Quella gattamorta di Dione

A guardarla da lontano, Dione è una delle palline da golf che orbitano attorno a Saturno. Interamente avvolta da una coltre ghiacciata, pare impossibile che questa luna da mille chilometri abbondanti di diametro possa far altro che girare attorno al suo pianeta. Eppure le immagini raccolte a distanza ravvicinata dalla sonda Cassini della NASA lasciano ben pochi dubbi: c’è stata un’epoca in cui Dione era geologicamente attiva. Un’epoca che potrebbe non essere ancora terminata. Gli indizi principali giungono dalla morfologia delle “Dorsa del Gianicolo” (Janiculum Dorsa). Qui il colle romano non c’entra nulla: si tratta d’una caratteristica conformazione geologica – circa 800 km d’estensione per 2 km d’altezza – che sfregia il volto della luna. Nelle immagini raccolte da Cassini, la crosta di quest’ultima sembra come arricciarsi, quasi per mezzo chilometro, sotto le pendici delle dorsa. «La flessione della crosta sotto Janiculum Dorsa ci fa supporre che, in passato, la superficie ghiacciata fosse calda», spiega Noah Hammond, della Brown University, primo autore dello studio pubblicato lo scorso marzo sulla rivista Icarus. «E il modo migliore per spiegare la presenza di quel calore è ipotizzare che, all’epoca della formazione della crosta, al di sotto della superficie di Dione vi fosse un oceano». La presenza d’un oceano sub-superficiale non sarebbe certo una novità, fra le lune dei giganti gassosi del Sistema solare. Da tempo si ritiene che ne nascondano uno sia la luna di Giove Europa sia altre due lune di Saturno: Titano ed Encelado. Quanto a Dione, le immagini appena raccolte non sono che l’ultimo d’una serie d’indizi – tutti collezionati dalla sonda Cassini – a sostegno d’un’attività in corso sotto la superficie della luna. A partire dal debole flusso di particelle rilevato dal magnetometro di bordo, fino ai segni di antiche fratture simili a quelle, osservate di recente su Encelado, dalle quali si sollevano pennacchi di ghiaccio e particelle organiche. Certo, se venisse confermata l’esistenza d’un oceano anche sotto la superficie d’un mondo apparentemente così arido e privo di sorprese qual è Dione, l’inventario dei luoghi del Sistema solare potenzialmente in grado d’ospitare i mattoni della vita s’allungherebbe parecchio. Forse fino a comprendere, si augurano gli scienziati, persino sfere gelide come i due mondi nani Cerere e Plutone, che nel 2015 riceveranno rispettivamente la visita  delle sonde NASA Dawn e New Horizons.
di Marco Malaspina (INAF)

Il magnetar non accelera, anzi frena

Le possiamo immaginare come delle super trottole che ruotano velocissime, compiendo anche parecchie centinaia di giri ogni secondo. Questa frenetica rotazione che possiedono le stelle di neutroni denominate pulsar è però destinata a ridimensionarsi nel tempo: simili oggetti celesti tendono infatti a diminuire progressivamente la loro velocità di rotazione, proprietà ormai accertata grazie alle accurate misure raccolte in quasi 50 anni di osservazioni dei loro segnali emessi principalmente nella banda radio, ma anche nei raggi X. Questo fenomeno è estremamente costante ma assai piccolo come intensità: per rallentare la loro rotazione in modo davvero evidente, le pulsar impiegano milioni di anni. Capita a volte però che il loro lento e inesorabile declino sia interrotto da alcuni eventi particolari e rapidissimi, denominati glitch (termine inglese traducibile come difetto, anomalia) che improvvisamente portano un aumento della velocità di rotazione di una pulsar. Una prima ipotesi avanzata per spiegare questo effetto individuava il responsabile nella crosta solida che avvolge le stelle di neutroni. Questo strato, spesso non più di un chilometro, può subire delle fratture che ‘cicatrizzando’ produrrebbero una leggerissima contrazione nelle dimensioni del corpo celeste. Contrazione che appunto innescherebbe un altrettanto piccolo e rapidissimo incremento della velocità di rotazione della pulsar. Un po’ quello che accade a una ballerina che, durante una piroetta, porta vicino al corpo le braccia per aumentare la sua velocità di rotazione. Altre teorie più recenti attribuiscono la comparsa dei glitch alle differenti velocità di rotazione tra la superficie rigida delle pulsar con il loro nucleo superfluido che, ruotando più velocemente, di tanto in tanto riesce a trasferire parte del suo momento angolare alla crosta, provocandone una brevissima accelerazione. Nel pieno del dibattito sull’argomento, arrivano ora le osservazioni di una sorgente denominata 1E 2259+586 e pubblicate in un articolo on line della rivista Nature a mescolare  ulteriormente le carte. I ricercatori guidati da Robert Archibald della McGill University di Montreal, in Canada, il 28 aprile dello scorso anno, durante una delle osservazioni di routine di questa sorgente con il telescopio spaziale Swift della NASA, hanno infatti registrato una piccola e rapidissima variazione nella velocità di rotazione della pulsar. La cosa che però ha sconcertato gli scienziati è stato il fatto che 1E 2259 non ha accelerato la sua rotazione come ci si poteva aspettare ma, al contrario, sembra aver dato un colpo di freni e rallentato la sua rotazione.  Non c’è stato quindi un glitch bensì, come l’hanno ribattezzato i ricercatori, un anti-glitch! Accertato che i dati raccolti siano effettivamente corretti e l’andamento del periodo di rotazione mostri un piccolo ma incontrovertibile salto, il problema principale per gli astrofisici è ora quello di fornire una spiegazione ragionevole di quanto accaduto e allo stesso tempo di capire se la teoria che al contrario spiega le improvvise accelerazioni nelle pulsar mantenga la sua correttezza. Innanzi tutto, quello che i ricercatori mettono in evidenza è che 1E 2259 non è una ‘semplice’ stella di neutroni ma è dotato anche di un campo magnetico sensibilmente maggiore delle pulsar ordinarie. È insomma quello che viene definito un magnetar. Questa ulteriore proprietà estrema può aver determinato il verificarsi dell’anti-glitch. Ma come spiegare questo inatteso fenomeno? Certo il compito non è per niente facile, visto che già le ipotesi sull’accelerazione della rotazione delle pulsar stanno animando un vivace dibattito scientifico. Archibald e i suoi colleghi però non si  danno per vinti e anzi propongono due possibili scenari per descrivere come può essersi verificato questo insolito comportamento. Il primo punta l’attenzione sui fortissimi campi magnetici presenti all’interno del corpo celeste che possono creare dei ‘tunnel’ dove vortici di materia in rotazione vengono canalizzati in modo molto efficiente verso l’esterno, frenando il nucleo e quindi inducendo un rallentamento anche della crosta esterna. Il secondo invece sposta l’attenzione su quello che è l’ambiente esterno attorno al magnetar, dove le linee del suo intenso campo magnetico, aggrovigliandosi, sottraggono istantaneamente momento angolare alla crosta della stella di neutroni. Tuttavia, come riportano gli stessi autori nell’articolo, i dati raccolti da osservazioni  successive di 1E 2259 con altri telescopi spaziali per lo studio dell’universo nelle alte energie sembrano non supportare questa ipotesi. “Ancora una volta i magnetar ci stupiscono con i loro comportamenti estremi costringendoci a rivedere le nostre convinzioni” commenta Gianluca Israel, dell’Osservatorio Astronomico INAF di Roma, coinvolto insieme ad altri colleghi in un recente studio su un altro magnetar anomalo. “La rivelazione di un anti-glitch da uno degli oggetti prototipo della classe potrebbe essere di grande importanza come nuovo strumento per lo studio della struttura interna delle stelle di neutroni, regione che a tutt’oggi rimane di difficile ‘accesso’. Certo è che per approfondire la conoscenza di questi oggetti così estremi c’è bisogno di nuovi strumenti che ci permettano di studiare con maggiore continuità e accuratezza i glitch o le oscillazioni sismiche che avvengono nei magnetar. Settori di ricerca che sono tra i capisaldi della missione LOFT (Large Observatory for X-ray Timing)in cui c’è un forte coinvolgimento di ricercatori INAF e attualmente nella fase A di studio per l’Agenzia Spaziale Europea”.
di Marco Galliani (INAF)

Dieta senza sodio per vecchie stelle

Gli astronomi si aspettano che le stelle simili al Sole espellano la gran parte dell’atmosfera nello spazio verso la fine della loro vita. Ma nuove osservazioni di un enorme ammasso stellare, effettuate con il VLT dell’ESO, hanno mostrato – contro ogni aspettativa – che la maggioranza delle stelle studiate semplicemente non raggiunge questo stadio nella propria vita. Un’equipe internazionale  di ricercatori ha trovato che la quantità di sodio nelle stelle è un indicatore molto chiaro di come esse arrivino alle ultime fasi di vita.
Da molti anni si ritiene di conoscere il modo in cui le stelle evolvono e concludono la propria vita. Modelli numerici dettagliati prevedono che le stelle di massa simile al Sole raggiungano un periodo verso la fine della propria vita – chiamato ramo asintotico delle giganti o AGB (asymptotic giant branch) – in cui le stelle attraversano un ultimo ciclo di combustione nucleare ed espellono la maggior parte della massa sotto forma di gas e polvere.
Il materiale che viene espulso va a formare la successiva generazione di stelle e questo ciclo di perdita di massa e rinascita è fondamentale per spiegare l’evoluzione chimica dell’Universo. Il processo produce anche il materiale necessario per formare i pianeti – e anche gli ingredienti della vita organica.
Ma quando l’esperto australiano di teorie stellari Simon Campbell, del Monash University Center for Astrophysics, di Melbourne, ha riletto alcuni vecchi articoli, vi ha trovato indizi allettanti sulla possibilità che alcune stelle possano in qualche modo sfuggire alle regole e saltare completamente la fase AGB.
Campbell e la sua equipe hanno usato il VLT (Very Large Telescope) dell’ESO per studiare nel dettaglio la luce proveniente dalle stelle dell‘ammasso globulare NGC 6752, nella costellazione australe del Pavone. Questa grande sfera di stelle antiche contiene sia la prima generazione di stelle che una seconda che si è formata un po’ più tardi . Le due generazioni si distinguono per la quantità di sodio che contengono – una misura che i dati di ottima qualità del VLT permettono di ottenere.
“FLAMES, lo spettrografo multi-oggetto ad alta risoluzione montato sul VLT, è l’unico strumento che potesse permetterci di ottenere dati della qualità necessaria per 130 stelle alla volta. Ci ha permesso di osservare gran parte dell’ammasso in un colpo solo”, ha spiegato Campbell.
I risultati sono stati una vera sorpresa – tutte le stelle AGB studiate erano stelle della prima generazione, con livelli di sodio molto bassi. Nessuna delle stelle di seconda generazione, con livelli più alti di sodio, era entrata nella fase AGB.
“Sembra che le stelle debbano seguire un regime dietetico povero di sodio per raggiungere la fase AGB in vecchiaia. Queste osservazioni sono importanti per molti motivi: le stelle AGB sono le più brillanti degli ammassi globulari – perciò le stelle brillanti saranno circa il 70% in meno rispetto a quanto prevede la teoria. Significa anche che i nostri modelli numerici di stelle sono incompleti e devono essere corretti” ha spiegato ancora Campbell.
Tra gli autori dello studio Valentina d’Orazi, una ricercatrice italiana che lavora alla Macquarie University di Sidney, sempre in Australia. Che racconta così la ricerca a Media Inaf: “Negli ultimi anni è stato raccolto un database impressionante di osservazioni, sia fotometriche che spettroscopiche, con campioni di migliaia di stelle, che ci ha permesso di investigare la natura degli ammassi globulari. Sappiamo ormai con certezza che essi non possono più essere considerati un esempio di cosiddetta ‘popolazione stellare semplice’ (ossia di stelle coeve e con la stessa composizione chimica iniziale), ma che al contrario al loro interno gli ammassi globulari  ospitano diverse generazioni di stelle”.
“La caratteristica principale di questi vecchi aggregati stellari è la presenza di variazioni interne nelle abbondanze di elementi leggeri, quali ad esempio carbonio, azoto, ossigeno e sodio per l’appunto. In particolare ciò che osserviamo all’interno di ciascun ammasso è la presenza di una prima generazione di  stelle (attualmente minoritaria rispetto alla popolazione totale) che è ricca in carbonio e ossigeno e povera di azoto e sodio. La cosa interessante pero’ è che negli ammassi globulari la maggior parte delle stelle che oggi osserviamo sono invece povere di carbonio e ossigeno e ricche di azoto e sodio. Queste stelle sono la seconda generazione che si è formata all’interno dell’ammasso dal materiale processato nuclearmente all’interno di una frazione delle stelle di prima generazione”.
“Quando però si andavano ad osservare stelle in fase di ramo asintotico (AGB) tali peculiarita’ chimiche non trovavano corrispondenza: il quadro veniva addirittura capovolto con la maggior parte delle AGB all’interno di un ammasso povere di sodio (e quindi prima generazione di stelle) e un esiguo numero o addirittura nessuna AGB ricca in sodio (e quindi seconda generazione). Il nostro studio ha quindi mostrato  per la prima volta che effettivamente le stelle di AGBs in NGC 6752 sono tutte delle prima generazione, e che nessuna delle stelle di seconda generazione riesce ad ascendere il ramo gigante per una seconda volta”.
“Il risultato ovviamente è molto interessante”, prosegue D’Orazi “visto che le stelle di seconda generazione costituiscono attualmente la popolazione di maggioranza negli ammassi globulari, per cui l’estensione ad altri ammassi globulari di osservazioni analoghe è sicuramente uno dei nostri prossimi obiettivi. Al momento non siamo in grado di fornire una spiegazione definitiva per tale risultato e di fornire un supporto teorico efficace a tale osservabile. Le implicazioni in termini di evoluzione stellare sono pero’ molto importanti: molti ammassi (e in particolar modo quelli che sono caratterizzati da bracci orizzontali molto blu) non possono essere utilizzati in maniera “affidabile” per effettuare i conteggi di stelle e testare i modelli di evoluzione stellare (e relativi tempi scala) se tali conteggi coinvolgono la popolazione di AGB”.
di Eleonora Ferroni (INAF)

Perché Venere e Terra sono tanto diversi

Gemelli diversi, ma perché così diversi? Venere e Terra erano quasi sicuramente due pianeti molto simili alla nascita: entrambi rocciosi, di dimensioni paragonabili e più o meno nella stessa zona del Sistema solare. Eppure guardate quanto diversi sono diventati: la Terra coperta d’acqua per la maggior parte, e con una gradevole atmosfera che ci permette di essere qui a parlarne. Venere caldissimo, arido e dall’atmosfera irrespirabile. Attraverso quali processi i due pianeti sono diventati così diversi? Risponde, su Nature di questa settimana, una ricerca guidata da Keiko Hamano dell’Università di Tokyo. I ricercatori giapponesi propongono un semplice modello, applicabile anche ad altri sistemi planetari, per spiegare come pianeti rocciosi dalla composizione simile ma che orbitano a diverse distanze dalla loro stella possano finire aridi in un caso, coperti d’acqua nell’altro, senza bisogno di altri fattori a differenziarne l’evoluzione. Che la diversa distanza dal Sole sia la chiave per capire le diverse storie di Venere e Terra, può sembrare una considerazione ovvia. E in effetti, spiega Diego Turrini dell’Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali (IAPS) dell’INAF, “che ci fosse un legame tra la posizione di un pianeta e la sua evoluzione è sempre stato chiaro. Ma la domanda era: in che modo entra in gioco la distanza? Potrebbe influenzare il tempo di formazione di un pianeta, che a sua volta ne determina la storia geologica. Oppure, Venere e Terra potrebbero esseri trovati in regioni del sistema solare in cui il meccanismo che ha portato acqua sui pianeti (essenzialmente il bombardamento di comete, ndr) funzionava con efficienza diversa. L’interesse di questo studio è che fornisce una spiegazione molto naturale di come due pianeti così simili possano avere avuto evoluzioni così diverse”. L’idea è che non sia tanto il tempo o la regione di formazione in sé a modificare l’evoluzione di un pianeta, quanto il modo in cui la distanza determina un diverso comportamento dell’atmosfera. Vediamo come. La Terra e Venere dovevano essere molto simili all’inizio della loro storia, per le prime decine o centinaia di milioni di anni del Sistema solare. Entrambi si sono formati da processi di accrescimento caratterizzati da giganteschi impatti, che provocavano la fusione della crosta fino a creare oceani di magma sulla superficie. Una volta finita la stagione degli impatti, quegli oceani di magma hanno iniziato a solidificare, allo stesso tempo creando una densa atmosfera fatta di vapore acqueo. È a questo punto che le storie dei due pianeti avrebbero iniziato a differenziarsi, per effetto del diverso irraggiamento di luce solare. Per il pianeta più vicino alla stella, che riceve più calore, l’atmosfera caldissima e saturata fa da tappo intrappolando il calore sulla superficie. A causa di questo effetto, ci vuole molto più tempo perché il magma solidifichi e il pianeta si raffreddi, probabilmente centinaia di milioni di anni in più. I ricercatori hanno individuato una distanza critica, che per il sistema solare cade proprio poco più in là dell’orbita di Venere, entro la quale il flusso di energia che raggiunge il pianeta dalla stella è più alto del calore che il pianeta riesce a dissipare. Quindi l’oceano di magma ci mette più tempo a solidificare, e in quel tempo il vapore acqueo, che non fa a tempo a condensare e tornare allo stato liquido, si perde nello spazio. Quando la superficie finalmente solidifica, l’acqua è già sparita. Oltre la distanza critica (dove si trova l’orbita terrestre) il calore dissipato è invece più del calore in arrivo dalla stella: insomma il bilancio netto del calore è in perdita, il che permette al magma di solidificare abbastanza in fretta, e al vapore acqueo nell’atmosfera di raffreddarsi e formare oceani di acqua liquida sulla superficie solida che nel frattempo si è formata. “Facendo una analogia grezza, perché in realtà le cose sono molto più complicate, è un po’ come quando l’acqua bolle in una pentola, e il vapore si condensa” spiega Turrini. “Se si spegne il fuoco e l’acqua si raffredda abbastanza rapidamente, il vapore condensa e torna nella pentola. Ma se continua ad arrivare calore, il vapore scappa via e alla lunga l’acqua finisce”. Il valore del modello non si esaurisce nella spiegazione della storia di Terra e Venere, ma può servire anche a fare previsioni su pianeti extrasolari. “Il vantaggio di questo modello è che è generale” spiega Turrini. “Una volta fissata la dimensione della stella, e stimato l’irraggiamento del pianeta, il modello può essere scalato ad altri sistemi, e può fornire previsioni sull’evoluzione dei pianeti in qualunque sistema planetario. Per esempio aiutarci a ipotizzare se su un pianeta la superficie è ancora fusa o no. Però ci sono due problemi: i ricercatori giapponesi suggeriscono che alcuni gas potrebbero funzionare da traccianti e indicare la presenza di un’atmosfera particolarmente calda. Ma l’atmosfera stessa potrebbe funzionare da schermo e non farci vedere quei gas. Inoltre, in molti casi l’età della stella, che è determinante per il modello, non la possiamo conoscere con grande precisione”.
di Nicola Nosengo (INAF)

La costellazione del Bootes

Pierluigi Panunzi (Astronomia. com) ha realizzato una serie di articoli che fa uso del Simulatore di costellazioni in 3D, descritto in questo articolo. La costellazione presa in esame questa volta è quella del Bootes,
Si tratta di una costellazione boreale, con una forma caratteristica che ricorda un lungo aquilone, sulla cui punta  troneggia una meravigliosa stella arancione, brillantissima e della quale tutti prima o poi vogliono sapere il nome. Mille volte mi è capitato di dirlo e mille volte si è subito scatenata l’ilarità dei presenti, fino a che non sottolineavo che il nome Arturo deriva da una parola greca che significa “guardiano dell’orsa”. Evidentemente ci deve essere stato un personaggio di parecchi anni fa, dotato di questo nome, che scatena risate: allora potete capire perché non mi piace il nome “Bifolco”. Provate a dire che “Arturo è la stella principale del Bifolco” senza far ridere e sghignazzare le persone.
Apro una piccola parentesi, sempre sui nomi. Tempo fa su FaceBook mi sono sentito in dovere di intervenire in un post dove stavano deridendo il nome Procione (la stella principale del Cane Minore): in particolare una tipa aveva sentenziato che una stella non poteva avere un nome così… Chissà che cosa frullava nella sua testa… Alla fine ha dovuto ricredersi e la Scienza ha trionfato!
Torniamo all’analisi della costellazione, che contiene ben 9 stelle più vicine di 60 anni luce (tra cui proprio Arturo), qualche stella grandicella (però non i soliti mostri) e tutto sommato decisamente pochi oggetti deep sky.
Tra le sue peculiarità abbiamo che la stella ε Boo, la seconda della costellazione per luminosità e chiamata Izar: è una bellissima stella doppia con un grande contrasto cromatico tra le due componenti. E’ visibile con telescopi non proprio piccoli: la stella principale (di magnitudine 2.4, classe spettrale K0) è di colore giallo-arancio, mentre la secondaria (di quinta magnitudine, classe A2) è di un bel colore blu. Date queste premesse non dovrebbe sorprendere che questa stella sin da subito sia stata battezzata dagli astronomi Pulcherrimala più bella.
Sono 9 le stelle di Bootes entro un raggio di 60 anni luce dal Sole. la più vicina è  Gliese 526, a poco meno di 18 al dal Sole. Come già anticipato, la costellazione di Bootes non presenta stelle eccessivamente grandi: abituati oramai a mostri supergiganti grandi 1000 volte il Sole, non ci fa più effetto trovare stelle grandi più di 100 , ma anche 87, 69 e 55 volte il nostro Sole, rispettivamente 34ν113 e ε Boo. Quest’ultima è proprio la stella doppia di cui parlavo all’inizio, chiamata Pulcherrima.
Non ci sono molti oggetti deep sky in questa costellazione: ne ho scelti due. Il primo è un ammasso globulare molto bello, NGC 5466, visibile anche con telescopi amatoriali, mentre l’altro oggetto è una galassia nana, la Bootes I, galassia satellite della Via Lattea.

I nomi delle stelle di Bootes

In questa costellazione ci sono parecchie stelle dotate di un nome:

  • Arturo (α Boo): dal greco, il guardiano dell’orsa
  • Nekkar (β Boo): lo scavatore
  • Seginus (γ Boo):  latinizzazione di Cygnus, figlio di Nettuno
  • Thiba (δ Boo): le lupe
  • Izar o Pulcherrima (ε Boo): il velo o la più bella
  • Muphrid (η Boo): stella solitaria
  • Asellus III e III (θ, ι e κ Boo): asinello
  • Aulad Althiba (λ Boo): cuccioli di volpe
  • Alkalurops (μ1 Boo): il bastone del mandriano
  • Ceginus (φ Boo): latinizzazione di Cygnus, figlio di Nettuno
  • Aulad Alnathlat (ψ Boo): i cuccioli
  • Merga (38 Boo): dal latino, la zappa

Visibilità della costellazione di Bootes

Bootes è sempre ben riconoscibile con Arturo facilmente raggiungibile prolungando immaginariamente l’arco formato dalle tre stelle dell’Orsa Maggiore (quelle che formano il manico): alle 21, sorge a Nord Est nell’ultima decade di febbraio, culmina a Sud, alto sull’orizzonte, a fine giugno, mentre si trova basso sull’orizzonte, a Nord Ovest a metà ottobre.

Per apprezzare al meglio le notizie riguardanti questa costellazione vi consigliamo di andare sul sito astronomia.com

ALMA mette le galassie sotto la lente

Il telescopio ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), ha individuato alcune delle più distanti galassie attive nel nostro Universo. Il team di ricercatori si è servito del cosiddetto effetto della lente gravitazionale, un effetto in cui la luce di una galassia distante è deviato dall’influenza gravitazionale di una galassia più vicina a chi osserva, che agisce come una lente e fa apparire la galassia più grande e più luminosa. Affinché il gioco riesca è necessario che la galassia più distante sia quasi perfettamente situata dietro la “galassia lente”. L’osservazione di tale fenomeno è per questo molto rara. Yashar Hezaveh, tra gli autori degli articoli pubblicati su  Nature e su The Astrophysical Journal, ha spiegato che questo effetto “permette di misurare la distribuzione della materia oscura nelle galassie nel dettaglio. Questi tipi di studi in precedenza sono stati possibili solo a lunghezze d’onda nella luce visibile con il telescopio spaziale Hubble, ma ora i nostri risultati dimostrano che, grazie ad ALMA, gli studi sulla lente gravitazionale sono entrati in una nuova fase”. In passato solo poche galassie erano state studiate a lunghezze d’onda submillimetriche. “Le nuove osservazioni ad alta risoluzione di ALMA hanno permesso di studiare decine di sistemi simili”, ha affermato Gil Holder, co-autore della ricerca. Il gruppo internazionale di ricercatori ha individuato queste galassie esplorando una vasta area del cielo con il South Pole Telescope (SPT), un radiotelescopio di 10 metri situato proprio in Antartide. Solo in un secondo momento è stato usato ALMA per ottenere immagini a più alta risoluzione, confermando che la luce delle galassie è stata distorta in base alla teoria delle lenti gravitazionali. Le galassie sono poi state nuovamente osservate con ALMA per misurare la luce emessa dalle molecole di monossido di carbonio nelle galassie, e da questa risalire alla loro distanza. Gli astronomi hanno scoperto che molte di queste galassie si trovano a una distanza maggiore rispetto a quanto immaginato: la luce delle molecole ha impiegato più di 12 miliardi di anni per raggiungerci. Dai dati analizzati si evince  che alcune delle galassie attive più distanti brillano quasi come 40 milioni di stelle simili al Sole e producono nuove stelle a un ritmo di 4000 stelle all’anno. L’attività di produzione stellare sembra sia cominciata molto presto, circa un miliardo di anni  dopo il Big Bang. La nostra galassia non regge minimamente il confronto, producendo una media di una stella simile al Sole all’anno. L’obiettivo del team di ricerca è capire proprio il segreto della grande attività di formazione stellare, rispondendo anche ad alcune domande anche sulla formazione della Via Lattea.
di Eleonora Ferroni (INAF)

Un vortice di stelle brillanti

Si chiama J125013.50+073441.5 la bella e scintillante galassia catturata in questa immagine dal telescopio spaziale Hubble (NASA/ESA). Si tratta di una galassia starburst, una sistema il cui processo di formazione stellare è particolarmente inteso e violento. Nell’ immagine si può notare un brillante ammasso di materiale che sembra avvolgere la galassia dando vita ad una forma a vortice. Le regioni nelle quali le stelle si stanno formando sono evidenziate da punti azzurri brillanti lungo i bracci galattici. I dati di questa immagine sono stati raccolti dalla Wide Field Camera 3 di Hubble, come parte dello studio Lyman Alpha Reference Sampe (LARS) sull’interazione tra la radiazioni e la materia nelle galassie starburst relativamente vicine. I ricercatori si occupano di questa tipologia di galassie per studiare l’evoluzione e la formazione stellare, perché contengono una grande quantità di gas, materia prima della formazione di nuove stelle. In galassie come J125013.50+073441.5 il violento momento di formazione stellare è solo una fase: una volta che il gas è terminato, il tasso di nascita di nuove stelle cala drasticamente. J125013.50+073441.5 non è la prima galassia starburst fotografata da Hubble: ricordiamo anche la galassia delle Antenne e M82. Quest’ultima sta formando galassie a un ritmo dieci volte superiore rispetto alla nostra Via Lattea.
di Eleonora Ferroni (INAF)

Regione di formazione stellare delle nebulose Cuore e Anima

La regione di formazione stellare delle nebulose Cuore e Anima (noto anche come Complesso W3/W4/W5) è un complesso nebuloso di grandi dimensioni, visibile in direzione della costellazione di Cassiopea, in cui hanno luogo intensi fenomeni di formazione stellare; la sua ubicazione fisica all’interno della Via Lattea ricade nel Braccio di Perseo, uno dei bracci principali della nostra Galassia, a circa 6800 anni luce dalla Terra. Nonostante la grande distanza, la sua osservazione e il suo studio sono facilitati dal fatto che sulla sua linea di vista non è presente alcun oscuramento a causa di polveri oscure, rendendo così particolarmente semplice e efficace la determinazione di un gran numero di strutture, dagli ammassi di stelle di grande massa fino a quelli di piccola massa e di sorgenti ben avvolte nella nebulosità; grazie a questa facilità di osservazione è possibile studiare anche le relazioni fra le stelle di grande massa e il mezzo interstellare circostante, i processi di formazione stellare presenti e anche le tracce di fenomeni passati, consentendo così di tracciare dei modelli evolutivi per i grandi complessi nebulosi molecolari. Inoltre, grazie alla sua visione d’insieme è possibile studiare le grandi strutture come le superbolle e le loro dinamiche, nonché determinare con facilità lo spessore del Braccio di Perseo nel punto in cui il complesso si trova. La regione del complesso più studiata è quella denominata W3, in cui avvengono i processi di formazione più intensi; dopo la Nebulosa di Orione, W3 è la nebulosa più studiata della volta celeste. La regione delle nebulose Cuore e Anima si trova in direzione di uno dei tratti più settentrionali della Via Lattea, molto in profondità nell’emisfero boreale, nella costellazione di Cassiopea. Le due nubi principali non sono osservabili né ad occhio nudo, né con l’ausilio di un binocolo; per poterle individuare otticamente occorrono strumenti con ingrandimenti superiori a 100 e un cielo molto nitido e buio. Un filtro UHC consente di ottenere un contrasto maggiore, con il quale è anche possibile scorgere le strutture filamentose ospitate in entrambe le nebulose. La loro posizione è circa 5° a nord del celebre Ammasso Doppio di Perseo. Trovandosi ad una declinazione molto settentrionale, le nebulose si presentano circumpolari da gran parte dell’emisfero nord; la costellazione di Cassiopea è una delle figure più classiche delle sere autunnali boreali. Il complesso nebuloso si trova nel Braccio di Perseo, dunque la grande distanza fa sì che anche le sue stelle più luminose siano osservabili solo con un potente binocolo o un piccolo telescopio; associate alle nubi si trovano un gran numero di stelle a partire dalla decima magnitudine, più alcuni ammassi aperti composti in prevalenza da stelle calde e blu, con un’età molto giovane.

Struttura e regioni H II

All’interno della regione sono state scoperte 34 sorgenti IRAS che possiedono una controparte nel lontano infrarosso; 11 di queste si trovano fino a una distanza di 100 parsec (pc) dalla regione del complesso molecolare e possiedono una massa media relativamente bassa, di circa 130 masse solari (M☉). Tre di queste nubi sono associate a delle stelle di classe O o B, mentre le restanti otto costituiscono un ammasso stellare. Sono inoltre noti 19 ammassi stellari, che contengono circa 1600 stelle in totale di magnitudini comprese fra la 11,5 e la 17,5; fra questi ammassi ve ne sono cinque particolarmente ricchi, che contengono da soli circa la metà della popolazione stellare rilevata.

W3

La regione W3, catalogata anche come NGC 896, è la più piccola e la più occidentale del sistema; si tratta di un complesso nebuloso costituito da varie sezioni, catalogate come W3 North, W3 Main e W3(OH), la cui massa, sommata assieme, equivale a circa 70.000 M☉. W3 North comprende la sezione più settentrionale della nube, W3 Main coincide con la parte più luminosa posta ad ovest e W3(OH) è la regione oscura situata poco a sudest di W3 Main. L’intero complesso possiede una forma a guscio, al cui interno si trovano le nubi NGC 896 e IC 1795, che emettono luce visibile. NGC 896 è uno degli addensamenti nebulosi più brillanti, situato sul settore occidentale della nube, ma non mostra delle concentrazioni di stelle ben definite; IC 1795, al contrario, è circondata sui lati settentrionale e meridionale da associazioni di stelle giovani, facenti parte dei settori W3 Main e W3(OH) rispettivamente. La stella centrale dominante di IC 1795 è una nana blu sulla sequenza principale, catalogata come BD +61° 411, con una magnitudine apparente pari a 10,28 e una classe spettrale O6.5V; in aggiunta a questa vi sono altre tre stelle di classe O e B. La loro età, calcolata tramite i modelli evolutivi stellari dopo aver determinato la loro posizione nel diagramma HR, è compresa fra 3 e 5 milioni di anni, un’età intermedia fra i 6-20 milioni di anni circa della struttura a guscio che racchiude il complesso e 1 milione di anni, che è l’età delle stelle più giovani e ancora avvolte nella nebulosità delle regioni compatte W3 North, Main e (OH). La regione di W3 Main, in particolare, è uno dei siti più studiati in cui avviene la formazione di stelle di grande massa, dopo quella di Orione; si tratta di una delle aree più dense e ricche di regioni H II comprese entro un raggio di 2000 parsec dal Sole, le quali ospitano e nascondono una giovane associazione di stelle blu, che ionizzano con la loro radiazione le nubi di gas residue. Si possono distinguere diverse regioni distinte, tutte catalogate con lettere dell’alfabeto latino maiuscolo: W3H, W3J e W3K sono delle regioni disperse, W3A, W3B e W3D sono regioni compatte e W3C, W3E, W3F e W3G sono regioni ultracompatte; a queste si aggiungono otto regioni ipercompatte, del diametro reale di circa 0,01 pc, equivalenti visualmente a meno di 1 secondo d’arco. Le immagini riprese a varie lunghezze d’onda, come nel visibile, nell’Hα e ad altre lunghezze, mostrano la presenza di un getto di emissione proveniente da W3 Main che sembra emergere dalla nube molecolare che la circonda. Le stelle eccitatrici di queste regioni minori sono state in gran parte identificate, tramite osservazioni compiute a varie lunghezze d’onda, tra cui le onde radio: si tratta di stelle di classe O.

W4 (Nebulosa Cuore)

W4, nota anche come Nebulosa Cuore a causa della sua forma a due lobi, ha anch’essa una struttura a guscio ed è la più grande fra le tre nebulose principali del complesso; al suo centro si trova l’ammasso aperto IC 1805, designazione con cui talvolta viene indicata anche l’intera nebulosa ad esso associata. Di fatto IC 1805 costituisce la parte centrale della grande associazione Cassiopeia OB6; le stelle più brillanti dell’ammasso sono delle nane blu, 24 delle quali possiedono una massa superiore a 10 M☉, con un’età compresa fra 1 e 3 milioni di anni. Fra queste stelle blu ve ne sono 9 di classe spettrale O, racchiuse entro un raggio di circa 10 pc, mentre il raggio totale dell’ammasso aperto è di circa 18 pc. Di queste stelle di classe O, si è scoperto tramite studi sulla velocità radiale e della curva di Gauss che 6 sono stelle doppie; fra queste ve n’è una, HD 15558, che pare essere una stella tripla. Nei pressi della nebulosa sono attivi degli episodi multipli di formazione stellare; tramite le immagini ottenute nell’Hα è stata scoperta una superbolla in espansione formata da idrogeno ionizzato dell’estensione di 1200 pc ed emergente dal piano galattico, la cui età, di circa 10-20 milioni di anni, è un’indicatrice del fatto che si sia originata a seguito dell’azione del vento stellare di una prima generazione di stelle massicce. Da questa regione emergono oltre 30 nubi molecolari e globuli dispersi nello spazio circostante, come visto sopra, la cui presenza suggerisce che una volta nella regione si trovasse una nube molecolare gigante, in seguito dissoltasi a causa di un primo intenso episodio di formazione stellare.

W5 (Nebulosa Anima)

W5, nota anche come Nebulosa Anima o Nebulosa Embrione a causa del suo aspetto, appare in luce visibile come una nube fisicamente separata dal complesso W3-W4; ha una forma allungata in senso est-ovest e contiene al suo interno l’associazione di stelle OB catalogata come IC 1848. La nube, che strutturalmente possiede una forma a guscio come le precedenti, è divisibile in due sezioni, indicate come W5-E e W5-W, rispettivamente estese per 35 e 52 pc. W5-E è la sezione orientale e contiene una stella di classe O7V (una nana blu molto calda), BD+59° 0578, il cui vento stellare sembra essere sufficientemente potente da ionizzare l’intera regione in cui si trova; W5-W, la sezione occidentale, contiene invece quattro stelle di classe O, ma ve ne potrebbero essere anche delle altre nella parte orientale della regione, non osservabili perché completamente nascoste dalle dense nubi. Almeno due di queste stelle sono in realtà dei sistemi stellari: BD+59° 553 è una stella tripla, mentre BD+59° 552 è un sistema a quattro stelle. Il punto di intersezione fra le due parti del sistema riporta la sigla IC 1871. La distribuzione degli oggetti stellari giovani, invece, si concentra in particolar modo a 5  pc all’interno del bordo del guscio di gas ionizzato; la scala temporale di circa 0,5–1 milioni di anni, derivata per l’interazione fra la regione H II in espansione e gli addensamenti in cui si trovano gli oggetti stellari giovani, fa intendere che sia stata l’espansione della stessa regione di gas ionizzato a favorire la formazione di nuove stelle.

Fenomeni di formazione stellare

La regione W3 è sede dei più importanti fenomeni di formazione stellare, che sono stati probabilmente indotti da un fronte di ionizzazione proveniente dall’adiacente regione della Nebulosa Cuore (W4); secondo questa teoria, la prima sede di formazione stellare in W3 sarebbe stata in W3 Main, che a sua volta innescò la formazione in W3(OH) e in W3 North. Secondo altre teorie invece non vi sarebbero relazioni di causa-effetto fra i fenomeni di formazione osservati. Nel 2005 fu osservato che le regioni W3 e W4 mostravano dei segni di eventi di formazione stellare consecutivi; l’evento scatenante ebbe luogo nella Nebulosa Cuore (W4) circa 6-10 milioni di anni fa e fu assai energetico, come è testimoniato dalla presenza di una superbolla in espansione notevolmente estesa in direzione nord. In seguito, circa 2,5 milioni di anni fa, ha avuto luogo il secondo fenomeno di formazione, responsabile della formazione dell’attuale superbolla; tutti questi eventi, assieme al vento stellare degli astri neonati di massa maggiore, alla loro radiazione ultravioletta e alle successive esplosioni come supernovae avrebbero causato l’attivazione dei fenomeni di formazione stellare nella regione W3, in un lasso di tempo compreso fra 3 e 5 milioni di anni fa. La stessa nebulosa W3 si sarebbe formata a seguito di questi eventi, in cui ha avuto luogo la terza ondata di formazione stellare, che è tuttora in corso. Tuttavia permangono dei dubbi sulla natura dello scenario stesso in cui hanno avuto luogo i fenomeni, a causa dei dati discordanti forniti dal Chandra. Sui bordi della superbolla in espansione di W4 e all’interno della stessa W4 potrebbero essere ancora attivi dei fenomeni residui di formazione di nuove stelle, provocati dalla compressione dei gas del fronte di ionizzazione originatosi dalle stelle più massicce della regione; fra queste vi è la sorgente IRAS catalogata come IRAS 02310+6133, più alcune giovani stelle che mostrano emissioni Hα. Un altro sito di probabile formazione stellare coincide con una piccola nube situata a sudest della superbolla, in cui si trova la sorgente IRAS 02327+6019; la nube potrebbe aver subito l’effetto della compressione del fronte di ionizzazione proveniente dall’ammasso IC 1805. Un discorso analogo è valido per IRAS 02252+6120 e per altre nubi di massa ridotta che potrebbero dare origine a oggetti di massa molto piccola, come nane brune o persino oggetti ancora più piccoli, dalla massa pari a quella di un pianeta. Nella nebulosa W5 sono invece noti cinque siti in cui è avvenuta la formazione stellare, di cui soltanto uno è in realtà situato all’interno del complesso nebuloso; questi fenomeni vengono provocati dall’azione dell’ammasso IC 1848, situato al centro del complesso. All’interno di diverse nubi situate nelle due sezioni W5-W e W5-E sono presenti dei gruppi di stelle con emissioni Hα, fra le quali spicca la nube AFGL 4029. La distribuzione delle regioni di formazione stellare in W5 differisce infine da quella osservata in W3: infatti mentre in W3 i giovani ammassi aperti e le protostelle di grande massa si trovano retrostanti alla nube, in W5 la formazione di nuove stelle è avvenuta principalmente sul lato delle nubi direttamente esposto alla radiazione ultravioletta osservabile attualmente.

Formazione stellare in W3 Main e W3(OH)

I fenomeni di formazione stellare in W3 sono indicati dalla presenza di un gran numero di sorgenti infrarosse, le quali mostrano diverse caratteristiche tipiche della presenza di tali fenomeni, come i maser OH associati alle sorgenti catalogate come IRS 4 e IRS 5, il maser ad acqua associato a IRS 5 e i getti bipolari attorno a entrambe le sorgenti. IRS 4 e IRS 5 sono delle sorgenti infrarosse compatte molto luminose; la prima è associata alla regione H II ultracompatta catalogata come W3 C e alla regione ipercompatta W3 Ca, una subregione della precedente, mentre la seconda appare in relazione alla regione ipercompatta W3 M.IRS 5 è la regione in cui sembrerebbe più attiva la formazione di stelle di grande massa; al suo interno sono note fin dagli anni ottanta due sorgenti di onde radio, coincidenti con le due regioni H II ipercompatte W3B e W3D2 aventi un raggio inferiore alle 240 UA e contenenti delle giovani stelle al loro interno. A queste due sorgenti, molto vicine fra loro, se ne aggiunge una terza, scoperta nel 2005, che mostra anch’essa i segni della presenza di stelle avvolte nella densa nebulosità di una regione H II ipercompatta; quest’insieme di regioni H II, assieme ad altre quattro rilevate nelle osservazioni a 2,22 μm e comprese in uno spazio dal diametro di 6000 UA farebbero pensare alla formazione di un gruppo di stelle di grande massa dalle caratteristiche simili al gruppo del ben noto Trapezio, nella Nebulosa di Orione. In W3(OH) i fenomeni di formazione stellare sono meno attivi che in W3 Main; al suo interno sono comunque noti dei maser, che indicano la presenza di attività di formazione in tempi recentissimi. La regione è risolvibile in due centri di formazione di stelle di grande massa, separati da 7″ l’uno dall’altro, equivalenti a 0,07 pc; uno di questi è dominato da maser OH e ha dato il nome all’intera regione W3(OH), mentre il secondo appare dominato da maser ad acqua.[25] Nella regione dominata dai maser OH si trova una regione H II ultracompatta dalla forma a guscio e dal diametro di appena 0,012 pc, le cui caratteristiche fanno pensare che la fonte di ionizzazione sia una stella di classe spettrale O7;[26] questa stella potrebbe coincidere con la forte sorgente a raggi X scoperta nel 2008, proveniente da uno dei settori più densi della regione. Le dinamiche della regione sono fra le più conosciute e studiate; da queste dinamiche si è risaliti a un’età cinematica della struttura a guscio di circa 2300 anni. Tuttavia, la sua espansione non sembra essere uniforme. La regione dei maser ad acqua sembra invece essere uno stadio iniziale della formazione di stelle di grande massa; in questo settore non è presente infatti una regione H II, ossia un banco di gas ionizzato dalla radiazione delle stelle giovani associate, ma delle sorgenti che mostrano la presenza di gas molecolare molto compatto e caldo.Nella parte più densa della regione sono presenti delle protostelle di grande massa. Le regioni W4 e W5, in confronto a W3, sono molto poco studiate dal punto di vista dei fenomeni di formazione stellare, in particolare per le stelle di grande massa.

Stelle di piccola massa

Le stelle di piccola massa all’interno delle regioni W3, W4 e W5 sono organizzate in un gran numero di ammassi, i quali sono stati rilevati tramite studi condotti principalmente nella banda del vicino infrarosso. Fra questi ammassi ve n’è uno composto da ottanta stelle comprese in un diametro di circa 20 secondi d’arco attorno alla regione IRS 5, in W3 Main; attorno all’ammasso vi è inoltre un alone molto esteso composto da stelle di massa simile. Gran parte di queste stelle sono state identificate tramite le immagini fornite dall’Osservatorio Chandra a Raggi X. Anche le regioni attorno ai complessi nebulosi W3 Main e W3(OH) sembrano ospitare stelle e protostelle di piccola massa, come nel settore nordorientale di W3(OH), dove sono presenti due piccoli gruppi di stelle giovani identificati dal Chandra; altri ammassi con componenti mostranti un eccesso di radiazione infrarossa sono stati scoperti tramite il Telescopio Spaziale Spitzer in un’area attorno a IC 1795, di cui probabilmente fanno parte. In aggiunta a ciò sono noti 16 oggetti di Classe I (protostelle) e 33 oggetti di Classe II (stelle con un disco di accrescimento), alcuni dei quali posti in posizione isolata e altri raggruppati in piccoli ammassi.

Ambiente circostante

L’ambiente circostante la regione risente profondamente dell’influenza dei fenomeni di formazione stellare passati e presenti; un gran numero di strutture galattiche sono infatti direttamente legate alla presenza del complesso nebuloso. In particolare, la regione circostante W4 è stata studiata in dettaglio per via della presenza di una gigantesca superbolla che si estende verso nord, ben al di sopra del piano galattico; questa bolla, catalogata come Ced 8, venne soprannominata Perseus Chimney (letteralmente “Comignolo di Perseo”) a causa della sua forma apparentemente aperta alle latitudini galattiche più settentrionali, e venne scoperta solo verso la fine degli anni novanta, tramite immagini riprese nella banda dell’idrogeno neutro (HI) e poi nell’Hα. La parte in cui il gas è più denso è individuabile nel settore più a contatto con il complesso nebuloso di W4, mentre man mano che si sale a latitudini galattiche sempre maggiori il gas si fa più rarefatto e la bolla assume una forma a “U”, solo apparentemente aperta verso il bordo più esterno; il diametro massimo in questo punto è di circa 115 pc (375 al). Uno studio del 2007 ha mostrato che la parte superiore della superbolla possiede una sottile parete e che dunque non si è ancora evoluta in un Chimney (un’apertura del mezzo interstellare che dalle regioni giacenti sul piano galattico arriva fino ai bordi del disco galattico, aprendosi all’esterno), ma sarebbe probabilmente in procinto di evolversi in tale struttura. La sua età, ricavata attraverso modelli della sua dinamica, è stata indicata sui 2,5 milioni di anni, che ricade nel lasso di tempo compreso fra 1 e 3 milioni di anni, che pare essere l’età dell’ammasso IC 1805. All’interno della superbolla sono presenti alcune piccole nubi molecolari, fra le quali ve ne sono due con una massa superiore delle altre e dall’aspetto cometario, conferito dall’azione della radiazione ultravioletta proveniente delle stelle di grande massa dell’ammasso IC 1805; la loro età sarebbe di circa 4 milioni di anni. Le nubi minori presenti invece sul lato orientale dell’ammasso si trovano in sovrapposizione con una deformazione della superbolla, la quale in questo punto avrebbe rallentato la sua espansione proprio a causa della presenza di questi addensamenti. Parte dell’energia che ha contribuito all’espansione della superbolla potrebbe provenire dall’esplosione di una supernova avvenuta circa 1,7 milioni di anni fa, il cui resto è individuabile nella stella binaria a raggi X di grande massa LS I +61°303, formato da una stella Be e da una stella di neutroni o forse un buco nero; il suo moto proprio suggerisce che si tratti di una stella fuggitiva espulsa dall’ammasso centrale a causa dell’esplosione della supernova. Al momento dell’esplosione la stella progenitrice avrebbe dovuto avere una massa particolarmente grande, dato il suo brevissimo ciclo vitale derivato dall’età della generazione di stelle di IC 1805; in alternativa, la stella potrebbe essersi formata durante un ciclo di formazione stellare precedente a quello che diede origine all’ammasso. Un secondo resto di supernova è stato individuato circa 1° ad ovest di W3 ed è stato catalogato come HB 3; la bolla è stata scoperta nel continuum radio e la sua velocità radiale fa pensare che sia in interazione con il complesso nebuloso W3.

L’associazione Cassiopeia OB6

Un’associazione OB è un’associazione stellare di recente formazione che contiene decine di stelle massicce di classe spettrale O e B, ossia blu e molto calde; si formano assieme nelle nubi molecolari giganti, il cui gas residuo, una volta che le stelle sono formate, viene spazzato via dal forte vento stellare. Entro pochi milioni di anni, gran parte delle stelle più luminose dell’associazione esplodono come supernovae, mentre le stelle più piccole sopravvivono per molto più tempo, avendo una massa inferiore. Si crede che la gran parte delle stelle della nostra Galassia siano in origine appartenute ad associazioni OB. Paradossalmente, si possono conoscere più facilmente le associazioni OB di altre galassie piuttosto che della nostra, a causa della presenza delle nubi oscure che mascherano la gran parte degli oggetti interni alla Via Lattea. Cassiopeia OB6 è una vasta e brillante associazione OB, estesa per alcune centinaia di anni luce e ingloba diversi oggetti, come le nebulose Cuore e Anima, gli ammassi aperti associati a IC 1805 e IC 1848, la nube IC 1795, Sh2-196 e Sh2-201 e il resto di supernova HB 3. La connessione fra tutti questi oggetti fu ipotizzata per la prima volta negli anni cinquanta, quando venne teorizzata l’esistenza di un’associazione di stelle giovani e calde che eccitasse i gas della regione; le osservazioni di grandi gusci di idrogeno neutro in prossimità di queste stelle calde fece pensare a un’interazione fra le stelle e il mezzo interstellare locale. Cas OB6 appare anche in relazione con una delle più estese e brillanti associazioni OB della Via Lattea, l’Associazione Perseus OB1, a cui appartengono anche le stelle dell’Ammasso Doppio di Perseo. La formazione delle stelle brillanti osservabili nella regione è iniziata nella regione della Nebulosa Cuore circa tre milioni di anni fa; l’età si è potuta calcolare tramite la distribuzione delle stesse stelle sul diagramma HR. Circa tre milioni di anni è anche il tempo di espansione dell’involucro gassoso W4, che possiede un raggio di 35 parsec, che avrebbe dunque un’età paragonabile all’associazione; la bolla HB 3 sarebbe invece stata causata dall’esplosione di una supernova avvenuta all’interno della stessa Cas OB6, che è infatti molto più giovane e il suo effetto sulle nubi di idrogeno neutro circostanti è molto inferiore rispetto a W4. Alcune delle stelle di classe O appartenenti all’associazione sono state studiate nel corso del 2006 per determinare eventuali multiplicità; di queste, cinque hanno mostrato variazioni della velocità radiale in relazione al moto orbitale, fra le quali spiccano la tripla spettroscopica HD 17505A, che assieme a HD 17505B costituisce un sistema di quattro astri con una massa totale di circa 100 M⊙, la binaria a eclisse DN Cas e due binarie con periodi superiori ai cinque anni. A queste si aggiungono altre due stelle di cui si conosce la multiplicità; di conseguenza, sette stelle di classe O su quattordici note nell’associazione (il 50%) risultano essere almeno doppie, una percentuale in sintonia con quella di altre associazioni simili.
Tratto da Wikipedia

Il 28 maggio 1930 nasce l’astronomo americano Frank Drake

Il 28 Maggio 1930 nasce l’astronomo americano Frank Drake. È noto per aver fondato insieme a Carl Sagan il SETI e per la famosa equazione che porta il suo nome (equazione di Drake), riferita alla possibilità dell’esistenza di forme di vita intelligenti extraterrestri.Drake iniziò la sua carriera intraprendendo la ricerca radioastronomica al National Radio Astronomy Observatory (NRAO), a Green Bank nella Virginia Occidentale e in seguito al Jet Propulsion Laboratory. Condusse importanti misurazioni che rilevarono la presenza della magnetosfera e della ionosfera gioviana. Nel 1960 Drake condusse la prima ricerca radio di un’intelligenza extraterrestre, nota come Progetto Ozma. Non venne trovata alcuna evidenza di segnali alieni. Drake considerava il “contatto” sotto forma di segnali luminosi o radio inevitabile negli anni a venire. Nel 1961, assieme a J. Peter Pearman, organizzò la prima conferenza sul SETI al NRAO. Qui propose a una dozzina di scienziati la sua famosa equazione, un tentativo di stimare il numero di civiltà extraterrestri intelligenti presenti nella nostra Galassia con le quali potremmo pensare di entrare in contatto. Il vero problema nella stima di questo numero sta nella scarsa conoscenza che abbiamo dei fattori di questa equazione. Drake prese parte ai primi studi sulle pulsar, fu professore alla Cornell University (1964-84) e direttore del Osservatorio di Arecibo. Nel 1974 scrisse il Messaggio di Arecibo, mentre nel 1972 disegnò assieme a Carl Sagan la piastra collocata sulle sonde Pioneer 10 e 11, il primo messaggio fisico inviato nello spazio. La piastra venne progettata per essere comprensibile da un eventuale extraterrestre che avrebbe potuto incontrarla. In seguito supervisionò anche la creazione del Voyager Golden Record. È professore emerito di astronomia e astrofisica all’Università della California.
by Regolo

Sole, Luna, pianeti e costellazioni ecco il cielo di giugno

Il Sole si trova nella costellazione del Toro fino al giorno 21, quando passa nella costellazione dei Gemelli.

  • 1 giugno: sorge alle 05:37, tramonta alle 20:39
  • 15 giugno: sorge alle 05:34, tramonta alle 20:47
  • 30 giugno: sorge alle 05:38, tramonta alle 20:49
  • effemeridi complete

21 giugno: Solstizio d’estate
Il solstizio d’estate segna l’inizio dell’estate astronomica e cade esattamente alle ore 04:53 (ora legale) del giorno 21. Nel giorno più lungo dell’anno il sole sorge alle 5.35 e tramonta alle 20.49. La luce del giorno dura 15 ore e 14 minuti. Alle ore 13.12 dell’ora legale attualmente in vigore il Sole raggiunge il punto di massima elevazione sull’orizzonte. L’altezza raggiunta dalla nostra stella dipende dalla latitudine del luogo di osservazione.

La Luna

Il giorno 9 alle ore 21:22 la Luna raggiunge l’apogeo (406.485 Km di distanza), mentre il giorno 23 alle ore 11:12 si troverà nel punto più vicino alla Terra nel corso della sua orbita, il perigeo(356.991 km).

  • 1 giugno: tramonta alle 01:31, sorge alle 13:44
  • 15 giugno: tramonta alle 00:09, sorge alle 11:58
  • 30 giugno:  sorge alle 00:33 , tramonta alle 13:41
  • effemeridi complete

fasi lunari del mese:

  • Luna Nuova l’8 (ore 15:59)
  • Primo Quarto il 16 (ore 17:26)
  • Luna Piena il 23 (ore 11:35)
  • Ultimo Quarto il 30 (ore 04:56)

Come ruota la Luna?
di Vincenzo Zappalà

Posizione dei pianeti

Mercurio raggiunge il periodo di migliore osservabilità serale nei primi giorni del mese. Il giorno 12 si trova infatti alla massima elongazione est (ovvero la distanza in gradi dal Sole) pari a 24.28°. Durante il corso del mese la distanza angolare diminuisce e di conseguenza la possibilità di osservarlo con “comodità”.

Aumenta progressivamente il periodo di visibilità serale di Venere E’ visibile ad Ovest già al crepuscolo e questo mese si può sfruttare come punto di riferimento per cercare di osservare Mercurio, con in quale si trova in congiunzione il giorno 21 (vedi congiunzioni). Venere si trova nella costellazione dei Gemelli.

Marte aumenta progressivamente la distanza dalla nostra stella – con la quale è stato in congiunzione nel mese di maggio – tanto che diviene sempre più visibile ad oriente poco prima dell’alba. Marte si trova nella costellazione del Toro

Il gigante gassoso Giove è praticamente inosservabile, dato che il giorno 19 entra in congiunzione con il Sole. Bisognerà attendere la fine del mese per trovarlo nuovamente visibile prima dell’alba, anche se per poco tempo. Giove sta attraversando la costellazione del Toro

In condizioni favorevoli all’osservazione, sono sempre degni di nota i 4 satelliti galileiani (IoEuropa,Ganimede e Callisto), che si mostrano come piccoli puntini bianchi che danzano da un lato all’altro del pianeta sulla linea dell’equatore creando spettacolari configurazioni.

Il “Signore degli Anelli” si conferma il pianeta che in questo periodo monopolizza l’attenzione degli appassionati. E’ infatti ancora osservabile fino alle 3 del mattino, e culmina a Sud attorno alle 22:30. Saturno continua a muoversi di moto retrogrado nella costellazione della Bilancia.

Nel corso di giugno cresce progressivamente la distanza angolare tra Urano e il Sole, e ad inizio mese sarà possibile individuare Urano ad Est già a partire dalla seconda parte della notte. La sua altezza sull’orizzonte aumenta fino all’alba, momento in cui scompare tra le luci del mattino. La luminosità di Urano è al limite della visibilità occhio nudo e per poterlo osservare è necessario l’uso di un telescopio. Il pianeta si trova nella costellazione dei Pesci, vicino al confine con la Balena.

Situazione analoga ad Urano, con il vantaggio di vederlo sorgere, ovviamente ad est, circa un’ora prima (attorno alle 2 del mattino). Tuttavia ricordiamo che Nettuno si avvicina appena alla soglia della percezione ad occhio nudo e per poterlo osservare l’ausilio di un telescopio rimane indispensabile. Nettuno si trova ancora nella costellazione dell’Acquario, dove è destinato a rimanere molto a lungo, fino all’anno 2022.

Preso atto della riclassificazione di Plutone a plutoide da parte della IAU (Parigi, Giugno 2008), la rubrica messa a punto da Astronomia.com include comunque l’osservabilità dell’astro. Plutone continua ad anticipare l’orario del proprio sorgere. Diventa così osservabile praticamente per tutta la seconda parte della notte, inizialmente basso sull’orizzonte orientale, per poi elevarsi fino alla culminazione a Sud che si verifica prima dell’alba. Plutone si trova ancora nella parte alta della costellazione del Sagittario, costellazione che lo ospiterà ancora nei prossimi 10 anni, fino al 2023. Con la sua magnitudine 14 sono necessari un cielo scuro, una buona carta stellare e almeno un telescopio da 8″ di apertura (200mm).

Costellazioni

Appena fa buio, nel cielo di giugno non c’è più traccia delle costellazioni invernali, ad eccezione dei Gemelli e dell’Auriga che, subito dopo il tramonto, ci mostrano ancora le loro stelle principali. Verso Nord-Ovest infatti possiamo ammirare la brillante Capella e la coppia formata da Castore e Polluce, prima che vengano inghiottite dalle luci all’orizzonte. A Sud troviamo le costellazioni primaverili: ilLeone, che ogni giorno che passa volge sempre più verso l’orizzonte ovest, il Boote, la Vergine e la Bilancia.

Alla sinistra del Boote la Corona Boreale con la brillante stella Gemma che ricorda davvero la pietra più preziosa di un diadema. Ad Est della Bilancia si riconosce l’arco delle chele dello Scorpione con la rossa Antares a delineare il torace dell’animale; con l’avanzare della notte tutto il corpo si eleva sopra l’orizzonte, fino a mostrare la coda e l’aculeo. Ad Est della Corona arriviamo alla costellazione di Ercole, nel quale anche con un binocolo si può osservare l’ammasso globulare M13.

Verso Est tre stelle brillanti formano il grande triangolo estivo, attarversato dalla tenue nebulosità della Via Lattea; l’asterismo è formato da tre costellazioni: la Lira con la brillante stella Vega, il Cigno di cui si riconosce bene la coda rappresentata dalla stella Deneb e l’Aquila con la stella Altair. Le stelle del triangolo ci accompagneranno per tutta l’estate, approfittatene per osservare, con un telescopio, la stella che rappresenta il capo del Cigno, Albireo, che è una bellissima doppia e, nella Lira, la nebulosa planetaria M57.

Il cielo settentrionale è, come sempre, caratterizzato dalle due Orse. Volgendo lo sguardo verso la stella polare che nell’Orsa Minore ci indica la direzione nord, vedremo l’Orsa Maggiore dominare il cielo a Nord-Ovest. Dalla parte opposta rispetto alla Polare, a Nord-Est, possiamo riconoscere Cassiopea, dalla forma a “W”, e Cefeo con la sua singolare forma a casetta dal tetto appuntito.
Tratto dalla rubrica del sito Astronomia.com

Voci precedenti più vecchie