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

La prima prova biologica di un supernova

Un isotopo radioattivo del ferro è stato trovato in un batterio fossile. La sua origine può essere una e una sola: una supernova che ha inseminato la Terra. Sappiamo che questi fenomeni sono sicuramente avvenuti in tempi antichissimi, ma questa è una prova diretta e senza alternative di un scoppio recente. La scoperta è avvenuta analizzando i depositi dei fondali dell’Oceano Pacifico e fissa la data dell’esplosione stellare a circa 2.2 milioni di anni fa, quando il primo umanoide cominciava a calpestare il nostro pianeta.

Come ben sappiamo, la maggior parte degli elementi chimici dell’Universo sono nati durante il collasso delle supernove. Le gigantesche esplosioni finali hanno inseminato lo spazio circostante di elementi pesanti. L’isotopo radioattivo Fe-60 è prodotto direttamente e soltanto da questo tipo di esplosione. Il suo tempo di dimezzamento è di 2.62 milioni di anni, estremamente corto se paragonato a quello del Sistema Solare. Ne segue che questo isotopo non può essere presente nella Terra a meno che non sia stato inviato in tempi recentissimi.I batteri trovati vivono nei sedimenti terrestri oceanici e amano enormemente il ferro. Essi costruiscono centinaia di sottili cristalli di magnetite (Fe3O4), con un diametro di circa 80 nanometri. Il ferro arriva a loro attraverso la polvere atmosferica che entra nell’oceano. Alla morte dei batteri rimangono i cristalli, veri e propri fossili che segnano il tempo di vita dei batteri che l’hanno costruiti. Basta quindi analizzare gli strati oceanici e cercare questi cristalli e associargli l’età che deriva dallo strato in cui risiedono. La presenza dell’isotopo in una certa data è un segno chiaro dell’esplosione di una supernova molto vicina alla Terra. L’età recente permette di identificarlo e di stimare il momento dello scoppio cosmico.Eppure l’uomo si è sviluppato lo stesso… o -magari- proprio per quello…
di Vincenzo Zappalaà (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)

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