Category: Approfondimenti

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SOLUZIONE ASTROQUIZ 24

Vi avevo chiesto cosa succede quando in un sistema binario una delle due stelle esplode in supernova. La risposta corretta è: dipende dalla massa espulsa dall’esplosione.Supponiamo che la stella più massiccia abbia una massa di 15 masse solari. Sapete che, al contrario del Sole, dopo la fase principale e il bruciamento dell’elio riuscirà ad innescare il bruciamento di tutti gli elementi successivi al carbonio, fino ad arrivare ad avere un nucleo composto da ferro e nichel. A quel punto non riuscirà a sostenere più il suo stesso peso, quindi espellerà gli strati più esterni del suo inviluppo in un’esplosione in supernova. Il nucleo invece si contrarrà su sè stesso e diventerà una stella di neutroni, cioè un cadavere stellare con dimensioni molto piccole e densità elevatissima. Supponiamo che il materiale venga espulso in un’esplosione a simmetria sferica, cioè che venga rilasciato allo stesso modo in ogni direzione. Inizialmente per il sistema binario non cambia nulla, perchè la seconda stella sentirà esattamente la stessa forza di gravità di prima. Il discorso però cambia nel momento in cui il materiale espulso dalla prima stella oltrepassa l’orbita delle secondaria. Cosa cambia esattamente?

La forza di gravità di cui risente la seconda stella dipende solo dalla massa all’interno della sua orbita. Allo stesso modo se voi in questo momento scavaste un tunnel lungo 1000 km verso il centro della Terra ed andaste in fondo a questo tunnel, la forza di gravità di cui risentirete non dipenderà più dal materiale sopra la vostra testa ma solo dalla massa della Terra contenuta nella sfera sotto i vostri piedi. Di conseguenza, quando il materiale espulso dall’esplosione supera la seconda stella, questa risentirà solo della forza di gravità della stella di neutroni. Si può dimostrare però che nel caso in cui la massa espulsa dall’esplosione in supernova sia almeno la metà della massa totale del sistema binario allora il sistema verrà distrutto e le due stelle si ritroveranno a vagare da sole per lo spazio.

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Sara

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SOLUZIONE ASTROQUIZ 23

Vi avevo chiesto qual è la densità del buco nero supermassiccio situato al centro della galassia M87. La risposta corretta è: inferiore a quella dell’acqua.

So che questo può sembrare strano perchè si sente sempre dire che i buchi neri hanno densità infinita. Questo però vale per quelli formati dalla morte delle stelle, per quelli supermassicci la questione è un po’ diversa. Ma facciamo quattro conti.Il buco nero al centro di M87 ha una massa di circa 6 miliardi e 500 milioni di masse solari. Per trovare la densità di un oggetto dobbiamo dividere la massa per il volume (in questo caso il volume di una sfera). Qual è il raggio?

Per il nostro calcolo, consideriamo il raggio di Schwarzschild, cioè il raggio a cui la velocità di fuga è uguale a quella della luce. Abbiamo che:

R_S = 2*G*M/c²

dove G è la costante di gravitazione universale (G = 6.64*10^-11 N m² kg^-2) e c è la velocità della luce (c = 3*10⁸ m/s). Inseriamo i dati:

R_S = 2*6.67*10^-11*6.5*10⁹*1.99*10³⁰/((3*10⁸)²) = 19.2*10¹² m

dove notate che ho trasformato la massa del buco nero in chilogrammi, moltiplicandola per la massa del Sole.

A questo punto possiamo calcolare la densità del buco nero:

ρ= M/V = M/((4/3)*π*R_S³ = (6.5*10⁹*1.99*10³⁰)/((4/3)*π*(19.2*10¹²)³) = 0.436 kg/m³.

Quindi la densità del buco nero al centro di M87 è inferiore a quella dell’acqua. E il buco nero al centro della Via Lattea?

Sgr A* ha una massa di circa 3 milioni e 610 mila masse solari. Di conseguenza il suo raggio di Schwarzschild sarà R_S = 1.06*10¹⁰ m. La densità in questo caso risulta

ρ = 1439972.1 kg/m³.

Abbiamo quindi capito che all’aumentare della massa del buco nero la densità diminuisce.

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Sara

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SOLUZIONE ASTROQUIZ 22

Vi avevo chiesto che metodo può essere usato per determinare la distanza di una galassia situata a circa 228 milioni e 200 mila anni luce di distanza da noi. La risposta corretta è: le supernovae di tipo Ia.Infatti il metodo della parallasse funziona solo per stelle molto vicine, mentre con la relazione periodo-luminosità delle variabili Cefeidi possiamo determinare la distanza di galassie fino a circa 33 milioni di anni luce di distanza. Le supernovae di tipo Ia invece sono visibili fino a distanze di circa 326 milioni di anni luce. Ma cosa sono, come si formano e quali sono le caratteristiche di questi oggetti?

Le supernovae di tipo Ia si formano dall’esplosione termonucleare di una nana bianca quando supera la massa limite di Chandrasekhar, che è di circa 1.46 masse solari. Ci sono due modelli per spiegare questo tipo di esplosioni. Il primo dice che la nana bianca raggiunge la massa critica attraverso l’accrescimento da una stella compagna non degenere. Il secondo invece prevede che due nane bianche in un sistema binario perdano momento angolare, spiraleggino l’una verso l’altra e si fondano. Il risultato è sempre una bella esplosione. Lo spettro di una supernova di tipo Ia sarà caratterizzato dall’assenza di righe dell’idrogeno e dalla presenza di silicio, calcio e ossigeno. Inoltre, visto che esplodono tutte quando la nana bianca ha una massa attorno alle 1.46 masse solari, le loro curve di luce avranno caratteristiche molto simili. Di conseguenza, confrontando la luminosità del picco con quella di supernovae di tipo Ia vicine la cui distanza è stata calibrata con altri metodi è possibile determinare la distanza della galassia osservata.

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SOLUZIONE ASTROQUIZ 21

Vi avevo chiesto quando si sono formate le prime stelle nell’Universo. La risposta corretta è: tra 100 e 250 milioni di anni dopo il Big Bang. Infatti subito dopo il Big Bang l’Universo era troppo caldo per poter dare il via ai processi di formazione stellare. 65000 anni dopo abbiamo l’epoca dell’equivalenza, in cui la densità di materia e di radiazione erano uguali. A questo punto però materia e radiazione sono angora ben amalgamati. La densità è talmente alta che i fotoni continuano ad interagire con le particelle e non riescono a scappare. Circa 380000 anni dopo il Big Bang i fotoni finalmente riescono a scappare e abbiamo la formazione della radiazione cosmica di fondo nelle microonde. L’Universo a questo punto è costituito principalmente da idrogeno neutro, è diventato trasparente e i fotoni riescono a viaggiare pressochè indisturbati. Però è ancora troppo caldo. Bisognerà aspettare tra i 100 e i 250 milioni di anni dopo il Big Bang prima che gli aloni di gas riescano a collassare formando le prime stelle, chiamate stelle di Popolazione III. Questi oggetti sono formati principalmente da idrogeno, con un po’ di elio, e potevano raggiungere masse molto più elevate rispetto alle stelle formate all’epoca attuale. Di conseguenza la loro evoluzione è stata molto rapida e la loro esplosione ha arricchito l’Universo di elementi più pesanti di idrogeno ed elio.

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SOLUZIONE ASTROQUIZ 20

Il gioco era un vero o falso. L’affermazione era: il bulge di tutte le galassie a disco presenta caratteristiche simili alle galassie ellittiche. La risposta corretta è: FALSO! Infatti non tutti i bulge (sferoidi centrali) delle galassie a disco (lenticolari e spirali) sono simili alle galassie ellittiche. Le caratteristiche del bulge dipendono da come si è formato. Nel caso in cui sia il risultato di un collasso dissipativo o di una fusione tra galassie, allora seguirà le stesse relazioni che valgono per le ellittiche: Mg_2-sigma, D_n-sigma, Piano Fondamentale e profilo di brillanza superficiale di de Vaucouleurs. Se però lo sferoide centrale si forma attraverso l’evoluzione secolare allora sarà più piatto, avrà la cinematica propria dei dischi e presenterà un profilo di brillanza superficiale esponenziale. In questo caso la formazione del bulge può avvenire a causa dell’instabilità provocata dalla presenza di una barra, che provoca il trasporto radiale e verticale di materiale. Le orbite delle stelle diventano più elongate e si allineano con la barra stessa. Questo causa la curvatura e l’inspessimento della barra e il riscaldamento del disco interno. Il risultato è la formazione di uno pseudobulge.

Vi piacciono le galassie e volete saperne di più?

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SOLUZIONE ASTROQUIZ 19

Vi avevo chiesto cosa significa quando le righe spettrali di una galassia sono spostate verso il rosso. La risposta corretta è: si sta allontanando da noi. Spostare le righe verso il rosso infatti significa allungare la lunghezza d’onda e abbassare la frequenza. Succede la stessa cosa quando passa un’ambulanza. Immaginate di essere fermi sul marciapiede. Ad un certo punto sentite la sirena di un’ambulanza che sta venendo verso di voi. Man mano che si avvicina il suono sarà più forte, mentre quando comincia ad allontanarsi da voi il suono risulterà sempre più debole. Perchè succede la stessa cosa con la luce?

Suono e radiazione elettromagnetica si propagano entrambi sotto forma ondulatoria. Andiamo a vedere un esempio astronomico. Consideriamo uno dei metodi più importanti per la scoperta di pianeti extrasolari: il metodo delle velocità radiali. Quando una stella ha uno o più pianeti che le orbitano attorno non ruoterà più solo su sè stessa, ma orbiterà attorno al centro di massa del sistema. Di conseguenza ci saranno dei periodi in cui verrà verso di noi, quindi le sue righe spettrali si sposteranno verso il blu, e altri periodi in cui si allontanerà da noi, quindi le sue righe spettrali si sposteranno verso il rosso.

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Tra le stelle variabili più numerose troviamo le RR-Lyrae. Queste variabili pulsanti popolano il braccio orizzontale del diagramma HR, in cui la produzione di energia è data dal bruciamento dell’elio nel nucleo della stella e dell’idrogeno in un guscio sferico attorno al nucleo. Queste stelle partono da una massa inferiore ad una massa solare nella sequenza principale e nel momento in cui diventano variabili la loro massa è compresa tra 0.55 e 0.8 masse solari. Hanno un periodo compreso tra 0.2 e 1 giorno. Cosa possiamo fare con le RR-Lyrae?

Queste stelle sono molto meno luminose delle Cefeidi, quindi si possono vedere solo a distanze molto più piccole ma sono molto più numerose. Sono presenti in tutte le galassie che non mostrano formazione stellare recente. Come le Cefeidi hanno una fantastica relazione periodo – luminosità, che può essere utilizzata per determinare la distanza della galassia osservata. Questo permette poi di calibrare le supernovae di tipo Ia e di arrivare quindi ad una misura indipendente della costante di Hubble.

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Sara

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Vi presento NGC 4696, una galassia ellittica supergigante situata nell’ammasso del Centauro a circa 146 milioni e 700 mila anni luce di distanza da noi. In questa immagine potete vedere le sue regioni centrali. Notate qualcosa di strano?

Sono evidenti delle bande di polvere che attraversano queste zone. Le galassie ellittiche però non dovrebbero averne, perchè di solito hanno già usato tutto il loro mezzo interstellare per formare stelle. Cosa ci fa allora tutta quella polvere in una galassia ellittica?

Sono la testimonianza del passato burrascoso di questa galassia. Infatti gli ammassi di galassie sono composti da centinaia (talvolta migliaia) di questi oggetti, quindi le interazioni, fusioni e fusioni minori sono all’ordine del giorno. Cosa si intende con questi tre eventi?

Abbiamo interazione tra galassie quando due o più di esse passano abbastanza vicino l’una all’altra da interagire gravitazionalmente. In questo modo possono strapparsi stelle e materia interstellare a vicenda. Uno degli esempi più eclatanti è il gruppo di M81, in cui possiamo vedere una bella autostrada spaziale di idrogeno che collega M81, M82 e NGC 3077. Nelle fusioni tra galassie due galassie di dimensioni simili si scontrano e si fondono tra loro in una galassia più grande (il risultato può essere una galassia ellittica). Invece nelle fusioni minori (minor merger) una galassie grande distrugge e assimila il materiale di una più piccola. La presenza di filamenti di polvere in NGC 4696 significa quindi che in passato si è fusa con altre galassie. Ci sono altre testimonianze di interazioni nell’ammasso del Centauro?

Lo scopriremo nelle prossime puntate.

A presto!

Sara

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Monitorando per diversi anni le stelle al centro della Via Lattea, ad una distanza di poco più di 26000 anni luce da noi, si nota che si muovono in un modo particolare. Ingrandendo l’immagine vediamo che la stella S2 compie un’orbita ellittica in 15.2 anni attorno ad un punto in cui non c’è assolutamente niente. Noi però sappiamo che le orbite ellittiche sono quelle con cui si muovono i pianeti all’interno del Sistema Solare. Non è possibile che lì in mezzo non ci sia nulla. Quindi cosa c’è? Lo scopriamo con lo studio dell’orbita. L’analisi ci mostra che il pericentro è a circa 17 ore luce, mentre il semi asse maggiore è di 5.5 giorni luce. In base a questi parametri e al periodo orbitale è stato possibile determinare la massa all’interno dell’orbita, che è risultata di 3 milioni e 610 mila masse solari. Questo può essere solamente un buco nero supermassiccio. Volete saperne di più?

Sono aperte le iscrizioni al Corso Base di Astronomia Online. Per informazioni chiamatemi al numero 3290689207. Per iscrivervi mandate una mail all’indirizzo astrofilidischio@gmail.com

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Sara

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Nel diagramma HR la maggior parte delle stelle variabili si trovano all’interno della cosiddetta fascia di instabilità (indicata dalle stelle azzurre). Come potete la fascia attraversa diverse regioni del diagramma e coinvolge quindi stelle in diverse fasi della loro evoluzione. Oltre alle Cefeidi classiche, troviamo RR-Lyrae, Cefeidi di tipo II e Cefeidi anomale, delta-Scuti, SX-Phoenicis e ZZ-Ceti. Quali sono le loro caratteristiche?

To be continued…

A presto!

Sara