SOLUZIONE ASTROQUIZ 29: la scoperta delle galassie

Mega ciao!
Scusatemi il ritardo, ma è un periodo abbastanza pieno.
SOLUZIONE ASTROQUIZ 29
Vi avevo chiesto chi ha scoperto che alcune nebulose non fanno parte della Via Lattea. La risposta corretta è: Edwin Hubble. Infatti Charles Messier è solo il cacciatore di comete che ha stilato un catalogo di 110 oggetti, che prende il suo nome, tra nebulose e ammassi stellari. Questi oggetti infatti a prima vista sono molto simili alle comete, con un aspetto molto nebulare, ma nel corso delle osservazioni si capisce che non lo sono in quanto non si spostano. Dato che gli facevano perdere un bel po’ di tempo nella sua caccia, Messier ha deciso di catalogarli tutti. Però era convinto che facessero parte della Via Lattea. Con l’avvento delle lastre fotografiche gli astronomi si sono accorti che alcune di queste nebulose avevano una forma a spirale. Negli anni ’20 Hubble, analizzando le lastre fotografiche della “nebulosa di Andromeda” si accorse che presentavano alcune stelle con una luminosità variabile. Da uno studio approfondito stabilì che facevano parte di una classe particolare di stelle variabili: le Cefeidi. Queste stelle hanno una relazione ben definita tra luminosità e periodo di variazione, che permette di determinare la magnitudine assoluta e la distanza. Hubble determinò quindi che le 12 cefeidi che facevano parte della “nebulosa di Andromeda” si trovavano a circa 900 mila anni luce di distanza, ponendo la “nebulosa” ben al di fuori della Via Lattea. Questo pose fine al grande dibattito di cui vi parlerò nei prossimi post. Oggi sappiamo che la distanza della galassia di Andromeda è di circa 2 milioni e 100 mila anni luce.
A presto!

Sara

SOLUZIONE ASTROQUIZ 28: le costellazioni circumpolari

Mega ciao!
SOLUZIONE ASTROQUIZ 28
Il gioco di questa settimana era un vero o falso. L’affermazione a cui bisognava rispondere è: non esiste nessuna costellazione che sia visibile in cielo in ogni stagione. La risposta corretta è: FALSO. Infatti, anche se la maggior parte delle costellazioni visibili cambiano a seconda della stagione, ce ne sono alcune presenti tutto l’anno. Queste si chiamano costellazioni circumpolari e sono situate vicino al polo nord celeste. Cos’abbiamo in questa regione di cielo? Ovviamente la Stella Polare, che indica sempre il nord, situata nella costellazione dell’Orsa Minore. Nonostante quello che pensano in molti, la Stella Polare non è la più luminosa del cielo. Pensate che ha una luminosità talmente scarsa che anche da città con poco inquinamento luminoso fate fatica ad individuarla. Per trovare la Stella Polare vi basta saper riconoscere l’Orsa Maggiore, un’altra costellazione visibile tutto l’anno. Infatti se collegate Merak e Dubhe, due stelle della coda dell’orsa, con una linea immaginaria e prolungate di quattro volte la loro distanza trovate la Stella Polare. Tra le due orse troviamo la costellazione del Drago, che ospita una nebulosa planetaria spettacolare: la nebulosa Occhio di Gatto. Altre costellazioni visibili tutto l’anno sono la Giraffa, Cassiopea, riconoscibilissima per la sua forma a ‘W’, e Cefeo, che ricorda il disegno di una casa che facevamo quando eravamo bambini. Questo ovviamente per quanto riguarda il nostro emisfero. Gli abitanti dell’emisfero sud vedranno costellazioni circumpolari completamente diverse. Da loro la Stella Polare non è visibile, ma il Polo Sud celeste cade più o meno al centro della costellazione dell’Ottante, in una zona quasi priva di stelle, individuabile utilizzando la costellazione della Croce del Sud.
A presto!

Sara

La costellazione dell’Orsa Maggiore
Le costellazioni circumpolari boreali
La nebulosa Occhio di Gatto (Image credits: NASA)
La Croce del Sud

Evoluzione dei residui di supernova – terza parte

Mega ciao!
Nei residui di supernova si può definire un istante in cui le condizioni di espansione adiabatica, che abbiamo analizzato nel post di giovedì, non sono più valide. Se il mezzo interstellare ha una densità di atomo/(cm^3), questo istante si verifica dopo 10^5 anni dall’esplosione, ad un raggio di circa 40 pc e per una velocità del gas eiettato di 100 km/s. A questo punto comincia la fase isoterma, che è caratterizzata da perdita di energia. In queste condizioni il moto del gas p determinato dalla conservazione della quantità di moto, secondo il modello per cui il residuo di supernova continua a raccogliere materiale dal mezzo interstellare. In particolare abbiamo che la temperatura in uno stretto guscio corrispondente all’onda d’urto è costante. Nell’immagine qui sotto potete vedere il Cygnus Loop, un residuo di supernova che dovrebbe trovarsi nella fase isoterma.
A presto!

Sara

Evoluzione dei residui di supernova – seconda parte

Mega ciao!
Abbiamo visto che dopo l’esplosione in supernova il gas eiettato si espande nello spazio, in un processo che possiamo dividere in tre fasi. Per i primi 100-300 anni il gas si espande liberamente, con una velocità supersonica che arriva a circa 10000 km/s. Andiamo ad analizzare la seconda fase dell’espansione.
Quando la densità del residuo di supernova diventa paragonabile a quella del mezzo interstellare allora la velocità del materiale eiettato comincia a diminuire. Il gas si espande adiabaticamente, cioè senza scambiare calore con l’ambiente. Valgono comunque le condizioni di conservazione dell’energia, per cui abbiamo che l’energia cinetica è uguale a quella iniziale. In particolare abbiamo quindi che:
0.5*M(t)*v^(2) = E_i
dove E_i è l’energia iniziale, mentre la parte sinistra dell’equazione è l’energia cinetica in cui v è la velocità e M(t) è la massa, che nel nostro caso è funzione del tempo t. Come mai la massa dipende dal tempo? Perchè la massa del residuo di supernova aumenta a discapito del mezzo interstellare.
La velocità invece diminuisce all’aumentare del raggio. Il passaggio alla fase di espansione adiabatica avviene dopo un tempo che dipende dalla densità del mezzo interstellare: densità maggiori significano che il gas rimarrà nella fase di espansione libera per un tempo inferiore rispetto al caso in cui il mezzo interstellare è meno denso. L’equazione fondamentale che regola l’espasione del gas in questa fase dice che il raggio al tempo t è proporzionale a ((E_i)/(n_i))^(1/5) e a t^(2/5), dove n_i è la densità iniziale del mezzo. Questa, insieme alle equazioni dei fronti d’onda, permette di ricavare i parametri della nube, come la temperatura, che può arrivare a centinaia di milioni di Kelvin, e la densità.
A presto!

Sara

La Crab Nebula, residuo di supernova situato nella costellazione del Toro (Image credits: NASA)

Evoluzione dei residui di supernova – prima parte

Mega ciao!
Abbiamo visto che il gas espulso dalla stella durante l’esplosione in supernova non rimane fermo lì, ma si espande e poi si dissolve nello spazio interstellare. Questo, come vi ho scritto nell’ultimo post, avviene in tre fasi. La prima è l’espansione libera, che dura circa 100-300 anni. In questa fase si assume che la densità del mezzo interstellare sia trascurabile rispetto a quella del materiale eiettato. Il gas della supernova comprime il gas interstellare, senza subire una grande decelarazione. Infatti il mezzo interstellare ha densità talmente bassa da far risultare il cammino libero medio del gas della supernova di centinaia di parsec. Cosa vuol dire? Significa che la distanza percorsa tra due urti successivi tra le particelle del residuo di supernova e il mezzo interstellare è di centinaia di parsec (dove 1 pc = 3.26 anni luce). Si può quindi dire che non si verificano urti diretti tra le due componenti, ma l’interazione avviene tramite accoppiamento magnetico. La perturbazione risulta comunque abbastanza forte da provocare la formazione di onde d’urto altamente supersoniche, cioè con velocità che superano quella del suono. Infatti la velocità tipica del suono nel mezzo interstellare è compresa tra 10 e 100 km/s, mentre la velocità del gas espulso dall’esplosione si aggira attorno ai 10000 km/s. In queste condizioni possiamo calcolare le soluzioni dell’onda d’urto e ottenere quindi la densità, la pressione e la temperatura in funzione della densità del mezzo e della velocità di espansione.
Come procede l’espansione del gas dopo questi primi 100-300 anni? Lo scopriremo nella prossima puntata.
A presto!

Sara

Cassiopea A, residuo di supernova che dovrebbe essere appena uscito dalla fase di espansione libera (Image credits: NASA)

SOLUZIONE ASTROQUIZ 27: i residui di supernova

Mega ciao!
SOLUZIONE ASTROQUIZ 27
Vi ho chiesto che fine fa il gas espulso dall’esplosione in supernova di una stella. La risposta corretta è: si espande nello spazio. Non resta per sempre attorno alla stella. Sono state infatti scoperte delle nebulose, residui della morte delle stelle, che non hanno nessun cadavere stellare al loro interno. Come mai? Le stelle orbitano attorno al centro galattico e possono migrare, spostandosi fuori dai bracci a spirale e, a volte, verso l’alone galattico. Una volta espulso, il gas dell’inviluppo procede nello spazio attorno alla stella. Le sue particelle sono destinate ad avanzare nello spazio interstellare e ad andare ad unirsi ad altre nebulose, da cui si formeranno altre stelle, pianeti, asteroidi e comete. I residui di supernovae attraversano tre fasi evolutive:
1- una breve espansione libera, della durata di circa 100-300 anni;
2- l’espansione adiabatica con sviluppo di una shell (guscio);
3- l’espansione isoterma, in cui la nube si raffredda per irraggiamento.
A queste tre fasi segue quella di rimescolamento totale con il mezzo interstellare.
A presto!

Sara

Immagine di Cassiopea A in cui i colori evidenziano gli elementi di cui è composta la nebulosa (Image credits: NASA)

La materia oscura negli ammassi di galassie

Mega ciao!
Abbiamo visto che una delle evidenze della presenza di materia oscura nell’universo è la curva di velocità delle galassie. Qui manca il tratto Kepleriano, cioè il tratto in cui la velocità, dopo aver raggiunto il massimo ad un raggio di circa 10 kpc, decresce secondo la stessa modalità delle orbite del Sistema Solare. Invece di questa decrescita si nota che la velocità tende ad un valore asintotico.
Un altra prova della presenza di materia oscura arriva dagli ammassi di galassie, cioè strutture composte da migliaia di galassie legate dalla forza di gravità. In particolare, gli astronomi hanno ottenuto il profilo di brillanza superficiale dell’ammasso della Vergine (Virgo Cluster). Assumendo che il raggio dell’ammasso sia di 16 Mpc, si trova una massa totale di 1.8×10^(15) masse solari. La massa entro il Mpc centrale dell’ammasso è di 6.1×10^(14) masse solari. Usando la luminosità trovata da analisi fotometriche, si trova un rapporto massa-luminosità (M/L) di 350 masse solari/luminosità solari. Questo è un numero altissimo! Infatti se consideriamo le singole galassie che compongono l’ammasso troviamo che hanno un rapporto M/L di circa 15 masse solari/luminosità solari. La differenza tra questo valore e quello dell’ammasso è enorme. Cosa significa? Semplice: c’è una grandissima quantità di materia oscura legata all’alone dell’ammasso o che è stata sottostimata la quantità di materia oscura legata alle singole galassie!
A presto!

Sara

Ammasso della Vergine (Image credits: NASA)

Le lenti gravitazionali

Mega ciao!
Ieri abbiamo visto come i MACHO siano importanti per il fenomeno del micro lensing. La teoria della relatività di zio Albert ci dice che oggetti massicci deformano la struttura dello spazio-tempo. Questa deformazione influenza le traiettorie delle particelle e dei fotoni che gli passano abbastanza vicino. Olre al fenomeno del micro lensing, abbiamo anche quello delle lenti (o lenti forti), che si può osservare negli ammassi di galassie. Negli ammassi ci sono migliaia di galassie, alcune sono più vicine a noi, mentre altre sono più lontane. Può succedere che una galassia si trovi esattamente dietro ad un’altra, quindi in teoria noi non dovremmo essere in grado di vederla. Invece la vediamo lo stesso! Infatti la galassia più vicina a noi è talmente massiccia che deforma la struttura dello spazio-tempo. I fotoni che arrivano dalla galassia più lontana quindi non vanno più in linea retta, ma curvano attorno alla galassia che gli sta davanti. Di conseguenza vediamo la galassia lontana sotto forma di strisce luminose attorno alla galassia vicina, che a volte producono immagini molto simpatiche come il gigantesco sorriso spaziale che vedete nella foto.
A presto!

Sara

Smile spaziale (Image credits: NASA)

I MACHO e il micro lensing

Mega ciao!
Parlando di materia oscura vi ho accennato qualcosa riguardo i MACHO, cioè gli oggetti compatti massicci che si trovano nell’alone delle galassie. Questi oggetti sono cadaveri stellari, come nane bianche, pulsar e buchi neri, che non emettono più luce. Adesso vi sorgerà spontanea una domanda: se non emettono luce come facciamo a sapere che ci sono? Tramite un fenomeno chiamato micro lensing, cioè una lente gravitazionale su scala molto ridotta. Quando una stella passa dietro un MACHO e i due oggetti sono perfettamente allineati lungo la nostra linea di vista, abbiamo il fenomeno del micro lensing. La teoria della relatività ci dice che oggetti massicci deformano la struttura dello spazio-tempo, quindi la luce che arriva da dietro il MACHO non procede in linea retta ma curva attorno ad esso. In questo caso la luce della stella risulta amplificata dall’effetto lente. Quindi si osserva un aumento di luminosità della stella, che non è intrinseco alla sorgente (cioè la stella non è variabile) ma è dovuto solo al fenomeno spiegato dalla relatività di zio Albert. L’unico problema è che questi eventi sono molto difficili da osservare in quanto sono abbastanza veloci. Al momento i MACHO osservati nell’alone della Via Lattea sono circa una decina.
A presto!

Sara

Il fenomeno del micro lensing (Image credits: NASA)

La materia oscura e la curva di rotazione delle galassie

Mega ciao!
Ieri abbiamo visto che l’universo è composto da materia ordinaria (4%), materia oscura (23%) ed energia oscura (73%). Della materia ordinaria solo l’8% è costituito da materia luminosa, cioè che possiamo vedere, mentre il restante 92% è costituito da gas molto caldo o molto freddo e da cadaveri stellari non visibili. Perchè è stata introdotta la materia oscura? I motivi sono tre: la materia oscura è necessaria per spiegare i modelli cosmologici di formazione delle strutture (galassie e ammassi di galassie), per spiegare la dinamica delle stelle nelle galassie e degli ammassi di galassie e per poter ottenere un modello di universo che rispecchi le osservazioni. Una delle evidenze dell’esistenza della materia oscura si ha dalle osservazioni delle galassie a spirale, in particolare dalla loro curva di rotazione. La curva di rotazione descrive la velocità a cui le stelle orbitano attorno al centro galattico. Questa velocità è proporzionale alla brillanza superficiale della galassia, al rapporto massa/luminosità e dipende dal rapporto r/h, dove r è il raggio considerato mentre h è il raggio di scala. I dischi delle galassie a spirale dovrebbero presentare una curva di rotazione con velocità che aumenta adando dal centro verso l’esterno, fino ad un valore massimo ad un raggio di circa 10 kpc (per tipici valori di h di 3-4 kpc). Oltre questo raggio la velocità dovrebbe decrescere proporzionalmente alla radice quadrata del raggio (questa parte della curva viene detta tratto kepleriano, in quanto segue lo stesso andamento delle orbite del Sistema Solare descritte dalle leggi di Keplero). Però le curve di rotazione osservate sono ben diverse da quelle predette. Infatti non presentano il tratto kepleriano, ma oltre il punto di massimo la velocità tende ad un valore asintotico, cioè risulta praticamente costante (nella prima immagine si vede il confronto tra la curva di rotazione predetta e quella osservata, mentre nella seconda sono riportate le curve di rotazione di alcune galassie). Come mai? Evidentemente le galassie hanno più massa di quella che possiamo effettivamente osservare. Questa massa in più è data dalla materia oscura. Perchè serve proprio la materia oscura? E’ stato proposto che la massa in più potesse essere data dai MACHO (Massive Compact Halo Objects, oggetti compatti massicci d’alone), che sono oggetti compatti con luminosità praticamente nulla situati nell’alone delle galassie. Il problema è che non ce ne sono abbastanza per spiegare le caratteristiche osservate della curva di rotazione. Quindi al momento serve la materia oscura!
A presto!

Sara