Category: Approfondimenti

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

Mega ciao!
SOLUZIONE ASTROQUIZ 5
Vi avevo chiesto che tipo di galassia è la Via Lattea. La risposta giusta è: la Via Lattea è una galassia a spirale barrata. E’ composta da uno sferoide centrale (o bulge), all’interno del quale si trova il buco nero supermassiccio Sagittarius A* (che ha una massa di circa 3 milioni e 610 mila masse solari). Il bulge è tagliato a metà da una barra di polvere e gas, dai cui lati si dipartono i bracci a spirale, che stanno attorno al nucleo su un piano che prende il nome di piano galattico. Sopra e sotto il piano, come in una sfera, si trova l’alone galattico, sede degli ammassi globulari, composti dalle stelle più vecchie della galassia. Nei bracci a spirale troviamo invece ammassi stellari aperti, cioè composti da stelle giovani, e moltissime zone di formazione stellare. La Via Lattea ha un diametro di circa 100 mila anni luce ed il nostro Sistema Solare si trova in una regione periferica, un ponte tra due bracci a spirale chiamato braccio di Orione, a circa 26 mila anni luce dal centro galattico. Si nota che le polveri ed il gas interstellare aumentano guardando in direzione del centro galattico. Questo è un problema per le osservazioni in quanto polvere e gas assorbono la luce delle stelle situate dietro la nube.
A presto!

Sara

Mega ciao!
Ieri abbiamo visto per la prima volta la foto di un buco nero (piango ancora). Mi è stato chiesto di spiegare cosa sono i buchi neri. Siete pronti? Partiamo!
Sapete che i pianeti e le stelle esercitano una certa forza di gravità e che per riuscire a scappare dal loro campo gravitazionale bisogna raggiungere la velocità di fuga. Nel caso della Terra la velocità di fuga è di 11,2 km/s. Nel 1783 John Mitchell ipotizzò l’esistenza di corpi la cui velocità di fuga fosse superiore a quella della luce, quindi maggiore di 300000 km/s, e chiamò questi corpi “Stelle oscure”. Nel 1916 Albert Einstein pubblicò la teoria della relatività generale in cui dimostrò che un campo gravitazionale influenza la traiettoria della luce. Successivamente Schwarzschild e Kerr descrissero la metrica attorno ad un buco nero e ad un buco nero rotante rispettivamente.
I buchi neri sono oggetti che curvano moltissimo la struttura dello spazio-tempo, al punto che da lì non riesce a scappare nemmeno la luce. Per questo motivo sono neri. Per capire cosa succede immaginiamo che l’universo sia un grande telo teso. Se mettiamo sul telo una pallina da golf non succede niente, se invece appoggiamo un peso di quelli che usano gli atleti olimpionici il telo si curva. La stessa cosa succede all’universo: i buchi neri sono talmente densi (la loro massa è concentrata in diametri piccoli) che curvano talmente tanto la struttura dello spazio-tempo che questa diventa uguale ad un imbuto, con il buco nero al centro. Il buco nero è circondato da una linea immaginaria, chiamata orizzonte degli eventi. Se superiamo questa linea non riusciamo più a tornare indietro, ma continuiamo a cadere verso il centro del buco.
Esistono diversi tipi di buchi neri:
– buchi neri stellari, con massa fino a 25 masse solari;
– buchi neri stellari massicci, con massa da 25 a 100 masse solari;
– buchi neri di massa intermedia, dalle 100 alle 100000 masse solari;
– buchi neri supermassicci, da 1 milione di masse solari in su.
I buchi neri stellari e quelli stellari massicci si formano dalla morte di stelle dalle 25/30 masse solari in su. Al termine della loro vita possono espellere gli strati più esterni delle loro atmosfere nelle esplosioni in supernova mentre il nucleo collassa completamente, oppure saltano l’esplosione e tutta la stella collassa direttamente in un buco nero. Dovete immaginare che tutta (o quasi) la massa della stella sia confinata in una sfera di massimo una decina di chilometri di raggio. Questo porta alla curvatura dello spazio-tempo di cui parlavamo prima.
I buchi neri supermassicci sembra che si formino dalla fusione di buchi neri di massa intermedia, mentre questi ultimi si possono formare dal collasso della prima generazione di stelle dell’universo (che sembra potessero raggiungere masse di un migliaio di masse solari) o dalla fusione di buchi neri di massa stellare.
I buchi neri possono mangiarsi la materia che gli passa troppo vicina. La cosa forte è che si mangiano anche le stelle! Se una stella si trova in orbita attorno ad un buco nero ed il suo inviluppo si trova abbastanza vicino al punto in cui si uniscono i potenziali gravitazionali dei due oggetti, il buco nero comincia a strappare materia alla stella. Però questa materia, dopo essere passata nella buca di potenziale del buco nero, non gli cade subito dentro, ma si dispone in orbita attorno ad esso. Il sistema formato da questo gas si chiama disco di accrescimento, perchè, dopo aver perso momento angolare, va ad accrescere il buco nero. Il disco di accrescimento è proprio quello che si vede nella foto pubblicata ieri e che vi ripropongo qui sotto. Vedete il disco con al centro una regione opaca: il buco nero (piango ancora di più).
Cosa c’è dentro il buco nero? Bella domanda! Nessuno lo sa. Ma noi ci fidiamo di Kip (sempre sia lodato): “I buchi neri sono fatti da spazio incurvato e tempo incurvato”.
A presto!

Sara

Mega ciao!
Abbiamo visto un po’ di fenomenologia e morfologia dei Nuclei Galattici Attivi. Ma come sono fatte queste sorgenti nucleari estremamente energetiche? Gli AGN sono composti da un buco nero supermassiccio, con una massa compresa tra 10^7 e 10^10 masse solari. Il buco nero è circondato da un disco di accrescimento, cioè un disco di gas che spiraleggia verso nucleo. Ad una distanza di circa 10^17 cm dal centro troviamo una regione composta da nubi dense, chiamata Broad Line Region, in cui si formano le righe di emissione allargate dall’effetto Doppler. A distanza di qualche centinaio di parsec troviamo una regione composta da nubi meno dense, chiamata Narrow Line Region, in cui si formano le righe strette. Circa il 10% degli AGN espelle gas in getti relativistici puntati nella direzione dell’asse di rotazione del buco nero. Il disco di accrescimento è circondato da un toro di polvere. In base a come il sistema è disposto lungo la nostra linea di vista vedremo solo le righe strette (situazione in cui la linea di vista interseca il toro di polvere), entrambi i tipi di righe (situazione intermedia) oppure nessuna riga (situazione in cui la linea di vista è esattamente lungo l’asse di rotazione del buco nero e quindi il jet di gas punta verso di noi). Nell’ultimo caso il Nucleo Galattico Attivo prende il nome di BLAZAR e, a causa dell’assenza di righe spettrali, risulta molto difficile determinarne il redshift.
A presto!

Sara

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SOLUZIONE ASTROQUIZ 4. Vi avevo chiesto come si chiamano gli astronauti che hanno fatto per primi un bel giro attorno alla Luna. La risposta corretta è: Borman-Lovell-Anders. I tre astronauti partirono a bordo dell’Apollo 8 il 21 dicembre 1968, nella prima missione umana che utilizzò il razzo Saturn V. Mentre la missione Apollo 7 aveva testato la navicella solamente in orbita terrestre, con l’Apollo 8 si andò a testare i vari sistemi in orbita lunare. Jim Lovell fu il primo astronauta a dare una descrizione della superficie lunare vista da una distanza compresa tra 111 e 312 km. Lui disse: “La Luna è essenzialmente grigia, senza colore; sembra intonaco o una specie di sabbia grigiastra. Possiamo vedere un bel po’ di dettagli. Il Mare Fecunditatis da qui non spicca come quando osservato dalla Terra. Non vi è molto contrasto tra questo e i crateri circostanti. I crateri sono tutti arrotondati. Ce ne sono parecchi, alcuni dei quali sono più recenti. Molti di loro sembrano – specialmente quelli rotondi – sembrano colpiti da meteoriti o proiettili di qualche tipo. Langrenus è un enorme cratere; ha un cono centrale. Le pareti del cratere sono terrazzate, circa sei o sette diverse terrazze sulla strada verso il basso.”
Questa missione fu un vero e proprio successo e contribuì ad aprire la strada per l’allunaggio.
A presto!

Sara

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Abbiamo visto che esistono AGN radio quieti e AGN radio brillanti. Gli spettri di questi due tipi di nuclei galattici attivi sono molto simili, tranne per quanto riguarda l’emissione radio che negli AGN radio quieti diventa trascurabile. Gli AGN radio quieti sono principalmente quasar ottici e galassie di Seyfert. Hanno le seguenti proprietà:
– emissione ottica non risolta;
– emissione ottica ed X altamente variabile nel tempo;
– emissione ottica e radio non correlate tra loro;
– eccesso di emissione infrarossa e nell’ottico/UV
– presenza di righe di emissione allargate nello spettro.
I quasar ottici e le galassie di Seyfert si distinguono in quanto nei quasar la luminosità delle regioni centrali è talmente elevata che impedisce di vedere la galassia ospite, mentre nelle galassie di Seyfert la luminosità centrale è abbastanza bassa da permettere di distinguere la galassia ospite.
Negli spettri degli AGN troviamo righe di emissione allargate e strette. Questi due tipi di righe si originano da processi diversi ed in regioni che hanno caratteristiche differenti. Le righe allargate si originano da transizioni permesse in regioni ad alta densità (circa 10^10 cm^(-3)). La regione in cui si formano le righe allargate, come quelle della serie di Balmer, dell’ossigeno e del CIII, viene chiamata Broad Line Region (BLR). Si trova che la dimensione di questa regione è circa 1 pc (3,26 anni luce). Le righe strette si formano invece da transizioni proibite in regioni a bassa densità (circa 10^(3-4) cm^(-3)). La regione in cui si formano queste righe è chiamata Narrow Line Region. Data la sua bassa densità si trova a distanze maggiori dal buco nero centrale, su scale fino a qualche migliaio di parsec.
A presto!

Sara

Mega ciao!
Abbiamo visto che c’è una categoria di galassie chiamate Nuclei Galattici Attivi e abbiamo visto che sono suddivisi in galassie starburst, AGN radio quieti e AGN radio brillanti. Ma quanto sono importanti? Nell’Universo locale abbiamo che le galassie starburst sono il 10% delle galassie normali, gli AGN radio quieti sono il 10% delle galassie starburst, mentre gli AGN radio brillanti costituiscono il 10% degli AGN radio quieti.
Le radio galassie sono state suddivise, in base alla morfologia della radio sorgente estesa, in tre categorie da Faranoff e Riley:
1- le Faranoff-Riley di tipo I (nella foto a sinistra) sono galassie che presentano due lobi radio la cui brillanza superficiale è regolare e decresce verso l’esterno;
2- le Faranoff-Riley di tipo II (nella foto a destra) sono galassie che presentano due lobi radio con la parte esterna ad alta brillanza superficiale (punti caldi) e si presentano come sorgenti ben collimate;
3- le Peculiari sono galassie che presentano una morfologia complicata. Le peculiarità possono essere dovute al fatto che, trovandosi in ammassi di galassie, interagiscono con il plasma all’interno dell’ammasso.
A presto!

Sara

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Abbiamo visto la classificazione morfologica delle galassie di Hubble. Questa classificazione può essere fatta solo su oggetti relativamente vicini, in quanto a grande distanza le galassie normali sono difficili da rivelare e non si riesce a comunque a distinguerne i particolari. Negli anni ’60 gli unici oggetti rivelabili a grandi distanze cosmiche erano quelli la cui sorgente di energia non era il bruciamento termonucleare. Questi oggetti sono stati chiamati Nuclei Galattici Attivi (AGN, dall’inglese Active Galactic Nuclei). Gli AGN si dividono in tre categorie principali:
1- galassie con eccesso di emissione infrarossa e violenta attività di formazione stellare (denominate starburst). Di queste fanno parte le galassie luminose nell’infrarosso (LIRG, dall’inglese Luminous Infrared Galaxies, con luminosità superiore alle 10^11 luminosità solari), le galassie ultraluminose nell’infrarosso (ULIRG, dall’inglese Ultraluminous Infrared Galaxies, con luminosità superiore alle 10^12 luminosità solari) e le galassie iperluminose nell’infrarosso (HYLIRG,dall’inglese Hyperluminous Infrared Galaxies, con luminosità maggiori di 10^13 luminosità solari);
2- nuclei galattici attivi radio quieti, come i quasar ottici e le galassie di Seyfert;
3- nuclei galattici attivi radio brillanti, come le radio galassie ed i radio quasar.
A presto!

Sara

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SOLUZIONE ASTROQUIZ 3: vi avevo chiesto quanti pianeti ci sono nel Sistema Solare. La risposta corretta è 8. Questi in ordine di distanza dal Sole sono: Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano e Nettuno. Adesso sono convinta che alcuni di voi si staranno chiedendo dove ho lasciato Plutone. Posso capire la perplessità dato che in quinta elementare (nel lontano 1999) anche a me hanno insegnato che i pianeti erano 9. Ma nei primi anni 2000 gli astronomi hanno cominciato a scoprire dei corpi rocciosi con dimensioni simili a quelle di Plutone, che potevano quindi essere considerati pianeti. Ad un certo punto però, dato che il numero di questi oggetti continuava a crescere, gli astronomi si sono riuniti per decidere una volta per tutte cosa fosse un pianeta. Hanno sfornato la seguente definizione: un pianeta è un corpo che deve avere abbastanza massa da aver assunto una forma sferica, che orbita attorno al Sole secondo un’orbita ellittica e che deve aver ripulito le vicinanze della sua orbita da eventuali detriti (come piccoli asteroidi). Tutti i pianeti rientravano in questa definizione tranne Plutone, che è quindi stato declassato a pianeta nano. Dall’introduzione di questa nuova classe di oggetti c’è stato chi ci ha guadagnato: Cerere, che è stato promosso da asteroide a pianeta nano.
Ovviamente c’è ancora chi spera che Plutone torni ad essere il nono pianeta del Sistema Solare. Sarà possibile? Mah, chissà….lo scopriremo solo vivendo!
A presto!

Sara

Mega ciao!
Soluzione ASTROQUIZ 2:
vi avevo chiesto a quanto equivale l’unità astronomica. La risposta corretta è circa 150 milioni di chilometri. Ma come si fa a determinare la misura dell’unità astronomica? Una delle tecniche è usare il radar. Si invia un segnale radar verso un pianeta, ad esempio Marte. Il segnale viaggia alla velocità della luce, arriva su Marte, rimbalza e torna sulla Terra. La distanza percorsa dal segnale sarà d=c*t, dove d è la distanza, c è la velocità della luce e t è il tempo. La distanza tra la Terra e Marte sarà la metà di d: x=d/2.
Ora per trovare la distanza tra la Terra ed il Sole utilizziamo la terza legge di Keplero, che dice che il quadrato del periodo di rivoluzione di un pianeta attorno al Sole è proporzionale al semiasse maggiore dell’orbita:
P^2=k*(r^3)
La costante di proporzionalità k è uguale per tutti i pianeti del Sistema Solare, P è il periodo di rivoluzione ed r è il semiasse maggiore dell’orbita. Quindi scriviamo la terza legge di Keplero per la Terra e per Marte:
(P_T)^2=k*a^3
(P_M)^2=k*〖(x+a)〗^3
dove P_T e P_M sono i periodi di rivoluzione della Terra e di Marte, a è la distanza Terra-Sole e (x+a) è la distanza Marte-Sole (vedi figura). Sappiamo che il periodo di rivoluzione della Terra è 1 anno, quindi dalla prima equazione possiamo ricavare k:
k=1/(a^3)
ed inseriamo questo valore nella seconda equazione:
(P_M)^2=((x+a)/a)^3
Risolviamo per a:
a*(P_M)^(2/3)=x+a
ed infine:
a=x/((P_M)^(2/3)-1)
Da qui si trova che la misura dell’unità astronomica vale
a=1,495978706960*10^8 km
cioè circa 150 milioni di km.
A presto!

Sara