Category: Approfondimenti

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

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

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

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

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

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

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

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

Mega ciao!
SOLUZIONE ASTROQUIZ 26
Vi avevo chiesto da dove arriva la radiazione cosmica di fondo. La risposta corretta è: dalle prime fasi di vita dell’universo. Nel 1964 Penzias e Wilson, due tecnici della Bell Technology, stavano conducendo uno studio sulle telecomunicazioni. Durante l’esperimento rilevarono un eccesso di 4,2 K nella temperatura d’antenna, che non riuscivano a spiegare. Confrontandosi con gli scienziati dell’Università di Princeton si resero conto di aver scoperto la radiazione cosmica di fondo, ovvero la radiazione fossile delle prime fasi di vita dell’universo. Per questo motivo nel 1978 vinsero il Premio Nobel per la Fisica. La radiazione cosmica di fondo risale all’epoca della ricombinazione, cioè all’epoca in cui i protoni e gli elettroni si sono uniti a formare atomi di idrogeno. Però non si possono formare direttamente atomi di idrogeno nello stato fondamentale, cioè nello stato a minor energia, in quanto il processo risulta inefficiente. Quindi l’atomo formato ha l’elettrone in un livello energetico più alto. Questo decade rapidamente verso lo stato fondamentale, emettendo un fotone. Questo fotone viene facilmente assorbito da un altro atomo di idrogeno. Una volta che radiazione e materia si sono disaccoppiate, i fotoni sono finalmente liberi di viaggiare nello spazio e sono arrivati fino a noi. La ricombinazione si è verificata circa 379000 anni dopo il Big Bang. La radiazione cosmica di fondo nelle microonde ha una temperatura di corpo nero di 2,725 K, quindi è molto vicina allo zero assoluto (0 K = -273,15°C). La temperatura è così bassa in quanto, dall’epoca di emissione dei fotoni, l’universo si è espanso e si può dimostrare che la temperatura è funzione del redshift, secondo la relazione:
T = 2,725 (1+z)
dove T è la temperatura della radiazione cosmica di fondo e z è il redshift, cioè lo spostamento verso il rosso delle righe spettrali.
Sapendo che l’epoca della ricombinazione si trova a redshift z = 1100, allora la sua temperatura era di circa 3000 K.
A presto!

Sara

Mega ciao!
SOLUZIONE ASTROQUIZ 25
Vi avevo chiesto quante esplosioni in supernova sono state osservate nella nostra galassia. La risposta corretta è: meno di dieci. Infatti, nonostante nella Via Lattea ci sia un numero enorme di stelle, questi eventi non sono semplici da osservare. Si stima che si dovrebbe verificare un’esplosione ogni 30-50 anni, ma la maggior parte della nostra galassia è invisibile a causa dell’assorbimento da parte del mezzo interstellare. Le supernove più famose osservate nel corso della storia sono:
– SN 185, osservata dai cinesi nel 185 vicino alla stella Alpha Centauri;
– SN 1006, la cui osservazione venne riportata da astronomi europei e asiatici, situata nella costellazione del Lupo a circa 7200 anni luce;
– SN 1054, ovvero la supernova che ha dato origine alla Crab Nebula e alla pulsar che si trova al suo centro, è stata osservata dettagliatamente dagli astronomi cinesi nel 1054. Questo oggetto è ancora oggi molto importante e gli astronomi lo stanno ancora studiando, per capirne l’evoluzione;
– SN 1572, osservata dall’astronomo danese Tycho Brahe, situata nella costellazione di Cassiopea a circa 8000 anni luce di distanza;
– SN 1604, scoperta dal grande Keplero, nella costellazione dell’Ofiuco a circa 20000 anni luce di distanza. Questa è stata l’ultima supernova osservata nella Via Lattea.
Le supernove sono oggetti veramente interessanti e ne vengono scoperte di nuove ogni altro giorno in altre galassie. Adesso starete pensando: com’è possibile scoprire supernove in altre galassie se facciamo fatica a vedere quelle nella Via Lattea? La risposta è semplice: si fanno delle cosiddette survey di galassie, cioè si scattano foto alle stesse galassie in tempi diversi. Se nella nuova foto trovate una stellina in più, allora avete scoperto una supernova. E’ molto più semplice scoprire supernove in altre galassie in quanto, se osservate fuori dal piano della Via Lattea, avete un assorbimento interstellare decisamente minore.
A presto!

Sara