Un ricordo all’esperimento di Miller

Nel 1952 il professore americano Harold Clayton Urey, premio Nobel per la chimica nel 1934, incaricò un giovane ricercatore, Stanley Lloyd Miller, di eseguire un dato esperimento. All’interno di una boccia di vetro, Miller mise dell’acqua mantenuta ad alta temperatura e in un’altra boccia una miscela di idrogeno (H2), ammoniaca (NH3) e metano (CH4), cioè tutti quei gas che insieme al vapore acqueo (H2O) si pensava potessero costituire l’atmosfera primordiale. L’acqua calda, che avrebbe dovuto rappresentare secondo gli scienziati l’oceano primitivo, creava vapore che passando attraverso un tubo arrivava al recipiente che conteneva la miscela di gas. All’interno di quest’ultimo contenitore venivano generate scariche elettriche a 60.000 volt che dovevano riprodurre fenomeni temporaleschi probabilmente frequenti e intensi all’epoca dell’origine della Terra. L’esperimento durò una settimana, alla fine della quale si osservò con grosso stupore che nel recipiente dell’acqua si trovava un liquido rosso-arancio che conteneva molti composti, ma in particolare alcuni aminoacidi, cioè i precursori delle proteine che sono i componenti principali di ogni essere vivente. L’esperimento di Miller dimostrò che da composti semplici, che si pensava fossero presenti nell’atmosfera primordiale, si potevano formare molecole complesse, quelle appunto che si trovano nei composti organici di tutti gli organismi viventi. Si ipotizzò quindi che in un’atmosfera primitiva caratterizzata da continui fenomeni temporaleschi, calore e radiazioni ultraviolette, attraverso semplici processi chimici di sintesi, si sarebbero potuti formare i precursori biologici degli esseri viventi. In seguito le piogge avrebbero trasportato questi semplici composti organici fino al mare, dove, successivamente avrebbero potuto trasformarsi e accrescersi. Comunque creare in laboratorio gli aminoacidi non significa creare un organismo vivente, ma è ovvio che questo fu un importante passo avanti verso la formazione abiotica (cioè chimica) degli esseri viventi. Da allora molti scienziati hanno ripetuto l’esperimento di Miller con molte varianti. Si può modificare la composizione della miscela gassosa, variare la temperatura, usare altre forme di energia al posto delle scariche elettriche, ma il prodotto finale è sempre lo stesso: sostanza organica.

Stanley Lloyd Miller (Oakland, 7 marzo 1930 – National City, 20 maggio 2007) è stato un biochimico statunitense. È noto per i suoi studi nel campo dell’origine della vita, e in modo particolare per l’esperimento di Miller-Urey che dimostrò che dei composti organici possono essere creati da processi fisici abbastanza semplici a partire da sostanze inorganiche. Per svolgere l’esperimento, Miller ricreò le condizioni ambientali che si supponeva esistessero al tempo della Terra primordiale.  Stanley Miller studiò all’Università di Berkeley, conseguendo il bachelor nel 1951, e all’Università di Chicago dove conseguì il Ph.D. in chimica nel 1954. A Chicago fu allievo di Harold Urey. Miller continuò le sue ricerche presso il California Institute of Technology (1954–1955) e quindi passò al dipartimento di biochimica dellaColumbia University a New York, dove lavorò per i successivi cinque anni. Tornò poi in California dove divenne assistant professor(1960–1962), associate professor (1962–1968), e quindi professore di chimica all’Università della California a San Diego (dal 1968). Lavorò nel campo dell’origine della vita (è considerato un pioniere nel campo dell’esobiologia), della presenza in natura dei clatrati idratie dei meccanismi generali dell’anestesia. Fu membro della National Academy of Science e ricevette la Oparin Medal per i suoi importanti contributi nel campo dell’origine della vita. Nel 1828 Friedrich Wöhler aveva sintetizzato l’urea, che è una molecola organica e che precedentemente si pensava potesse essere prodotta solo da organismi viventi. L’esperimento di Miller-Urey andò oltre mostrando che delle biomolecole di base possono formarsi attraverso semplici processi fisici. Negli anni 1950 Urey presumeva che l’atmosfera della Terra primordiale fosse simile a quella presente oggi su Giove, cioè ricca di ammoniaca, metano e idrogeno. Miller, lavorando nel suo laboratorio all’Università di Chicago, dimostrò che tali composti, se sottoposti a una sorgente di energia come, per esempio, una scarica elettrica, possono reagire con l’acqua per produrre gli amminoacidi essenziali per la formazione della materia vivente: idee simili erano state avanzate dal chimico russo Aleksandr Oparin e dallo scienziato britannico J.B.S. Haldane fin dagli anni ’20. Miller riconobbe fondate alcune obiezioni all’ipotesi che l’atmosfera primordiale potesse essere riducente tanto quanto assumevano lui e Urey. Nel 2008 altri ricercatori ripresero gli studi di Miller usando attrezzature più moderne e sensibili. Gli esperimenti includevano simulazioni precedentemente non fatte, ad esempio con i gas rilasciati durante esplosioni vulcaniche. Le analisi successìve individuarono la presenza di ulteriori amminoacidi e di altre sostanze di interesse.

Saturno VI ovvero Titano

Titano è il più grande satellite naturale del pianeta Saturno ed uno dei corpi rocciosi più massicci dell’intero sistema solare; supera in dimensioni il pianeta Mercurio, per dimensioni e massa è il secondo satellite del sistema solare dopo Ganimede. Si tratta inoltre dell’unico satellite in possesso di una densa atmosfera, che in passato ha impedito uno studio dettagliato della sua superficie dalla Terra. Con la missione spaziale Cassini-Huygens è stato possibile studiare l’oggetto da distanza ravvicinata ed il lander Huygens è atterrato con successo sul suolo titaniano. L’atmosfera titaniana appare ricca di metano e la temperatura superficiale media è molto vicina al punto triplo del metano dove possono coesistere le forme liquida, solida e gassosa di questo idrocarburo. Misure condotte con telescopi terrestri hanno evidenziato che la superficie non è uniforme e presenta quelli che potrebbero essere dei continenti.
Cenni storici
Titano fu scoperto il 25 marzo 1655 dall’astronomo olandese Christiaan Huygens. Si trattava del primo satellite naturale ad essere individuato dopo i satelliti galileiani di Giove. Huygens lo denominò semplicemente, in lingua latina, Luna Saturni (“il satellite di Saturno”) ad esempio nell’opera De Saturni Luna observatio nova del 1656. Quando più tardi Giovanni Domenico Cassini scoprì quattro nuovi satelliti, li volle chiamare Teti, Dione, Rea e Giapeto (complessivamente noti come satelliti lodicei); la tradizione di battezzare i nuovi corpi celesti scoperti in orbita attorno a Saturno proseguì e Titano iniziò ad essere designato, nell’uso comune, come Saturno VI, perché apparentemente sesto in ordine di distanza dal pianeta. Il nome di Titano venne suggerito per la prima volta da John Herschel (figlio del più celebre William Herschel) nella sua pubblicazione Risultati delle osservazioni astronomiche condotte presso il Capo di Buona Speranza del 1847. Di conseguenza iniziò la tradizione di denominare gli altri satelliti saturniani in onore dei titani dellamitologia greca o delle sorelle e dei fratelli di Crono.
Orbita e rotazione
Titano orbita intorno a Saturno in 15 giorni e 22 ore. Come la Luna e molti altri satelliti dei giganti gassosi, il suo periodo orbitale è identico al suo periodo di rotazione; Titano è quindi in rotazione sincrona con Saturno.
Dati fisici
Titano è stato a lungo ritenuto il satellite più grande del sistema solare. In verità le prime osservazioni dalla Terra sono state disturbate dalla sua densa atmosfera, che ha causato una stima per eccesso delle dimensioni reali del corpo. Il satellite gioviano Ganimede è leggermente più grande di Titano oltre che più massivo. Le proprietà fisiche di Titano sono simili a quelle di Ganimede e Callisto, del satellite nettuniano Tritone e di Plutone. La massa del satellite è rappresentata verosimilmente per metà da ghiaccio e per l’altra metà da materiale roccioso. La sua struttura interna è probabilmente stratificata, con un nucleo roccioso dal diametro di circa 3 400 km circondato da strati composti da diverse forme cristalline del ghiaccio. L’interno di Titano potrebbe essere ancora caldo e vi potrebbe essere uno strato liquido composto da acqua ed ammoniaca situato fra il nucleo roccioso e la crosta ghiacciata. Prove a sostegno di questa ipotesi sono state recentemente scoperte dalla sonda Cassini. Ciò avvalora l’ipotesi della presenza di uno strato liquido all’interno del satellite sul quale galleggerebbe il leggero strato superficiale. Sebbene la composizione chimica titaniana sia analoga a quella degli altri satelliti naturali di Saturno, e in particolar modo Rea, Titano presenta una densità maggiore per via della compressione gravitazionale.
Atmosfera
Titano è l’unico satellite naturale del sistema solare a possedere un’atmosfera sviluppata. La sua scoperta risale al 1944.  In seguito le osservazioni condotte da distanza ravvicinata nell’ambito del programma Voyager hanno permesso di determinare che l’atmosfera titaniana è più densa di quella terrestre, con una pressione alla superficie di circa il 50% maggiore, e le sue imponenti formazioni nuvolose rendono impossibile l’osservazione diretta della superficie. La foschia  contribuisce a sostenere un effetto serra al contrario che, aumentando l’albedo del satellite e riflettendo la luce incidente nello spazio, ne diminuisce la temperatura superficiale. L’atmosfera è composta al 98,4% di azoto ed all’1,4% di metano. Sono presenti tracce di numerosi altri gas.
Superficie
La missione Cassini ha rilevato che la superficie di Titano è relativamente liscia. Le poche formazioni simili a crateri da impatto sembra siano state riempite da piogge di idrocarburi o vulcani. L’area attualmente mappata non sembra presentare variazioni in altezza maggiori di 50 m.Tuttavia l’altimetria radar ha coperto al momento solo parte della regione polare Nord. La superficie di Titano è segnata da vaste regioni di terreno chiaro e scuro, inclusa un’area grande come l’Australia identificata dalle immagini all’infrarosso provenienti dal telescopio spaziale Hubble e dalla sonda Cassini. Questa regione è stata chiamata Xanadu ed è relativamente elevata. Ci sono altre zone scure presenti su Titano osservate dal suolo e dalla sonda Cassini. Si ipotizza che possano essere laghi di metano o etano, ma altre osservazioni sembrano indicare altre ipotesi. Inoltre sono stati individuati alcuni segni lineari che potrebbero indicare attività tettoniche e regioni con materiale chiaro intersecate da lineamenti scuri. L’ipotesi della presenza di laghi di metano, formulata da tempo dagli scienziati, ha recentemente trovato conferma nelle analisi dei dati raccolti dalla sonda Cassini che hanno permesso di identificare un lago contenente etano, in una soluzione liquida assieme a metano ed altri idrocarburi. Questa scoperta conferma la teoria che sul satellite di Saturno sia presente un ciclo idrologico basato sul metano analogo a quello terrestre basato sull’acqua. Sono stati infatti trovati indizi consistenti di fenomeni di evaporazione, piogge e canali naturali scavati da fluidi. Nel dicembre del 2009 la Nasa ha annunciato ufficialmente, dopo esserne stata a conoscenza fin dal 2007, la presenza di un lago di metano, battezzato Kraken, dall’estensione di 400 000 km quadrati. Il lago non è stato osservato direttamente dagli scienziati, ma la sua presenza è stata intuita grazie ai dati elaborati dallo spettrometro a infrarossi presente sulla Sonda Cassini. Il secondo grande lago di cui si è attestata l’esistenza è stato il Ligeia Mare, a questi due sono seguiti molti altri laghi di dimensioni inferiori. Dalle immagini scattate dalla sonda nel dicembre del 2012, alcune evidenziano una vallata che sfocia nel lago Kraken, attraversata da un fiume di idrocarburi lungo quasi 400 km. Inoltre la sonda Cassini ha osservato variazioni della superficie coerenti con eruzioni di criovulcani. A differenza dei vulcani attivi sulla Terra i vulcani di Titano eruttano presumibilmente acqua, ammoniaca e metano nell’atmosfera, dove congelano rapidamente ricadendo al suolo.
Esplorazione di Titano
Titano è stato sorvolato per la prima volta dalle sonde automatiche statunitensi Voyager 1 (la cui traiettoria è stata modificata per favorire un passaggio ravvicinato) e Voyager 2. Sfortunatamente la Voyager 1 non era provvista di alcuno strumento in grado di vedere attraverso la densa atmosfera del pianeta, una circostanza che non era stata prevista. Solo molti anni più tardi tecniche di manipolazione intensiva delle immagini riprese attraverso il filtro arancione della sonda hanno permesso di ricavare quelle che sono a tutti gli effetti le prime fotografie mai scattate della regione di Xanadu, ritenuta dagli scienziati probabilmente una catena montuosa o un altopiano.
Quando la Voyager 2 raggiunse il sistema di Saturno apparve chiaro che un possibile cambio di traiettoria per favorire un incontro ravvicinato con Titano avrebbe impedito la prosecuzione del viaggio verso Urano e Nettuno. Dati gli scarsi risultati ottenuti dalla sonda gemella, la NASA decise di rinunciare alla possibilità e la sonda non fu attivamente impiegata per uno studio intensivo di Titano.
La grande mole di dati attualmente conosciuti sul satellite è quasi interamente dovuta alla missione spaziale italo-euro-statunitense Cassini-Huygens. La sonda ha raggiunto Saturno il 1º luglio 2004 quando ha avviato le prime attività di mappatura della superficie di Titano attraverso strumenti radar. Il primo sorvolo diretto del satellite è avvenuto il 26 ottobre 2004 ad una distanza record di appena 1 200 km dall’atmosfera titaniana. Gli strumenti della Cassini hanno individuato strutture superficiali chiare e scure che sarebbero state invisibili all’occhio umano.
Dalla sonda madre è stato sganciato il modulo di terra Huygens, privo di motori, che il 14 gennaio 2005 si è tuffato con successo nella densa atmosfera di Titano raggiungendone la superficie dopo una discesa di circa due ore. La sonda, al contrario di quanto sostenuto da alcune teorie, non ha individuato tracce di liquidi di alcun tipo sulla superficie. La consistenza del suolo di Titano è tuttavia risultata simile a quella della sabbia bagnata e non si esclude che il terreno sia periodicamente irrorato da flussi liquidi. Attualmente è in fase di progetto un’ulteriore missione congiunta da parte di NASA ed ESA, denominata Titan Saturn System Mission, che dovrebbe comprendere un orbiter per lo studio di Titano e degli altri corpi che compongono il sistema di Saturno, una mongolfiera per lo studio dell’atmosfera e della superficie di Titano ed un lander acquatico, TiME, per lo studio dei mari. Se verrà approvata la missione potrebbe essere lanciata nel 2020.
Tratto da Wikipedia

Il Catalogo Simeis e Simeis 147

Il Catalogo Simeis è un catalogo astronomico di nebulose a emissione; venne compilato nel 1955 dagli astronomi ucraini Gaze e Shajn presso l’Osservatorio Simeiz, nella penisola di Crimea, da cui il catalogo prende il nome. Il catalogo venne pubblicato nel Bulletin of the Crimean Astrophysical Observatory” (Izvestiya Krymskoi Astrofizicheskoi Observatorii) e conta 306 oggetti nebulosi situati principalmente nell’emisfero celeste boreale.
Gran parte delle nebulose di questo catalogo hanno anche altre denominazioni, in particolare nei cataloghi di Lynds e nel Catalogo Sharpless, compilati successivamente. Un certo numero di oggetti dell’originale Catalogo Simeis sono stati riconosciuti come di natura indefinita o persino non esistenti; il database SIMBAD indica 232 oggetti che hanno fra i riferimenti il Catalogo Simeis. Uno dei pochissimi oggetti ancora noti con la sigla di questo catalogo, nonostante riporti anche altre sigle, è Simeis 147, un grande resto di supernova visibile sul confine fra le costellazioni del Toro e dell’Auriga.
Simeis 147 (nota anche come Sh2-240) è un celebre resto di supernova visibile nella costellazione del Toro, al confine con l’Auriga.
La nebulosa si presenta sotto forma di delicatissimi filamenti, più densi nel lato sud-orientale e molto più rarefatta in quello occidentale.; sono stati creati da un’antica supernova esplosa a circa 1470 parsec (4800 anni luce) dal Sole, sul Braccio di Perseo. Se le misure di distanza sono corrette, l’oggetto avrebbe una dimensione reale di ben 160 anni luce. La supernova sarebbe esplosa circa 40.000 anni fa, lasciando verso l’angolo meridionale dell’oggetto una pulsar; la stella che ha originato quest’oggetto probabilmente era una membro dell’associazione Auriga OB1 ed era quindi legata all’ammasso aperto M36, dal quale sarebbe sfuggito prima di terminare il suo ciclo vitale.
Stime precedenti sulla sua distanza avevano fornito un valore di 800 parsec (circa 2600 anni luce), collocandolo così all’interno del Braccio di Orione.
Quest’oggetto costituisce una vera sfida per gli astrofili: essendo una delle nebulose più deboli del cielo, in un piccolo telescopio non si vede affatto, mentre può iniziare ad intravedersi qualche sua parte in uno strumento semi-professionale. Le foto a lunga posa o il CCD possono invece rivelare quasi tutte le sue caratteristiche. La sua posizione in cielo è invece molto facile da individuare, trovandosi infatti circa quattro gradi a sud-est della stella β Tauri, o anche cinque gradi a nord della ζ Tauri.
Se vuoi approfondire leggi l’articolo Cieli nascosti, cieli che cambiano su Orione numero 260 pagina 54

Giove in opposizione

Per l’intero mese di gennaio il cielo notturno è dominato dalla luminosa presenza di Giove tra le stelle dei Gemelli. Il giorno 5 il pianeta è in opposizione al Sole ed è visibile per l’intera notte in condizioni ideali: poiché si trova nel settore più settentrionale dell’eclittica, alla culminazione, intorno alla mezzanotte locale, raggiunge un’altezza sull’orizzonte di ben 70 gradi.
Tratto da  Orione numero 260 pagina 62

Due ammassi aperti e una nebulosa planetaria nei Gemelli

La costellazione dei Gemelli è situata ai margini della Via Lattea invernale ed è individuabile con facilità a nord – est della stella Betelgeuse e a sud di Capella. La coppia di stelle Castore e Polluce (Alfa e Beta)  ne costituisce l’asterismo più evidente ma non è difficile riuscire a scorgere con chiarezza l’intera figura mitologica (i Gemelli appartengono al gruppo di 48 costellazioni antiche elencate da Tolomeo nell’Almagesto) poichè è delineata da stelle relativamente brillanti. Tra queste Wasat, la delta, è una doppia in cui la primaria di magnitudine +3,6 possiede una compagna di magnitudine 8,2. Nelle sue vicinanze nel febbraio del 1930 venne scoperto Plutone. Zeta è una delle più brillanti variabili pulsanti di tipo cefeide: la sua luminosità varia di 0,6 magnitudini in poco più di 10 giorni. Eta è invece una semiregolare che in circa 230 giorni varia di alcuni decimi di magnitudine. Attorno alla stella Tau, una gigante giallo arancione oltre 100 volte più luminosa del Sole e distante circa 300 anni luce, è stato scoperto un pianeta 20 volte più massiccio di Giove.
Ammassi aperti: M 35 e NGC 2158
Poco più di due gradi a nord ovest di Eta Geminorum è individuabile l’ammasso di stelle M 35. L’ammasso è visibile senza difficoltà con un binocolo ma è con uno strumento di 15 o 20 centimetri di diametro che da il meglio di sé. Un telescopio è indispensabile anche per osservare NGC 2158 un ammasso situato mezzo grado a sud-ovest di M 35 e decisamente più difficile da risolvere.
La nebulosa planetaria NGC 2392
Situata poco più di 2 gradi a sud – est della stella Delta Geminorum, NGC 2392 è un bell’esempio di nebulosa planetaria osservabile con relativa facilità anche con piccoli strumenti amatoriali. La sua distanza è stimata in 5000 anni luce.
Tratto da “La costellazione dei Gemelli” Orione numero 260 pagina 64

Arrivano le stelle di gennaio

Le costellazioni zodiacali che sorgono ad oriente nelle prime ore della notte sono il Cancro e, di seguito, il Leone.
A occidente invece si avviano al tramonto la piccola costellazione dell’Ariete e quella molto più estesa ma non molto appariscente dei Pesci, che potremo individuare più facilmente prendendo a riferimento il grande quadrilatero di Pegaso.
Sopra il suo vertice più alto sull’orizzonte è ancora ben visibile Andromeda con l’omonima galassia. Proseguendo oltre Andromeda troviamo altissimo in cielo, quasi allo Zenit, il Perseo, e appena più un basso, sopra i Gemelli, l’Auriga, facilmente riconoscibile per la sua forma a pentagono.
La stella più luminosa dell’Auriga è Capella, termine che in latino significa “capretta”. La mitologia vi riconosce infatti Amaltea, la capra con il cui latte fu nutrito Zeus. Tornando al di sotto della fascia zodiacale, a Sud-Ovest le estese costellazioni – ma prive di stelle brillanti – della Balena e dell’Eridano precedono il Grande Cacciatore, ossia la protagonista incontrastata del cielo invernale: la costellazione di Orione.
Di quest’ultima rammentiamo la nomenclatura delle stelle più brillanti: ai vertici del quadrilatero che ne disegna le spalle e le ginocchia, troviamo in alto Betelgeuse e Bellatrix, in basso Rigel e Saiph. Le tre stelle allineate che ne rappresentano la cintura sono, da sinistra a destra, AlnitakAlnilam e Mintaka.
Da non perdere un’osservazione con un telescopio, ma è sufficiente anche un binocolo, per ammirare nella spada, poco sotto la cintura, la grande nebulosa M42.
Il cacciatore Orione è accompagnato in cielo dai suoi due cani, le costellazioni del Cane Maggiore, dove troviamo Sirio, la stella più brillante del cielo invernale, ed il Cane Minore, dove brilla un’altra stella facilmente identificabile: Procione.
Chiudiamo il tour della volta celeste rivolgendo lo sguardo verso Nord: attorno alla Stella Polare nell’Orsa Minore, riconosciamo in senso antiorario Cassiopea, con l’inconfondibile forma a “W”, la più evanescente Cefeo, il serpeggiante Dragone, l’Orsa Maggiore e la Giraffa.
A cura dell’Unione Astrofili Italiani (UAI)

Capella, un sistema di quattro stelle

Capella (la stella Alfa della costellazione dell”Aurigae) è la stella più brillante della costellazione. È una stella relativamente vicina, dal momento che dista dal Sole 42,5 anni luce. Benché ad occhio nudo appaia come una stella singola, Capella è in realtà un sistema multiplo costituito da quattro componenti, raggruppate in due stelle binarie. La prima coppia, che costituisce l’elemento predominante del sistema, è formata da due stelle giganti di classe spettrale G, aventi entrambe una massa di circa 2,5 masse solari ed un raggio che si aggira intorno a 10 volte quello della nostra stella. Le due stelle, che orbitano attorno al comune baricentro seguendo una traiettoria piuttosto stretta, sono probabilmente in una fase piuttosto avanzata della propria evoluzione, prossime a raggiungere la fase di gigante rossa. L’altra coppia, distante circa 10 000 UA dalla prima, è composta da due piccole e deboli stelle rosse di sequenza principale. Per via della sua luminosità, la stella sin dall’antichità è stata associata alla mitologia; il nome stesso Capella deriva dal latino col significato di “capretta”, in riferimento al mito di Amaltea, la capra che allattò Zeus sul monte Ida a Creta. Capella appare come un astro di colore giallo oro, facilmente individuabile nella parte nord-occidentale della costellazione a causa della sua grande luminosità: ha infatti una magnitudine apparente di 0,08. La stella rappresenta la spalla sinistra dell’auriga (il cocchiere), o, a seconda delle tradizioni, la capra portata in spalla dall’auriga stesso. Capella si trova poco a nord del triangolo isoscele formato dalle tre deboli stelle (ε,ζ e η Aurigae) che formano l’asterismo conosciuto come il naso dell’Aurigao, nei paesi anglosassoni, the three kids (i tre capretti). Capella ha una declinazione pari a 46°N, che la rende la stella di prima magnitudine più vicina al polo nord celeste (Polaris, l’attuale stella polare, ha invece una magnitudine di 2,0). Di conseguenza Capella presenta la maggiore osservabilità dalle regioni dell’emisfero boreale, ove diventa circumpolare a nord del 44º parallelo: a causa di ciò nei Paesi del Nord Europa, in tutta la Germania, in quasi tutta la Francia, nell’Italia settentrionale, nella maggior parte del Canada, nella parte settentrionale degli Stati Uniti e in buona parte della Russia essa non tramonta mai; durante l’inverno boreale appare altissima nel cielo alle latitudini temperate. Il periodo migliore per la sua osservazione ricade nei mesi compresi fra la fine di ottobre e aprile. Trovandosi a 42,5 anni luce dal Sole, Capella ne condivide lo stesso ambiente galattico; in particolare, si trova all’interno della Bolla Locale, una cavità del mezzo interstellare presente nel Braccio di Orione, uno dei bracci che compongono la spirale della Via Lattea.   La stella più vicina a Capella, distante 3,9 anni luce, è L 1672-14, una debole stella rossa di classe M2 V che, essendo di 11ª magnitudine, può essere osservata solo mediante telescopi. La seconda stella in ordine di vicinanza a Capella è invece λ Aurigae, una stella gialla di classe G1.5IV-V di magnitudine +4,70, che appare anche a occhio nudo nelle vicinanze (circa 6°) di Capella, da cui dista 4,5 anni luce. Gli studi condotti sin dagli anni sessanta sul moto spaziale di Capella hanno permesso di inquadrare la stella all’interno della Corrente delle Iadi, la corrente stellare meglio studiata e conosciuta.
Caratteristiche del sistema stellare
Capella è un sistema stellare composto da una coppia di binarie, per un totale di quattro componenti: la prima coppia è costituita da due stelle giganti gialle di classe spettrale G, mentre la seconda è formata da due stelle rosse di sequenza principale di classe spettrale M. Le due binarie sono relativamente strette, mentre la distanza che separa una binaria dall’altra è di circa 10 000 UA. La coppia di giganti è di gran lunga l’elemento predominante del sistema, contribuendo per circa il 99,99% alla radiazione emessa. Le due giganti vengono contrassegnate dalle lettere A e B (a volte con Aa e Ab) e sono state fatte oggetto di intenso studio, mentre le due stelle rosse sono designate con le lettere C e D (talvolta Ha e Hb).

Stelle e pianeti nell’Unicorno

L’Unicorno è una costellazione quasi invisibile ad occhio nudo, per via delle poche stelle qua presenti con una magnitudine apparente inferiore a 4,0: infatti, la α Monocerotis ha una magnitudine pari a 3,93 e α Monocerotis di 3,94, mentre tutte le altre visibili ad occhio nudo sono di quarta e quinta grandezza; oltre a ciò si aggiunge la vicinanza di tre brillantissime costellazioni, Orione ad ovest, il Cane Minore a nordest e il Cane Maggiore a sud. Nonostante ciò, è facile da trovare nel cielo invernale, poiché si trova “incastonata” fra le stelle dell’asterismo del Triangolo d’Inverno, formato dalle brillanti stelle Betelgeuse, Sirio e Procione. La costellazione è attraversata da un ramo debole ma esteso di Via Lattea. Il periodo più propizio per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi fra dicembre e aprile, in cui è visibile dopo il tramonto.
Stelle principali

  • β Monocerotis (nota come Cerastes, con evidente riferimento al “corno” dell’animale) è una notevole stella tripla, risolvibile con un piccolo telescopio; le tre componenti poste ai vertici di un triangolo. Le loro magnitudini apparenti sono 4,7, 5,2 e 6,1. William Herschel scoprì questo sistema nel 1781 e lo descrisse come una delle viste più belle dei cieli.
  • α Monocerotis (Lucida) è una stella arancione di magnitudine 3,94, distante 144 anni luce.
  • γ Monocerotis (Tempestris) è una stella arancione, di magnitudine 3,99, distante 644 anni luce.

La ε Monocerotis è una stella doppia; le componenti presentano magnitudini apparenti pari a 4,5 e 6,5.
La S Monocerotis, o 15 Monocerotis, è una stella variabile blu-bianca situata al centro di NGC 2264. La sua variabilità è comunque modesta. Ha una compagna di magnitudine 8.
La V838 Monocerotis è un’altra stella variabile che ha avuto un outburst, un forte e improvviso aumento di luminosità, il 6 gennaio 2002.
Sistemi planetari
Nell’Unicorno è stato scoperto il primo pianeta transiente mai osservato: si tratta di COROT-1b, individuato nel maggio del 2007 in orbita ad una stella distante oltre 1500 anni luce; si tratta di un pianeta gioviano caldo con una massa di poco superiore a quella di Giove e con un periodo di rivoluzione di soli 1,5 giorni terrestri. Nella costellazione sono stati poi scoperti altri pianeti transienti, e in particolare è stato scoperto il sistema di COROT-7, che conta due pianeti confermati.
Ulteriori informazioni negli articoli: Il profondo cielo nell’Unicorno del 2 gennaio 2011 e Tutto cominciò con 12 Monocerotis … del 29 gennaio 2012.

Ipernove, collapsar e GRB

Un’ipernova è un’ipotetica esplosione stellare simile alla supernova ma con un rilascio di energia almeno 100 volte superiore. Alcune stelle eccezionalmente grandi al momento della loro morte potrebbero produrre un’ipernova, come ad esempio stelle collapsar. Ne sono state rilevate poche fino ad ora e quindi poche possibilità di studiarne i diversi comportamenti. La celeberrima stella Eta Carinae è una delle candidate a produrre un’ipernova. Le energie in gioco raggiungono valori talmente elevati da poter essere paragonate alla potenza dei raggi cosmici, e si sospetta che i gamma ray burst (GRB) altro non siano che le conseguenze di esplosioni di ipernove. Il satellite ROSAT ha trovato, nella radiazione X, presso la galassia M101 due bolle in forte espansione; una di queste toccava la velocità di 350 km/s, e la sua forza superava di 10 volte quella dell’esplosione di una supernova. Si ritiene che ciò sia provocato dall’esplosione di una stella molto massiccia, quando il suo nucleo metallico collassa su sé stesso per formare un buco nero; il tutto comincerebbe a ruotare così rapidamente che il campo magnetico diverrebbe sufficientemente grande da poter espellerlo nel tempo di pochi secondi e creare i gamma ray burst, e dal loro stesso studio si potrebbe arrivare alla conclusione che le due entità siano la stessa cosa. Queste intense emissioni di energia provengono da qualunque direzione del cielo si osservi, segno questo di una distribuzione uniforme di questi oggetti; questa energia arriva, a volte, ad essere un milione di miliardi maggiore di quella che emette il nostro Sole. Con l’entrata in opera del satellite Beppo-SAX sono aumentate di molto le conoscenze al riguardo di questi fenomeni, infatti entro poche ore si riesce a stabilire la direzione di provenienza dei GRB, e ciò consente di poter rilevare i dati di quello che rimane dell’avvenuta esplosione; è un po’ come osservare il fumo che esce da una pistola dopo che questa abbia sparato. I possibili meccanismi che causano tutto ciò possono essere due: l’esplosione di una ipernova o la collisione fra due oggetti compatti, stelle di neutroni o buchi neri. La prima ipotesi vuole che i GRB siano l’effetto dell’esplosione di una stella di grande massa, più potente di quella di una supernova, per cui è stato coniato questo termine (ipernova), e ciò che rimane alla fine dell’esplosione è un buco nero. L’analisi di questi residui ha stabilito che il fenomeno avviene al di fuori della nostra galassia, in galassie giovani, le quali si trovano ad una distanza da noi superiore ai 10 miliardi di anni luce, quindi lo studio di queste emissioni ci permette di approfondire le conoscenze dell’universo quando era ai primordi della propria esistenza. In un’ipernova, il nucleo della stella collassa direttamente in un buco nero, e due getti di plasma estremamente energetici sono emessi dai poli di rotazione, ad una velocità quasi pari a quella della luce. Questi getti emettono raggi gamma molto intensi, e sono una delle possibili spiegazioni per i lampi gamma. Dal momento che nel cosmo stelle con massa sufficiente per collassare rapidamente in un buco nero sono poco comuni, le ipernove risulteranno essere altrettanto rare. È stato stimato che nella nostra galassia una ipernova esploda ogni 200 milioni di anni.
Collapsar
Una collapsar è una stella di Wolf-Rayet in rapida rotazione attorno al proprio asse avente un nucleo di massa superiore alle 30 masse solari. Collassando, essa può generare un buco nero in rotazione, che attira la materia interstellare circostante accelerandola a velocità relativistiche caratterizzate da un fattore di Lorentz di circa 150, parametro che include questi oggetti tra i più veloci conosciuti. Le collapsar sono anche considerate delle supernovae di tipo Ib “fallite”. Si crede che le collapsar siano la causa dei gamma ray burst (lampi gamma) lunghi (con durata superiore ai 2 secondi), dal momento che lungo l’asse di rotazione del buco nero sono creati violenti getti di energia che sono la causa di intensi lampi di radiazione (osservabili solo se ci si trova lungo la direzione del getto).
Un possibile esempio di collapsar è la supernova SN1998bw, alla quale è associato il lampo gamma GRB980425. Essa è stata classificata come supernova di tipo Ic a causa di un’anomalia del suo spettro nel campo delle onde radio, indizio della presenza di materia accelerata a velocità relativistiche.
Osservazioni effettuate con il telescopio spaziale Hubble hanno portato un gruppo di scienziati del California Institute of Technology di Pasadena a scoprire la prova dell’esistenza di una supernova durante l’indagine del GRB 011121. Questo suffragherebbe la validità del modello delle collapsar, il quale prevede che una stella supermassiccia quando esplode dia origine ad un gamma ray burst (GRB) e che i detriti della supernova momentaneamente divengano più brillanti, mentre il lampo si affievolisce. Nello stesso tempo un gruppo di astronomi dell’Università di Leicester mette in crisi la validità di questo modello: da misure dello spettro del GRB 11211 che si è originato dopo l’esplosione di una supernova, è risultato che la stella supermassiccia è esplosa eiettando un guscio di detriti il quale è stato riscaldato dopo diversi giorni dell’emissione del GRB; ciò avvalorerebbe la teoria della supernova, secondo la quale l’esplosione origina una stella di neutroni che dopo alcuni mesi collassa ulteriormente divenendo un buco nero ed emettendo raggi gamma. L’energia prodotta in un secondo durante l’esplosione è estremamente alta da  corrispondere a 1000 volte l’energia generata dal Sole in 10 miliardi di anni. La caduta di materiale all’interno della stella forma un buco nero ed anche getti diretti verso l’esterno lungo i poli da cui fuoriesce materiale ed energia ad una velocità che è un terzo di quella della luce; si forma un getto polare, simile ad un cono appuntito con un angolo di circa 20 gradi. Il getto irrompe dai poli come un tremendo geyser, che squarcia la stella; da questo istante la collapsar diventa una palla di fuoco che scaglia materiale a velocità relativistica nel vento solare che la stella aveva soffiato fino a poco prima verso il mezzo interstellare.

Una nuova teoria sui GRB

Chi è interessato ai lampi gamma e segue le circolari GCN (Gamma-ray Coordinates Network) sa bene che ad ogni lampo gamma rivelato dal telescopio BAT (Burst Alert Telescope) di SWIFT segue la rivelazione, da parte del telescopio XRT (X-Ray Telescope), sempre a bordo di SWIFT, della luminescenza X che può essere più o meno brillante, può avere oppure no degli episodi di riaccensione, ma è sempre caratterizzata da una decrescita del flusso che si spegne nel giro di ore, giorni, settimane o mesi.
La non rivelazione di una controparte X è veramente eccezionale e quasi sempre dipende dalla impossibilità di puntare una determinata zona di cielo perché troppo vicina al Sole , alle Luna ecc. Tutto considerato, la probabilità che un lampo gamma abbia una controparte X supera il 95%, quindi è ragionevole assumere che tutti i lampi gamma  abbiano una controparte X. Contemporaneamente alle osservazioni X, SWIFT raccoglie immagini ottiche e UV grazie ad un piccolo telescopio ottico ultravioletto, chiamato UVOT.  Tuttavia, le limitate dimensioni di UVOT non lo rendono lo strumento ideale per studiare le controparti ottiche dei GRB e solo i lampi più brillanti in ottico vengono rivelati mentre  per tutti gli altri, ben più numerosi,  le GCN riportano la frase “no credible counterpat has been found” (by UVOT).
Più fortunati nella caccia alle controparti ottiche sono i telescopi a terra molto più grandi, quindi più sensibili. Anni di sforzi dedicati alla  automatizzazione delle operazioni di molti telescopi  permettono di effettuare le osservazioni ottiche immediatamente dopo l’allerta della rivelazione di un GRB. Questa sempre miglior “prontezza”, unita alla  particolare cura nel cercare di puntare SWIFT in zone accessibili agli osservatori a terra,  ha fatto crescere negli anni il numero dei lampi gamma rivelati in ottico che adesso si aggira intorno al 70%.  Gli esperti fanno notare che, quando le osservazioni ottiche da terra iniziano entro 4 ore dal GRB, la percentuale di successo  si attesta intorno al 90%. I lampi gamma non rivelati in ottico, nonostante le osservazioni rapide, sono una minoranza “dark” spiegata con assorbimento nella galassia di origine.
E in radio? I lettori delle GCN sanno che la rivelazione dei GRB in radio è più rara, spesso vengono riportati dei limiti superiori. Le non rivelazioni non sono dovute a mancanza di interesse da parte dei radioastronomi. Ogni lampo gamma rivelato da SWIFT e posizionato con precisione grazie all’immagine X viene studiato anche dai radiotelescopi.
E’ un problema di sensibilità? E’ questa la domanda che si sono posti HancockGaensler e Murphy e la loro risposta è (stranamente) negativa. Hanno usato i dati collezionato dal VLA per 178 lampi gamma applicando la tecnica di stacking. Lavorando con la  somma di tutte le immagini relative ai GRB non rivelati si sono resi conto che nessuno sforzo riusciva a fare emergere anche una flebile emissione. A leggere il loro lavoro http://arxiv.org/abs/1308.4766sembra evidente che esistano due tipi di lampi gamma: quelli che hanno emissione radio e quelli che non ce l’hanno. Rimane da capire cosa determini questo diverso comportamento. Secondo gli autori la differenza è dovuta a  qualche meccanismo intrinseco al motore del GRB che sopprime l’emissione radio.
Cercando qualche altra caratteristica che differenzi la fenomenologia dei lampi gamma con e senza emissione radio, gli autori guardano all’efficienza gamma, cioè al rapporto tra l’emissione immediata e quella della luminescenza residua. I lampi brillanti in radio hanno un rapporto piccolo, quindi hanno un meccanismo di emissione che favorisce l’emissione ritardata rispetto a quella immediata, mentre per quelli senza emissione radio succede il contrario. A partire da queste considerazioni, ancora una volta fenomenologiche, elaborano una loro interpretazione basata sulla natura dell’esplosione o, meglio, su ciò che rimane a seguito dell’esplosione che genera il lampo. Esplosioni che generano buchi neri avrebbero un comportamento radio diverso da quelle che generano stelle di neutroni. Alla base di tutto ci sarebbe la dipendenza dell’efficienza gamma dal campo magnetico. I dati attualmente disponibili, però, non permettono ancora di arrivare a conclusioni convincenti.  Gli autori fanno delle previsioni, vedremo se la popolazione sempre crescente di lampi gamma ben seguiti nella loro evoluzione post lampo darà loro ragione.
di Patrizia Caraveo (INAF)

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