L’evoluzione di un ammasso stellare

Mega ciao!

Che stelle troviamo in un ammasso stellare man mano che passa il tempo?

Al tempo t=0, il momento in cui le stelle entrano nella sequenza principale, l’ammasso è popolato da stelle di ogni classe spettrale, dalla O alla M. Vi ricordo che per ricordare la sequenza di classi spettrali c’è un trucco: vi basta imparare la frase “Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me!” (le varie classi sono rappresentate dalle lettere maiuscole).

Dopo circa 10 milioni di anni le stelle di tipo O finiscono tutto l’idrogeno ed evolvono fuori dalla sequenza principale, verso la parte destra del diagramma H-R. A questo punto la loro evoluzione è talmente veloce che al tempo t=108 anni esplodono tutte in supernovae. Allo stesso tempo le stelle di tipo B cominciano ad evolvere al di fuori della sequenza principale.

A t=1 miliardo di anni le stelle di tipo B più massicce esplodono in supernovae, mentre quelle meno massicce popolano il ramo delle giganti rosse. Allo stesso tempo le stelle di tipo A cominciano ad evolvere fuori dalla sequenza principale.

Al tempo t=5 miliardi di anni tutte le stelle massicce che popolavano il ramo delle giganti rosse sono morte e le potete trovare il basso a sinistra nel diagramma H-R, come nane bianche. Le stelle di tipo G cominciano ad evolvere verso il ramo delle giganti rosse. A t=10 miliardi di anni tutte le stelle delle classi spettrali O, B, A, F e G hanno lasciato la sequenza principale, che rimane quindi popolata solo dalle stelle dei tipi K ed M.

Per concludere, se aumentiamo l’età di un ammasso stellare troveremo sempre meno stelle massicce, in quanto evolvono molto più velocemente perchè hanno bisogno di molta più energia per sostenere il loro stesso peso.

A presto!

Sara

Pleiadi (Image credits: NASA)

SOLUZIONE ASTROQUIZ 10: sopravvivenza e distruzione di pianeti

Mega ciao!

SOLUZIONE ASTROQUIZ 10

Il gioco era un vero o falso.

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.

A presto!

Sara

M57 (Image credits: NASA)

SOLUZIONE ASTROQUIZ 9: gli ammassi globulari extragalattici

Mega ciao!

SOLUZIONE ASTROQUIZ 9

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.)

Scontri spaziali

Mega ciao!

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

M51
Lo scontro tra la Via Lattea e M31 (Image credits: Gaia)

Un anello per Andromeda

Mega ciao!

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.)

SOLUZIONE ASTROQUIZ 8: le variabili Cefeidi

Mega ciao!

SOLUZIONE ASTROQUIZ 8

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.

A presto!

Sara

Giganti spaziali: le stelle di Popolazione III

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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!

Sara

SOLUZIONE ASTROQUIZ 7: i neutrini

Mega ciao!

SOLUZIONE ASTROQUIZ 7

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

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.

A presto!

Sara

Il radiotelescopio di Arecibo

Mega ciao!

SOLUZIONE ASTROQUIZ 5

Vi avevo chiesto che tipo di ammasso stellare è quello nella foto. La risposta corretta è: un ammasso aperto. So che può sembrare un po’ strano perchè la forma richiama molto quella di un ammasso globulare (a simmetria sferica e con una densità centrale di stelle più elevata rispetto a quella in periferia), ma dagli studi effettuati è stato scoperto che ha un numero troppo basso di stelle. M67, situato nella costellazione del Cancro a poco più di 2600 anni luce di distanza da noi, contiene solo 500 stelle. E’ un ammasso aperto molto bizzarro in quanto è molto più vecchio rispetto ai tipici ammassi aperti: ha un’età di circa 4 miliardi di anni. E’ interessante notare che ha un’età molto simile a quella del nostro Sole. Secondo alcuni studi in cui è stata analizzata la rotazione delle stelle dell’ammasso, il Sole sarebbe stato espulso da M67. Infatti il periodo di rotazione delle sue stelle è di circa 20 giorni, quindi è molto simile a quello del Sole. In questo scenario la nostra stella non si sarebbe formata isolata nello spazio, ma in un ammasso in una nube molecolare gigante.

A presto!

Sara