Category: Approfondimenti

Mega ciao!

Scusate l’assenza ma dopo un semestre di fuoco e una sessione impegnativa mi sono presa qualche giorno di assoluto relax. Qualche post fa vi avevo chiesto se c’era qualche argomento che volevate approfondire, quindi ora comincio a rispondere alle vostre domande. Ad ogni domanda riserverò più di un post, perchè avete scelto argomenti belli impegnativi. Siete pronti? Partiamo dalle pulsar!

Le pulsar sono stelle di neutroni rapidamente rotanti che si formano dalla morte di stelle dalle 8 alle 25/30 masse solari. Queste stelle massicce riescono ad innescare, nel loro nucleo, il bruciamento di tutti gli elementi successivi al carbonio fino ad arrivare ad un nucleo di ferro-nichel. Perchè non vengono bruciati anche questi due elementi?

Tutte le reazioni nucleari che fondono elementi relativamente leggeri in elementi più pesanti sono esotermiche, cioè liberano calore. Il bruciamento di ferro e nichel è una reazione endotermica, cioè ha bisogno di calore per poter avvenire. Le reazioni endotermiche non sono permesse in natura, quindi all’interno di una stella il bruciamento nucleare si ferma una volta formato il nucleo di ferro e nichel. A questo punto cosa succede?

L’energia delle reazioni nucleari era necessaria per permettere alla stella di sostenere il suo stesso peso. Tolta l’energia la stella, che a questo punto potete immaginare come una grande cipolla in cui ogni guscio sferico è composto da elementi diversi, muore. In particolare, se la stella ha una massa tra le 8 e le 25/30 masse solari espellerà gli strati più esterni del suo inviluppo in modo esplosivo, in quella che viene chiamata un’esplosione in supernova. Il nucleo invece comincia a contrarsi, si rimpicciolisce sempre di più ma non collassa completamente. Alla fine forma una stella di neutroni o una pulsar, che è talmente densa che un cucchiaino della sua materia peserebbe un miliardo di tonnellate.

A presto!

Sara

Mega ciao!

A richiesta oggi parliamo di uno degli oggetti del catalogo Messier visibili anche ad occhio nudo: M45, che molti di voi conoscono come le “Sette Sorelle” o le Pleiadi. Già osservate al telescopio da Galileo Galilei, le Pleiadi sono un ammasso stellare aperto, situato nella costellazione del Toro a circa 445 anni luce di distanza da noi. Ma cosa sono gli ammassi aperti?

Sono insiemi di stelle molto giovani legate gravitazionalmente l’una all’altra. Si trovano principalmente lungo il piano galattico e, in particolare, sono concentrati verso l’anticentro della nostra galassia. Perchè si trovano proprio sul piano galattico?

La risposta è molto semplice: sul piano della Via Lattea troviamo i bracci a spirale, dove c’è la maggior concentrazione di polvere e gas interstellare. Proprio da queste nuvolette si formano le nuove stelle. Le stelle giovani non hanno ancora avuto il tempo di abbandonare la loro “culla”, quindi si trovano ancora lungo i bracci a spirale. Ma le Pleiadi sono giovani?

Assolutamente si! Pensate che hanno un’età stimata compresa tra i 110 e i 160 milioni di anni, quindi sono giovanissime! A testimonianza di questo fatto, se guardate bene la foto qui sotto vi accorgerete che sono ancora parzialmente immerse nella nube da cui si sono formate. La luce di queste stelle giovani illumina la polvere e il gas, producendo quindi una nebulosa a riflessione. Quante stelle ci sono in questo ammasso?

Conoscete tutti le sue stelle principali, che prendono il nome di “Sette Sorelle”, ma l’ammasso ne contiene molte di più: supera le mille stelle! Che altro possiamo dire sulle Pleiadi?

Possiamo analizzare il diagramma HR dell’ammasso (il grafico che vedete qui sotto). L’asse delle ordinate rappresenta la luminosità che aumenta andando verso l’alto, mentre l’asse delle ascisse rappresenta la temperatura che cresce andando verso sinistra. La striscia di puntini diagonale, che va da in basso a destra a in alto a sinistra, rappresenta le stelle che si trovano nella fase principale della loro vita, cioè quel periodo in cui bruciano idrogeno tramite reazioni nucleari e lo trasformano in elio. Alcune delle stelle più fredde, in basso a destra, devono ancora raggiungere questa sequenza. Si dice quindi che sono nella fase di pre-sequenza principale, in cui non hanno ancora iniziato le reazioni nucleari nel nucleo, ma l’energia è fornita dalla contrazione. Notate inoltre che mancano le stelle più calde e luminose (quelle di classe spettrale O, che dovrebbero trovarsi in alto a sinistra). Questo significa che hanno già lasciato la sequenza principale, quindi hanno esaurito tutto l’idrogeno nel loro nucleo e hanno iniziato ad evolvere verso destra, cioè verso temperature più basse. Vedete che in alto la linea diagonale comincia a curvare verso destra? Questa caratteristica rappresenta proprio le stelle che lasciano la sequenza principale. Il punto esatto in cui succede si chiama turnoff e la sua individuazione permette di calcolare l’età dell’ammasso. Come si individua in punto preciso del turnoff? Eh…questo è un bel problema ed è la causa principale di incertezza nella determinazione dell’età di un ammasso. Ci tengo comunque a sottolineare che il diagramma HR di un ammasso stellare è importantissimo. Infatti, tutte le stelle di un ammasso si trovano alla stessa distanza da noi e hanno la stessa età. Quindi potete considerare il diagramma HR come una foto istantanea dell’ammasso, in cui vedete stelle che si trovano in fasi diverse della loro evoluzione ma hanno la stessa età.

A presto!

Sara

Mega ciao!

Continuiamo il nostro tour del cielo estivo, tornando alla costellazione di Cassiopea. Vi ho spiegato come trovare la galassia di Andromeda usando questa grande doppia v spaziale, ma c’è almeno un altro modo in cui possiamo utilizzarla. Infatti se prendete le stelle Tsih e Ruchbah, le collegate con una linea immaginaria e prolungate in giù, in quel punto di cielo in cui da Schio non si vede nulla (mannaggia ai lampioni) in Novegno vedete un punto leggermente più chiaro rispetto al nero di fondo. Cosa ci sarà mai?

Il doppio ammasso di Perseo! Situati a circa 7000 anni luce di distanza, questi due oggetti sono ammassi aperti. Cosa sono?

Gli ammassi aperti sono gruppi di stelle giovani, con un numero variabile tra 5 e un migliaio, situati principalmente nei bracci a spirale della Via Lattea. Hanno dimensioni tipiche di circa 2 pc (6.52 anni luce). Come mai si trovano nei bracci a spirale?

Provate a cercare qualche immagine di galassie a spirale realizzate dal Telescopio Spaziale Hubble. Ad esempio, prendete la foto di M83, situata nella costellazione dell’Hydra #aCapitanAmericanonpiacequestoelemento. Ci siete? Ottimo! Vedete quelle regioni un po’ più scure? Quella è tutta polvere. E vedete le zone rosse? Sono regioni H II, cioè quelle nuvolette di polvere e gas dove avviene la formazione stellare. Altra domanda: le vedete quelle stelle un po’ più azzurre raggruppate tutte insieme? Dal colore possiamo dedurre che sono tutte stelle giovani. Vedete dove si trovano tutte queste stelle? Sono proprio lungo i bracci a spirale della galassia, perchè è proprio lì che c’è la maggior concentrazione di nubi molecolari. Una curiosità sul doppio ammasso di Perseo è che presenta evidenze di segregazione di massa. Cosa significa?

Significa semplicemente che le stelle più massicce si trovano concentrate verso le regioni centrali dei due ammassi, mentre quelle meno massicce sono più concentrate verso le regioni esterne.

A presto!

Sara

Mega ciao!

SOLUZIONE ASTROQUIZ 13

Vi avevo chiesto se esistono altri tipi di galassie oltre alle ellittiche, lenticolari, spirali e irregolari classificate da Edwin Hubble con il suo diagramma a diapason. La risposta corretta è: SI. Premetto che la classificazione morfologica delle galassie è molto soggettiva. Per questo motivo, dopo il lavoro di Hubble, altri astronomi come de Vaucouleurs, Van den Bergh, Morgan e tanti altri si sono lanciati in questo campo. In particolare, credevano che la classificazione di Hubble fosse troppo ristretta e che ci fossero delle categorie in più.

Uno degli esempi più calzanti di come la classificazione di Hubble non funzioni sempre è quello delle galassie interagenti. Queste sono classificate nel catalogo di Arp e sono formate da galassie che sono talmente vicine da poter interagire gravitazionalmente l’una con l’altra. Le forze mareali prodotte dalle due (o tre, o anche di più) galassie in questione deformano la loro struttura. Vediamo un po’ di esempi? Ma si dai, lanciamoci!

Partiamo dalla Grande e dalla Piccola Nube di Magellano, due galassie satellite della Via Lattea situate rispettivamente a 50 kpc e 61 kpc di distanza da noi. La nostra galassia se le sta mangiando piano piano, motivo per cui hanno una forma molto irregolare, e, come se non bastasse, stanno anche interagendo tra di loro. Infatti, dai dati della EDR3 di Gaia, è stata scoperta “un’autostrada” spaziale di stelle che collega questi due oggetti.

Altro giro, altra corsa: a circa 45 milioni di anni luce di distanza da noi troviamo la galassia ad Antenne. Qui l’interazione tra le due galassie è iniziata diverse centinaia di milioni di anni fa e le due code mareali si sono formate tra 200 e 300 milioni di anni fa, durante l’incontro iniziale. Ci sono due cose degne di nota: la prima è che si vedono chiaramente i due nuclei in fase di interazione, la seconda è che durante un evento del genere i processi di formazione stellare si scatenano, formando tanti nuovi ammassi stellari.

Lo sapete che i pinguini fanno sempre buona guardia alle loro uova? E’ così anche nello spazio e ce lo dimostra Arp 142. Ad una distanza di circa 23 milioni di anni luce, queste due galassie interagenti sono considerate il pinguino e l’uovo spaziale #aiPinguinidiMadagascarpiacequestoelemento. La galassia Pinguino in origine era una spirale piatta, con dei bracci ben definiti, la cui forma è stata successivamente distorta dall’incontro con la sua compagna.

Ci sarebbero ancora un sacco di esempi, perchè gli scontri tra galassie sono molto frequenti nell’Universo. Infatti la maggior parte di questi oggetti si trovano in gruppi, ammassi e super ammassi di galassie legati dalla forza di gravità. Non quindi insolito trovare galassie dalle forme strane in giro per lo spazio. Prestate però sempre particolare attenzione alla classificazione. Se una galassia è classificata come ellittica, lenticolare, spirale, o spirale barrata ma ha vicino la sigla “pec”, significa che è peculiare. Quindi se notate che la sua forma è un po’ strana e non combacia con un’ellisse piuttosto che una spirale, non vuol dire che rappresenta una transizione tra i tipi morfologici classici di galassie e che ci serve l’introduzione di un’altra categoria per descriverla. La sua forma strana è data solamente dall’interazione con un’altra galassia, che la porterà probabilmente a cambiare ancora nel corso del tempo. Come vedete quindi l’Universo è un ambiente molto dinamico in cui succedono cose che possono sembrare un po’ strane, ma che regalano immagini spettacolari!

A presto!

Sara

Mega ciao!

Riprendiamo il nostro tour del cielo. Tra tutte le costellazioni, che vi ricordo sono state inventate facendo il gioco di unire i puntini più luminosi sulla volta celeste (praticamente lo stesso gioco che trovate nella settimana enigmistica…unisci i punti e compare un disegno) e non influenzeranno mai la vostra vita, troviamo Cassiopea. Potete riconoscerla benissimo perchè è una fantastica doppia v spaziale. Cosa c’è di bello qui? Boh….però la possiamo usare per trovare tante belle cose! Infatti se prendete la parte destra della W vedrete che punta direttamente in una zona di cielo in cui da Schio non si vede assolutamente nulla. Accidenti! Abbiamo sbagliato qualcosa? No, tranquilli. Siamo sulla buona strada. Se provocate un blackout generale vi accorgerete che in quella fettina di cielo c’è una macchiolina un po’ più chiara rispetto al nero di fondo. In alternativa andate su in Novegno e la vedrete senza bisogno di spegnere i lampioni. Cosa sarà mai?

M31, la galassia a spirale situata nella costellazione di Andromeda a circa 2 milioni e 100 mila anni luce di distanza da noi. In origine questo oggetto era definito una nebulosa. Pensavano tutti che facesse parte della Via Lattea. E’ stato Edwin Hubble negli anni ’20 a risolvere il Grande Dibattito sulla natura delle “nebulose a spirale”. Analizzando le lastre fotografiche ha scoperto delle stelle variabili Cefeidi in M31. Queste stelle, il cui prototipo è delta Cephei, variano la loro luminosità pulsando con un periodo regolare. Henrietta Leavitt ha scoperto che le Cefeidi più luminose sono quelle che hanno il periodo più lungo. Usando la relazione periodo-luminosità è possibile calcolare la magnitudine assoluta e, dal confronto con la magnitudine apparente, misurare la distanza. Con questa relazione Hubble riuscì a determinare la distanza della “nebulosa” di Andromeda, collocandola una volta per tutte al di fuori della Via Lattea.

Una curiosità interessante è che la nostra galassia e M31 si trovano nel Gruppo Locale, un gruppo di una cinquantina di galassie che sono legate dalla forza di gravità. Tra circa 3 miliardi e 500 milioni di anni, quindi ben prima che il Sole si espanda in una gigante rossa, la Via Lattea si scontrerà contro la galassia di Andromeda. Quindi scoppierà tutto? No. Infatti gli scontri tra stelle sono altamente improbabili. Semplicemente le due galassie entreranno una dentro l’altra e le stelle interagiranno gravitazionalmente tra loro e si posizioneranno su orbite completamente diverse.

A presto!

Sara

Mega ciao!

Che altro possiamo osservare in queste notti estive? Bariamo ancora e torniamo dalle parti dell’Orsa Maggiore, anche se tecnicamente ci siamo spostati nei Cani da Caccia. Appena sotto l’ultima stella (dipende da dove partite a contare però) della coda dell’Orsa troviamo una galassia spettacolare: M51, chiamata anche Whirlpool (vortice). M51 è una galassia a spirale situata a circa 31 milioni di anni luce di distanza da noi. Originariamente si pensava che fosse una nebulosa situata nella Via Lattea, come tutti gli oggetti un dall’aspetto di nubi sfocate riportati nel catalogo Messier. Quando questo catalogo è stato pubblicato tutte le osservazioni venivano fatte con l’occhio incollato al telescopio (nelle serate più fredde si incollava sul serio e nei giorni successivi gli astronomi assomigliavano a dei panda). Con carta e matita alla mano, disegnavano tutti gli oggetti osservati perchè la fotografia astronomica non esisteva ancora. Così, una bella notte del 1845, l’astronomo William Parsons ha osservato proprio M51 e ha prodotto il disegno che vedete qui sotto, aiutato ovviamente dal telescopio più grande dell’epoca che aveva fatto costruire lui stesso. Grazie alle sue osservazioni degli oggetti nebulosi capì che non erano tutti uguali, ma potevano essere suddivisi in due categorie: le nebulose regolari e le nebulose a spirale. Il suo disegno di M51 evidenzia proprio la struttura a spirale. Notate però che ci sono due agglomerati luminosi? Uno al centro della galassia e uno ad un estremo di uno dei bracci a spirale? Il secondo è il nucleo di una galassia satellite che sta piano piano venendo inglobata nella galassia a spirale. Per confronto, nella seconda immagine potete vedere M51 ripresa dal Telescopio Spaziale Hubble.

A presto!

Sara

Mega ciao!

Nelle nubi molecolari giganti le stelle di solito non si formano isolate, ma in ammassi stellari. Sappiamo che nella nostra galassia ci sono ammassi aperti, con un numero di stelle che va da 5 a qualch migliaio, e ammassi globulari, con centinaia di migliaia di stelle e una massa che può arrivare a decine di milioni di masse solari. Queste due categorie di ammassi non si differenziano solo per dimensioni e masse, ma anche per la distribuzione spaziale. Gli ammassi globulari sono più concentrati nell’alone galattico, mentre gli ammassi aperti si trovano più lungo il piano della Via Lattea nella direzione dell’anticentro galattico. La cosa interessante è che sono stati scoperti degli ammassi un po’ particolari, chiamati ammassi stellari giovani e massicci. Questi oggetti hanno masse che superano le 10000 masse solari, sono costituiti da stelle molto giovani e massicce. Alcuni si trovano ancora immersi in parte della nube molecolare da cui si sono formati. Dove si trovano questi oggetti?

Sul piano della Via Lattea come gli ammassi aperti, ma, al contrario di questi ultimi, sono concentrati verso il centro galattico. Nell’immagine qui sotto potete vedere la mappa della nostra galassia, con i nomi di tutti i bracci a spirale. La linea nera tratteggiata indica l’orbita del Sole attorno al centro galattico, mentre i due cerchietti neri attorno alla nostra stella indicano distanze di 1000 e 2000 parsec. I quadrati viola invece indicano le posizioni degli ammassi stellari giovani e massicci. Come mai ce ne sono così pochi?

Gli ammassi stellari sono soggetti ad un alto tasso di mortalità infantile. Infatti quando il forte vento stellare delle stelle massicce e le esplosioni in supernova spazzano via il gas e la polvere rimasti della nube molecolare originale, l’ammasso perde massa. Di conseguenza la sua forza di gravità è minore e le stelle scappano più facilmente perchè raggiungono la velocità di fuga dall’ammasso. Questo processo è chiamato evaporazione. Inoltre, gli ammassi possono essere distrutti dalle forze mareali della Via Lattea o dal passaggio di una nube molecolare gigante. Troviamo ammassi stellari giovani e massicci solo nella nostra galassia?

Assolutamente no! Infatti riusciamo ad osservarli anche in altre galassie. Nell’immagine qui sotto potete vedere l’ammasso R136, situato nella regione 30 Doradus della Grande Nube di Magellano a circa 50000 anni luce di distanza.

A presto!

Sara

Mega ciao!

Pronti per riprendere il nostro tour del cielo? Dalla Lyra ci spostiamo nella costellazione dell’Orsa Maggiore che, come tutte le costellazioni circumpolari, si vede tutto l’anno. A quattro passi da casa nostra, a soli 11 milioni e 700 mila anni luce di distanza, troviamo la galassia irregolare M82. Questa galassia è particolarmente interessante perchè ha due getti di materia che partono dalla regione centrale e vengono sparati nello spazio intergalattico perpendicolarmente al piano galattico. Pare che i due getti siano scatenati da un bel mix di fenomeni: frequenti esplosioni di supernovae, la presenza di sorgenti X ultraluminose e l’interazione con la galassia a spirale M81. L’interazione tra galassie è molto frequente in gruppi e ammassi, ma molte volte non risulta visibile nelle immagini ottiche. Allora come facciamo a sapere che interagiscono?

Guardate la seconda immagine qui sotto. Andando ad osservare nel radio, in particolare alla lunghezza d’onda di 21 cm, risultano evidenti delle “autostrade” spaziali di gas che collegano non solo M81 con M82, ma anche entrambe le galassie con NGC 3077. Giusto per avere un confronto, qui sotto trovate anche l’immagine ottica della stessa regione.

A presto!

Sara

Mega ciao!

Torniamo al nostro tour del cielo. Che altro possiamo osservare? Vi ricordate che vi ho parlato del triangolo estivo? Ottimo!

Non molto distante da Vega, nella costellazione della Lyra trovate una delle nebulose planetarie più spettacolari visibili anche con un piccolo telescopio: M57. Detta anche nebulosa ad anello, M57 ci dà una buona idea di come andrà a finire il nostro Sole. Infatti, finita la fase principale in cui brucia l’idrogeno tramite reazioni nucleari e lo trasforma in elio, il Sole si espanderà in una gigante rossa. A questo punto la vita sulla Terra non sarà più possibile, ma non preoccupatevi: succederà solo tra circa 5 miliardi di anni. La gigante rossa brucerà l’elio, tramite la reazione a 3 alpha, e lo trasformerà in carbonio. Una volta finito tutto l’elio però non riuscirà a raggiungere temperature abbastanza elevate da innescare il bruciamento del carbonio. Di conseguenza espellerà gli strati esterni del suo inviluppo, che andranno a formare una nebulosa planetaria come M57. In nucleo invece si contrarrà su sè stesso, si rimpicciolirà sempre di più e diventerà una nana bianca. Ma che fine farà il gas della nebulosa?

E’ destinato ad espandersi e poi a dissolversi nello spazio interstellare. Le sue particelle si uniranno ad altre nebulose, da cui poi si formeranno nuove stelle, pianeti e, chi lo sa, forse la vita. Questa è una bellissima immagine perchè vi fa capire come tutto all’interno dell’Universo sia strettamente collegato.

A presto!

Sara

Mega ciao!

Dopo aver visitato l’ammasso globulare di M13, saliamo sulla nostra astronave e ci spostiamo verso quella costellazione all’orizzonte: la Vergine. Cosa ci sarà di bello da osservare? Nella Vergine troviamo una miriade di galassie. Infatti ci sono un po’ di ammassi di galassie, che ne contengono a migliaia, tutte legate gravitazionalmente l’una all’altra. Al centro dell’ammasso della Vergine troviamo una galassia ellittica supergigante: M87. Questa si è formata dalla cannibalizzazione di più galassie. Infatti negli ammassi ci sono così tanti oggetti che gli scontri galattici sono molto frequenti, quindi potete considerare M87 come l’Hannibal Lecter dello spazio. Questa galassia, situata a circa 52 milioni di anni luce di distanza è molto importante perchè al suo centro troviamo il primo buco nero ad essere mai stato fotografato. Ma come si fotografa un buco nero se, come dice il nome, è proprio nero?

Si usano 8 radiotelescopi sparsi in tutto il mondo e si combinano i dati raccolti con una tecnica chiamata interferometria. Quello che si vede nell’immagine è l’ombra del buco nero proiettata sul disco di accrescimento, che è un disco di polvere e gas che spiraleggia verso il buco nero. Perchè sono serviti 8 radiotelescopi e 2 anni di elaborazione dati?

Come vi dicevo, la galassia si trova a circa 52 milioni di anni luce di distanza, quindi, nonostante il buco nero sia bello grosso (ha una massa di circa 6 miliardi e 500 milioni di masse solari), le sue dimensioni angolari sono le stesse che avrebbe una pallina da tennis posta sulla superficie della Luna e osservata dalla superficie della Terra. Vi posso assicurare che non riuscireste a vederla nemmeno con i migliori telescopi ottici! Perchè è stato scelto il buco nero di M87 e non il buco nero al centro della Via Lattea?

Nonostante il secondo sia molto più vicino (si trova a circa 26000 anni luce di distanza) ha esattamente le stesse dimensioni angolari del buco nero di M87. Nel caso del buco nero al centro della Via Lattea però le osservazioni sono complicate dall’estinzione galattica, cioè dal fatto che sul piano galattico e man mano che ci avviciniamo al nucleo aumenta la quantità di polvere e gas interstellari che disturbano le osservazioni. Perchè è importantissima la foto del buco nero?

Oltre ad essere un gigantesco passo avanti nello studio dei buchi neri e nell’elaborazione dati, è un’ulteriore conferma della teoria della relatività generale. Infatti la foto risulta uguale alle immagini ottenute da simulazioni al computer basate proprio sulla teoria della relatività. Ancora una volta, zio Albert Einstein aveva ragione!

Un’ultima cosa: abbiamo detto che M87 si trova nell’ammasso della Vergine. Secondo recenti studi pare che il nostro Gruppo Locale, cioè il gruppo di una cinquantina di galassie di cui fanno parte la Via Lattea e la galassia di Andromeda, sia in realtà un estremo dell’ammasso della Vergine.

A presto!

Sara