R Aquarii è un sistema binario composto da una nana bianca e da una gigante rossa. La nana bianca cattura il materiale della stella compagna attraverso il punto lagrangiano L1. Dopo un po’ di tempo, il materiale accumulato è abbastanza da scatenare un’esplosione (outburst) che è visibile a diverse lunghezze d’onda come un aumento di luminosità. L’immagine mostra la sovrapposizione dei dati ottici del Telescopio Spaziale Hubble (rosso e blu) e in banda X dell’osservatorio Chandra (viola). In particolare, i dati X mostrano come il getto di materia proveniente dalla nana bianca interagisca con il materiale circostante producendo delle onde d’urto. Da qui capite quanto sia importante studiare l’universo a diverse lunghezze d’onda. Volete saperne di più?
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Avete un telescopio, una macchina fotografica e volete provare a fare gli astronomi? Ci sono alcuni tipi di ricerca che potete portare avanti anche a livello amatoriale. In particolare, potreste essere voi a scoprire delle nuove supernovae in galassie più o meno vicine. Come si fa?
Con le cosiddette survey di galassie. Questo significa che stasera uscite, puntate il telescopio su una galassia e le scattate una foto. Poi, visto che la serata è lunga, puntate il telescopio su altre cinque galassie e le fotografate. Tra un mese uscite di nuovo e fotografate esattamente le stesse galassie. Confrontate le immagini. Se vedete una stella in più avete probabilmente scoperto una supernova. Volete saperne di più sulle supernovae?
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Tantissime scoperte astronomiche sono state fatte un po’ per caso. Nel 1965, due tecnici della Bell Telephone stavano conducendo uno studio sulle telecomunicazioni terrestri usando un radiotelescopio. Notarono la presenza di un eccesso di temperatura d’antenna di circa 3 K, distribuito omogeneamente su tutta la sfera celeste, che non poteva essere eliminato in nessun modo. L’origine era ovviamente extraterrestre. Penzias e Wilson si confrontarono con gli astrofisici dell’università di Princeton per cercare di capire a cosa fosse dovuto questo segnale e si resero conto di aver accidentalmente scoperto la radiazione cosmica di fondo, amichevolmente chiamata l’eco del Big Bang. Quali sono le caratteristiche di questa radiazione?
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Vi ricordo inoltre che domani alle ore 17:30 troverete la domanda da 3000 crediti galattici di Chi Vuol Essere Imperatore dell’Impero Galattico. Mi raccomando, giocate scrivendo nei commenti l’opzione (o le opzioni) che vi sembra corretta (o che vi sembrano corrette) ma NON commentate le vostre scelte. Ci sarà spazio per i commenti nel post con la soluzione che sarà pubblicato martedì.
Vi aspettiamo numerosi sia al corso che al nostro gioco galattico!
Nei primi anni ’20 Edwin Hubble, studiando le variabili Cefeidi nella “Nebulosa di Andromeda”, riuscì a risolvere il Grande Dibattito sulla natura delle “Nebulose a spirale”. Le Cefeidi sono stelle che variano la loro luminosità pulsando, quindi in alcuni periodi si espandono mentre in altri si contraggono. Esiste una relazione ben precisa che lega periodo di variazione e luminosità, che è una misura della magnitudine assoluta. Dal confronto con la magnitudine apparente (cioè quella osservata) è possibile determinare la distanza dell’oggetto. Hubble scoprì che la distanza della “Nebulosa di Andromeda” era talmente grande da porla al di fuori della Via Lattea. Questa scoperta segnò l’inizio dello studio approfondito delle galassie.
Hubble raccolse tutte le vecchie lastre fotografiche delle “nebulose” e le studiò per capire se fossero veramente nebulose. Cercò poi di classificare le galassie secondo la loro forma. Ne uscì la prima classificazione morfologica delle galassie, riassunta dal Turning Fork diagram (il diagramma a diapason).
Studiando le galassie Hubble fece un’altra scoperta straordinaria: l’Universo si sta espandendo. In particolare, la velocità di recessione delle galassie, cioè la velocità con cui si allontanano da noi, è legata alla loro distanza e, nell’Universo locale, può essere descritta da una relazione molto semplice:
v = d*H0
dove v è la velocità, d è la distanza e H0 è la costante di Hubble, il cui valore stimato grazie alle osservazioni della radiazione cosmica di fondo fatte da WMAP è di circa 71 km/s/Mpc.Questa relazione vi mostra che le galassie più distanti si allontanano da noi molto più velocemente delle galassie più vicine. Interessante vero? Volete saperne di più?
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CHI VUOL ESSERE IMPERATORE DELL’IMPERO GALATTICO: SOLUZIONE E CLASSIFICA
Vi avevo chiesto quando si sono formati e sono partiti i fotoni solari che vediamo oggi. La risposta corretta è: circa 170000 anni fa. La b è sbagliata perchè è solamente il tempo necessario ai fotoni per percorrere la distanza dalla Terra al Sole (circa 150 milioni di chilometri). Come mai i fotoni impiegano 170000 anni per arrivare fino a noi?
La teoria che descrive il loro moto all’interno di una stella è detta random walk (cammino casuale). In pratica, all’interno di una stella le temperature sono abbastanza elevate da avere un sacco di elettroni liberi. L’interazione con questi elettroni, detta scattering elettronico, fa deviare la traiettoria dei fotoni. Per capire come si muovono, basta che pensiate a quando siete in giro un sabato sera con un vostro amico estremamente ubriaco. Ad un certo punto decidete di vedere chi arriva prima al lampione in fondo alla strada. Voi che siete sobri percorrerete una traiettoria rettilinea, mentre il vostro amico ubriaco barcollerà avanti e indietro, di qua e di là fino ad arrivare dopo un tempo molto maggiore. Lo stesso accade ai fotoni che interagiscono con gli elettroni e vengono deviati. Quante volte subiscono questa deviazione?
Per calcolarlo dobbiamo prima capire qual è lo spazio percorso da un fotone tra due scontri, detto libero cammino medio. Se assumiamo che l’opacità della stella sia data dallo scattering elettronico e che la sua densità sia costante, allora il libero cammino medio, l, del fotone è di circa 1 mm. Per uscire dal Sole, il fotone deve percorrere una distanza pari al raggio solare (RSun). Il numero di scattering sarà dato da N = (RSun)2/l2 = 4.09*1023. Per calcolare il tempo impiegato dal fotone per uscire dal Sole basta moltiplicare il numero di scattering per il tempo necessario a percorrere l (t = l/c, dove c è la velocità della luce). Risultano circa 52000 anni. Questa è solo una stima rozza. Calcoli più accurati tenendo conto della variazione di opacità, composizione chimica e densità dicono che i fotoni che osserviamo oggi sono stati prodotti 170000 anni fa.
Le reazioni di fusione nucleare all’interno delle stelle permettono la formazione di elementi via via più pesanti. In natura sono permesse solo reazioni esotermiche, cioè che liberano energia. Le reazioni endotermiche, che richiedono energia per poter avvenire, sono proibite. All’interno di una stella tutte le reazioni sono esotermiche fino a che non si arriva ad un nucleo composto da ferro e nichel. Sappiamo però che nell’Universo esistono elementi molto più pesanti. Se non possono formarsi dai processi di fusione nucleare all’interno delle stelle, come si formano?
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Nel Sistema Solare le orbite dei pianeti sono descritte dalle tre leggi di Keplero.
La prima legge dice che i pianeti orbitano attorno al Sole secondo orbite ellittiche, di cui la nostra stella occupa uno dei fuochi.
La seconda dice che il raggio vettore che collega un pianeta al Sole spazza aree uguali in tempi uguali.
La terza invece dice che il quadrato del periodo di rivoluzione di un pianeta attorno al Sole è proporzionale al cubo del semiasse maggiore dell’orbita (P2 = k*a3).
Tutti gli oggetti spaziali che sono soggetti ad un campo gravitazionale dovrebbero muoversi seguendo queste leggi. Il problema è che le osservazioni hanno mostrato che le cose non stanno proprio così. Come si muovono le stelle nelle galassie?
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A presto!
Sara
Johannes Kepler
Kopie eines verlorengegangenen Originals von 1610
I buchi neri, la cui esistenza è stata ipotizzata nel 1783 da John Michell, sono neri perchè da lì non riesce a scappare nemmeno la luce, che è la cosa che va più veloce all’interno dell’Universo. Sappiamo che esistono diversi tipi di buchi neri che sono stati divisi a seconda della loro massa. In particolare, quelli supermassicci, con una massa superiore al milione di masse solari, si trovano al centro delle galassie. Una delle osservazioni più sconvolgenti degli ultimi anni è stata quella dei quasar ad alto redshift. I quasar sono composti da un buco nero supermassiccio centrale in accrescimento. La cosa pazzesca è che uno di questi giganti, avente una massa di 12 miliardi di masse solari, è stato osservato a redshift 6.3. Cosa significa?
Assumendo che la costante di Hubble valga 71 km/s/Mpc, che il parametro di densità della materia sia Ωm = 0.27 e quello dell’energia oscura sia ΩΛ = 0.73 (valori tipici calcolati grazie alla missione WMAP), allora l’età dell’Universo a redshift 6.3 era di circa 895 milioni di anni. Com’è stato possibile formare un buco nero così massiccio in così poco tempo?
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In un ammasso di galassie ci sono minimo 50 galassie grandi e luminose e migliaia di galassie nane. Ovviamente non sono tutte alla stessa distanza da noi: alcune sono più vicine, altre più lontane. Quelle più distanti possono trovarsi esattamente dietro quelle più vicine. Di solito sulla Terra se un bambino, giocando a nascondino, si mette dietro ad un albero esattamente lungo la vostra linea di vista non riuscirete a vederlo. Quindi starete pensando che non esiste nessun modo per riuscire a vedere una galassia lontana situata esattamente dietro una più vicina. In realtà l’Universo funziona in modo un po’ diverso. Zio Albert Einstein ci dice che una grande massa (come quella di una galassia) deforma la struttura dello spaziotempo. La curvatura non determina solo le orbite degli oggetti che le stanno attorno, ma anche le traiettorie dei raggi di luce che provengono da altre galassie. Di conseguenza noi riusciamo a vedere queste galassie che giocano a nascondino. Volete saperne di più?
Il 5 marzo comincerà il nostro Corso Avanzato di Astronomia Online e…c’è una novità! Ogni partecipante riceverà in omaggio l’iscrizione al Gruppo Astrofili di Schio. Quali sono i vantaggi? Potrete partecipare a tutte le riunioni e tutte le attività organizzate dal gruppo. Inoltre potrete entrare gratuitamente in osservatorio.
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La Via Lattea è una galassia a spirale barrata composta da uno sferoide centrale, una barra che lo taglia a metà, un disco dove troviamo i bracci a spirale e un alone dove si trovano la maggior parte degli ammassi globulari. La nostra galassia però non è isolata, ma si trova nel cosiddetto Gruppo Locale, un gruppo di circa 35 galassie che sono legate tra loro dalla forza di gravità. I membri più importanti del Gruppo Locale sono la Via Lattea, la galassia a spirale di Andromeda e M33 (galassia a spirale del Triangolo). Tutti gli altri componenti del gruppo sono galassie nane, che spesso sono legate alle tre principali. Per esempio, attorno alla Via Lattea troviamo la Grande e la Piccola Nube di Magellano, due galassie irregolari che tra qualche miliardo di anni saranno inglobate nella nostra. Esistono altre strutture nell’Universo che riuniscono le galassie?
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Vi ricordo che domani alle 17:30 troverete il terzo quiz di Chi vuol essere Imperatore dell’Impero Galattico. Per partecipare basta che scriviate nei commenti l’opzione che vi sembra corretta (senza motivare la vostra risposta…potrete commentare nel post riservato alla soluzione). Potete giocare anche se non avete partecipato ai quiz precedenti. I punti relativi ad ogni risposta corretta vengono sommati. La domanda vi farà guadagnare 1500 crediti galattici. Alcuni di voi se forniranno la risposta giusta potrebbero riuscire a liberarsi dalla schiavitù su Tatooine. Attenzione: potrebbe esserci più di un’opzione corretta. Se scriverete solo una delle due riceverete metà punti, mentre se una delle due è sbagliata riceverete 0 punti. Tutte le risposte che arriveranno dopo la pubblicazione della soluzione non saranno contate. Che la forza sia con voi!
