Sulle onde dell’universo in espansione

Dalla sorprendente scoperta, avvenuta a fine anni ’90 del secolo scorso, che l’universo si espande a una velocità sempre maggiore e che è valsa agli scopritori il Premio Nobel per la Fisica, gli esperti di tutto il mondo sono alla caccia di informazioni utili per capire quale sia il meccanismo che governa questa accelerazione e, soprattutto, a cosa sia dovuto. Uno tra i più promettenti progetti di ricerca in questo ambito è BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey), i cui primi risultati sono stati presentati oggi, durante il Meeting nazionale di astronomia a Manchester, organizzato dalla Royal Astronomical Society (RAS). BOSS ha l’ambizioso obiettivo di raccogliere gli spettri di un milione e mezzo di galassie per rivelare quale sia il ruolo della cosiddetta energia oscura nell’accelerazione dell’universo. Per fare questo, i ricercatori coinvolti utilizzano uno spettrografo di nuova generazione installato al telescopio da 2.5 metri presso l’Apache Point Observatory nel New Mexico (USA). Grazie all’ausilio di questo strumento, i ricercatori sono riusciti a raccogliere finora lo spettro di circa 250 mila galassie molto brillanti (questo è un requisito fondamentale per riuscire a ottenere informazioni su volumi cosmologici molto grandi). Alcune di queste sono talmente tanto distanti che la loro luce ha viaggiato più di 6 miliardi di anni per raggiungere la Terra. Basti pensare che l’universo ha ormai circa 13,6 miliardi di anni. Come indica il suo nome, BOSS sfrutta l’osservazione estesa di questo tipo di oggetti celesti per ricostruire quelli che sono gli effetti indiretti delle oscillazioni acustiche dei barioni (BAO) nella distribuzione della materia nell’universo. Le oscillazioni barioniche acustiche sono ben visibili nel fondo cosmico di microonde e sono state misurate da esperimenti recenti (COBE, WMAP) e verranno ancor meglio investigate dal satellite Planck nel prossimo futuro. Il meccanismo che è alla base di queste oscillazioni è ben noto: materia e radiazione sono nell’universo primordiale indistinguibili e oscillano insieme fino all’epoca della ricombinazione, dopo la quale hanno destini separati e assai diversi. Questo effetto offre la possibilità di determinare in modo preciso una “scala”, cioè una distanza fisica in Megaparsec (milioni di parsec, ogni parsec è pari a circa 3,26 anni luce) alla quale questa oscillazione primariamente avviene, che diventa a tutti gli effetti un “regolo standard” per misurare l’universo. Nello stesso modo in cui queste oscillazioni sono presenti nella radiazione di fondo cosmico (formatasi circa 300.000 anni dopo il Big-Bang), possono essere misurate ad epoche più vicine a noi (quando l’universo aveva un’età di 8 miliardi di anni), attraverso la distribuzione della materia su grande scala. Queste “oscillazioni” nella materia sono prodotte dalla stessa fisica del fondo cosmico, ma appaiono in ere cosmiche molto diverse e vanno stimate in modo alquanto sofisticato. Le piccole differenze di densità che appaiono sotto forma di differenza di temperatura nel fondo cosmico, possono essere osservate nell’universo più vicino a noi come piccole variazioni nella distribuzione delle galassie a una distanza fisica ben precisa, rispetto ad una distribuzione uniforme. L’oscillazione definisce una “scala caratteristica” periodica che si manifesta come una probabilità leggermente maggiore di trovare due galassie distanziate tra loro di 500 milioni di anni luce piuttosto che 400 o 600. La misura di questa scala caratteristica nella distribuzione delle galassie, residuo della oscillazione del plasma, offre un’altra misura standard ad un’epoca molto diversa rispetto a quella del fondo cosmico permettendo così, confrontando tali due misure, di mappare l’evoluzione dell’universo tra le due epoche: quella della formazione della CMB e quella in cui l’universo aveva già età di qualche miliardo di anni. Tra queste due epoche l’universo si è verosimilmente espanso grazie all’effetto dell’energia oscura e molteplici strutture cosmiche si sono già formate. La sfida successiva sarà quella di utilizzare dei traccianti dell’oscillazione ad epoche ancora diverse come il mezzo intergalattico, attivita’ in cui l’Osservatorio di Trieste è coinvolto nell’ambito della collaborazione BOSS. I risultati ottenuti hanno una duplice valenza: da un lato, la significatività statistica di tale misura è molto maggiore rispetto agli studi analoghi di sei anni fa con i dati provenienti dalla survey 2dF survey e dalla stessa SDSS; dall’altro, si estende l’epoca cosmica di osservazioni rispetto ai dati precedenti, in un regime in cui la dark energy (energia oscura) e la dark matter (materia oscura) evolvono rispetto ai valori attuali. Pertanto questi dati offrono la possibilità di rafforzare ulteriormente il modello cosmologico standard, essendo in accordo con misure indipendenti ottenute per esempio dalle supernovae (proprio la ricerca che ha ottenuto il premio Nobel per la fisica 2011) e di misurarne in modo ancora più preciso le sue proprietà, testando la gravità ad epoche e scale fisiche che fino ad ora erano poco conosciute.
* Matteo Viel Ricercatore presso l’INAF-Osservatorio Astronomico di Trieste

Le più belle galassie dell’Ammasso della Vergine

Articolo tratto da “Esploriamo l’Ammasso della Vergine” di Ted Forte; tratto da Sky & Telescope – Traduzione di Walter Ferreri (Orione numero 239 / aprile 2012 pagina 47. L’articolo mette a disposizione del lettore delle mappe dettagliate per aiutare ad andare “manualmente” da una galassia all’altra. Ne proponiamo una sintesi.
La più ricca regione di galassie del cielo si trova fra Denebola, la stella beta Leonis e Vindemiatrix, la stella epsilon Virginis. In questo spazio si incontrano diverse galassie giganti ellittiche e dozzine di magnifiche spirali. L’Ammasso della Vergine consiste in circa 2000 galassie che si trovano fra i 50 e i 60 milioni di anni luce di distanza dalla Terra. Spesso ci si riferisce ad esso come all’Ammasso di Coma – Virgo in quanto si trova a cavallo del confine che separa la costellazione della Vergine e della Chioma di Berenice. L’Ammasso della Vergine è a sua volta il nucleo del Superammasso della Vergine che comprende nella sua periferia il Gruppo Locale, al quale appartiene la Via Lattea.
Il patriarca di questa gigantesca famiglia è Messier 87  (M 87) sede della radiosorgente Virgo A. M 87 si trova in prossimità del centro dell’Ammasso della Vergine. Entro 5° da M 87 è possibile trovare circa 150 galassie più brillanti della magnitudine visuale 12,5. In questa regione ci sono così tante galassie che si possono usare esse stesse come riferimenti per andare da una all’altra (galaxy hopping) invece delle stelle come si fa di solito.
In questo modo però si crea un problema: in questa area ci sono così tante galassie che è facile perdersi o confondersi. Per questo motivo è particolarmente interessante questo articolo di Ted Forte che ha preparato delle mappe dettagliate per aiutarci ad andare da una galassia all’altra senza troppi problemi.
1. Non lontano da M 87 vi è un campo facile da rintracciare e ben distinguibile dominato dalle galassie ellittiche giganti M 84 e M 86 che sono brillanti quasi come M 87. Il campo si trova quasi a mezza strada fra Denebola e Vindemiatrix. M 84 e M 86 formano un triangolo con la galassia spirale vista di taglio NGC 4388. Più difficile da individuare, la piccola galassia ellittica NGC 4387.
M 84 e M 86 caratterizzano il gruppo di otto galassie noto come Catena di Markarian che comprende appunto oltre a M 84 e M 86 anche NGC 4435, NGC 4438, NGC 4458, NGC 4461, NGC 4473 e NGC 4477.
Un articolo scientifico del 1961 scritto dall’astrofisico armeno Benjamin Markarian ipotizzava che la catena rappresentasse una struttura fisica reale piuttosto che una vicinanza prospettica di più galassie poiché 7 di esse si muovono concordemente.
In ogni modo a prescindere dalla loro natura formano una magnifica serie di oggetti da osservare (molti osservatori ritengono che la catena vada da M 84 a sud – ovest fino a M 88 a nord – est. Altri la estendono ancora più in là facendola ruotare ad est attraverso M 91 e NGC 4571. In ogni modo la catena ufficiale discussa da Markarian è quella di otto membri prima illustrata.
2. La galassia M 86 è più ovale di M 84 che è rotonda. Spostando il telescopio da M 84 a M 86 si trova subito un’altra coppia di galassie: NGC 4438 e NGC 4435, note come “Gli Occhi”un nome dato loro da Leland S. Copeland. Esaminando NGC 4438 è possibile notare il suo aspetto perturbato. Da tempo si ritiene che potrebbe esserci un’interazione con la sua vicina più piccola o che forse ci sia stata una fusione in un lontano passato. Un’immagine ottenuta con il telescopio Mayall nella riga alfa dell’idrogeno suggerisce che sia avvenuta in passato una collisione con M 86.
3. Lo spostamento di un ulteriore campo oculare ci porta a centrare la regione di NGC 4461 e NGC 4458. Queste due galassie si trovano a meno di 4’ l’una dall’altra e sono sufficientemente luminose da essere visibili con un telescopio da 20 cm. Questa coppia è comunque l’anello più debole della catena.
4. Entrando nei confini della Chioma di Berenice troviamo i due membri finali della Catena NGC 4473 e NGC 4477; nello stesso campo di vista si trova anche NGC 4479.
5. Continuando questo vero e proprio Grand Tour, giriamo a nord – ovest verso la rotonda NGC 4459, una delle più brillanti di questa serie di galassie.
6. Spostandoci in direzione nord – est da NGC 4459 attraverso la debole NGC 4474 eccoci di fronte alla bella M 88.
7. Ad est di M 88 troviamo la più debole M 91.
8. La nostra prossima meta è M 90
9. Un campo a sud – ovest di M 90 ci conduce a M 89 che è piccola, rotonda e brillante. Con un telescopio a grande campo la si vede in compagnia di una coppia di galassie più deboli a sud, composta dalla elongata NGC 4550 e dalla rotonda NGC 4551. Esattamente a ovest da qui si trova la gigante M 87 con il suo seguito di compagne più deboli.
10. Pescando a sud – est è possibile includere M 58 nello stesso campo con NGC 4550/51.
11. Spostandosi due campi a est di M 58, si arriva a due oggetti Messier. Per arrivarci useremo NGC 4606 come riferimento. Questa galassia si presenta come una piccola macchia di magnitudine 12 con una stella di magnitudine 13 un campo a est di M 58. Forse si potrebbe scorgere anche la più debole NGC 4607.
12. Brillante e modestamente elongata, M 59 condivide lo stesso campo con NGC 4606 e NGC 4607. Verso est troverete l’ancora più luminosa M 60. Il suo compagno molto vicino, più piccolo e più debole NGC 4647 dovrebbe essere facile con un telescopio da 20 cm o più grande. E a sud, la piccolissima NGC 4638 insieme a M 59 e M 60 formano un triangolo appiattito simile a quello che NGC 4387 con le galassie M 84 e M 86.
13. Per raggiungere la nostra prossima destinazione dobbiamo ritornare a M 58 usando di nuovo NGC 4606 e NGC 4607 come riferimento. E ora arriviamo ad uno degli oggetti più famosi dell’ammasso: si tratta delle “Gemelle Siamesi” due galassie spirali di dimensioni simili: NGC 4567 e NGC 4568. Probabilmente si tratta di un sistema interagente dove una galassia si sovrappone all’altra. A nord delle Gemelle troviamo NGC 4564 di magnitudine 11.
14. Nel campo con le galassie Gemelle ci sono tre stelle di magnitudine 7,6 – 9 – 10) che ci indicano la via. Continuando a nord est lungo questa linea facciamo un salto di 1,5° dalla stella di magnitudine 7,6 al punto centrale dell’Ammasso della Vergine dove entra in campo la gigante ellittica M 87. Questa galassia è anche individuata come Virgo A poiché il massicccio buco nero nel suo centro è la radiosorgente più brillante nella costellazione della Vergine. Se doveste perderla sappiate che M 87 è poco più di un grado ad est – sud – est del punto dal quale siamo partiti, il triangolo formato da M 84, M 86 e NGC 4388.
M 87 è un grande ovale luminoso con alcune galassie compagne fra cui NGC 4478. Gli osservatori che hanno la fortuna di disporre di grandi aperture oltre alle diverse compagne potrebbero scorgere anche l’elusivo getto di gas che fuoriesce dal buco nero centrale di M 87.

Il 10% delle galassie possiede un Nucleo Galattico Attivo

Nell’Universo locale circa il 10% delle galassie possiedono un nucleo compatto ed estremamente luminoso detto Nucleo Galattico Attivo (AGN). In molto casi il solo AGN è più brillante dell’intera popolazione stellare della galassia (~100 miliardi di stelle) e la luminosità viene generata in una regione di dimensioni pari circa a quelle del Sistema Solare. Tale emissione non può essere spiegata sulla base di modelli di emissione stellare, ma si ritiene che gli AGN siano alimentati da accrescimento di massa su un buco nero di grande massa (anche fino ad un miliardo di volte la massa del Sole). Ciò che avviene è che il gas interstellare si dispone a formare un disco di accrescimento ruotante attorno al buco nero. Nel disco, la viscosità permette al gas di cadere verso il buco nero, convertendo energia gravitazionale in radiazione elettromagnetica e producendo particelle accelerate a velocità relativistiche.
La classificazione degli AGN è complessa e non univoca, e dipende spesso dalla regione dello spettro in cui vengono studiati per la prima volta. Esistono tuttavia tre classi principali di AGN: galassie di Seyfert, Quasar e radio galassie. Le galassie di Seyfert costituiscono la parte meno luminosa e più vicina dei Quasar. Le radio galassie sono AGN caratterizzati da una forte emissione radio che può estendersi su dimensioni anche più grandi della galassia stessa, cioè anche oltre i 100 chilo-parsec. La maggior parte di queste sorgenti possiede infatti enormi lobi radio simmetrici, da cui viene emessa la gran parte della radiazione e alcune mostrano uno o due getti di materiale molto collimati che escono direttamente dal nucleo e si dirigono verso i lobi. Alcuni AGN sono peculiari nel senso che sono caratterizzati da sorgenti radio compatte (senza lobi) e molto potenti, sono i così detti Blazar.
Negli ultimi anni la comunità astrofisica sta compiendo un grande sforzo per comprendere al meglio gli aspetti fondamentali della struttura, della fisica e della geometria delle zone più interne degli AGN in tutte le loro diverse fenomenologie e per mettere in luce i meccanismi fisici che regolano le interazioni galassia-buco nero e la loro evoluzione in funzione del tempo cosmico.
Una delle più importanti scoperte degli ultimi anni è stata, infatti, quella delle strette relazioni che intercorrono tra la massa del buco nero e alcuni parametri strutturali delle galassie ospiti, che mostra chiaramente come l’evoluzione della galassia e la crescita del buco nero centrale siano strettamente collegati. Si parla quindi di “co-evoluzione” per indicare che, in qualche modo, galassie e buchi neri super-massivi crescono ed evolvono insieme. Si ipotizza che le interazioni tra galassie potrebbero essere responsabili dell’attivazione della formazione stellare e dell’accrescimento sul buco nero. Poiché, durante queste prime fasi di attività, grandi quantità di gas e polveri sono presenti nelle galassie, si pensa che la maggior parte della radiazione primaria dovuta alla formazione stellare ed all’attività nel nucleo sia fortemente oscurata e quasi invisibile a lunghezze d’onda come quelle ottiche o ultraviolette. Man mano che passa il tempo, la potenza della radiazione associata alla crescita del buco nero super-massivo diventa sempre più intensa tanto da essere in grado di scaldare in maniera efficace ed eventualmente espellere il gas nel mezzo interstellare dalla galassia stessa. Si sostiene che questa fase sia associata all’emissione non oscurata di un AGN brillante nell’ottico. Tale “feedback” da parte dell’AGN rallenta l’accrescimento e si ipotizza che sia anche una fase necessaria per spiegare lo spegnimento della formazione di nuove stelle nelle galassie ellittiche di grande massa. Quando la maggior parte del gas freddo è espulso dal sistema, l’accrescimento sul buco nero e la formazione stellare non possono procedere ulteriormente. Al termine di questo processo rimane una galassia passiva con un buco nero super-massivo inattivo al suo centro.
Da: Le galassie attive sito INAF
12 – continua

Una botta di vita

Come si è formata la vita sulla Terra? Una possibile risposta a questa fondamentale domanda arriva dallo spazio e in particolar modo dalle comete. Negli ultimi anni sta infatti acquistando sempre maggior fondamento scientifico l’ipotesi per cui siano stati questi oggetti celesti – composti essenzialmente da polveri, ghiaccio d’acqua e amminoacidi – che cadendo in passato sul nostro pianeta abbiano acceso la scintilla dell’evoluzione biologica. A confermare questo scenario arriva un nuovo studio presentato al 243° meeting della Società Americana di Chimica (ACS) in corso a San Diego, California. L’idea che ha animato gli scienziati coinvolti era quella di verificare cosa accadesse in particolar modo agli amminoacidi durante gli impatti delle comete con l’atmosfera terrestre. Le temperature e le pressioni che si sviluppano sono infatti davvero estreme e c’era il forte dubbio che potessero distruggere quelli che sono considerati i mattoni della vita.
Vista l’ovvia impossibilità di osservare e monitorare direttamente questo tipo di fenomeni, i ricercatori hanno cercato altre vie, realizzando simulazioni al computer ma soprattutto riproducendo in laboratorio questi impatti. A tale scopo sono stati impiegati degli speciali cannoni che hanno sparato getti di gas ad altissima pressione e velocità supersoniche contro bersagli al cui interno erano presenti amminoacidi, acqua e altri materiali. I risultati di questi bombardamenti hanno non solo confermato che questi composti organici rimangono intatti dopo gli impatti, ma sorprendentemente hanno mostrato che il calore sprigionato negli urti fornisce l’energia necessaria per formare i cosiddetti legami peptidici, che tengono uniti gli amminoacidi nelle proteine.
“La nostra ricerca indica che quelli che noi consideriamo i mattoni della vita possono essere rimasti intatti nonostante i tremendi shock e condizioni estreme che si sviluppano durante un impatto cometario con l’atmosfera terrestre”, commenta Jennifer Blank, ricercatrice presso il centro Ames della NASA, che ha guidato il team. “Le comete potrebbero davvero essere state i vettori ideali per portare sulla Terra gli ingredienti necessari alla comparsa della vita. Noi preferiamo questo scenario ad altri, perché include tutti gli elementi richiesti per la formazione di strutture biologiche: amminoacidi, acqua ed energia”.
di Marco Galliani (INAF)

Un Granchio super energetico

Quasi mille anni fa, la sua comparsa nei nostri cieli fu un evento davvero sensazionale. Quella supernova apparsa nel 1054 in direzione della costellazione del Toro era infatti così brillante da essere visibile per alcuni giorni ad occhio nudo anche con il sole alto, come riportato nelle osservazioni condotte dagli astronomi cinesi dell’epoca. Oggi ciò che resta di quella immane esplosione, ovvero una stella di neutroni in rapida rotazione avvolta in una nebulosa di gas e polveri, ribattezzata Crab (Granchio), è ancora uno tra gli oggetti celesti più studiati. Certo, non affidandoci più solo alla nostra vista, ma utilizzando “occhi” artificiali capaci di indagare regioni dello spettro elettromagnetico ben più ampie. Ed è proprio grazie a questi strumenti, che operano sia da terra che dallo spazio, se in questi ultimi mesi la Nebulosa del Granchio sta mostrando un volto inedito. Volto emerso da recenti osservazioni in cui gli scienziati italiani hanno giocato un ruolo di primo piano. Ad aprire la strada di un nuovo, affascinante capitolo nello studio di questo oggetto celeste sono stati i risultati del satellite italiano per astronomia gamma AGILE, poi confermati dalle osservazioni del suo “collega” Fermi della NASA, che aveva scoperto improvvise impennate nel flusso di raggi gamma emessi da questa sorgente. A continuare ed estendere lo studio della nebulosa del Granchio nelle alte energie arrivano ora i dati raccolti dai due telescopi gemelli MAGIC (Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov) che operano nell’osservatorio di Roque de los Muchachos, sull’isola di La Palma alle Canarie.
Quelli che sono i due più grandi telescopi per raggi gamma al mondo, a cui per l’Italia collaborano l’Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN) e l’Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF), hanno registrato i raggi gamma emessi dalla pulsar al centro della nebulosa a energie ben superiori ai 50 GeV (miliardi di elettronvolt), dove fino ad ora gran parte della strumentazione risultava non essere sensibile, scoprendo un’emissione periodica di brevi impulsi che si estendono fino a 400 GeV. Valori che sono anche 200 miliardi di volte più elevati di quelli della luce visibile. Un risultato che ha spiazzato gli scienziati, poiché le teorie attuali che spiegano i meccanismi di produzione dei raggi gamma nelle pulsar pongono un limite all’energia di questa radiazione che è almeno 50 volte inferiore di quella registrata.
“Le recenti misurazioni di MAGIC, insieme a quelle del satellite per astronomia gamma Fermi che ha effettuato osservazioni a energie più basse, forniscono informazioni sull’emissione di raggi gamma che va da un decimo di GeV a 400 GeV”, commenta Lucio Angelo Antonelli dell’INAF-Osservatorio Astronomico di Roma. “Questi dati osservativi creano grandi difficoltà a gran parte delle teorie che finora hanno cercato di spiegare il meccanismo alla base dei processi di emissione delle pulsar e che prevedono limiti energetici molto più bassi per le emissioni ad alta energia. Allo stesso tempo, queste misure forniscono agli studiosi delle pulsar nuovi dati per colmare l’enigmatico meccanismo di produzione dei raggi gamma emessi da questi oggetti estremamente compatti”.
di Marco Galliani (INAF)

Un buco nero di taglia stellare nella galassia Centaurus A

Un team internazionale di scienziati ha scoperto un buco nero ordinario ad una distanza di 12 milioni di anni luce, nella galassia Centaurus A. E’ la prima volta che un buco nero di dimensione normale viene scoperto distante dalle nostre immediate vicinanze. La scoperta viene presentata al National Astronomy Meeting a Manchester.
Sebbene oggetti “esotici”, i buchi neri sono ovunque. Quelli di massa più piccola si formano quando esplodono come supernovae le stelle di grande massa e si pensa che ce ne siano milioni distribuiti in ogni galassia. Nonostante questo, sono molto difficili da scovare visto che non emettono luce e quindi possono essere osservati soltanto attraverso il moto degli oggetti che li circondano. Ovviamente la maggior parte resta nascosta.
Negli anni recenti sono stati fatti molti progressi nella ricerca di buchi neri in sistema binari, osservando le emissioni X prodotte dal materiale che viene strappato alla stella compagna, ma tutti questi oggetti erano relativamente vicini a noi, al massimo nella galassia di Andromeda.
Alla Birmingham University gli astronomi hanno utilizzato Chandra  per ottenere una esposizione di 100mila secondi di Centaurus A e scoprire un oggetto che emette nello spettro X 50mila volte di più del nostro Sole. Un mese dopo, questo oggetto è sceso di un fattore dieci e poi di un fattore 100, divenendo invisibile.
Il comportamento è tipico di un buco nero di piccola massa in un sistema binario durante gli stadi finali di un outburst ed è tipico dei buchi neri della nostra galassia. Implica che il team ha scoperto il primo buco nero normale e lontano, aprendo la possibilità di popolare questi oggetti anche distanti da noi.
Fonte: Royal Astronomical Society (Skylive)

Che fantasia questo Lacaille … !!!

La costellazione dello Scultore copre 475 gradi quadrati. Partendo dal Quadrato di Pegaso e scendendo una quarantina di gradi verso sud si arriva allo Scultore. A destra di questa costellazione, cioè verso ovest se si è rivolti verso l’orizzonte sud, vedremo la brillante Fomalhaut, la bocca del Pesce Australe. La costellazione dello Scultore appartiene al gruppo di quelle visibili in autunno.
Frutto della fantasia di Nicolas Louis de Lacaille, la costellazione dello Scultore fu inventata di sana pianta nel 1752, durante la permanenza del celebre astronomo francese dell’emisfero australe. Servì a sistemare alcune stelline tutto sommato insignificanti in una vasta zona priva di astri luminosi. In effetti se si esclude la brillante Fomalhaut (alfa del Pesce Australe) che si trova circa 20° a ovest, nessuna delle altre costellazioni confinanti (Balena, Fornace, Fenice, Gru e Acquario) offre stelle che saltino all’occhio. Questa plaga celeste, in origine, portava la pomposa denominazione di “laboratorio dello scultore”, ma il nome venne abbreviato già nel secolo successivo.
Sebbene lo Scultore giaccia interamente nell’emisfero australe e il suo confine settentrionale sia a ben -25° di declinazione, l’intera costellazione è visibile da tutta Italia, grazie alla forma sostanzialmente rettangolare, estesa circa 2h in ascensione retta  ed esattamente  15° in declinazione. La sua osservazione, in ogni modo, è facilitata dalle regioni meridionali. La sua superficie di 475 gradi quadrati la pone fra le costellazioni di medie dimensioni (è grande praticamente come il Capricorno) ma la mancanza di stelle brillanti – la alfa è appena di magnitudine 4,3 – la rende difficile da identificare.
La stella alfa – che non ha un nome proprio – è un astro di tutto rispetto. E’ una gigante bianca leggermente variabile distante circa 670 anni luce e brillante quasi come 700 soli. La si individua prolungando verso sud la linea fra Deneb Kaitos e Diphda (le due stelle che segnano la coda della Balena) mentre le altre poche stelle visibili a occhi nudo si trovano partendo da Fomalhaut, piegando poi a sud.
Se si ragiona un momento (con un atlante davanti ) si noterà che il cielo autunnale, osservando verso sud dall’emisfero boreale, non appare povero a causa della bassa altezza sull’orizzonte, ma è veramente deserto. In un ipotetico cerchio di circa 50° di diametro che includa oltre a quelle citate prima anche le piccole costellazioni del Tucano, dell’Orologio e dell’Idra Maschio, oltre che in pezzo di Eridano, solo la già citata Fomalhaut e Achernar, l’alfa dell’Eridano, sono davvero brillanti. Per il resto … mano ibera alla fantasia come quella che certo non è mancata al buon Lacaille che in appena una dozzina di stelle entro la magnitudine 5,5 riuscì a vedere un intero laboratorio di scultura.
Vedendo questa plaga celeste in termini più moderni, la costellazione è interessante perché in essa cade il polo sud galattico (quello nord cade nella Chioma di Berenice). Ovviamente alla massima distanza possibile dal disco di stelle e polveri della nostra Via Lattea, lo sguardo si spinge molto lontano in direzione dello Scultore e di conseguenza la zona è ricca di galassie. Tra queste spiccano le celebri NGC 253 e NGC 300, nonché la sferoidale Sculptor I, la galassia nana dello Scultore, che è un componente del Gruppo Locale. Anzi per essere precisi è una galassia satellite della nostra, distando appena 260.000 anni luce.  Anche se la scoperta, nel 1976 di una seconda Galassia Nana dello Scultore farebbe preferire l’uso del nome Galassia Nana Sferoidale dello scultore (in base alla morfologia), il nome più diffuso resta quello generico; la seconda galassia nana viene invece chiamata Galassia Nana Irregolare dello Scultore. Si tratta di un oggetto sfuggente, invisibile con piccoli telescopi, nonostante la sua magnitudine a causa della sua scarsa densità. Per questo motivo, oltre che per la sua vicinanza (è una delle galassie più vicine a noi), è interamente risolvibile con grandi telescopi.
La Galassia Nana Irregolare dello Scultore (o SDIG), è una galassia minore del Gruppo dello Scultore scoperta il 6 novembre 1976 analizzando un’immagine presa con il telescopio Schmidt dell’ESO. Al pari della galassia nana UGCA 442 è una galassia satellite di NGC 7793.
Data la contemporanea presenza di giovani stelle blu e di vecchie stelle rosse si ritiene che la galassia abbia attraversato più fasi di formazione stellare. Non sono state identificate regioni H II di formazione stellare. L’indice di metallicità è basso e l’età media delle stelle di almeno 6 miliardi di anni per la maggior parte della popolazione.
Più godibili sono i membri del Gruppo dello Scultore di cui le due NGC già citate sono le componenti più vistose. Si tratta di un insieme di galassie quasi tutte spirali distanti circa 8 milioni di anni luce. Sono di fatto il gruppo di galassie più vicino al Gruppo Locale quello a cui appartiene anche la Via Lattea.
Epsilon Scl è una stella doppia le cui componenti hanno magnitudine 5,4 e 8,6.
Blanco 1 è un ammasso aperto di classe III e magnitudine 4,5. Con buona pace della celebre NGC 253, Blanco 1 detiene senz’altro la palma dell’oggetto più vistoso della costellazione.
NGC 253, splendido oggetto celeste, è una grande galassia spirale e fa parte del Gruppo dello Scultore, un ammasso di galassie di cui NGC 253 occupa la posizione centrale. Si individua 7 gradi a sud della brillante stella β Ceti; un binocolo 11×80 è già sufficiente per individuarla e, se la notte è limpida e buia, anche con un 10×50 si può osservare nella sua posizione un leggero alone allungato. Un telescopio da 200mm di apertura rivela bene sia il nucleo, sia i due bracci di spirale, rivolti uno a NE e l’altro a SW, che si originano dalla barra centrale. Due stelle gialle di ottava grandezza appartenenti alla nostra Galassia si osservano sul lato sud dell’oggetto.
Si tratta di una delle cosiddette Galassie dello starburst, ossia dove è vigorosa la formazione stellare. Nel novembre 1940 fu osservata presso il suo nucleo una supernova, classificata come SN 1940E. La sua distanza dalla Via Lattea è stimata sugli 11,4 milioni di anni luce.
NGC 288 è un ammasso globulare che si trova ad appena 2° a SSE di NGC 253
NGC 289 è una galassia spirale e si può individuare 2 gradi a SW della stella α Sculptoris; occorrono strumenti potenti per la sua osservazione, come un telescopio da 200 o 300mm di apertura, in cui si presenta come una macchia chiara allungata debolmente in senso nord-sud. I suoi bracci sono estremamente esili, e servono telescopi molto potenti per poterli scorgere. La sua distanza dalla Via Lattea è stimata sui 104 milioni di anni-luce, dunque ben al di là della gran parte delle galassie visibili in questa costellazione.
NGC 300 è una grande galassia spirale ed è  individuabile circa 6 gradi a NW della stella α Phoenicis, in un’area priva di stelle visibili ad occhio nudo; si nota subito in un binocolo 11×80 o in un piccolo telescopio rifrattore, come un alone chiaro e circolare. Uno strumento di apertura superiore ai 200mm permette di notare molti particolari, sia del nucleo che dei bracci di spirale, che si presentano granulosi. La sua distanza dalla Via Lattea è stimata sui 7 milioni di anni-luce, ed è dunque un importante membro del Gruppo dello Scultore.
NGC 7793 è una galassia spirale ed è individuabile 3 gradi a SSW della stella ζ Sculptoris; fa parte del Gruppo dello Scultore. Può essere scorta con un telescopio rifrattore da 120mm di apertura, ma occorre uno strumento maggiore per apprezzare i dettagli dei bracci, i quali sono avvolti attorno ad un piccolo nucleo luminoso. La sua distanza dalla Via Lattea è stimata sui 12,7 milioni di anni-luce.
NGC 55 è una grande galassia spirale ed è una delle galassie più vicine a noi, la più luminosa delle galassie del Gruppo dello Scultore; altri membri brillanti di questo gruppo sono le vicine galassie NGC 253, NGC 300 e NGC 7793. NGC 55 si presenta come un lungo fuso disposto in senso ESE-WNW, e un binocolo 11×80 è già sufficiente per scorgerla, circa 3 gradi a NNW della stella α Phoenicis. Un telescopio rifrattore da 120 mm di apertura già consente di mostrare la sua caratteristica più tipica: il nucleo della galassia appare infatti decentrato, fortemente spostato nella parte ad ovest, mentre nella zona centrale il fuso appare sottile; un secondo addensamento luminoso, ma meno brillante del nucleo, si trova invece ad est. Secondo gli astronomi, si tratterebbe di una galassia spirale barrata, anche se fortemente deformata; la sua distanza dalla Via Lattea è stimata sui 7,2 milioni di anni-luce.
IC 5332 è una galassia spirale che si individua 1,5 gradi a nord della stella β Sculptoris; è un oggetto sfuggente, nonostante la sua magnitudine apparente. Occorre un telescopio di almeno 150mm per individuarne la posizione, nel quale mostrerà comunque pochi dettagli. La sua distanza dalla Via Lattea è stimata sui 39 milioni di anni-luce.
Tratto da: Le Stelle 2008 numero 66 pagina 68 Lo Scultore di Luigi Fontana
Leggi anche sul nostro sito: “La galassia dello Scultore” (NGC 253) del 5 dicembre 2011; “NGC 247 del Gruppo dello Scultore” del 2 marzo 2011; “Nello Scultore la splendida NGC 300” dell’8 settembre 2010.

Buon compleanno, Titano !

Il 25 marzo 1655 l’astronomo tedesco Christiaan Huygens, con un telescopio auto costruito, osservò un piccolo puntino brillante vicino a Saturno e pensò potesse essere una luna, il che fu confermato dell’osservazione dell’orbita nei giorni successivi.
Oggi sappiamo tante cose su Titano, uno dei satelliti più simili alla Terra e più interessanti del sistema solare e sappiamo che presenta dei cicli simili ai nostri, solo che la sua temperatura esclude un ciclo dell’acqua che invece è rimpiazzato da un ciclo di idrocarburi.
Titano ha nuvole, piogge e occasionali fiumi di metano, che sulla Terra conosciamo come gas. L’etano è meno volatile e dovrebbe avere un ruolo di spicco tra le componenti dei grandi mari di Titano. Questi mari, influenzati dalla gravità fortissima di Saturno, sono stati mappati con radar e osservazioni nel vicino infrarosso dall’ESA tramite la sonda Cassini, che dal 2004 si aggira nel Sistema Saturno.
Un anno su Titano equivale a 29,5 anni terrestri, così le stagioni cambiano molto lentamente e Cassini può constatare fenomeni davvero particolari, come le onde sulla superficie degli oceani.
Il secondo di questi mari, chiamato Ligeia Mare, è la destinazione del Titan Mare Explorer (TiME), uno dei tre candidati quali Discovery Program Mission della NASA. La capsula verrebbe lanciata nel 2016 per raggiungere Titano nel 2023, paracadutata nel grande mare. per 96 giorni la capsula studierebbe la composizione e il comportamento del mare e la sua interazione con il resto del clima, traendo evidenza anche di eventuali composti organici che potrebbero essere attivi e che potrebbero essere simili ai processi che hanno portato allo sviluppo della vita sul nostro pianeta.
Non resta che sperare nella scelta di TiME da parte della NASA per saperne di più!
Fonte: Applied Physics Laboratory (Skylive)

Leone, simbolo di primavera

Se Orione è la costellazione simbolo dell’inverno, la costellazione zodiacale del Leone (Leo, Leonis, sigla Leo estensione 947 gradi quadrati)  si può considerare quella simbolo della primavera. Il suo asterismo principale chiamato in inglese The Sickle, ossia il Falcetto, è facilmente riconoscibile. Nella costellazione del Leone, le stelle che rappresentano la testa unite a quelle che  formano la zampa anteriore (alfa, eta, gamma, zeta, mu ed epsilon Leo), raffigurano un arco con  un tratto rettilineo; è questo  l’asterismo chiamato Falcetto.
Il Leone occupava una posizione di primaria importanza quando furono create le costellazioni in Mesopotamia, attorno al 4000 a.C. e durante l’epoca dei Sumeri, il solstizio estivo cadeva quando il Sole si trovava proprio qui (per il fenomeno della precessione degli equinozi, questo punto si trova oggi nei Gemelli). Il nostro termine Solleone, usato per indicare un periodo di intensa calura, fa proprio riferimento alla presenza del Sole in questa costellazione nel periodo più caldo dell’anno.
Infine possiamo dire che il Leone è una delle poche costellazioni che ricorda realmente l’animale di cui porta il nome, accovacciato in posa regale.
Secondo la tradizione questa costellazione doveva rappresentare il Leone di Nemea che Eracle uccise nella prima delle fatiche impostegli da Euristeo, il re di Micene e di Tirinto. Questo mostro abitava in una grotta vicina alla città di Nemea nel Peloponneso rendendo tutta la zona insicura. Era invulnerabile perché la sua pelle durissima rendeva inefficace qualsiasi arma utilizzata. Eracle riuscì a soffocare l’animale a mani nude. Poi portò il Leone a Euristeo che tuttavia non lo volle tenere. Allora Eracle scuoiò il leone, utilizzando i suoi stessi artigli affilati come rasoi e ne prese la pelle che utilizzò da quel momento come mantello per proteggersi dalle armi nemiche.
Se escludiamo la zona orientale di circa 180° quadrati, che si incunea fra la Vergine e il Sestante, praticamente la maggior parte del Leone è rappresentato proprio dal Falcetto. Numerose sono le galassie che si trovano in questa costellazione. M 65 e M 66 sono due celebri oggetti Messier che, insieme ad NGC 3628, costituiscono una delle triplette più fotografate dagli astrofili.
Un’altra tripletta è visibile più ad ovest ma è più difficile da trovare: si tratta di M 96, M 95 e M 105.
Una delle galassie più brillanti della costellazione fu individuata da W. Herschel. Stiamo parlando della bellissima NGC 2903 situata verso l’estremità occidentale della costellazione, a 1,5° sotto la stella lambda, una stellina arancione di quarta grandezza, identificata pure come SAO 80885 (classe spettrale K5),. Una galassia come NGC 2903 va studiata senza dubbio al telescopio.
Nelle foto la galassia mostra il disco della spirale e in essa si notano bene i bracci che avvolgono il nucleo, con le stelle giovani e le grandi nubi di gas idrogeno che tracciano la forma degli stessi bracci. E’ una galassia abbastanza elongata e con grande presenza di polveri, ben visibili nella regione nucleare, dove alcuni addensamenti deformano un po’ la forma geometrica del bulge.
NGC 2905 è invece una regione HII che si trova in NGC 2903
Fra le galassie si segnala anche Leo I (UGC 5470), una nana sferoidale situata a circa 820.000 anni luce di distanza che fa parte del Gruppo Locale (probabilmente è un satellite della Via Lattea). E’ stata scoperta nel 1950 da A.G. Wilson e si trova nei pressi di Regolo. Nelle foto infatti la galassia Leo I si trova spesso annegata nel bagliore di Regolo (sulla destra vedi anche la galassia IC 591).
E’ abbastanza visibile che la maggior parte delle galassie del Leone appartengono ad una stessa famiglia. Il filo invisibile ma tenace della reciproca attrazione gravitazionale le fa coabitare in un ammasso non molto lontano dal nostro Gruppo Locale.
Tutto insieme l’Ammasso del Leone si allontana alla velocità di 600 Km/s. Probabilmente M 65 e M 66 costituiscono un sotto ammasso relativamente autonomo anche nell’ambito della “famiglia” del Leone.
La stella principale della costellazione è proprio Regolo, una di prima grandezza,l’unica così luminosa a trovarsi ad appena 0,5° dall’eclittica; frequentemente la si può osservare in coppia con dei pianeti, in rari casi persino in congiunzione con essi, ed è frequentemente occultata dalla Luna. Assieme a Aldebaran, Antares e Fomalhaut forma il quartetto di stelle note in antichità come “le stelle regali”.
α Leonis (Regolo) è la stella più luminosa della costellazione; si tratta di un astro di colore azzurro, di magnitudine 1,36 e distante 77 anni luce. Regolo presenta ad oltre 3′ di separazione una compagna arancione di ottava grandezza osservabile anche con un binocolo, sebbene la luminosità della primaria disturbi molto; un telescopio consente di apprezzare maggiormente il contrasto di colori fra le due componenti. La piccola compagna di Regolo è a sua volta seguita da una stellina ancora più fioca. A 20’ da Regolo, verso nord, come abbiamo detto c’è la galassia nana Leo I; ancora più debole è Leo II un grado e mezzo da delta Leonis.
Denebola, le stella beta, ha magnitudine 2,14. Si trova a 43 anni luce e brilla come circa 20 soli.
Algieba è gamma Leonis di mag. 1,98. E’ una stella doppia scoperta da W. Herschel nel 1782. Il sistema si trova a 90 anni luce.
Da un punto 2° a nord – ovest di gamma si irradia la pioggia di meteore Leonidi.
Zozma è delta Leonis ed ha mag. 2,55 e si trova a 80 anni luce. Brilla come 50 soli.
Epsilon Leonis ha mag. 2,98 e si calcola che si trovi a 340 anni luce.
Eta Leonis ha mag. 3,48 e colore azzurro ed è una supergigante ad alta luminosità. Si trova a 2000 a.l.
R Leonis è una variabile a lungo periodo e può essere individuata 5° a ovest da Regolo.
È una delle più brillanti variabili rosse a lungo periodo. R Leonis è stata scoperta nel 1752 dal polacco J. A. Koch ed è la 4a variabile a lungo periodo in ordine di scoperta dopo Mira Ceti, Chi Cygni ed R Hydrae. In una lettera indirizzata all’astronomo J. E. Bode dell’Osservatorio di Berlino, Koch scriveva a proposito delle sue osservazioni: «Mi son permesso, signore, di comunicarle alcune osservazioni che ho effettuato, nel corso di diversi anni, della 420-esima stella del Catalogo Zodiacale del Mayer [R Leonis, nda] che mi sono parse molto importanti. Questa stella ha presentato variazioni considerevoli della sua magnitudo: nel 1780, quando per la prima volta l’avevo osservata al telescopio, l’avevo stimata di 7a magnitudo e appariva molto più debole della vicina Mayer 419 [19 Leonis, nda]. Nel febbraio del 1782 era di 6a magnitudo e visibile a occhio nudo. Alla fine di aprile del 1783 era di 9a e all’inizio d’aprile dell’anno successivo di 10a».
Fra gli osservatori storici di questa stella non poteva mancare Leslie Peltier, valente astrofilo americano vissuto tra il 1900 e il 1980 che nella sua lunga e prolifica carriera osservativa, iniziata a 18 anni con un modestissimo rifrattore da 50 mm, che si era comperato raccogliendo fragole, e protrattasi sino alla sua morte, ha collezionato la scoperta di una dozzina di comete, 2 novae e 132.000 (!) osservazioni di stelle variabili, divenendo uno dei maggiori membri onorari dell’AAVSO. Si racconta che persino durante un ricovero per un attacco di cuore compisse in segreto osservazioni dalla sua stanza d’ospedale; non sorprende dal momento che, come scrisse egli stesso nel suo emozionante best seller Starlight Nights, in avvertimento a coloro intenzionati a intraprendere l’attività di variabilisti, è importante «avvicinarsi a questo tipo osservazioni con grande cautela per non divenire totalmente assuefatti». Evidentemente, secondo questo grande appassionato, lo studio assiduo e sistematico delle variabili ha l’effetto di una vera e propria droga!
Come molte variabili tipo Mira Ceti, anche R Leonis non presenta una forma sferica, ma piuttosto quella di un ellissoide di rotazione con assi pari a 78 e 70 millisecondi d’arco; queste misurazioni molto accurate sono state rese possibili dall’FGS (Fine Guidance Sensor) del Telescopio Spaziale che operando al di fuori dell’atmosfera può sfruttare la sua apertura ai limiti teorici di diffrazione. Alla distanza di 400 anni luce questi valori si traducono in un diametro maggiore e minore di 1.40 e 1.26 miliardi di km rispettivamente. Significa che se si trovasse al posto del Sole arriverebbe a lambire niente meno che l’orbita di Saturno! Il periodo di R Leonis è di 312 giorni (poco più di 10 mesi) durante i quali la stella può variare dalla magnitudine 4.4 alla 11.3; tuttavia l’ampiezza non è costante e mediamente queste variazioni avvengono tra la 5a e la 10a.
Se osservate la curva di luce relativa al periodo 1990-2000 noterete alcune interruzioni che, ovviamente, cadono in corrispondenza delle congiunzioni eliache della stella. Se desiderate osservarla e registrare voi stessi le variazioni di luminosità potete farlo con l’ausilio di una cartina che troverete sul sito del Galassiere.
Vedi anche gli articoli “Ruggiti celesti” pubblicato sul nostro sito il 4 agosto 2010 e “Il Falcetto del Leone” del 21 agosto 2011

Il mezzo interstellare (ISM)

Se lo spazio fra le stelle fosse vuoto, le stelle da dove si formerebbero? E infatti lo spazio non è per niente vuoto, anzi. E’ riempito di materia, che pur risultando invisibile ai nostri occhi, costituisce la materia prima da cui nascono le stelle.
Lo spazio è pieno di gas e di polveri e questa materia è conosciuta come mezzo interstellare (ISM, acronimo di Interstellar Medium). L’ISM è costituito da gas (principalmente idrogeno) e da polvere (presente in proporzione di circa l% della massa del gas). La polvere è costituita da elementi e composti diversi dall’idrogeno, come il carbonio, il silicio e così via oltre che da molecole come CO, HCN e molte altre ancora.
La materia che costituisce l’ISM non si distribuisce in modo uniforme nello spazio ci sono regioni in cui la densità è maggiore accanto ad altre di minore densità. In modo simile, ci sono regioni dell’ISM che sono calde, mentre altre sono fredde. Dunque i parametri più importanti che riguardano l’ISM sono la temperatura e una quantità che chiameremo densità in numero (n). Quest’ultima è il numero di particelle presenti nell’unità di volume (per ogni metro cubo: le particelle possono essere atomi singoli, neutro o ionizzati, combinati in molecole o una miscela di tutto questo. Poiché nell’ISM c’è di gran lunga più idrogeno di qualunque altro materiale potremo dire con buona approssimazione che la densità di particelle è il numero degli atomi di idrogeno per metro cubo. E’ da sottolineare che nell’ISM si incontra un intervallo estremamente esteso di temperature e di densità in numero. Si va da solo 100 particelle per metro cubo fino a circa 10 alla 17 particelle per metro cubo. Similmente, la temperatura varia da 10 K fino ad alcuni milioni di gradi. Il mezzo inter – nubi caldo è generalmente molto esteso, oltre che caldo è di densità estremamente bassa e consiste principalmente di idrogeno ionizzato. Esso non oscura la nostra visione del cielo: infatti la luce ci passa attraverso senza essere assorbita e anche il mezzo intern – nubi tiepido è trasparente.
Tutte le altre regioni si presentano ai nostri occhi in forma ben distinta e perciò sono oggetti riconoscibili. Possiamo dividerle in due gruppi: le regioni dell’ISM che sono interessate dalla formazione stellare, come le  nubi diffuse, le nubi dense, le regioni HII e quelle che hanno a che fare con la morte delle stelle: le nebulose planetarie, i resti di supernova e i gusci circumstellari.
Come abbiamo detto l’ISM è composto da gas (soprattutto idrogeno) e polveri e perciò è sostanzialmente invisibile, però ci sono luoghi della Galassia (che noi abbiamo già visitato) in cui si verificano le condizioni che tendono ad aggregare il materiale e allora queste regioni più dense della media si rendono ben visibili anche agli astrofili, si tratta delle nebulose.
Tratto da: “L’astrofisica è facile! di Mike Inglis pag. 43-45
11 – continua