Blue stragglers nel cuore della Via Lattea

Il telescopio spaziale della NASA Hubble ha trovato una rara categoria di stelle, note come blue stragglers, nei pressi del bulge galattico, ed è la prima volta che accade. Le blue stragglers sono stelle che mostrano caratteristiche totalmente differenti rispetto all’età delle altre stelle dalle quali provengono, sembrando più giovani. Sono state finora trovate negli ammassi stellari distanti, ma non erano mai state riscontrate nel nucleo galattico. Non è chiaro il processo con il quale si formano: una teoria generalmente accettata le vede emergere da coppie di stelle. Con l’evoluzione della stella più massiccia della coppia, la più piccola guadagna materiale ai danni della sua compagna il che alimenta le fusioni nucleari ad un tasso molto alto. La stella diviene quindi più calda e più blu, come una stella giovane massiccia. La scoperta va a supporto dell’idea per la quale il bulge della Via Lattea abbia terminato la produzione stellare miliardi di anni fa, ed ora sia la casa di stelle simili al Sole e di nane rosse raffreddate. Le stelle giganti blu che una volta vivevano in questa zona sono ormai esplose come supernovae. I risultati sono stati accettati per essere pubblicati su The Astrophysical Journal, a firma di Will Clarkson della Indiana University a Bloomington. La storia evolutiva del centro galattico presenta ancora alcuni lati oscuri, e la scoperta di blue stragglers può senz’altro aiutare a definirne uno scenario più preciso. Hubble ha studiato 180.000 stelle nella zona centrale della galassia, ad una distanza di 26.000 anni luce da noi. L’intento era quello di scoprire dei gioviani caldi in orbite strette alle relative stelle, ma così facendo sono state scoperte 42 blue straggler. Si è sempre pensato che queste stelle potessero vivere in quella zona, ma finora non erano mai state scoperte realmente. Delle 42 stelle indicate, un numero da 18 a 37 è probabilmente genuino mentre le rimanenti potrebbero essere un mix di oggetti più vicini oppure una piccola popolazione di stelle realmente giovani e non invecchiate.
Da Skylive fonte: NASA

Da Messier 71 a Messier 80

Questi gli oggetti celesti presenti nel famoso Catalogo di Messier (vedi anche articoli “Gli oggetti di Messier” e “Benvenuti nel Profondo Cielo …”. Di seguito gli oggetti da Messier 71 a Messier 80.
M 71 (conosciuto anche come NGC 6838) è un ammasso globulare molto disperso e dalla natura controversa, visibile nella costellazione della Freccia. M71 è abbastanza facile da localizzare, trovandosi al centro della piccola ma caratteristica costellazione della Freccia, circa 2° ad est della stella δ Sagittae, l’astro centrale della costellazione; è a mala pena visibile con un binocolo, se la notte è buia e limpida. Per iniziare a risolverlo in stelle occorre un telescopio.
M71 può essere osservato con facilità da entrambi gli emisferi terrestri, grazie al fatto che la sua declinazione non è eccessivamente settentrionale; dalle regioni boreali è maggiormente osservabile e si presenta estremamente alto nel cielo nelle notti d’estate, mentre dall’emisfero australe resta sempre mediamente più basso, ad eccezione delle aree prossime all’equatore. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra giugno e novembre.
M71 si trova ad una distanza di circa 12.000 anni luce dalla Terra ed ha un’estensione di soli 27 anni luce, molto pochi per un ammasso globulare. La irregolare stella variabile Z Sagittae fa parte di questo ammasso; contiene almeno sei giganti di tipo M e la sua luminosità totale è di 13.200 luminosità solari. M71 fu a lungo ritenuto un ammasso aperto particolarmente concentrato. La sua elevata velocità radiale (-80 km/s) e le sue stelle più brillanti, che sono rosse, giocano decisamente a favore dell’appartenenza di M71 alla categoria degli ammassi globulari. Al contrario, il fatto che in esso non siano state scoperte variabili a corto periodo come le variabili RR Lyrae (che denota un’età giovane, sui 9–10 miliardi di anni) e il suo collocamento sul piano della Via Lattea sono punti a favore della classificazione come ammasso aperto. Le fonti più recenti concordano nell’attribuire ad M71 la qualifica di ammasso globulare, sebbene molto poco concentrato come M68 nell’Idra.
M 72 (conosciuto anche come NGC 6981) è un ammasso globulare visibile nella costellazione dell’Acquario. Si trova nell’estremità occidentale della costellazione, 1.5° ad ovest di un altro oggetto Messier, M73, e circa 3° ad ovest-sudovest da NGC 7009, la “Nebulosa Saturno”. M72 può essere osservato con discreta facilità, grazie al fatto che è situata a una declinazione non eccessivamente australe; dall’emisfero sud l’ammasso è ben visibile alto nelle notti dell’inverno australe e nella sua fascia tropicale può vedersi perfettamente allo zenit. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra luglio e novembre. M72 si trova a circa 53.000 anni luce dalla Terra alla quale si avvicina a una velocità di circa 255 km/s, è uno degli oggetti del catalogo di Messier più lontani dal centro galattico. Il suo diametro sarebbe di circa 90 anni luce. È considerato uno degli ammassi più giovani, data la presenza di giganti blu e stelle variabili, del tipo RR Lyrae.
M 73 è un gruppo di quattro stelle molto ravvicinate, nella costellazione dell’Acquario. Si tratta di un asterismo di quattro stelle. Un asterismo è un raggruppamento di stelle causato dall’effetto della prospettiva. M73 è il più famoso e noto asterismo nel cielo, ed è stato profondamente studiato. M73 a volte è stato trattato come un potenziale ammasso aperto poco popolato, che consiste di stelle che sono fisicamente associate nello spazio così come nel cielo. La questione se queste stelle fossero un asterismo o un ammasso aperto, ha generato un piccolo ma interessante dibattito. Nel 2000, L. P. Bassino, S. Waldhausen, and R. E. Martinez hanno pubblicato un’analisi dei colori e della luminosità delle stelle attorno a M73. La loro conclusione è che le quattro stelle centrali e le altre stelle vicine seguono un rapporto colore-luminosità che è seguito dalle stelle in un ammasso aperto. Secondo questi studi, M73 era quindi un antico ammasso aperto.
G. Carraro, tuttavia, ha pubblicato nel 2000 i risultato ottenuti da una analisi simile, concludendo che le stelle di quella regione non seguono nessun rapporto colore-luminosità. Per Carraro, quindi, M73 è un asterismo. Ad alimentare il dibattito, E. Bica e collaboratori, conclusero che le possibilità di un allineamento di quattro stelle luminose come appare al centro di M73 sia molto improbabile, e che quindi M73 rappresenti un probabile ammasso aperto.
La controversia fu risolta nel 2002 quando M. Odenkirchen e C. Soubrian pubblicarono una analisi sulle sei stelle principali dell’ammasso, dimostrando che le sei stelle si trovano a distanze molto diverse dalla Terra e che si stanno muovendo in direzioni differenti. Di conseguenza, hanno concluso che le quattro stelle sono soltanto un asterismo.
M 74 (nota anche come NGC 628) è una galassia a spirale visibile nella costellazione dei Pesci. M 74 si trova a 1,3° a NE della stella η Piscium.. È uno degli oggetti Messier più difficili da osservare: la sua magnitudine di 9,4 lo rende invisibile a occhio nudo e con un binocolo; un telescopio di piccole dimensioni permette di vedere solo il nucleo, che non deve essere confuso con una stella. Per sperare di vedere la struttura a spirale della galassia, è necessario uno strumento da 250mm e buone condizioni del cielo.
M74 può essere osservata da tutte aree popolate della Terra, grazie al fatto che è situata a declinazioni molto basse; non esiste pertanto un emisfero particolarmente privilegiato per la sua osservazione, dato che la differenza è di appena 15° di altezza per le coppie di latitudini opposte. Mentre dall’emisfero nord è un oggetto dei cieli autunnali, dall’emisfero sud è caratteristico dei mesi primaverili. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra ottobre a febbraio La sua massa è un quinto di quella della nostra Galassia ma il suo diametro è tuttavia pari a 80.000 anni luce. La galassia dista da noi 35 milioni di anni luce e recede a una velocità di 793 km/s. I bracci a spirale della galassia contengono molte stelle giovani o ancora in formazione. M74 è la componente più brillante di un ammasso di galassie che comprende anche: NGC 660, UGC 1171, UGC 1175, UGC 1176, UGC 1195 e UGC 1200. In questa galassia sono state osservate recentemente due supernovae. Nel corso del 2005, è stato annunciato che il Chandra X-ray Observatory ha osservato una sorgente di raggi X ultraluminosa (ULX) all’interno di questa galassia, che irradia più energia ai raggi X di una stella di neutroni in intervalli periodici di circa due ore. Si è stimata una massa di circa 10.000 masse solari. Ciò viene considerato come un indizio della presenza di un buco nero di massa intermedia e sarebbe una classe relativamente insolita di buchi neri, a metà via fra quelli di massa stellare e quelli supermassicci, residente al centro di una galassia. A causa di ciò, si crede si sia formato non da un singolo evento di esplosione di supernova, ma probabilmente da un numero maggiore di piccoli buchi neri nati in un ammasso. La sigla della sorgente è CXOU J013651.1+154547. M74 è la galassia più grande del Gruppo di M74, un gruppo di 5-7 galassie che include anche la spirale peculiare NGC 660 e alcune galassie irregolari. Sebbene diversi metodi di identificazione dei gruppi identifichino in gran parte le stesse galassie come membri del gruppo, l’esatta appartenenza è ancora incerta.
M 75 (conosciuto anche come NGC 6864) è un ammasso globulare visibile nella costellazione del Sagittario. M 75 si trova in una regione povera di stelle luminose, sebbene il campo stellare in cui si trova sia ricco di stelle deboli di fondo: per raggiungerlo si può far riferimento alla stella β Capricorni dalla quale occorre muoversi circa 3° verso sud-ovest. M75 è uno degli ammassi globulari più compatti e concentrati; per individuarlo occorrono strumenti non piccoli, come un binocolo 11×80, mentre la sua risoluzione può essere tentata soltanto con telescopi abbastanza grandi. M75 è situato a una declinazione non eccessivamente australe: in alcune aree del Nord Europa e del Canada la sua visibilità è comunque impossibile, mentre nell’Europa centrale appare molto basso; dall’emisfero sud M75 è ben visibile alto nelle notti dell’inverno australe. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra giugno e ottobre. M75 si trova a una distanza di circa 67.500 anni luce dalla Terra e le sue dimensioni nella volta celeste si traducono in un raggio reale di 65 anni luce; si tratta di uno degli ammassi globulari aventi la concentrazione più densa conosciuta di stelle. La magnitudine assoluta di M75 è di -8.5.
M 76 (nota talvolta anche come Piccola Dumbell, Piccola Nebulosa Manubrio, Nebulosa Tappo di Sughero, Nebulosa Farfalla o con le sigle NGC 650 e NGC 651) è una nebulosa planetaria visibile nella costellazione di Perseo.
M76 è individuabile con difficoltà, sia a causa della sua debole luminosità (si tratta dell’oggetto più debole fra quelli indicati da Messier), sia perché nei suoi dintorni non si trovano stelle luminose: un metodo per rintracciarla è raggiungere la stella φ Persei, di quarta magnitudine, e poi muoversi di circa un grado verso nord. La sua declinazione è molto settentrionale: infatti quest’ammasso si presenta circumpolare da buona parte dell’emisfero boreale.
La nebulosa possiede due numeri NGC perché si sospettava che fosse una nebulosa doppia con le due componenti in contatto. Invece NGC 651 è soltanto la parte a nord-est della nebulosa.
È uno degli oggetti Messier più deboli con una magnitudine visuale di 10,1. La zona più brillante della nebulosa ha un diametro di 65 secondi d’arco, mentre l’alone ha un’estensione di 290 secondi d’arco. La stella centrale ha magnitudine di 16,6 e una temperatura di 140.000 K; probabilmente raffreddandosi diventerà una nana bianca in una decina di milioni di anni.
M 77 (nota anche come NGC 1068) è una galassia spirale visibile nella costellazione della Balena.. M77 si individua con facilità, trovandosi ad appena 0,5° a sudest della stella δ Ceti; può essere scorta con un binocolo potente se la notte è particolarmente nitida.
M77 può essere osservata da tutte aree della Terra, grazie al fatto che è situata praticamente sopra l’equatore celeste; non esiste pertanto un emisfero privilegiato per la sua osservazione e dalle coppie di latitudini simili dei due emisferi l’oggetto si presenta quasi alla stessa altezza nel cielo. Mentre dall’emisfero nord è un oggetto dei cieli autunnali, dall’emisfero sud è caratteristico dei mesi primaverili. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra ottobre e febbraio M77 è distante circa 47 milioni di anni luce; si tratta di una galassia attiva il cui nucleo è oscurato nelle lunghezze d’onda visibili a causa della polvere interstellare. Si tratta della galassia di Seyfert e il suo diametro è stimato essere di 170.000 anni luce.
M 78 (nota anche come NGC 2068) è una nebulosa diffusa visibile nella costellazione di Orione. M 78 si individua molto facilmente, partendo dalla stella Mintaka, una delle tre stelle della Cintura di Orione, e spostandosi di 3° verso est e mezzo grado a nord. L’oggetto è anche alla portata di un binocolo 10×50, sebbene occorra un cielo molto nitido per la sua osservazione. M 78 può essere osservata da entrambi gli emisferi terrestri, grazie alla sua posizione praticamente equatoriale. Il periodo migliore per la sua individuazione nel cielo serale è quello compreso fra novembre e aprile. M78 è la nebulosa a riflessione più brillante del cielo; fa parte di un gruppo di nebulose che comprende NGC 2064, NGC 2067 e NGC 2071, lontano 1.600 anni luce dalla Terra. Le due stelle che illuminano la nube di polvere in M 78 sono catalogate come HD 38563A e HD 38563B e sono di magnitudine 10; l’estensione reale della nebulosa è pari a circa 4 anni luce. Sono conosciute circa 45 stelle variabili del tipo T Tauri, ossia stelle giovani in formazione, come pure 17 oggetti Herbig-Haro all’interno di M78; fa parte del complesso nebuloso molecolare di Orione e non è che un frammento del gas presente in questa regione, illuminato da stelle vicine. Nel gennaio del 2004 la stella V1647 Orionis, una giovane variabile eruttiva situata sul bordo nordoccidentale della nube, subì un improvviso picco di luminosità, illuminando una parte dei gas della nube, che fu chiamata Nebulosa di McNeil dal nome del suo scopritore: questo evento ebbe notevole importanza nello studio delle dinamiche correlate alle giovani stelle di pre-sequenza principale e fu intensamente studiata per due anni, corrispondenti al periodo in cui mantenne una luminosità superiore alla norma; nell’ottobre del2005 la sua luminosità scese bruscamente.
M 79 (conosciuto anche come NGC 1904) è un ammasso globulare visibile nella costellazione della Lepre. M 79 è rintracciabile con una certa facilità, trovandosi a sud della stella Nihal (β Leporis), circa alla stessa distanza fra questa e Arneb (α Leporis), ma in direzione sud. M 79 può essere osservata da entrambi gli emisferi terrestri, sebbene gli osservatori dell’emisfero australe siano maggiormente avvantaggiati. M 79 si trova ad una distanza di circa 40.000 anni luce dalla Terra e 60.000 anni luce dal centro della nostra galassia. Ha un’estensione apparante di 8,7 minuti d’arco che corrispondono ad un’estensione lineare di oltre 100 anni luce.
M 80 (anche noto come NGC 6093) è un ammasso globulare visibile nella parte settentrionale della costellazione dello Scorpione.
M 80 è piuttosto semplice da localizzare: si trova infatti circa a metà via sulla linea che congiunge le due stelle Antares e Graffias. M 80 può essere osservato con facilità anche quando non si mostra molto alto sull’orizzonte, ma occorre tener presente che si tratta di un oggetto situato a declinazioni australi. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra maggio e agosto. Nel cielo ha una dimensione apparente di circa 10 minuti d’arco, ha una distanza stimata di 32.600 anni luce dalla Terra, un diametro di circa 95 anni luce e contiene diverse centinaia di migliaia di stelle. È tra gli ammassi globulari più densamente popolati della Via Lattea.
M 80 contiene un numero relativamente alto di stelle vagabonde blu, stelle che sembrano essere più giovani dell’ammasso stesso. Si pensa che queste stelle abbiano perso parte del loro strato esterno a causa di incontri ravvicinati con altri membri dell’ammasso, oppure sono il risultato di collisioni stellari all’interno del denso ammasso. Alcune immagini del Telescopio Spaziale Hubble hanno mostrato un’alta densità di stelle vagabonde blu, suggerendo che il centro dell’ammasso ha verosimilmente un alto tasso di collisioni stellari. Il 21 maggio 1860 in M 80 è stata scoperta una nova che raggiunse una magnitudine apparente di +7.0. Quella nova, designata anche T Scorpii, raggiunse una magnitudine assoluta di -8.5 e per breve tempo superò in brillantezza l’intero ammasso
8 – continua

Vesta in vista

Vesta è finalmente nel campo visivo di Dawn. Dopo oltre tre anni di viaggio la sonda della NASA è infatti prossima all’obiettivo e la camera di bordo ha cominciato a trasmettere le prime immagini del grande asteroide della fascia principale. Nel frattempo si è messo al lavoro anche un altro strumento: VIR (Visible and Infrared Mapping Spectrometer), lo spettrometro ad immagine operante nel visibile e nel vicino infrarosso.
Derivato dallo strumento VIRTIS a bordo della missione Rosetta, VIR è stato fornito dall’ Agenzia Spaziale Italiana (ASI) e realizzato con la guida scientifica del’INAF sotto la responsabilità del PI Angioletta Coradini (INAF/IFSI).
Le prime immagini di Vesta non testimoniano solo l’inizio della fase di avvicinamento al grande corpo roccioso ma servono a Dawn per la calibrazione degli strumenti e visualizzare la posizione dell’asteroide rispetto lo sfondo delle stelle, un riferimento necessario per eseguire eventuali aggiustamenti di traiettoria che la porteranno, in poco più di due mesi, a 16 mila chilometri di distanza da Vesta. Quando ciò avverrà, data esatta 16 luglio, la sonda sarà catturata dall’attrazione gravitazionale dell’asteroide e comincerà ad orbitargli intorno per circa un anno, durante il quale ne studierà da diverse altezze le caratteristiche morfologiche, determinando la composizione chimica della superficie. Dopodiché Dawn punterà verso un altro corpo della fascia degli asteroidi: Cerere, da pochi anni promosso al livello di pianeta nano.
Sia nel caso di Vesta che di Cerere, grande importanza avranno i dati raccolti da VIR. Sarà proprio lo spettrografo italiano a ricostruire il suolo dei due corpi rocciosi e della loro composizione mineralogica. Informazioni fondamentali per chi studia l’evoluzione del Sistema solare. Vesta e Cerere sono infatti ritenuti due rappresentanti dei corpi risalenti a quel periodo di transizione che ha portato dall’iniziale fase di aggregazione dei planetesimi alla formazione dei pianeti veri e propri. Grazie a VIR l’Italia conferma il suo ruolo da protagonista nel campo della tecnologia spaziale e segue con entusiasmo quella che si annuncia una missione capace di raggiungere grandi traguardi.
di Luca Nobili (INAF)

Da Messier 61 a Messier 70

Questi gli oggetti celesti presenti nel famoso Catalogo di Messier (vedi anche articoli “Gli oggetti di Messier” e “Benvenuti nel Profondo Cielo …”. Di seguito gli oggetti da Messier 61 a Messier 70.
M 61 (conosciuta anche con il nome di NGC 4303) è una grande galassia a spirale situata nell’ Ammasso della Vergine e visibile nell’omonima costellazione. M 61 si trova in una regione di cielo molto povera di stelle brillanti. Al binocolo è quasi invisibile e si mostra come una macchia molto sfuggente; gli strumenti che consentono di osservare dettagli maggiori sono quelli superiori ai 140mm di apertura, in cui appare come una chiazza il cui alone si estende per 5′ di diametro, con un nucleo piccolo e luminoso posto esattamente al centro. M61 può essere osservata con facilità da entrambi gli emisferi terrestri grazie al fatto che la sua declinazione non è eccessivamente settentrionale (+04° 28′ 25″); dalle regioni boreali è maggiormente osservabile e si presenta estremamente alta nel cielo nelle notti di primavera.Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra marzo e luglio.
Messier descrive questa galassia come una nebulosa debolissima e difficile da distinguere; inizialmente confusa con una cometa, nel 1769, si rese poi conto dell’errore, inserendola nel suo catalogo di oggetti non stellari e non cometari; poco prima del Messier, quest’oggetto era stato indipendentemente scoperto da Barnaba Oriani di Milano,, che l’aveva descritta come una nube dall’aspetto simile a una cometa proprio mentre cercava, come il Messier, di osservare la cometa di quell’anno. Per William Herschel, che la osservò con un telescopio molto più potente di quello del Messier, quest’oggetto era molto brillante. M 61 si trova a 60 milioni di anni luce e con il suo diametro di circa 100.000 anni luce (simile a quello della Via Lattea) è uno dei più grandi membri dell’ammasso della Vergine. Particolarità di questa galassia è la struttura dei suoi bracci: essi mostrano diversi improvvisi cambi di direzione, dei veri e propri angoli che danno ad M61 un aspetto quasi poligonale. La sua massa è stata stimata in almeno 50 miliardi di masse solari. Il moto proprio della galassia tende a farla allontanare da noi alla velocità di 1464 km/s, similmente a tutto l’Ammasso della Vergine, a cui appartiene. In questa galassia sono state osservate 6 supernovae.
M 62 (conosciuto anche come NGC 6266) è un ammasso globulare visibile nella parte meridionale della costellazione di Ofiuco. M 62 è relativamente semplice da localizzare: basta infatti puntare su Antares e spostarsi di circa 5° a sud-ovest; può essere osservato con un semplice binocolo di media potenza, come un 10×50, in cui si mostra come un alone chiaro e nebuloso.
M62 può essere osservato con facilità anche quando non si mostra molto alto sull’orizzonte, ma occorre tener presente che si tratta di un oggetto situato a declinazioni moderatamente australi, dunque in alcune aree del Nord Europa e del Canada, a ridosso del circolo polare artico non è mai osservabile; dall’emisfero sud, al contrario, M62 è ben visibile e alto nelle notti dell’inverno australe. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra maggio e agosto. M 62 fu scoperto nel 1771 da Charles Messier ma la sua posizione precisa fu ricavata soltanto nel 1779; John Herschel lo osservò nel 1833dal Capo di Buona Speranza, alla cui latitudine M62 transita quasi allo zenit, risolvendolo in una miriade di stelle di quindicesima magnitudine.
M 62 si trova a una distanza di circa 22.500 anni luce dalla Terra e ha un diametro di 100 anni luce; si trova sul confine tra le costellazioni dell’Ofiuco e dello Scorpione, circa 3° a sud dell’ammasso globulare M19. È uno degli ammassi globulari più irregolari, ciò è probabilmente dovuto alla sua vicinanza al centro della Galassia (6.100 anni luce circa), il quale lo deforma grazie alle forze mareali; questa forza induce l’area sud-orientale dell’ammasso ad essere più concentrata rispetto alle altre
M 63 (conosciuto anche come NGC 5055) è una galassia a spirale nella costellazione dei Cani da Caccia (A.R. 13h 15.8m; Dec. +42°02’) Si tratta della famosa Galassia Girasole, una spirale, il cui aspetto spiraliforme può essere ben riconosciuto fino alle regioni periferiche, partendo dalla piccola regione centrale che misura solo 6 secondi d’arco. A soli 6° a sud di M51, apparentemente forma con quest’ultima ed un piccolo gruppo di altre galassie il Gruppo di M51, che si trova a 37 milioni di anni luce di distanza.
M 64 (NGC 4826) è la famosa Galassia Occhio Nero (anche nota come Galassia occhio del Diavolo), è molto ben conosciuta tra gli astronomi amatoriali poiché è ben visibile anche con piccoli telescopi; è una galassia a spirale, dalla forma a girandola, visibile nella costellazione della Chioma di Berenice. Di fronte al luminoso centro galattico c’è una vistosa banda scura di polvere che assorbe la luce, da cui deriva il soprannome “Occhio nero”.
M 64 può essere reperita con discreta facilità; si trova circa 3° a sud-est del bordo del grande ammasso stellare della Chioma o in alternativa 10° a nord della stella Vindemiatrix (ε Virginis). La galassia è al limite della visibilità con un binocolo 10×50 nelle notti più limpide e buie, mentre per iniziare a distinguere un traccia di struttura, come il nucleo brillante, occorre un telescopio amatoriale da 80mm di apertura. M64 può essere osservata con facilità da entrambi gli emisferi terrestri, grazie al fatto che la sua declinazione non è eccessivamente settentrionale; dalle regioni boreali è maggiormente osservabile e si presenta estremamente alto nel cielo nelle notti di primavera, mentre dall’emisfero australe resta sempre relativamente basso, ad eccezione delle aree prossime all’equatore, sebbene sia comunque visibile da tutte le aree della Terra. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra febbraio e agosto.
M 65 (conosciuto anche come NGC 3623) è una galassia spirale visibile nella costellazione del Leone. M 65 forma un tripletto di galassie ben visibile, il Tripletto del Leone, assieme alle sue vicine: la galassia spirale M 66 e la galassia spirale NGC 3628. M 65 è abbastanza facile da localizzare, grazie alla sua posizione esattamente a metà via fra le stelle θ Leonis e ι Leonis; sebbene sia anche al limite della portata di un binocolo10x50, questa galassia è molto meglio osservabile con telescopi a partire dai 150mm di apertura. M 65 può essere osservato con facilità da entrambi gli emisferi terrestri, grazie al fatto che la sua declinazione non è eccessivamente settentrionale; dalle regioni boreali è maggiormente osservabile e si presenta estremamente alto nel cielo nelle notti di primavera, mentre dall’emisfero australe resta sempre mediamente più basso, ad eccezione delle aree prossime all’equatore. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra febbraio e agosto.
La galassia dista 22 milioni di anni luce da noi; la sua magnitudine apparente è 9,3 ed è quindi meno luminosa della sua compagna M66. La sua morfologia secondo la sequenza di Hubble è Sa, dunque una galassia spirale, sebbene sia vista da un’angolazione molto inclinata, per cui la si può osservare quasi di taglio; i bracci di spirale sono attraversati da un sistema di polveri oscure, in cui nelle immagini ad alta risoluzione sono evidenti stelle azzurre molto luminose, segno che è in atto la formazione stellare. Il suo diametro reale sarebbe di 70000 anni luce e la sua massa pari a 85 miliardi di masse solari.
M65, M66 e NGC 3628 fanno parte di un gruppo di galassie simile al nostro Gruppo Locale sebbene le sue componenti siano in maggiore interazione fra loro; un alone di idrogeno neutro collega le tre galassie, come esito di un incontro ravvicinato avvenuto circa 800 milioni di anni fa.
M 66 (conosciuto anche come NGC 3627) è una galassia spirale visibile nella costellazione del Leone. M66 forma un tripletto di galassie ben visibile, il Tripletto del Leone, assieme alle sue vicine: la galassia spirale M 65 (vedi sopra) e la galassia spirale NGC 3628.
La galassia dista 35 milioni di anni luce da noi e ha un raggio di circa 50.000 anni luce; la sua magnitudine apparente è 8,9 e corrisponde a una magnitudine assoluta di circa -21,3. Nelle sue spire sono state osservate cinque supernovae.
M 67 (conosciuto anche come NGC 2682) è un ammasso aperto visibile nella costellazione del Cancro. M67 è un ammasso relativamente esteso e facile da individuare, grazie alla presenza della stella Acubens (α Cancri) poco più ad est; si individua nella parte meridionale del Cancro, circa 9° a sud del brillante ammasso del Presepe. L’oggetto si trova nell’emisfero boreale, ad una distanza di poco superiore agli 11° dall’equatore celeste, risultando perciò visibile da entrambi gli emisferi con gran facilità; il periodo migliore per la sua osservazione ricade fra i mesi di gennaio e giugno. La sua luminosità totale fa sì che si trovi al limite estremo della visibilità ad occhio nudo e soltanto nelle notti più limpide e con calma atmosferica; pertanto un semplice binocolo è sufficiente per individuarlo; tuttavia con questo strumento si presenta come una chiazza di natura nebulare, con qualche stellina nel mezzo. Per poter risolvere la gran parte delle componenti occorre dunque un telescopio, anche di medio-piccole dimensioni.
Con un’età stimata di 3.2 miliardi di anni (ma ulteriori studi lo datano anche a 4 miliardi di anni), è uno dei più antichi ammassi conosciuti. È stato stimato che M67, come ammasso, esisterà circa per altri 5 miliardi di anni. È un ammasso molto compatto, il cui nucleo centrale ha un diametro di circa 15’, si estende per circa 12 a. l. Dalla sua velocità radiale, 32.30 km/s, si deduce che M67 si sta allontanando dalla Terra, alla velocità di 116.280 km/h: questa velocità deriva dalla combinazione della sua velocità orbitale attorno al nucleo della Via Lattea più la velocità propria del Sole e della Terra. M67 contiene approssimativamente 500 componenti tra cui 11 luminose giganti di tipo spettrale K con magnitudine assoluta da +0.5 a +1,5, appaiono anche delle strane stelle, situate in prossimità della parte blu della sequenza principale, rappresentative della categoria delle cosiddette Blue Stragglers, la più luminosa delle quali è di classe spettrale B8 o B9 e di magnitudine apparente 10. Inoltre M67 contiene 200 nane bianche e 100 stelle simili al nostro Sole. Per il fatto di contenere molte stelle e di diverso tipo, l’ammasso M67 è stato intensamente studiato. Nel 2006 è stata scoperta nell’ammasso la presenza di 25 sorgenti di raggi X, la maggioranza di questi sono stelle binarie interagenti (probabilmente del tipo RS CVn). Nella sua parte sud, praticamente nella zona occidentale, appare un gruppo di nove stelle conosciuto con il nome di Dipper: questo ha la forma di una piccola cometa con la coda curva; una delle sue stelle componenti è la variabile S 999.
M 68 (conosciuto anche come NGC 4590) è un ammasso globulare visibile nella costellazione dell’Idra. Questo ammasso globulare (A.R. 12h 39.5m; Dec. -26°45’) di magnitudine 8-8,4 si trova a 33-40.000 anni luce di distanza ed i suoi membri sono sparsi in un volume di circa 140 anni luce di diametro. Si conoscono almeno 42 variabili e si sta avvicinando alla velocità di 112 chilometri al secondo.
M 69 (NGC 6637) è un ammasso globulare (A.R. 18h 31.4m; Dec. -32° 21’) che si trova nella costellazione del Sagittario alla distanza di 25.400 anni luce.
Simile al vicino M 70, è uno dei più piccoli e deboli ammassi globulari nel catalogo di Messier. M69 venne scoperto dall’abate Nicholas Louis de la Caille, che lo incluse nel suo catalogo di oggetti del cielo meridionale come Lacaille I.11. Messier mancò questo ammasso quando lo cercò la prima volta nel 1764 ma lo trovò con il telescopio che ebbe nel 1780.
M 70 (NGC 6881) è un ammasso globulare che si trova nella costellazione del Sagittario. Approssimativamente luminoso e grande come il vicino M 69, l’ammasso globulare M70 è invece solo poco più luminoso, grande e leggermente più distante (28.000 anni luce). Entrambi sono abbastanza vicini al centro galattico cosicché sono entrambi soggetti ai potenti effetti delle forze mareali. Avendo anche quasi la stesa declinazione meridionale è difficile osservarlo da Parigi, sede delle osservazioni di Messier. M70 ha un angolo apparente di 7,8 minuti d’arco e circa 65 anni luce di diametro lineare, il suo nucleo luminoso, visualmente misura solo 4´. Si allontana da noi rapidamente, a circa 200 km/sec.
Il nucleo di M70 è estremamente denso e, similmente ad almeno altri 21-29 globulari su 147 conosciuti della Via Lattea, deve aver subito nella sua storia un collasso gravitazionale.
Questo ammasso divenne famoso nel 1995 quando la grande cometa Hale-Bopp venne scoperta nelle sue vicinanze da Alan Hale e Thomas Bopp mentre lo stavano osservando
7 – continua

Arrivano le stelle del cielo estivo (e il 15 eclissi di Luna)

Ed eccoci al cielo nel mese di giugno. Per prima cosa ricordiamo l’eclissi totale di Luna del 15 giugno (per tutti i dettagli vedi l’articolo pubblicato su astronomia. com).
E ora passiamo alle costellazioni. Appena fa buio, nel cielo di giugno non c’è più traccia delle costellazioni invernali, ad eccezione dei Gemelli e dell’Auriga che, subito dopo il tramonto, ci mostrano ancora le loro stelle principali. Verso Nord-Ovest infatti possiamo ammirare la brillante Capella e la coppia formata da Castore e Polluce, prima che vengano inghiottite dalle luci all’orizzonte. A Sud troviamo le costellazioni primaverili: il Leone, che ogni giorno che passa volge sempre più verso l’orizzonte ovest, il Boote, la Vergine e la Bilancia. Alla sinistra del Boote la Corona Boreale con la brillante stella Gemma che ricorda davvero la pietra più preziosa di un diadema. Ad Est della Bilancia si riconosce l’arco delle chele dello Scorpione con la rossa Antares a delineare il torace dell’animale; con l’avanzare della notte tutto il corpo si eleva sopra l’orizzonte, fino a mostrare la coda e l’aculeo. Ad Est della Corona arriviamo alla costellazione di Ercole, nel quale anche con un binocolo si può osservare l’ammasso globulare M13.
Verso Est tre stelle brillanti formano il grande triangolo dell’estate, attraversato dalla tenue nebulosità della Via Lattea; l’asterismo è formato da tre costellazioni: la Lira con la brillante stella Vega, il Cigno di cui si riconosce bene la coda rappresentata dalla stella Deneb e l’Aquila con la stella Altair. Le stelle del triangolo ci accompagneranno per tutta l’estate, approfittatene per osservare, con un telescopio, la stella che rappresenta il capo del Cigno, Albireo, che è una bellissima doppia e, nella Lira, la nebulosa planetaria M57.
Il cielo settentrionale è, come sempre, caratterizzato dalle due Orse. Volgendo lo sguardo verso la stella polare che nell’Orsa Minore ci indica la direzione del Nord vedremo l’Orsa Maggiore dominare il cielo a Nord-Ovest. Dalla parte opposta rispetto alla Polare, a Nord-Est, possiamo riconoscere Cassiopea, dalla forma a “W”, e Cefeo con la sua singolare forma a casetta dal tetto appuntito (per ulteriori approfondimenti consigliamo sempre il sito astronomia.com).

Nettuno, il gigante ghiacciato

Nettuno è l’ottavo e più lontano pianeta del Sistema Solare. Fu scoperto la sera del 23 settembre 1846 da Johann Gottfried Galle con il telescopio dell’Osservatorio astronomico di Berlino.Nettuno fu il primo pianeta ad essere stato trovato tramite calcoli matematici più che attraverso regolari osservazioni: cambiamenti insoliti nell’orbita di Urano lasciarono credere agli astronomi che vi fosse, all’esterno, un pianeta sconosciuto che ne perturbasse l’orbita. Il pianeta fu scoperto entro appena un grado dal punto previsto. La luna Tritone fu individuata poco dopo, ma nessuno degli altri 12 satelliti naturali di Nettuno fu scoperto prima del XX secolo. Il pianeta è stato visitato da una sola sonda spaziale, la Voyager 2 che transitò vicino ad esso il 25 agosto 1989.
Nettuno ha una composizione simile a quella di Urano ed entrambi hanno composizioni differenti da quelle dei più grandi pianeti gassosi Giove e Saturno.
A causa di ciò talvolta gli astronomi collocano questi due pianeti in una categoria separata, i cosiddetti “giganti ghiacciati”. L’atmosfera di Nettuno sebbene sia simile a quella di Giove e Saturno, essendo composta principalmente da idrogeno ed elio, possiede anche maggiori proporzioni di “ghiacci”, come acqua, ammoniaca e metano, assieme a tracce di idrocarburi e forse azoto. In contrasto, l’interno del pianeta è composto essenzialmente da ghiacci e rocce come il suo simile Urano. Le tracce di metano presenti negli strati più esterni dell’atmosfera contribuiscono a conferire al pianeta Nettuno il suo caratteristico e bellissimo colore azzurro intenso.
Nettuno possiede i venti più forti di ogni altro pianeta nel Sistema Solare: sono state misurate raffiche a velocità superiori ai 2100 km/h. All’epoca del sorvolo da parte della Voyager 2, nel 1989, l’emisfero sud del pianeta possedeva una Grande Macchia Scura, comparabile con la Grande Macchia Rossa di Giove; la temperatura delle nubi più alte di Nettuno era di circa -218 °C, una delle più fredde del Sistema Solare, a causa della grande distanza dal Sole. La temperatura al centro del pianeta è di circa 7×103 °C (circa 7×103 K), comparabile con la temperatura superficiale del Sole e simile a quella del nucleo di molti altri pianeti conosciuti. Il pianeta possiede inoltre un debole e frammentario sistema di anelli, scoperto negli anni sessanta ma confermato solo dalla Voyager 2.
Nettuno è invisibile ad occhio nudo da Terra; la sua magnitudine apparente, sempre compresa fra la 7,7 e la 8,0, necessita almeno di un binocolo per permettere l’individuazione del pianeta. Visto attraverso un grande telescopio, Nettuno appare come un piccolo disco bluastro simile nell’aspetto ad Urano. Il colore è dovuto alla presenza di metano nell’atmosfera nettuniana, in ragione del 2%. Si è avuto un netto miglioramento nello studio visuale del pianeta da Terra con l’avvento del Telescopio spaziale Hubble e dei grandi telescopi a terra. Le immagini migliori ottenibili da Terra permettono oggi di individuarne le formazioni nuvolose più pronunciate e le regioni polari, più chiare del resto dell’atmosfera. Con strumenti meno precisi è impossibile individuare qualsiasi formazione superficiale del pianeta, ed è preferibile dedicarsi alla ricerca del suo satellite principale, Tritone.
Ad osservazioni nelle frequenze radio, Nettuno appare essere la sorgente di due emissioni: una continuata e piuttosto debole, l’altra irregolare e più energetica. Gli studiosi ritengono che entrambe siano generate dal campo magnetico rotante del pianeta. Le osservazioni nell’infrarosso esaltano le formazioni nuvolose del pianeta, che brillano luminose sullo sfondo più freddo, e permettono di determinarne agevolmente le forme e le dimensioni.
Il pianeta compie una rivoluzione attorno al Sole in circa 164,79 anni. Con una massa pari a circa 17 volte quella terrestre ed una densità media di 1,64 volte quella dell’acqua, Nettuno è il più piccolo e più denso fra i pianeti giganti del Sistema Solare.
L’orbita di Nettuno è caratterizzata da un’inclinazione di 1,77° rispetto al piano dell’eclittica e da un’eccentricità di 0,011. In conseguenza di ciò, la distanza tra Nettuno ed il Sole varia di 101 milioni di chilometri tra perielio ed afelio.
Nettuno compie una rotazione completa intorno al proprio asse in circa 16,11 ore. L’asse è inclinato di 28,32° rispetto al piano orbitale, valore simile all’angolo d’inclinazione dell’asse della Terra (23°) e di Marte (25°). Di conseguenza, i tre pianeti sperimentano cambiamenti stagionali simili. Tuttavia, il lungo periodo orbitale implica che su Nettuno ciascuna stagione ha una durata di circa quaranta anni terrestri.
Poiché Nettuno non è un corpo solido, la sua atmosfera presenta una rotazione differenziale, la più marcata del Sistema Solare, che origina forti venti longitudinali.
Una differenza fra Nettuno e Urano è il livello tipico di attività meteorologica; quando la sonda spaziale Voyager 2 sorvolò Urano, nel 1986, questo pianeta era visivamente privo di attività atmosferica. In contrasto, Nettuno mostrava notevoli fenomeni climatici durante il sorvolo della sonda, avvenuto nel 1989.
Il tempo meteorologico di Nettuno è caratterizzato da sistemi tempestosi estremamente dinamici, con venti che raggiungono la velocità quasi supersonica di 600 m/s. La velocità del vento sembra variare dai 20 m/s in direzione est fino ai 235 m/s in direzione ovest. Sulla cima delle nubi, i venti predominanti variano in velocità dai 400 m/s lungo l’equatore ai 250 m/s sui poli. Molti dei venti di Nettuno si muovono in direzione opposta rispetto alla rotazione del pianeta.
Nel 1989 fu scoperta dalla sonda Voyager 2 la Grande Macchia Scura un sistema di tempeste anticiclonico delle dimensioni di 13000 × 6600 km. La tempesta ricordò la Grande Macchia Rossa di Giove; tuttavia, nel novembre del 1994 il Telescopio spaziale Hubble non riuscì ad osservare questa macchia scura sul pianeta. Al suo posto, apparve una nuova tempesta simile alla Grande Macchia Scura nell’emisfero nord.
Lo “Scooter” è un’altra tempesta, una nube bianca posta più a sud della Grande Macchia Scura; il suo nome deriva dal fatto che quando fu osservata per la prima volta nel mese precedente al sorvolo della sonda Voyager 2, si muoveva più velocemente della Grande Macchia Scura. Immagini successive rivelarono delle nubi più rapide. La Piccola Macchia Scura è invece una tempesta ciclonica meridionale, la seconda tempesta più potente osservata durante il transito del 1989; inizialmente era completamente scura, ma come la sonda si avvicinò iniziò a mostrarsi una macchia più chiara, visibile in tutte le immagini ad alta risoluzione.
Nettuno ha un sistema di anelli planetari uno dei più sottili del Sistema Solare; gli anelli potrebbero consistere di particelle legate con silicati o materiali composti da carbonio che conferisce loro un colore tendente al rossastro. In aggiunta al sottile Anello Adams, a 63 000 km dal centro del pianeta, si trova l’Anello Leverrier, a 53 000 km, ed il suo più vasto e più debole Anello Galle, a 42 000 km. Un’estensione più lontana di quest’ultimo anello è stata chiamata Lassell; è legata al suo bordo più esterno dall’Anello Arago, a 57 000 km. Osservazioni condotte da Terra annunciate nel 2005 sembravano mostrare che gli anelli di Nettuno sono molto più instabili di quanto in precedenza creduto. Immagini prese nel 2002 e 2003 mostrano un decadimento considerevole negli anelli quando vengono comparati con le immagini prese dalla Voyager 2; in particolare, sembra che l’arco Liberté potrebbe dissolversi entro la fine del XXI secolo.
Nettuno possiede tredici satelliti naturali conosciuti, il maggiore dei quali è Tritone; gli altri satelliti principali sono Nereide, Proteo e Larissa. Tritone è l’unico satellite di Nettuno che possiede una forma ellissoidale; fu individuato per la prima volta dall’astronomo William Lassell appena 17 giorni dopo la scoperta del pianeta madre. Orbita in direzione retrograda rispetto a Nettuno.
Il satellite più interessante, a parte Tritone, è Nereide, la cui orbita è fra le più eccentriche dell’intero sistema solare. Fra il luglio ed il settembre 1989 la sonda statunitense Voyager 2 ha individuato sei nuovi satelliti, fra i quali spicca Proteo, le cui dimensioni sarebbero quasi sufficienti a conferirgli una forma sferoidale; è il secondo satellite del sistema di Nettuno, pur con una massa pari ad appena lo 0,25% di quella di Tritone. Una nuova serie di scoperte è stata annunciata nel 2004; si tratta di satelliti minori e fortemente irregolari.

Nuovi indizi sulla massa mancante

A 22 anni, una studentessa australiana di ingegneria aerospaziale dell’Università Monash di Melbourne ha scoperto dove si nasconde la “materia mancante”, o almeno una parte della consistente quota di particelle barioniche (protoni, elettroni, neutroni, la materia ordinaria di cui siamo fatti) che per qualche motivo manca all’appello nell’Universo vicino. La giovane borsista, Amelia Fraser-McKelvie, insieme ai colleghi astrofisici Kevin Pimbblet e Jasmina Lazendic, dopo soli tre mesi di osservazioni nei raggi X è riuscita a rilevare una componente della materia mancante in strutture cosmiche galattiche di grande scala chiamate filamenti. La scoperta, presentata sulla rivista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, è subito rimbalzata sui giornali con grande clamore.
“Si tratta di un ulteriore tassello che contribuisce a comporre il puzzle della materia mancante nell’Universo, ma già diversi lavori in questi anni hanno mostrato progressive evidenze dell’effettiva esistenza di questa quota di materia”, commenta Luca Zappacosta, ricercatore dell’INAF Osservatorio astronomico di Roma.
Da decenni gli scienziati inseguono la massa mancante. Da un punto di vista teorico, infatti, risulta che nell’Universo debba esserci circa il doppio della massa ordinaria che riusciamo a rivelare. Un mistero che finalmente comincia a dipanarsi. Per esempio, lo scorso anno, un’altra ricerca nei raggi X pubblicata su Astrophysical Journal condotta da ricercatori statunitensi e italiani dell’INAF OA Trieste, OA Roma, OA Brera, IASF Milano aveva trovato tracce consistenti della massa mancante in un’immensa rete di gas caldo diffuso, con temperature di circa un milione di gradi, chiamato Warm-Hot Intergalactic Medium (WHIM). Stavolta, la bussola punta ai filamenti tra gruppi di galassie.
“Si tratta di filamenti composti da ammassi di galassie, esterni alla Via Lattea”, spiega Zappacosta. “Si ritiene che la materia oscura possa esercitare una tale attrazione gravitazionale da attirare le galassie, allineandole in filamenti. Allo stesso tempo, la materia oscura attira il mezzo intergalattico che cadendo in questi filamenti formati da galassie si surriscalda ed emette nei raggi X”. Il problema è che l’emissione è debolissima, difficile da osservare e facilmente confondibile con altre componenti dell’Universo. L’abilità di Fraser-McKelvie è stata quella di riuscire a confermare nei raggi X la presenza di filamenti, dove si nasconde la massa mancante, estremamente rarefatta ma ad temperature attorno al milione di °C. Anche il cosiddetto WHIM fa parte dei filamenti galattici. “La scoperta è una conferma importante delle previsioni teoriche, che rafforza le conoscenze in questo campo”, prosegue Zappacosta. “Gli scienziati sono al lavoro da alcuni anni per costruire telescopi più potenti di quelli attuali per osservare il mezzo interstellare e quindi la materia mancante”.
di Daniela Cipolloni (INAF)

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