Una supernova nella galassia Girandola

Appena distinguibile anche con un potente telescopio, 1 milione di volte più debole di una qualsiasi stella osservabile a occhio nudo, era un puntino debolmente luminoso, uno dei tanti nella galassia Girandola. Poi, senza preavviso, da un giorno all’altro, la sua luminosità ha cominciato ad aumentare, sempre di più. La stella è esplosa concludendo il proprio percorso evolutivo nel modo più violento e appariscente e dove prima si faticava a veder qualcosa adesso quel qualcosa brilla. Nella galassia Girandola è esplosa una supernova: è stata scoperta il 24 agosto, quasi in tempo reale. Dista dalla Terra 21 milioni di anni luce, è già stata definita “la supernova della generazione” perché è la più vicina degli ultimi 30 anni.
La scoperta è opera degli astronomi del Lawrence Berkeley National Laboratory (Berkeley Lab) e della Berkeley University of California, ma è stata possibile grazie ai supercomputer del NERSC (National Energy Research Scientific Computing Science) e a una velocissima capacità di trasmissione di dati. In altre parole sono state le macchine ad allertare i ricercatori segnalando che stava succedendo qualcosa di molto interessante. Presso il Palomar Observatory, infatti, il cielo viene scandagliato ogni notte da un telescopio automatizzato, un monitoraggio denominato PTF (Palomar Transient Factory) progettato proprio per tener costantemente d’occhio il cielo. I dati vengono trasmessi ai computer del NERSC: questi sono dotati di software specifico in grado di riconoscere gli eventi degni di interesse e segnalarli, inviando automaticamente le coordinate ai telescopi di tutto il mondo. E così, soltanto tre ore dopo che il monitoraggio aveva segnalato quella che poteva essere una supernova, i telescopi delle isole Canarie hanno confermato i sospetti.
Nelle ore successive altri telescopi hanno catturato l’evento. Si tratta di una supernova di tipo Ia, appartiene a una categoria di esplosioni stellari interessantissime da analizzare in sé ma che al tempo stesso vengono sfruttate anche come punti di riferimento, come indicatori di distanza per studiare e misurare l’espansione dell’universo. Questa è la prima volta che una supernova viene osservata con tanta tempestività, colta quasi nell’atto di esplodere . La tempestività, in questi casi, è di fondamentale importanza: è un’occasione unica per analizzare il materiale appartenente agli strati più esterni della stella, quelli che possono fornire informazioni sulla sua natura e che, al tempo stesso, tendono a dissolversi più in fretta. Denominata PTF 11kly, la supernova del 24 agosto è appena esplosa, la sua luminosità continuerà ad aumentare nei prossimi giorni, ma è già un bestseller: centinaia di telescopi la puntano (anche l’Hubble si aggiungerà ai suoi “ammiratori” nel week end). Potrebbe addirittura aggiudicarsi il titolo di supernova più studiata, sicuramente lo sarà nei prossimi decenni. Un bestseller destinato a diventare un classico.
di Elena Lazzaretto (INAF)

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La stella più fredda

Qual è la stella più fredda? Da poco il titolo spetta a una nana Y, la cui temperatura è di appena 25 gradi. E’ stata trovata da WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer), il telescopio spaziale NASA all’infrarosso in grado di individuare gli oggetti celesti più freddi presenti nell’Universo. Questi corpi sono difficili da vedere con i telescopi ottici perché quasi del tutto oscuri a causa della loro bassa luminosità. WISE utilizza però una camera all’infrarosso ad alta sensibilità ed è riuscito a identificare ben sei nane Y in un raggio di 40 anni luce dal Sole, compresa quella dalla temperatura record di 25 gradi.
Le nane Y fanno parte della famiglia delle nane brune. Come le stelle sono fatte di gas, ma sono troppo piccole per raggiungere nel nucleo le pressioni e le temperature sufficienti a innescare le reazioni termonucleari necessarie ad “accenderle”. Così non divengono vere stelle, ma si spengono lentamente emettendo debole radiazione infrarossa. Rappresentando una via di mezzo tra stella e pianeta gigante gassoso, hanno assunto un ruolo sempre più importante ed interessante nell’ambito dello studio dell’evoluzione stellare e planetaria.
L’alta sensibilità alla radiazione infrarossa ha permesso a WISE di trovare fino ad ora 100 nuove nane brune: sei di queste sono nane Y, una sottocategoria più fredda della norma. Tra queste ultime spicca WISE 1828+2650, per via della sua temperatura record del suo gas esterno, solo 25 gradi, come descritto in un articolo pubblicato sull’Astrophysical Journal da Michael Cushing, membro del gruppo di ricerca WISE del JPL (Jet Propulsion Laboratory) della NASA.
Va inoltre notato come tra le 100 nane brune individuate dal telescopio spaziale, una si trovi a 9 anni luce dal Sole, poco più del doppio della stella più vicina alla nostra, Proxima Centauri. “E’ come accorgersi della presenza di una casa nel nostro vicinato che prima non avevamo mai visto”, ha commentato Cushing. “Con WISE scopriremo molte altre nane brune presenti nel nostro vicinato e mi emoziona il pensiero che potremmo anche trovarne una più vicina di Proxima Centauri”.
di Luca Nobili (INAF)

Un pianeta di diamante

All’inizio è stata una stella, di quelle massicce, che poi si è piano piano trasformata in un pianeta. Ma non uno qualsiasi, un pianeta decisamente inconsueto, di quelli “per sempre”. Il suo interno infatti è costituito in buona parte da materia simile al diamante.
È questa la preziosa scoperta pubblicata sulla rivista Science ad opera di un team internazionale di scienziati (Australia, Regno Unito, Germania, Stati Uniti e Italia i paesi coinvolti), tra i quali 4 radio astronomi dell’INAF-Osservatorio Astronomico di Cagliari.
Utilizzando il radiotelescopio di Parkes, in Australia, gli astronomi hanno scoperto una pulsar, denominata PSR J1719-1438, situata nella costellazione del Serpente, a circa 4000 anni luce dalla Terra. Le pulsar sono stelle peculiari, di dimensioni piccolissime (circa 20 km di diametro) e che emettono onde radio in fasci conici, comportandosi dunque come un radiofaro. Successivamente, esaminando la serie degli impulsi radio provenienti da PSR J1719-1438, i radioastronomi si sono accorti che essi anticipavano e ritardavano in modo sistematico, con ciò indicando la presenza di un pianeta in orbita attorno alla pulsar.
Ulteriori osservazioni, compiute anche con il radiotelescopio Lovell in Inghilterra, che col telescopio Keck alle Hawaii, hanno permesso di stabilire che tale pianeta percorre un’orbita circolare in circa 2 ore e 10 minuti, che la distanza fra la pulsar e il pianeta è di soli 600000 km (cioè meno del raggio del Sole), che la sua massa è poco superiore a quella di Giove, ma il raggio del pianeta è minore della metà del raggio di Giove. Ne risulta una densità molto più elevata di quella comune in corpi di massa planetaria. In base a queste e altre evidenze, il pianeta dovrebbe essere composto in gran parte di carbonio e di ossigeno allo stato cristallino. Come noto, il diamante rappresenta una delle forme cristalline del carbonio e di qui l’ipotesi che buona parte del pianeta abbia una struttura apparentabile ad un diamante.
La formazione di questo pianeta è a sua volta inusuale: esso sarebbe il residuo di una stella un tempo massiccia, la cui materia gassosa è stata travasata per oltre il 99.9% verso la pulsar durante un processo, ormai concluso, che ha accelerato la pulsar fino all’elevatissimo ritmo di rotazione attuale, circa 173 giri su se stessa ogni secondo.
In quella fase lontana – spiega Andrea Possenti, direttore dell’INAF-Osservatorio di Cagliari e uno degli astronomi che hanno preso parte alla ricerca – la pulsar doveva essere una potente sorgente di raggi X, con caratteristiche simili alle cosiddette Binarie a raggi-X Ultra Compatte di Piccola Massa, di cui PSR J1719-1438 e il pianeta compagno dovrebbero dunque rappresentare dei discendenti.
La scoperta è il risultato di un progetto su larga scala di ricerca di pulsar in corso col radiotelescopio da 64 metri di Parkes. A breve, gli astronomi italiani avranno a disposizione uno strumento di dimensioni identiche a Parkes, ma di tecnologia molto più moderna, il Sardinia Radio Telescope, in completamento a San Basilio, in provincia di Cagliari. « Se Parkes, ormai alla soglia dei 50 anni di età, può ancora compiere scoperte di questa portata, c’è da essere elettrizzati al pensiero di cosa potremo scoprire con il Sardinia Radio Telescope nei decenni a venire », commenta Marta Burgay, che di scoperte se ne intende, avendo già al suo attivo, con i colleghi di INAF-Cagliari e una diversa equipe internazionale, la scoperta della pulsar doppia.
Scandagliando sistematicamente il cielo, il team internazionale ha prodotto ben 200 Terabyte di dati, che sono poi stati analizzati con i supercomputer della Swinburne University of Technology (Melbourne), dell’Università di Manchester e del consorzio di supercalcolo Cybersar, di cui l’INAF-Osservatorio di Cagliari costituisce uno dei poli. « Macinare quotidianamente enormi moli di dati con Cybersar può sembrare a prima vista ripetitivo – spiega Sabrina Milia, la più giovane del gruppo, dottoranda presso l’Università di Cagliari con una borsa INAF – ma che emozione ad ogni nuova pulsar scoperta! »
di Francesco Rea (INAF)

Tre aghi nel pagliaio galattico

Immagine della zona centrale della nostra Galassia (vedi sito INAF). I cerchi celesti indicano le tre stelle di tipo Cefeide scoperte. Nella colonna di destra, un dettaglio dei corpi celesti.
Nelle zone centrali della nostra Galassia, tra dense nubi di gas, polveri e tra svariati milioni di stelle, non erano mai state individuate prima d’ora. Ma una lunga e accurata campagna di osservazioni durata ben otto anni, a cui ha partecipato anche Giuseppe Bono, dell’INAF-Osservatorio Astronomico di Roma e dell’Università ‘Tor Vergata’, ha finalmente ‘stanato’ tre stelle variabili di tipo Cefeide, tutte vicinissime – solo qualche decina di anni luce – al buco nero supermassiccio che si trova in prossimità del centro della Galassia. I tre oggetti celesti possono essere considerati il classico ‘ago’ nel ‘pagliaio’ di stelle concentrate nel cuore della Via Lattea. Ma per gli astronomi questa scoperta promette di essere soprattutto una preziosa miniera di informazioni sulla storia della Via Lattea.
“Le stelle Cefeidi classiche sono molto popolari in astronomia perché possiamo determinare la loro distanza e la loro età con una notevole precisione se confrontate con altri gruppi di stelle evolute” dice Giuseppe Bono, coautore dell’articolo che descrive la scoperta pubblicato sulla rivista Nature . “La polvere ed il gas interposti tra noi ed il centro non ci avevano consentito di individuare Cefeidi classiche in questa regione. Abbiamo allora scandagliato quella zona con strumenti che osservano nell’infrarosso. Questo ci ha consentito, per la prima volta, di identificarne tre nel centro della nostra Galassia”.
È stato grazie alla camera SIRIUS per osservazioni nel vicino infrarosso del telescopio Infrared Survey Facility presso il South African Astronomical Observatory che il team internazionale di astronomi è riuscito a misurare con estrema precisione, grazie a una serie di immagini prese tra il 2001 e il 2008, il periodo con cui la luminosità di queste stelle varia ciclicamente. Da questo valore è stata poi ricavata con grande accuratezza la loro distanza – per tutte e tre meno di 100 anni luce dal centro della Galassia che ospita un buco nero supermassiccio – ed anche le loro proprietà evolutive, e in particolare la loro età.
Ed è proprio quest’ultimo aspetto a suggerire interessanti implicazioni sulla storia recente del nucleo centrale della nostra Galassia. “Diversi modelli teorici che spiegano la formazione ed evoluzione del centro e della barra della Galassia suggeriscono che il tasso di formazione stellare in prossimità del buco nero supermassiccio possa essere o costante nel tempo o avere un andamento irregolare” prosegue Bono. “Le stime precedenti non consentivano di poter discriminare questi modelli perché erano poco accurate. La nuova stima del tasso di formazione stellare basato sulle Cefeidi è molto più accurata e indica che il processo di formazione stellare nei pressi del centro della Galassia ha avuto un picco circa 25 milioni di fa e che questa super produzione di nuove stelle è stata preceduta da un lungo periodo di quiescenza. Questo scenario è dunque in ottimo accordo con l’ipotesi che la formazione stellare è stata irregolare nelle epoche passate”.
di Marco Galliani (INAF)

Galassie dell’Orsa Maggiore: il gruppo di M 81

L’Orsa Maggiore è probabilmente la costellazione più nota del cielo boreale perchè contiene il gruppo di sette stelle luminose che nella tradizione europea viene di solito chiamato il Grande Carro. L’intera costellazione è quind ben più vasta di questo famoso asterismo (il Carro appunto), si tratta infatti della terza costellazione per grandezza. Nell’Orsa Maggiore si possono trovare numerose galassie tra cui M 81 e M 82. Per approfondire l’argomento sul Gruppo di M 81 pubblichiamo le autorevoli considerazioni del Galassiere, il cui sito è veramente una miniera di utilissime informazioni.
Le galassie del Gruppo Locale sono situate all’interno di una sfera di 3 megaparsec di diametro il cui centro è situato grosso modo tra Via Lattea e la Nebulosa di Andromeda. È dunque all’esterno di questa sfera che si comincia a evidenziare l’espansione cosmologica nello spettro delle galassie e tanto più ce ne allontaniamo, tanto più si delinea in modo chiaro la relazione tra la distanza e lo spostamento verso il rosso delle righe spettrali (redshift), espressa dalla nota legge di Hubble.
Il gruppo di M81 è stato il primo nel quale gli astronomi hanno indirizzato lo studio delle variabili cefeidi, combinando i risultati col redshift delle singole componenti dovuto in parte ai moti kepleriani all’interno del sistema. Questi risultati vengono poi estrapolati e applicati ad altri gruppi più lontani allo scopo di determinare l’elusiva costante di Hubble. Sappiamo, infatti, che il valore di questa costante, più volte messa in discussione e che ancora oggi non è conosciuta in modo definitivo, è di importanza critica per stabilire con una certa precisione le dimensioni dell’Universo e di conseguenza, operando all’inverso, la sua età. Per il gruppo di M81 le misurazioni più attendibili ne collocano il centro a 3.25 megaparsec, ossia circa 10 milioni di anni luce.
Il fatto che una galassia faccia o meno parte del Gruppo può ovviamente essere confermato solo se la sua distanza è vicina a quella di M81, ma queste stime non sono sempre immediate, in quanto vi sono alcuni membri che non presentano cefeidi brillanti da impiegarsi come candele standard. Per questa ragione il numero effettivo delle galassie appartenenti a questo Gruppo è sempre stato piuttosto controverso. Ad esempio, Erik Holmberg aveva definito per la prima volta nel 1950 una lista di 15 galassie che tuttavia è stata rivista e corretta più volte negli anni a seguire. In epoca più recente un team di astronomi, lavorando col telescopio Russo da 6 metri, avevano aggiunto altre 37 galassiette nane, fra le quali ve n’erano alcune che risultavano palesemente risolte in singole stelle sulle lastre.
Esattamente come nel caso delle stelle, le galassie per la maggior parte sono oggetti piccoli e deboli, costituenti uno sciame di sistemi minori che orbitano attorno a pochi membri più cospicui, quelli che riusciamo a vedere anche a grandi distanze; per avere un’idea più concreta di quanto stiamo affermando si consideri che la magnitudo assoluta di queste galassie nane è spesso dell’ordine di grandezza di quella degli ammassi globulari, ossia dell’ordine di -8 o -9, almeno per i più brillanti, contro un valore di -21 per la Nebulosa di Andromeda che risulta pertanto circa 80.000 volte più luminosa di M 13. Un valido aiuto in questo genere di osservazioni è senza dubbio il Nearby Galaxies Atlas di Tully & Fisher del 1987 che contiene 2367 oggetti.
Per lo scopo che ci prefiggiamo ci limiteremo a considerare una dozzina di galassie del gruppo di M81; se le più vistose sono senza dubbio alla portata di piccoli strumenti da 10 centimetri, per quelle più deboli lo strumento ideale è un dobsoniano da 40 che sta diventando sempre più diffuso fra gli appassionati visualisti. Prima però di accingersi in quest’impresa sarà opportuno dare qualche consiglio, soprattutto per l’osservazione di quelle galassie elusive dotate di luminanza superficiale molto bassa, pur mantenendo la magnitudo integrata a un valore che potrebbe dapprima ingannare.
Innanzi tutto conviene disporre di almeno 3 oculari che coprano tutto il range d’ingrandimento utile del telescopio; se lo strumento è aperto a F/4.5, indipendentemente dal diametro, saranno utili, ad esempio, un 18 mm, un 12 e un 6; va da sé che questi valori non sono tassativi: chi scrive impiega usualmente un S.W.A da 18 mm, un S.P. da 9.7 e un U.W.A. da 6.7 che forniscono rispettivamente 100x, 185x e 270x; eccezionalmente, quando il seeing lo consente e solo per sondare minuti dettagli (come per separare una stellina da un nucleo puntiforme) utilizzo un TeleVue 4.8 che mi dà 380x. Tuttavia, se la galassia è molto debole sarà opportuno utilizzare solo l’oculare a media potenza: infatti a ingrandimenti troppo bassi la galassia, se è di piccole dimensioni, finirà per essere soffocata dalla luminosità di fondo cielo, mentre a valori troppo elevati tenderà a….diluirsi eccessivamente nel campo dell’oculare.
Un discorso a parte fa fatto nel caso di oggetti come IC 2584 che essendo molto esteso angolarmente può richiedere un oculare di potenza più bassa, specialmente se si impiega un telescopio da 40 cm: è buona norma, infatti, mantenere il campo visivo di dimensioni almeno doppie rispetto a quelle della galassia; ora, l’oculare da 9.7 mm fornisce sul 40 un campo di soli 16′, per cui se la galassia è invece estesa una dozzina di primi potrebbe essere d’impaccio. Le cose andrebbero ancora peggio per NGC 4236 che ha un’estensione di ben 18′. Meglio, in questi casi utilizzare dapprima il 18 per mantenere una visione d’insieme più coerente, ma attenzione alla pulizia delle ottiche: le particelle di polvere, infatti, diffondono la luce facendo perdere contrasto all’immagine; quest’effetto, chiamato in inglese scattering, è sicuramente enfatizzato dai bassi ingrandimenti che, fornendo una maggiore pupilla d’uscita, fanno risaltare la luminanza del fondo cielo. Un altro piccolo accorgimento da adottare, sempre in riferimento a galassie debolissime ed elusive, è quello di memorizzare attentamente all’oculare ogni particolare visibile o meglio ancora, come fa il mio amico e compagno di osservazioni Giangi Caglieris, registrando tutto su nastro. In certi casi, infatti, persino la debole luce rossa utilizzata per le carte stellari può creare un sufficiente abbagliamento tale da far scomparire per un certo tempo un oggetto al limite della visibilità!
Nella tabella pubblicata sul sito del Galassiere troverete elencate le 12 galassie principali del gruppo di M81 corredate dei parametri principali; è molto importante che focalizziate sulla voce comunemente indicata con S.B. (Surface Brightness, ossia luminosità superficiale), il valore che più di ogni altro ci dice quanto una galassia è visibile indipendentemente dalla sua magnitudo integrata.
Da: http://www.galassiere.it

Gli “Occhi” della Vergine

Gli “occhi” della Vergine. Sono chiamate così due galassie a spirale, The Eyes , che si trovano nella costellazione della Vergine e che sono l’oggetto di questa immagine catturata dal Very Large Telescope dell’ESO, la prima prodotta nell’ambito del programma “Gemme Cosmiche” (vedi sito INAF).
The Eyes si trovano a circa 50 milioni di anni luce da noi e distano circa 100 000 anni luce l’una dall’altra. Il soprannome deriva dall’aspetto dei centri delle due galassie che appaiono come una coppia di ovali bianchi, se osservati con un telescopio di media grandezza, e ricordano un paio d’occhi rilucenti nel buio.
Ma anche se le zone centrali delle due galassie sono simili, le loro parti periferiche sono molto diverse. La galassia in basso a destra, nota come NGC 4435, è compatta e sembra quasi priva di gas e polvere. Al contrario, nella galassia in alto a sinistra, NGC 4438, è evidente una fascia di polvere scura appena sotto il nucleo, mentre alla sinistra del centro sono visibili giovani stelle e il gas si distende fino al bordo dell’immagine.
II contenuto di NGC 4438 è stato strappato alla galassia da un violento processo di collisione con un’altra galassia, che ha deformato la forma a spirale della galassia, come potrebbe accadere alla Via Lattea quando andrà a cozzare con la sua vicina Andromeda tra tre o quattro miliardi di anni.
Il responsabile dell’incidente potrebbe essere NGC 4435. Alcuni astronomi credono che il danno causato a NGC 4438 sia il risultato di un passaggio ravvicinato: 100 milioni di anni fa le due galassie sarebbero arrivate fino a soli 16 000 anni luce circa. Ma se la galassia più grande è stata danneggiata, lo scontro non ha certo lasciato indenne la più piccola. Maree gravitazionali dovute allo scontro sono probabilmente la causa principale dello squarcio prodotto in NGC 4438 che l’ha svuotata del suo contenuto e dello scompiglio in NGC 4435 che ha rimosso la maggior parte del gas e della polvere di e ne ha ridotto la massa totale.
Un’altra possibilità è che il responsabile del danno causato a NGC 4438 sia la galassia ellittica gigante Messier 86, più lontana dagli “Occhi” e non visibile in questa immagine. Osservazioni recenti hanno individuato filamenti di idrogeno ionizzato che collegano le due galassie più grandi, mostrando che esse potrebbero essersi scontrate nel passato. Questa immagine è la prima ad essere prodotta come parte del programma dell’ESO “Gemme Cosmiche” che ha lo scopo di produrre immagini astronomiche per scopi educativi e di divulgazione.
Redazione Media INAF

Le distanze cosmiche contano sulle supernovae

Ma le supernovae esplodono tutte in modo uguale? La domanda è tutt’altro che peregrina, perché in un ambito così complesso e difficile come la misurazione delle distanze cosmiche, le esplosioni delle supernovae di classe Ia, rappresentano un modello standard per la misurazione delle distanze.
Infatti quando si tratta di altre galassie o di parti remote della nostra stessa galassia, la Via Lattea, la misurazione delle distanze avviene attraverso valutazioni date da indizi indiretti. Tra queste le supernovae la cui esplosione è estremamente luminosa. La distanza di una supernovae di tipo particolare, la Ia, può essere calcolata sulla base della sua luminosità: tanto più brillante appare tanto più è vicina.
Ed è stato proprio grazie alle supernovae Ia che gli astronomi hanno compreso che l’universo si sta espandendo ad un ritmo accelerato suggerendo che l’universo sia permeato di una misteriosa energia oscura.
Tutti questi calcoli partono da una premessa, che le esplosioni di supernovae Ia siano tutte eguali. Ma lo sono davvero?
L’ipotesi è che la supernovae di tipo Ia nasca quando una stella particolarmente densa, una nana bianca, riceve massa da una stella donatrice vicina, fino a provocarne l’esplosione. Un nuovo studio riportato su Science e condotto da ricercatori dell’Istituto Weizmann, ha acquisito conoscenze importanti sulla natura della massa delle “donatrici” Lo studio è stato eseguito dal Dr. Avishay Gal-Yam e dal Dr. Assaf Sternberg Weizmann del Dipartimento di fisica delle particelle e di astrofisica, in collaborazione con scienziati provenienti da più di una dozzina di centri di ricerca di Stati Uniti, Europa e Australia.
I ricercatori hanno rivelato che in circa un quarto dei casi presenti nelle galassie a spirale, ma forse di più, la stella compagna che “dona” per la sua massa della nana bianca è probabilmente una stella di medie dimensioni, in gran parte simile al nostro Sole. I ricercatori sono giunti a questa conclusione analizzando la fuoriuscita di gas, tipico delle stelle simili al Sole, osservato durante la “donazione” della massa. Questi risultati rappresentano un importante passo avanti verso la determinazione della natura di tutti i ‘donatori’ stellari, con l’obiettivo finale di stabilire se le supernovae si evolvono ovunque nello stesso modo, mantenendo la stessa luminosità nelle varie fasi. Comprendere la loro evoluzione, a sua volta, può migliorare notevolmente la capacità di misurare le distanze in tutto il cosmo, la mappa della sua evoluzione e la sua geometria.
Redazione Media Inaf

Pianeti per viverci, c’è un candidato

Fresco, spazioso, forse abitabile. Non è l’annuncio per un monolocale da ristrutturare: è il biglietto da visita di HD 85512 b, un pianeta in orbita attorno a una piccola stella a circa 30 anni luce dalla Terra. Uno del mezzo migliaio abbondante di mondi scoperti fino a oggi al di fuori del Sistema solare. Solo che questo sembra avere tutte le carte in regola per consentire, se non di ospitare la vita (è troppo presto per dirlo), quanto meno la presenza di acqua sulla sua superficie.
Chiamarlo gemello della Terra sarebbe dunque del tutto prematuro. E anche fuorviante, visto che rispetto alla massa del nostro pianeta HD 85512 b è almeno tre volte e mezzo più robusto. Al tempo stesso, però, presenta una serie di caratteristiche piuttosto allettanti, tali da renderlo potenzialmente abitabile. «Certo, può sembrare grosso per gli standard del nostro sistema solare», osserva Francesco Pepe, ricercatore all’Osservatorio astronomico dell’università di Ginevra e fra gli autori della scoperta, «ma paragonato ai pianeti gassosi è piccolo. E questo ci fa pensare che debba essere roccioso, come la Terra. Anche se non sappiamo se abbia un’atmosfera più o meno densa, o se sia ricoperto da un oceano. Quello che sappiamo è che, essendo piccolo, probabilmente è roccioso. E che la distanza che lo separa dalla sua stella fa sì che la temperatura sulla superficie sia compatibile con la presenza di acqua».
A dire il vero, è una distanza molto ridotta, più o meno un quarto di quella fra la Terra e il Sole. Tant’è che un anno, su HD 85512 b, dura appena sessanta giorni terrestri. Ma poiché la stella attorno alla quale orbita, HD 85512 (senza la ‘b’), è piccola e fredda, raggiungendo circa la metà della temperatura del Sole, il pianeta sembrerebbe offrire un clima ragionevolmente tiepido. Insomma, come dichiarano gli autori stessi nel loro paper, in corso di pubblicazione su Astronomy & Astrophysics, «se risultasse che HD 85512 b presenta per oltre il 50% una copertura nuvolosa, riteniamo che potrebbe essere potenzialmente abitabile. E rappresenta a oggi, insieme a Gl 581d, il miglior candidato per la ricerca di pianeti in grado d’ospitare la vita: un mondo sull’orlo dell’abitabilità».
Tracce deboli, inferenze robuste
Se la scoperta è di quelle che affascinano, a lasciare a bocca aperta è però soprattutto il metodo che ha permesso agli scienziati di giungere a questi risultati. Sono partiti da una traccia labilissima, una variazione – poco al di sopra la soglia del rumore – della velocità radiale della stella HD 85512, rilevata grazie allo strumento HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher), uno spettrometro montato su un telescopio da 3.6 metri dell’ESO a La Silla, in Cile. «Trovandosi a una trentina di anni luce, dunque relativamente vicina a noi», spiega Pepe, «HD 85512 è abbastanza brillante. Fa parte di un gruppo di dieci stelle molto calme, molto luminose, con tutte le caratteristiche favorevoli per poter consentire la rilevazione di pianeti di piccole dimensioni. Ora, HD 85512 ha un segnale estremamente stabile. Ma noi abbiamo notato una variazione di velocità – piccolissima – con un periodo di circa 60 giorni. Escludendo altri fenomeni, siamo arrivati a concludere che questa variazione è dovuta a un pianeta che le orbita attorno. Misurando poi la sola velocità radiale, siamo riusciti a calcolare il periodo orbitale e una soglia inferiore per la massa del pianeta, che è appunto circa tre volte e mezzo quella della Terra».
Il prossimo passo sarà quello di cercare conferme e, soprattutto, informazioni più precise sulla natura del pianeta. L’ideale sarebbe poterlo osservare mentre transita davanti alla stella, così da produrre una mini-eclissi. «Ciò consentirebbe di misurare il diametro del pianeta. E dal diametro, conoscendo la massa, ricavarne la densità. Purtroppo, però», ammette Pepe, «la probabilità di osservarne il transito dalla Terra è davvero piccolissima, attorno all’1%».
Ma i cercatori di mondi non si danno per vinti, e la caccia continua. Dall’aprile del 2012 HARPS sarà affiancato da uno spettrometro gemello, questa volta piazzato nell’emisfero nord, che si chiamerà HARPS-N, di cui Francesco Pepe è il responsabile. A ospitare HARPS . N sarà un telescopio tutto italiano, anche se si trova sull’isola di La Palma, alle Canarie: il TNG (Telescopio Nazionale Galileo) dell’INAF.
di Marco Malaspina (INAF)

Dalla Brocca dell’acqua al Feretro di Giobbe

Un asterismo è un qualunque gruppo di stelle visibile nel cielo notturno, riconoscibile dal resto per la sua particolare configurazione geometrica. Ad esempio, un gruppo di stelle luminose che appaiono come i vertici di un triangolo in mezzo a un campo più grande di stelle poco visibili è un asterismo. Si tende a riservare la parola a gruppi di stelle poco numerosi apparenti, resi tali solo dalla prospettiva, e non fisicamente collegati. Le normali costellazioni possono essere considerate asterismi di grande dimensione; tuttavia, un asterismo può essere parte di una costellazione, o può raggruppare stelle luminose appartenenti a costellazioni diverse, o, raramente, può coincidere con un’intera costellazione (come nel caso del Piccolo Carro). Nel caso della Croce del Sud dapprima fu intravista una “croce” fra le zampe posteriori del Centauro, ossia un asterismo a forma di croce, poi venne considerata una costellazione a sé. Gli asterismi vengono spesso utilizzati in astronomia come punti di partenza per trovare in cielo altre stelle e costellazioni più deboli.
L’asterismo più conosciuto è senz’altro il Grande Carro, il gruppo di stelle luminose che identificano la costellazione dell’Orsa Maggiore anche se ne costituiscono solo una parte. Un altro asterismo, molto grande e ben visibile nel cielo estivo boreale è il Triangolo Estivo, i cui vertici sono le stelle Vega (nella costellazione della Lira), Altair (nell’Aquila) e Deneb (nella costellazione del Cigno). Nella stessa costellazione del Cigno è ben evidente un asterismo chiamato Croce del Nord per la sua caratteristica forma a croce, bene estesa nei cieli estivi. Un asterismo ben noto alle latitudini australi è invece la cosiddetta Falsa Croce, composto da stelle appartenenti alle costellazioni delle Vele e della Carena così chiamato perché spesso confuso con la vera Croce del Sud.
Asterismi principali: Grande Carro, Piccolo Carro, Triangolo Estivo, Triangolo di Primavera, Triangolo Invernale, Quadrato di Pegaso, Croce del Nord, Falsa Croce.
Fra gli altri asterismi ricordiamo: la Brocca dell’acqua. La parte centrale della costellazione dell’Acquario forma un asterismo a forma di grossa “Y”. La figura è delineata dalle stelle gamma, eta, pi e con zeta Aqr al centro ed è chiamata appunto “Brocca dell’Acqua”; la Mosca del Nord nell’Ariete. Il piccolo gruppo di stelle, 33, 35, 39 e 41 Ari, viene infatti denominato Musca Borealis; i Capretti nella costellazione dell’Auriga che grossolanamente ha la forma di un pentagono. Vicino alla stella alfa (Capella = la capretta) vi è un piccolo trio di stelle: epsilon, zeta e eta Aur, che rappresentano i capretti; la Testa della Balena nella costellazione della Balena. Nell’asterismo, la parte a forma di pentagono racchiusa tra le stelle alfa, gamma, csi2, mu e lambda Cet, è la Testa della Balena; il Feretro di Giobbe nella costellazione del Delfino. La parte a forma di rombo dell’asterismo, indicata dalle stelle alfa, beta, gamma e delta Del, prende appunto il nome di Feretro di Giobbe, per la vaga rassomiglianza con una bara stilizzata; Losanga nella costellazione del Drago. Il quadrilatero irregolare dell’asterismo forma la Losanga o Testa del Drago ed è composta dalle stelle gamma, beta, csi e mu Draconis; Esagono Invernale è un asterismo che raggruppa le stelle più brillanti del cielo invernale: Sirio nel Cane Maggiore, Rigel in Orione, Aldebaran nel Toro, Capella nell’Auriga, Castore e Polluce nei Gemelli e Procione nel Cane Minore. È simile alla Grande G, non comprende ma racchiude le stelle Bellatrix e Betelgeuse, nella costellazione di Orione.
Una stella per Amica

Una bolla gigante e rarefatta chiamata Betelgeuse

Betelgeuse, come la maggior parte delle stelle brillanti, ha un’etimologia araba, ma deriva da un’errata interpretazione dell’originale risalente al tardo medioevo; in arabo, infatti, la stella veniva denominata, oltre che menkíb al-jauzah, la “spalla del gigante”, anche yad al-jauzah, cioè “la mano del gigante”; tuttavia il termine sembra anche richiamarsi alla radice semitica beth che significa “casa”, nel qual caso il nome significherebbe semplicemente “la casa del gigante”; tutto ciò non deve sorprendere poiché la costellazione di Orione era appunto chiamata dagli Arabi «il gigante».
Si tratta senza dubbio di una coincidenza (gli antichi non potevano evidentemente saperlo!), ma Betelgeuse è veramente una gigante nel senso più appropriato del termine: una bolla rarefattissima distante 425 anni luce, 18000 volte più brillante del Sole e che si trovasse al posto della nostra stella arriverebbe quasi a lambire l’orbita di Giove! Fu John Herschel a scoprire nel 1836 la variabilità di questa stella; la sua luminosità apparente oscilla infatti tra la 0,4 (al massimo) all’1,3 durante il minimo. Ma né l’ampiezza delle variazioni luminose, né il periodo con cui si susseguono i massimi ed i minimi sono costanti, per cui Betelgeuse viene usualmente classificata come variabile irregolare o semiregolare. Questa è una caratteristica di molte stelle che, giunte alla fine della loro evoluzione, passano attraverso la fase di gigante rossa, quando la forte espansione degli strati più esterni, con conseguente raffreddamento superficiale, provoca fenomeni d’instabilità nella struttura dell’astro; a questa è sovente associata una variazione delle dimensioni stesse della stella, da cui la variabilità che ne deriva.
Grazie alle sue proporzioni gigantesche, si è potuta verificare direttamente la teoria evolutiva di Betelgeuse, determinandone il raggio con un interferometro già a partire dal 1920 (Michelson e Pease); il valore trovato, pari a 0”.047, era sorprendentemente piccolo in termini assoluti: è infatti l’arco sotteso da una moneta di un euro alla distanza di oltre 100 chilometri! Ciononostante, in termini relativi, non è poco se pensiamo che la maggior parte delle stelle che vediamo in cielo sottendono archi dell’ordine del millesimo di secondo, conferendo loro un aspetto puntiforme anche nei telescopi più potenti. I metodi interferometrici proposti dai pionieri sono stati successivamente affinati e nel 1974 sono sfociati in una tecnica complessa conosciuta come speckle interferometry (interferometria a macchie); senza entrare in dettagli che esulano dal compito di questa paginetta, diciamo solo che la tecnica prevede la ripresa di un numero elevatissimo di immagini della stella con pose brevissime (onde congelare la turbolenza atmosferica) e la loro successiva rielaborazione tramite un computer in modo da ricostruirne il disco. Le misurazioni dirette del diametro di Betelgeuse, tenuto conto della distanza di 425 anni luce, hanno così fornito un valore di oltre un miliardo di chilometri, molto vicino a quello dedotto coi sistemi indiretti tradizionali basati sulla relazione fra distanza, indice di colore e luminosità.
(Tratto da Il Galassiere)

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