitazionali, telescopi ottici, osservatori X ed osservatori di raggi gamma è stato possibile scoprire l’esatta origine del segnale: un puntino luminoso apparso nella galassia lenticolare NGC 4993, situata a circa 130 milioni di anni luce di distanza. Inoltre si è scoperto che è proprio dalla fusione di due stelle di neutroni che si originano gli elementi più pesanti. Con questa scoperta è cominciata l’era dell’astronomia multi messaggio. E’ straordinario capire come, combinando dati provenienti da osservazioni in bande spettrali completamente diverse, si possano raggiungere le scoperte più spettacolari!
A presto!

Sara

NGC 4993 e la sua ipernova (Image credits: NASA)

Dischi di accrescimento

Mega ciao!
Come facciamo a capire se in un sistema è presente un disco di accrescimento? Uno dei metodi è analizzare le variabili cataclismiche e le binarie X di piccola massa, che sono sistemi binari in cui una delle due componenti è compatta. In particolare abbiamo che nelle variabili cataclismiche la stella compatta è una nana bianca. Si nota che questi sistemi presentano forti righe di emissione di idrogeno ed elio, che subiscono redshift e blueshift periodici, caratteristica del fatto che è presente un disco di accrescimento rotante. In più queste righe presentano un doppio picco, che può essere usato per calcolare la velocità circolare proiettata del disco. Se il sistema binario è ad eclisse le righe perderanno il picco blu all’inizio dell’eclisse, per poi recuperarlo gradualmente e perdere l’ala rossa verso la fine dell’evento. Questo indica la presenza di un disco di accrescimento che ruota attorno alla primaria nello stesso verso della secondaria.
A presto!

Sara

Rappresentazione artistica di una variabile cataclismica (Image credits: ESA)

Stelle cannibali: quando una stella se ne mangia un’altra

Mega ciao!
La maggior parte delle stelle si trovano in sistemi binari, cioè legate gravitazionalmente ad altre stelle. La cosa interessante è che molti di questi sistemi ad un certo punto della loro evoluzione vanno incontro al fenomeno del trasferimento di massa, in cui la stella primaria si mangia parte del materiale della secondaria. Questo può avvenire in due modi:
– una delle due stelle ad un certo punto si espande (diventa una gigante) o la separazione delle due stelle diminuisce per perdita di momento angolare. A questo punto l’inviluppo della secondaria si trova abbastanza vicino alla primaria da esserne attratto gravitazionalmente, quindi cade nella buca di potenziale della primaria. Però il materiale non può cadere direttamente nella stella. Prima deve perdere momento angolare, quindi si dispone attorno alla primaria in una struttura chiamata disco di accrescimento. Questo tipo di trasferimento di massa è detto trasferimento tramite il lobo di Roche.
– una delle due stelle durante la sua evoluzione perde massa tramite vento stellare. Il gas perso può essere catturato dall’attrazione gravitazionale della primaria /accrescimento tramite il vento stellare).
A presto!

Sara

Rappresentazione artistica di un sistema binario (Image credits: NASA)

E se il Sole diventasse un buco nero?

Mega ciao!
Abbiamo visto che alla fine della sua vita il Sole diventerà una nana bianca. Come sapete ci sono stelle più massicce che collassano completamente in buchi neri. Nel 1783 Mitchell aveva ipotizzato che potessero esistere degli oggetti talmente massicci che nemmeno la luce sarebbe riuscita a sfuggirgli. Sappiamo che la velocità della luce è di circa 300000 km/s. Se assumiamo che la velocità di fuga sia quella della luce, possiamo trovare il raggio oltre il quale la luce non riesce più a scappare dal buco nero, raggio di Schwarzschild. Per farlo usiamo la legge di conservazione dell’energia meccanica, per cui poniamo l’energia cinetica (K) uguale all’energia potenziale gravitazionale (U). L’energia cinetica di un corpo è data da:
K=0,5*m*(v^2)
dove m è la massa e v è la velocità.
L’energia potenziale gravitazionale è:
U=G*m*M/R
dove G è la costante di gravitazione universale, m è la massa dell’oggetto, M è la massa della stella (o del buco nero) ed R è il suo raggio.
Nell’equazione dell’energia cinetica sostituiamo v con la velocità della luce (c) e uguagliamo le due formule:
0,5*m*(c^2)=G*M*m/R
e risolviamo per R:
R=2*G*M/(c^2)
Da qui notiamo una cosa importantissima: il raggio di Schwarzschild non dipende dalla massa del corpo in caduta nel campo gravitazionale del buco nero, ma dipende solo dalla massa del buco nero e dalla velocità della luce!
Ma se il Sole diventasse un buco nero quale sarebbe il suo raggio di Schwarzschild? La massa del Sole è M=1,99*10^30 kg, la costante di gravitazione universale è G=6,67*10^(-11) N*m^2/kg^2, quindi abbiamo:
R=2*6,67*10^(-11)*1,99*10^30/((3*10^8)^2)=2949,6 m
Dunque vediamo che se il Sole si trasformasse in un buco nero avrebbe un raggio di Schwarzschild di poco meno di 3 km. Nel caso della Terra invece il raggio di Schwarzschild risulterebbe di appena 8,85 mm.
Questo è il raggio dell’orizzonte degli eventi attorno ad un buco nero, ovvero l’orbita oltre cui nemmeno la luce riesce a scappare dal buco nero.
A presto!

Sara

Gargantua, il buco nero del film Interstellar

SOLUZIONE ASTROQUIZ 6: La morte del Sole

Mega ciao!
SOLUZIONE ASTROQUIZ 6
Vi avevo chiesto cosa diventerà il Sole alla fine della sua vita. La risposta giusta è: una nana bianca. Il Sole ha circa 4 miliardi e 700 milioni di anni e si trova nella fase principale della sua vita, cioè nel periodo di vita in cui brucia l’idrogeno tramite reazioni nucleari e lo trasforma in elio. La fase principale per il Sole durerà per altri 5 miliardi di anni. Al termine di questo periodo il Sole si espanderà in una stella molto più grande, una gigante rossa che arriverà ad inglobare l’orbita di Marte e raggiungerà temperature abbastanza elevate da innescare le reazioni di fusione dell’elio. L’elio verrà trasformato in carbonio tramite una reazione chiamata triple alpha reaction, in cui tre atomi di elio-4 vengono fusi insieme per formare un atomo di carbonio-12. Una volta finito di bruciare tutto l’elio il Sole non riuscirà a raggiungere le temperature necessarie per innescare il bruciamento del carbonio, quindi espellerà gli strati più esterni della sua atmosfera, che andranno a formare una nebulosa planetaria, mentre il nucleo si contrarrà, si rimpicciolirà sempre di più finchè questo processo non sarà fermato dalla pressione di degenerazione degli elettroni, che bilancerà la forza di gravità. Al centro della nebulosa planetaria resterà quindi un cadavere stellare, chiamato nana bianca, che sarà molto più piccolo della stella di partenza. La nana bianca avrà un diametro di circa 10000 km.
A presto!

Sara

M57, nebulosa planetaria situata nella costellazione della Lira a circa 2500 anni luce di distanza (Image credits: NASA)

Buona Pasqua

Mega ciao!
Nell’immagine ripresa dal Telescopio Spaziale Hubble potete ammirare la nebulosa uovo, una nebulosa pre-planetaria, creata da una stella di dimensioni simili al Sole, nelle fasi finali della sua vita. Il materiale di cui è composta la nebulosa è quello perso dalla stella. La fase di nebulosa pre-planetaria dura pochissimo, solamente qualche migliaio di anni. Al termine di questo intervallo di tempo la stella espellerà i suoi strati più esterni, che andranno a formare una nebulosa planetaria, mentre il nucleo si contrarrà su se stesso ed andrà a formare una nana bianca, una stella morta con un raggio di circa 10 mila chilometri. La nebulosa uovo è situata nella costellazione del Cigno a circa 3000 anni luce di distanza.
Buona Pasqua a tutti!

Sara

Nebulosa uovo (Image credits: NASA)

Evoluzione degli AGN

Mega ciao!
Abbiamo visto la classificazione morfologica dei Nuclei Galattici Attivi e abbiamo detto che possono essere radio quieti o radio brillanti. Queste due tipologie di AGN si distinguono nella parte radio e ad alte energie dello spettro, ma anche per la fase evolutiva. Andiamo a vedere un po’ come si attivano gli AGN e la loro evoluzione. Sappiamo che al centro nei Nuclei Galattici Attivi si trova un buco nero supermassiccio, con massa che va da 1 milione a 10 miliardi di masse solari. Abbiamo che il gas viene portato nelle regioni interne della galassia da fenomeni di merging/interazione con altre galassie o da instabilità del disco. Questo scatena una violenta formazione stellare (starburst) nelle regioni centrali, che porta ad un eccesso di emissione infrarossa nello spettro. Parte del gas, invece di andare a formare stelle, va ad accrescere il buco nero (BH, dall’inglese black hole). Dunque abbiamo fenomeni di formazione stellare mischiati a fenomeni di accrescimento. Questo attiva la fase di quasar otticamente brillante (è una fase radio quieta). La grande energia liberata dal quasar impedisce l’ulteriore accrescimento e fa espellere parte del materiale, sotto forma di radiazione. Il buco nero è circondato da un disco di gas, chiamato disco di accrescimento, che non può cadere direttamente sul BH, ma deve prima perdere momento angolare. Dunque il materiale perde momento angolare tramite dissipazione viscosa. Parte dell’energia viene trasformata energia radiante, mentre una parte viene trasferita al buco nero sotto forma di energia rotazionale. A questo punto una parte del materiale va ad accrescere la massa del buco nero. Finito questo processo il buco nero sarà circondato da un disco di accrescimento residuo e comincerà la sua fase radio brillante, in cui trasformerà la sua energia rotazionale in campi elettromagnetici e in energia delle particelle accelerate. La fase radio brillante è quindi caratterizzata da un buco nero in rotazione veloce, cosa che la distingue dalla fase radio quieta.
A presto!

Sara

Il buco nero al centro della galassia M87 (Image credits: EHT)