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.

Vecchissimi pianeti

Dopo il pianeta più piccolo (http://www.media.inaf.it/2012/01/12/tre-esopianeti-piccoli/), quello più caldo (http://www.media.inaf.it/2011/01/20/il-pianeta-che-si-crede-una-stella/), quello più nero (http://www.media.inaf.it/2011/08/12/pianeta-nero-tres-2b/), quello più liquido (http://www.media.inaf.it/2012/02/21/pianeta-acqua/), quello più veloce (http://www.media.inaf.it/2012/03/22/pianeti-superman/) e quello più simile alla Terra (http://www.media.inaf.it/2011/12/05/kepler-22b-pianeta-abitabile/), ecco arrivare il turno del pianeta più vecchio. Anzi, dei più vecchi, perché di mondi matusalemme ne sono stati scoperti ben due in un colpo solo. La Terra, con i suoi 4.5 miliardi di anni alle spalle, al confronto è una ragazzina. I due mondi orbitanti nel sistema planetario di HIP 11952, una stella nella costellazione della Balena, di anni ne hanno quasi il triplo: 12.8 miliardi a testa.
A individuarli, misurando lo stellar wobble – la variazione periodica della velocità radiale delle stelle dovuta a uno o più corpi che orbitano loro attorno – con lo spettrografo FEROS, un team di ricercatori guidato da Johny Setiawan, del Max-Planck-Institut für Astronomie. Del team fanno parte tre ricercatrici e un ricercatore italiani, tutti in attività all’estero: Veronica Roccatagliata (responsabile della survey, dello University Observatory di Monaco), Davide Fedele (della Johns Hopkins University, a Baltimore), Anna Pasquali ed Elisabetta Caffau (entrambe dell’università di Heidelberg, in Germania).
I due pianeti, che prendono il nome della stella madre con l’aggiunta delle lettere minuscole ‘b’ e ‘c’, sono entrambi giganti gassosi, con periodo orbitale di 290 giorni per uno e appena 7 giorni per l’altro. Nulla d’eccezionale, due mondi alieni come tanti. Se non fosse per la composizione stella che li ospita, talmente “light” da rendere la presenza di un sistema planetario attorno a essa un fatto del tutto inaspettato. «Il primo esempio di un sistema analogo, in orbita attorno a una stella poverissima di metalli, HIP 13044, l’avevamo individuato già nel 2010», ricorda Veronica Roccatagliata (vedi la news su Media INAF sul “Pianeta extrasolare extragalattico”). «All’epoca pensammo che si trattasse d’un caso più unico che raro. Ora, alla luce di questa nuova osservazione, pare invece che l’esistenza di pianeti attorno a stelle del genere sia più comune del previsto».
Quando dicono “a bassa metallicità”, gli astronomi intendono una stella fatta quasi interamente di idrogeno ed elio, i due elementi più “light” della tavola periodica. E un tipico indicatore di “leggerezza” è la bassa abbondanza di ferro: ebbene, HIP 11952 ha un’abbondanza di ferro pari ad appena l’uno per cento di quella del Sole. Ma c’è di più: oltre a essere straordinariamente povera di metalli, con la sua veneranda età è anche fra i sistemi planetari più antichi che si conoscano. «È come aver trovato un reperto archeologico nel giardino di casa», dice Johny Setiawan. «Questi pianeti, probabilmente, si sono formati quando la Via Lattea era ancora bambina».
L’individuazione di HIP 11952 b e di HIP 11952 c è avvenuta grazie a FEROS (Fibre-fed Extended Range Optical Spectrograph), uno spettrografo installato sul telescopio da 2.2 metri del Max Planck e dell’ESO che sorge all’osservatorio dello European Southern Observatory di La Silla, in Cile.
di Marco Malaspina (INAF)

Novità sull’asteroide 2011 AG5

Sull’asteroide 2011 AG5 oggi ci sono dei nuovi interessantissimi sviluppi grazie agli studi del prof. Aldo Vitagliano, dell’Università Federico II di Napoli, che ha formulato alcune interessantissime ipotesi su questo asteroide.  Ecco l’abstract dell’articolo del prof. Vitagliano apparso sulla nostra “Astronomia Nova” di aprile 2012
Recentemente si è parlato molto sui media dell’asteroide 2011 AG5, stimato di circa 140 m di diametro, in seguito ad una sua non trascurabile probabilità di collisione con la Terra nel Febbraio 2040. La possibilità di questo evento è legata ad un avvicinamento alla Terra il 3 Febbraio 2023, ad una distanza di 1,86 +/- 0,24 milioni di km, che produrrà una lieve contrazione dell’orbita dell’asteroide. Se la effettiva distanza dell’avvicinamento cadesse entro una ristretta e ben definita finestra, larga 370 km e centrata a 1.838.260 km dalla Terra, allora l’orbita del corpo subirebbe la esatta “correzione” necessaria ad avere come bersaglio il nostro pianeta 17 anni (10 orbite) più tardi, il 5 Febbraio 2040. Poiché l’incertezza sulla effettiva posizione dell’asteroide si propaga in modo essenzialmente monodimensionale lungo la traiettoria, non solo è possibile stimare la probabilità di un impatto (circa 1/500), ma è anche possibile prevedere quale sia il “corridoio” geografico, relativamente ristretto, entro il quale un tale impatto potrebbe avvenire.
Questo il link all’articolo: http://www.eanweb.com/2012/2011-ag5-una-pericolosa-correzione-di-rotta/

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

Un gigantesco tornado solare

Tornado solari delle dimensioni pari a qualche pianeta come il nostro possono generarsi nell’atmosfera della nostra stella, secondo gli astronomi. Un tornado solare è stato scoperto tramite SDO: un video sarà presentato al National Astronomy Meeting a Manchester. E’ la prima volta che un tornado solare così grande viene filmato. Precedentemente, tornado più piccoli sono stati trovati da SOHO, ma non sono mai stati filmati. Un tornado di queste dimensioni può giocare un ruolo importante nello scatenare tempeste solari globali. Il gas è stato trovato alla temperatura di 50.000-2.000.000 Kelvin ed è stato risucchiato da una struttura chiamata prominenza: ha iniziato a spiraleggiare verso l’alta atmosfera viaggiando per circa 200.000 chilometri lungo il percorso ad elica per un periodo di circa tre ore. L’osservazione risale al 25 settembre 2011.  I gas caldi avevano una velocità di circa 300.000 km/h, da brividi rispetto ai 150 km/h dei nostri tornado.  In genere queste strutture si verificano ai piedi delle CME: quando queste si dirigono verso la Terra, possono causare danni allo spazio circostante, ai satelliti e anche alla rete elettrica.  I tornado solari guidano il campo magnetico e la corrente elettrica nell’alta atmosfera. E’ possibile che questo campo e queste correnti rivestano un ruolo chiave nella direzione delle CME.
(Skylive)

Ciao, ciao dalla Via Lattea … Una foto da un miliardo di stelle!

Sono oltre un miliardo le stelle visibili nell’immagine composita della nostra Galassia presentata al National Astronomy Meeting a Manchester, in Inghilterra. Una dettagliatissima panoramica della Via Lattea che raccoglie oltre dieci anni di osservazioni dei telescopi UK Infrared Telescope alle isole Hawaii e VISTA sulle Ande cilene e che può essere ammirata in tutti i suoi particolari, attraverso l’interfaccia online che permette di navigare l’immagine e zoomarla fino al massimo livello di risoluzione disponibile.
Osservazioni, condotte nell’infrarosso nell’ambito dei progetti UKIDSS/GPS e VVV hanno permesso di sondare in profondità anche quelle regioni, in particolar modo in vicinanza del centro galattico, dove maggiore è la presenza di gas e polveri che bloccano invece quasi totalmente la luce visibile e ultravioletta delle stelle.
“Questa immagine incredibile ci dà una nuova prospettiva della nostra Galassia e illustra le profonde scoperte che possiamo fare grazie alle grandi survey del cielo”, commenta Nick Cross, della School of Physics and Astronomy dell’Università di Edimburgo. “Il fatto di avere a disposizione dati elaborati, archiviati e pubblicati da team di scienziati specializzati, lascia liberi altri ricercatori di concentrarsi sullo sfruttamento scientifico dei dati, ed è un modo molto conveniente e redditizio di fare astronomia”.
di Marco Galliani (INAF)

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