Un gioiello fatto di cinquecentomila stelle

Osservare ad occhio nudo Messier 3, uno dei più spettacolari ammassi globulari di stelle, è davvero difficile data la sua scarsa luminosità. Ma se disponete anche di un piccolo strumento come un binocolo e vi trovate in una zona abbastanza buia, potete provare a cercarlo nei cieli delle sere di giugno. Certo non potrete ammirare tutti i dettagli della sua struttura, come nella splendida immagine qui a fianco, scattata nientemeno che dal telescopio spaziale Hubble. Probabilmente riconoscerete appena una macchiolina indistinta. Non potrete però rimanere indifferenti nel pensare che in quel pezzettino di cielo, distante da noi 34.000 anni luce, nell’alone della nostra Galassia, ci sono qualcosa come 500.000 stelle raccolte in una ideale sfera di 200 anni luce di diametro. Neanche Charles Messier, quando lo scoprì il 3 maggio del 1764 si rese conto della natura stellare di questo oggetto: per giungere a questa scoperta  ci vollero le osservazioni di William Herschel, 20 anni dopo.
I consigli per individuare l’ammasso globulare Messier 3 insieme alle costellazioni, ai pianeti e agli altri fenomeni celesti visibili nel cielo del mese di maggio potete trovarli nel video pubblicato sul sito INAF.

Scoperta l’origine di una magnetar

Pensate alla calamita più potente che riuscite a immaginare sul nostro pianeta. Ora moltiplicatela per qualche milione: avrete ottenuto la forza di una magnetar. Che è ancora un magnete, come quelli che troviamo sulla Terra; ma le lettere finali fanno molta differenza. Prima di tutto, le magnetar si trovano nello spazio. E poi, cosa ancora più importante, hanno un campo magnetico che non conosce rivali. Ma che cosa sono davvero le magnetar? Una prima definizione sarebbe “stelle di neutroni”. La cui emissione di raggi X e gamma è talmente forte da renderli tra gli oggetti più energetici della nostra galassia. Un semplice cucchiaino da caffè riempito di questa materia super densa e super energetica avrebbe una massa di circa un miliardo di tonnellate. Colmatene un paio di tazze, e avrete superato il peso del Monte Everest. Eppure se volessimo andare a fondo ad analizzare la loro storia, troveremmo molti punti interrogativi: negli ultimi 35 anni gli astronomi hanno cercato in tutti i modi di scoprire l’origine di queste stelle di neutroni supermagnetiche, senza successo. Ora un gruppo di scienziati guidati dalla Open University britannica ha proposto un’interessante ipotesi sui processi di formazione delle magnetar. Lo ha annunciato un paio di settimane fa l’ESO, che ha supportato la ricerca, ora pubblicata sulla rivista Astronomy & Astrophysics. I ricercatori, capitanati da Simon Clark, hanno analizzato una magnetar in particolare: 16.000 anni luce lontano da noi e un nome pieno di lettere e numeri, CXOU J164710.2-455216. Questa stella fa parte dell’ammasso aperto Westerlund 1, che appartiene alla nostra Via Lattea ed è il più massivo dell’intero Gruppo Locale di galassie. “Se la magnetar J1647 fa parte dell’ammasso Westerlund 1, e si direbbe di sì, è molto probabilmente nata da una stella massiccia che si trovava in un sistema binario, poi distrutto dall’esplosione di supernova, che ha scagliato via la stella compagna” commenta Paolo Esposito dell’INAF-IASF Milano, astrofisico esperto di magnetar. Quindi a quanto pare CXOU J164710.2-455216 un tempo non era sola: gli autori dello studio affermano infatti che la magnetar ha avuto origine dall’interazione di due stelle massicce, orbitanti l’una attorno all’altra. A un certo punto la più grande delle due deve aver iniziato a trasferire massa a quella più piccola. Aumentandone così anche la velocità di rotazione: un ingrediente fondamentale per la formazione dei campi magnetici nelle stelle di neutroni. Quindi il trasferimento di massa da una stella all’altra sarebbe il passaggio cruciale per la nascita delle magnetar. Che avrebbe così due mamme: le due stelle del sistema binario iniziale. Tutto tornava in questa ricostruzione, tranne un piccolo dettaglio: non c’era traccia della seconda progenitrice di CXOU J164710.2-455216. Ecco che gli astronomi hanno iniziato a perlustrare altre parti dell’ammasso stellare, grazie ai potenti occhi del Very Large Telescope dell’ESO. L’identikit della ricercata era all’incirca questo: stella iperveloce schizzata via dall’esplosione di una supernova. Sì, perché dopo il famoso trasferimento di massa l’ultimo passaggio per la formazione della magnetar sarebbe proprio l’esplosione della seconda stella – ora più massiva – in una supernova. “Il gruppo di Clark, passando al setaccio Westerlund 1 con gli strumenti ESO/VLT, ha trovato una stella, Wd1-5, che ha tutte le carte in regola per essere la ‘sopravvissuta’” spiega Esposito. “Tra queste caratteristiche, ci sono una velocità elevata (acquisita quando la supernova l’ha lanciata via) e una composizione chimica inusuale (dovuta alle interazioni con la compagna e dall’esposizione ai suoi venti)”. La caccia del VLT si è rivelata fruttuosa: Wd1-5 sta per Westerlund 1-5, una stella già conosciuta dagli astrofisici, e che a quanto pare corrisponde esattamente alla descrizione di ex compagna di J1647. “È una ricerca bellissima ed è tutto plausibile” continua il ricercatore INAF. “Forse Clark e colleghi hanno davvero individuato il canale di formazione, se non di tutte le magnetar, per lo meno di quella in Westerlund 1”. Ma secondo Esposito, ci sono ancora alcuni punti da chiarire. “Ad esempio, il meccanismo di formazione dei campi magnetici nelle magnetar (e nelle stelle di neutroni in generale) e i dettagli dell’evoluzione delle due stelle nel sistema binario” dice. Anche l’età della magnetar resta ancora un punto di domanda: “Non ne abbiamo una stima precisa” conclude Esposito “E questo rende ancora più difficile dire con certezza se questi due oggetti, ognuno dei quali ha perso tempo fa una compagna, siano mai stati davvero una coppia”.

Sagittarius A*: buco nero o wormhole

Uno degli oggetti più straordinari della Via Lattea è Sagittarius A* (l’asterisco si pronuncia star), una sorgente di onde radio molto compatta e luminosa localizzata nel centro della nostra galassia. Da quando è stata scoperto, nel 1974, sono state compiute numerose osservazioni di questo piccolo oggetto e delle stelle vicine, alcune delle quali vi orbitano attorno a velocità pazzesche. Questo implica che Sagittarius A* deve essere estremamente massiccio ma anche – essendo così piccolo – estremamente denso. La descrizione perfetta di un buco nero supermassiccio, la cui presenza gli astrofisici ritengono ormai imprescindibile per ogni galassia di un certo rango. Nel nostro caso, si è stimato che Sagittarius A* contenga una massa equivalente a quella di 4 milioni di Soli in un volume assai modesto, non molto più grande dell’orbita di Mercurio. Sagittarius A*, nonostante la sua relativa vicinanza, è difficile da osservare e nasconde ancora moltissimi segreti sulla sua reale natura. Per svelare quei segreti, ma soprattutto per ottenere una visione quanto più diretta possibile di fenomeni relativistici estremi, gli astronomi hanno messo in campo almeno un paio di progetti per scrutare gli immediati dintorni di Sagittarius A*. Il progetto Event Horizon Telescope, a cui collabora l’INAF, prevede di far lavorare assieme in interferometria, entro il prossimo decennio, un grande numero di radiotelescopi. Già dal prossimo anno dovrebbe invece entrare in funzione lo strumento GRAVITY, un interferometro per frequenze infrarosse in costruzione al VLTI, il Very Large Telescope Interferometer dell’ESO, nel deserto di Atacama del Cile settentrionale. Questo dispositivo avrà una risoluzione tale da potere distinguere le nubi di plasma vorticanti intorno a Sagittarius A*, e poter così confermare la sua natura di buco nero. Ma gli scienziati non si accontentano, e provano a immaginare anche che “tipo” di buco nero potrebbe essere. Impresa non facile, come racconta a Media INAF Cosimo Bambi, fisico italiano che coordina alla Fudan University di Shanghai un gruppo di ricerca sulla fisica dei buchi neri, gruppo a cui si deve uno studio in via pubblicazione su Astrophysical Journal riguardo a quello che sarà possibile scoprire con lo strumento GRAVITY sulla natura di Sagittarius A*. “I buchi neri della relatività generale in 4 dimensioni (1 temporale e 3 spaziali) sono chiamati buchi neri di Kerr”, spiega Cosimo Bambi, “e sono completamente caratterizzati dalla loro massa e dal loro spin. Se consideriamo la relatività generale in 5 o più dimensioni, oppure teorie alternative alla relatività generale, possiamo trovare altri tipi di buchi neri. Non possiamo poi escludere il fatto che oggetti astrofisici che oggi riteniamo essere buchi neri in realtà non lo siano”. In termini generali, buchi neri diversi da quelli di Kerr possono essere caratterizzati da una forza gravitazionale più forte o più debole di quella intorno ad un buco nero di Kerr. “Se si vanno a studiare le proprietà della radiazione emessa da un gas intorno ad un buco nero,” continua Bambi, “le differenze fra buchi neri di Kerr ed altri buchi neri sono solitamente piccole. La differenza più importante è che il raggio interno del disco di accrescimento dipende dal tipo di buco nero, per cui in linea di principio si può capire se un buco nero è o meno di Kerr da qualche osservabile che dipende dal raggio interno del disco. Il problema è che tale raggio dipende anche dallo spin e quindi alla fine non è semplice capire con che buco nero abbiamo a che fare.” Questo approccio porta a una conclusione intrigante: le analisi di GRAVITY ci permetterebbero di distinguere se al centro della Via Lattea non risieda un buco nero qualunque, benché supermassiccio, ma un wormhole, un cunicolo spazio-temporale che connette la nostra regione di spazio ad un altro punto dell’Universo o, addirittura, a un altro universo. Il perché ce lo spiega ancora Bambi, che ha prodotto sull’argomento un altro studio attualmente in fase di revisione alla rivista Physical Review D. “Nel caso di altri candidati, come i wormhole”, riprende il ricercatore, “le differenze sono più marcate e quindi è più facile distinguere un buco nero di Kerr da un wormhole. Nel lavoro con il mio studente, Zilong Li, mostriamo come l’immagine apparente di un blob di plasma che orbita molto vicino ad un wormhole risulti sensibilmente più piccola rispetto a quella di uno orbitante intorno ad un buco nero di Kerr. Il motivo è che la deflessione di raggi luminosi vicino a questi oggetti è diversa”. Riassumendo, se al centro della Via Lattea c’è un cunicolo spazio-temporale, lo verremo a sapere molto presto, forse già il prossimo anno quando è prevista l’entrata in funzione di GRAVITY. L’idea che dei wormhole, ovvero dei ponti di Einstein-Rosen, possano esistere al centro delle galassie non è così inverosimile come può sembrare. Innanzitutto, i wormhole sono consentiti come singolarità all’interno della Relatività Generale. La loro presenza potrebbe poi risolvere un problema negli attuali modelli di formazione galattica: i buchi neri supermassicci, la cui attrazione gravitazionale è necessaria per tenere assieme le galassie in via di formazione, non avrebbero teoricamente avuto il tempo di crescere così tanto. Un problema che non tocca i wormhole, emersi in un batter d’occhio durante il periodo iniziale d’espansione dell’Universo, quindi immediatamente disponibili per innescare la formazione delle prime galassie. Le analisi compiute grazie a GRAVITY forniranno un affascinante spaccato sul mostro cosmico a cui dobbiamo, pare, l’esistenza stessa della galassia in cui viviamo. La conferma che si tratta di un buco nero supermassiccio sarà importante, ma la scoperta che si tratta di un wormhole sarebbe, a dir poco, strabiliante.
di Stefano Parisini (INAF)

E la Luna moriva ogni notte …

La Lunaè l’unico satellite naturale della Terra. Il suo nome proprio viene talvolta utilizzato, per estensione e con l’iniziale minuscola (una luna), come sinonimo di “satellite naturale” anche per i satelliti di altri pianeti. Il suo simbolo astronomico simbolo Luna è una rappresentazione stilizzata della sua fase crescente. La faccia della Luna rivolta in direzione opposta alla Terra è nota anche con il nome di faccia lontana. A volte viene chiamata faccia oscura, il cui significato è qui inteso come sconosciuto e nascosto, si riferisce anche al black out delle comunicazioni radio, che avviene quando una sonda spaziale si muove dietro la faccia lontana. Questa interruzione delle comunicazioni è causata dalla massa della Luna che blocca i segnali radio. Il termine “faccia oscura” è spesso erroneamente interpretato come una mancanza di radiazioni solari, ma il Sole illumina la faccia lontana esattamente come quella rivolta verso di noi. La maggior parte della faccia lontana non può essere vista dalla Terra, perché la rivoluzione della Luna attorno alla Terra e la rotazione attorno al suo asse hanno lo stesso periodo, cioè la Luna è in rotazione sincrona con la Terra. Una piccola porzione può essere vista grazie alla librazione, che rende irregolare il moto di rotazione della Luna. Nel complesso dalla terra è visibile circa il 59% della superficie lunare. La faccia visibile della Luna è coperta da circa 300 000 crateri (contando quelli con un diametro di almeno 1 km). Il cratere lunare più grande è il bacino Polo Sud-Aitken, che ha un diametro di circa 2 500 km, è profondo 13 km e occupa la parte meridionale della faccia nascosta.

Luce riflessa

Il termine “Luna” (di solito minuscolo nell’uso comune, non astronomico) deriva dal latino lūna, da un più antico *louksna, a sua volta dalla radice indoeuropea leuk- dal significato di “luce riflessa”.

Orbita

La Luna compie un’orbita ellittica completa della sfera celeste, calcolata rispetto alle stelle fisse, in media ogni 27,321661 giorni, pari a 27 giorni, 7 ore, 43 minuti e 12 secondi (mese siderale). Il suo periodo tropicale medio, calcolato da equinozio a equinozio, è invece di 27,321582 giorni, pari a 27 giorni, 7 ore, 43 minuti e 4,7 secondi. Un osservatore sulla Terra conta circa 29,5 giorni tra una nuova luna e la successiva, per via del contemporaneo movimento di rivoluzione terrestre. Più esattamente il periodo sinodico medio tra due congiunzioni solari è di 29,530589 giorni, cioè 29 giorni, 12 ore, 44 minuti e 2,9 secondi. Nel corso di un’ora si muove nel cielo di una distanza prossima alla sua dimensione apparente, circa mezzo grado. La Luna rimane sempre in una regione del cielo chiamata lo Zodiaco, che si estende circa 8 gradi sopra e sotto l’eclittica, linea che la Luna attraversa (da Nord a Sud o viceversa) ogni 2 settimane circa.

Rotazione

Il moto di rotazione della Luna è il movimento che compie intorno all’asse lunare nello stesso senso della rotazione terrestre, da Ovest verso Est. . La durata è uguale a quella del moto di rivoluzione pari a 27 giorni, 7 ore, 43 minuti e 11,6 secondi. Questo è il motivo per cui la Luna rivolge alla Terra sempre la stessa faccia. L’attrazione che la Terra esercita sul rigonfiamento equatoriale più che sulle zone polari sulla Luna provoca in essa delle oscillazioni di lieve entità, le librazioni, che insieme alle librazioni apparenti, connesse alle posizioni che la Luna assume rispetto alla Terra, ci consentono di vedere un po’ più della metà della superficie lunare (circa il 59%).

Una breve storia

Nei tempi antichi non erano rare le culture, prevalentemente nomadi, che ritenevano che la Luna morisse ogni notte, scendendo nel mondo delle ombre; altre culture pensavano che la Luna inseguisse il Sole (o viceversa). Ai tempi di Pitagora, come enunciava la scuola pitagorica, veniva considerata un pianeta. Durante il Medioevo alcuni credevano che la Luna fosse una sfera perfettamente liscia, come sosteneva la teoria aristotelica, e altri che vi si trovassero oceani (a tutt’oggi il termine mare è impiegato per designare le regioni più scure della superficie lunare). Quando nel 1609 Galileo puntò il suo telescopio sulla Luna scoprì che la sua superficie non era liscia, bensì corrugata e composta da vallate, monti alti più di 8 000 m e crateri. Ancora nel 1920 si pensava che la Luna potesse avere un’atmosfera respirabile (o così lasciano intendere i racconti di fantascienza del periodo) e comunque anche alcuni astronomi ipotizzavano la presenza di un piccolo strato d’aria per rendere ragione di alcuni fenomeni osservati durante le occultazioni lunari e che erano inspiegabili. Per esempio l’astronomo Alfonso Fresa nel suo trattato a proposito delle anomalie delle occultazioni lunari scriveva: Un altro fenomeno, davvero inspiegabile, è quello osservato a Leningrado, durante l’eclissi totale di Luna del 14 agosto 1924, da W. Maltzew per la stella BD-15°6037 di settima grandezza: per circa due secondi la stella sembrò apparire nettamente proiettata sul disco eclissato della Luna. L’autore prosegue: Escludendo il caso di fenomeni dovuti ad illusioni ottiche e quello di stelle doppie, per tutti gli altri casi osservati e confermati da fonti diverse e a cui non si può dare una esauriente spiegazione, si ricorre alla ipotetica spiegazione di un sottilissimo strato d’aria, molto tenue, situato in qualche depressione del suolo ma sufficiente ad affievolire la luce stellare. Sempre Fresa ponendosi più in generale il problema dell’abitabilità della Luna la legava inscindibilmente alla presenza dell’acqua e dell’aria e riferiva in questi termini: Innanzitutto bisogna intendersi sul significato della parola vita, la quale, se va intesa nel senso organico, molto difficilmente potrà ancora albergare sulla Luna, giacché mancano lassù i fattori necessari alla sua esistenza: l’aria e l’acqua. Si potrebbe obiettare che un’assenza completa di esse non debba essere presa alla lettera, perché pur non verificandosi nemmeno in piccolissima parte i fenomeni di rifrazione, un residuo sparutissimo di aria può esistere sul nostro satellite, per quanto anche l’analisi spettroscopica abbia confermato che il nostro satellite è completamente privo di atmosfera.

Formazione della Luna

Sono state proposte diverse ipotesi per spiegare la formazione della Luna che, in base alla datazione isotopica dei campioni di roccia lunare portati sulla Terra dagli astronauti, risale a 4,527 ± 0,010 miliardi di anni fa, cioè circa 50 milioni di anni dopo la formazione del sistema solare. Queste includono l’origine per fissione della crosta terrestre a causa della forza centrifuga, che però richiederebbe un valore iniziale troppo elevato per la rotazione terrestre; la cattura gravitazionale di un satellite già formatosi, che però richiederebbe un’enorme estensione dell’atmosfera terrestre per dissipare l’energia cinetica del satellite in transito; la co-formazione di entrambi i corpi celesti nel disco di accrescimento primordiale, che però non spiega la scarsità di ferro metallico sulla Luna. Nessuna di queste ipotesi inoltre è in grado di spiegare l’alto valore del momento angolare del sistema Terra-Luna. La teoria più accreditata è quella secondo la quale essa si sia formata a seguito della collisione di un planetoide delle dimensioni simili a quelle di Marte con la Terra quando quest’ultima era ancora calda, nella prima fase della sua formazione (tale planetoide è chiamato a volte Theia). Il materiale scaturito dall’impatto rimase in orbita intorno alla Terra e per effetto della forza gravitazionale si riunì formando la Luna. Detta comunemente la Teoria dell’Impatto Gigante, è supportata da simulazioni pubblicate nell’agosto 2001. Una conferma di questa tesi deriva dal fatto che la composizione della Luna è pressoché identica a quella del mantello terrestre privato degli elementi più leggeri, evaporati per la mancanza di un’atmosfera e della forza gravitazionale necessarie per trattenerli. Inoltre, l’inclinazione dell’orbita della Luna rende piuttosto improbabili le teorie secondo cui la Luna si formò insieme alla Terra o fu catturata in seguito. Uno studio del maggio 2011 condotto dalla NASA porta elementi che tendono a smentire questa ipotesi. Lo studio, eseguito su campioni vulcanici lunari, ha permesso di misurare nel magma lunare una concentrazione d’acqua 100 volte superiori a quelle precedentemente stimate. Secondo la teoria dell’impatto l’acqua dovrebbe essersi dissolta quasi completamente durante l’impatto mentre dai dati qui ricavati la quantità d’acqua stimata è simile a quella presente nella crosta terrestre. Un altro studio della NASA indica che la faccia nascosta potrebbe essere stata generata dalla fusione tra la Luna e una seconda luna della Terra, la quale si sarebbe “spalmata” sulla faccia lontana della Luna che conosciamo. Questa teoria spiegherebbe anche perché il lato nascosto della luna si presenti più frastagliato e montuoso rispetto al lato visibile del satellite terrestre.

L’allontanamento progressivo della Luna dalla Terra

In base a precise ed accurate misurazioni tuttora condotte mediante l’impiego di un raggio laser collimato che viene riflesso da un sistema di specchi appositamente collocato sulla superficie lunare durante le missioni Apollo, s’è avuta la conferma che la Luna si sta progressivamente allontanando dalla Terra. Il fenomeno è una conseguenza delle leggi di Keplero. All’inizio della sua storia, la Luna e la Terra erano ancora allo stato fuso e la Luna si calcola orbitasse a circa 20 000 km dalla Terra, per cui la reciproca attrazione gravitazionale era imponente, visto che l’intensità della forza di gravità è inversamente proporzionale al quadrato della distanza tra le due masse agenti. L’attrazione esercitata dalla Luna sulla Terra provocava, al tempo, le maree, ma non di acqua, come oggi, bensì di lava densa e viscosa. Il sollevamento delle masse di lava creava sulla superficie terrestre una vera e propria protuberanza, anche di un qualche migliaio di metri d’altezza, che, a sua volta, esercitava una forza di attrazione sulla Luna molto intensa. La Terra ruotava intorno al proprio asse in circa 6 ore, effetto direttamente imputabile all’urto ricevuto dal planetoide al momento della formazione del satellite, mentre la Luna ruotava intorno alla Terra in una settimana circa, mostrando entrambe le sue facce al pianeta. A causa di questa differenza di velocità, la protuberanza che si formava sulla Terra si trovava sempre più avanti rispetto alla Luna, cosicché la forza di attrazione che la protuberanza esercitava sulla Luna – rimasta indietro a causa della sua minore velocità di rivoluzione intorno alla Terra – tendeva a “trascinare” il satellite, costringendolo ad aumentare la sua velocità. Per la legge di Keplero, a velocità maggiore corrisponde un’orbita maggiore, ecco che l’orbita della Luna aumentava di dimensione. In pratica, si allargava ed il satellite si allontanava. In realtà, l’allontanamento graduale della Luna dalla Terra continua anche oggigiorno, sebbene ad un ritmo meno veloce, in quanto le superfici dei due corpi celesti sono diventate solide e l’acqua degli oceani ha preso il posto del magma primordiale. Parimenti, questo fenomeno determina anche un leggero rallentamento del moto di rotazione attorno al proprio asse della Terra, in virtù del principio di conservazione dell’energia. Ne consegue un allungamento della durata del giorno ed una diminuzione della durata sia del mese che dell’anno terrestri. È estremamente difficile calcolare a ritroso nel tempo i valori di tali cifre, perché una grande variabile è data dalla distribuzione, nelle ere geologiche, delle masse continentali terrestri, in base alla deriva dei continenti. Generalmente, la configurazione “a supercontinente” (come la Pangea) tende a diminuire l’attrito esercitato dalla Luna sulla Terra, cosicché la velocità d’allontanamento del satellite dal pianeta si riduce. Dai dati geologici (alternanza delle maree desumibili dai fanghi fossili degli antichi estuari, velocità d’accrescimento delle scogliere coralline fossili, numero delle camere in cui si suddividono le conchiglie di alcuni molluschi, etc.) si può calcolare che già 600 milioni d’anni fa la luna si trovasse già ad una distanza di 320 000 km dal pianeta, divenuta 348 000 km 400 milioni d’anni fa. Parimenti, la durata del giorno passò dalle 20 ore di 600 milioni d’anni fa alle 22 ore di 400 milioni d’anni fa. Oggigiorno la Luna s’allontana di 3,8 cm all’anno (in presenza del supercontinente terrestre il valore si riduce a 2,17 cm annuali) con un allungamento del giorno di 2 decimilionesimi di secondo per anno (ridotti a 1,15 decimilionesimi di secondo per anno in presenza della configurazione “a supercontinente”). La reciproca attrazione gravitazionale ha sincronizzato nel tempo i moti di rotazione e di rivoluzione lunari (oggigiorno di circa 28 giorni terrestri), cosicché la Luna mostra sempre la stessa faccia alla Terra. Fra circa 800 milioni di anni, la distanza della Luna dal pianeta sarà tale che le sue dimensioni apparenti non consentiranno più il manifestarsi del fenomeno dell’eclisse totale di sole, mentre fra 7 miliardi di anni, se nel frattempo il sole morente non avrà distrutto il sistema Terra – Luna, la distanza della Luna dal pianeta sarà tale che la rotazione terrestre avrà prodotto il fenomeno per cui anche il pianeta mostrerà sempre la stessa faccia alla Luna. Infatti, l’allungamento della durata del giorno terrestre e l’allontanamento della Luna avranno termine quando sarà stata raggiunta la condizione di stazionarietà per cui una rotazione terrestre equivarrà ad una lunazione. A quell’epoca il giorno terrestre durerà quanto 47 giorni attuali, la Luna disterà dalla Terra 480 000 km e apparirà fissa nel cielo e dunque visibile da un solo emisfero terrestre, mentre saranno azzerati sia l’allontanamento lunare che l’allungamento della durata del giorno terrestre.

Caratteristiche fisiche

Poiché il periodo di rotazione della Luna è esattamente uguale al suo periodo orbitale noi vediamo sempre la stessa faccia della Luna. Questa sincronia è il risultato dell’attrito gravitazionale causato dalla Terra che ha rallentato la rotazione della Luna nella sua storia iniziale. A causa di queste forze, dette anche forze di marea, anche la rotazione della Terra viene gradualmente rallentata e la Luna si allontana lentamente dalla Terra di 4 cm all’anno mentre il momento rotazionale di quest’ultima viene trasferito al momento orbitale della Luna. L’attrazione gravitazionale che la Luna esercita sulla Terra è la causa delle maree del mare. Le variazioni della marea sono sincronizzate con l’orbita della Luna attorno alla Terra. La Terra e la Luna orbitano attorno a un centro di massa comune, che si trova a una distanza di circa 4 700 km dal centro della Terra. Poiché questo centro si trova dentro alla massa terrestre il moto della Terra è meglio descritto come un’oscillazione. Viste dal Polo nord della Terra l’orbita della Luna attorno alla Terra e l’orbita di questa attorno al Sole sono tutte in senso antiorario. Rispetto agli altri satelliti naturali del sistema solare la Luna è eccezionalmente grande rispetto al pianeta attorno a cui orbita. Infatti ha un diametro pari a un quarto e una massa pari a 1/81 di quella terrestre. Questi valori ne fanno il secondo satellite naturale per le dimensioni relative a quelle del suo pianeta madre. Solo Caronte, il satellite del pianeta nano Plutone, ha dimensioni proporzionalmente maggiori, con una massa pari all’11,6% di quella di Plutone. In genere, satelliti di dimensioni a essa comparabili orbitano attorno ai giganti gassosi (Giove o Saturno), mentre i pianeti più affini alla Terra o non hanno satelliti (Venere) o ne hanno di minuscoli (Marte). Il sistema Terra-Luna non può essere considerato un pianeta doppio perché il centro di gravità del sistema Terra-Luna non è esterno al pianeta, ma è localizzato 1 700 km al di sotto della superficie terrestre, circa un quarto del raggio terrestre. Il piano dell’orbita della Luna è inclinato di 5°19′ rispetto a quello dell’orbita della Terra intorno al Sole (il piano dell’eclittica). Il piano orbitale della Luna, assieme al suo asse di rotazione, ruota in senso orario con un periodo di 18,6 anni, sempre mantenendo un’inclinazione di 5°19′ gradi; questo movimento è correlato alle nutazioni terrestri, che possiedono infatti lo stesso periodo. I punti in cui l’orbita lunare interseca l’eclittica sono chiamati nodi lunari. Le eclissi solari accadono quando un nodo coincide con una luna nuova, le eclissi lunari quando un nodo coincide con una luna piena. Le ere geologiche della Luna vengono definite in base alla datazione di alcuni crateri che hanno avuto un effetto significativo sulla sua storia. Le forze di marea che oggi causano le maree terrestri erano attive anche quando la Luna era in via di formazione e ancora fusa. Poi si raffreddò e si solidificò, ma mantenne la forma di un ellissoide con l’asse maggiore puntato verso la Terra. Le forze di marea della Luna sulla Terra, pur molto minori di quelle della Terra sulla Luna, hanno avuto l’effetto di rallentare progressivamente la velocità di rotazione della Terra.

Composizione chimica

Più di 4,5 miliardi di anni fa, la superficie della Luna era un oceano di magma liquido. Gli scienziati pensano che uno dei componenti delle rocce lunari detto KREEP, acronimo dell’espressione inglese K (potassio), Rare Earth Elements (terre rare), e P (fosforo), rappresenti l’ultimo resto del magma originario. Il KREEP è composto da quelli che gli scienziati chiamano “elementi incompatibili”: elementi che non possono entrare a far parte delle strutture dei cristalli e che quindi rimangono inutilizzati sulla superficie del magma. Per i ricercatori, il KREEP è un marcatore utile per determinare la storia del vulcanismo lunare e tracciare la cronologia degli impatti da parte di comete e altri oggetti celesti. La crosta lunare è composta da una varietà di elementi primari: uranio, torio, potassio, ossigeno, silicio, magnesio, ferro, titanio, calcio, alluminio e idrogeno. Dai dati forniti dalla missione GRAIL sulle caratteristiche della crosta lunare, i ricercatori hanno ottenuto preziose informazioni anche sulla composizione interna del satellite, scoprendo che racchiude all’incirca la stessa percentuale di alluminio della Terra. Quando viene bombardato dai raggi cosmici, ogni elemento riemette nello spazio una sua propria radiazione particolare, sotto forma di raggi gamma. Alcuni elementi, come l’uranio, il torio e il potassio, sono radioattivi ed emettono spontaneamente raggi gamma. Quale che sia la loro causa, i raggi gamma emessi da ogni elemento sono diversi e uno spettrometro è in grado di distinguerli e appunto in questo modo è stato possibile scoprirne l’esistenza. Una mappa globale della Luna, che riporti l’abbondanza di questi elementi, non è ancora stata realizzata.

Struttura interna

La Luna è un corpo celeste internamente differenziato: come la nostra Terra ha una crosta geochimicamente distinta, un mantello e un nucleo. La parte interna del nucleo, con un raggio di 240 km, è ricca di ferro allo stato solido ed è circondata da un guscio esterno fluido costituito principalmente da ferro liquido, con un raggio di circa 300 km. Attorno al nucleo si trova una fase parzialmente fusa con un raggio di circa 500 km. La sua composizione non è stata del tutto chiarita, ma si dovrebbe trattare di ferro metallico in lega con piccole quantità di zolfo e nickel; sono le analisi della variabilità della rotazione lunare a indicare che esso è almeno parzialmente fuso. Si ritiene che questa struttura si sia sviluppata attraverso una cristallizzazione frazionata dell’oceano magmatico che avvolgeva il satellite 4,5 miliardi di anni fa, al tempo della sua formazione. La cristallizzazione dell’oceano magmatico avrebbe creato il mantello mafico per precipitazione e separazione dei minerali di olivina, ortopirosseno e clinopirosseno; dopo che circa tre quarti del magma si era cristallizzato, i minerali di plagioclasio, a densità più bassa, poterono galleggiare e formare la crosta superficiale. I liquidi, che cristallizzarono per ultimi, si trovarono compressi tra la crosta e il mantello, con un’elevata abbondanza di elementi scarsamente compatibili ed esotermici. A conferma di questo, la mappatura geochimica effettuata dalle sonde in orbita, mostra che la crosta è prevalentemente a base di anortosite; anche i campioni di roccia lunare della lava eruttata sulla superficie da fusioni parziali del mantello, confermano la composizione mafica del mantello, più ricco in ferro di quello terrestre. Attraverso i dati inviateci dalla missione GRAIL, le ultime stime effettuate, dimostrano invece che la crosta lunare è più sottile di quanto si pensava, in media 32-34 km contro i 45 km delle stime precedenti. La Luna è il secondo satellite più denso del sistema solare dopo Io. Tuttavia le dimensioni del nucleo interno lunare sono piuttosto piccole in confronto alla dimensione totale del satellite, solo il 20%, rispetto al circa 50% della maggioranza degli altri satelliti di tipo terrestre. La topografia della Luna è stata misurata utilizzando tecniche come l’altimetria laser e l’analisi stereoscopica delle immagini.

La caratteristica topografica più rilevante è l’enorme Bacino Polo Sud-Aitken, situato sulla faccia nascosta della Luna e pertanto non direttamente visibile da noi. Si tratta di un vasto cratere da impatto di oltre 2 240 km di diametro, il più grande del nostro satellite e uno dei più estesi dell’intero sistema solare. Oltre alle dimensioni, il cratere vanta anche due altri primati: con i suoi 13 km di profondità contiene il punto più basso dell’intera superficie lunare mentre la massima elevazione del satellite si trova sul suo bordo nord-est. Si ritiene che quest’area sia il risultato di un impatto obliquo che ha portato alla formazione del bacino. Anche altri grandi bacini da impatto come Mare Imbrium, Mare Serenitatis, Mare Crisium, Mare Smythii e Mare Orientale posseggono vaste depressioni e bordi molto elevati. L’emisfero nascosto della Luna ha un’elevazione media di 1,9 km più alta rispetto quella dell’emisfero visibile.

Presenza di acqua

La Luna per gran parte della sua storia antica è stata bombardata da asteroidi e comete, quest’ultime ricche d’acqua. L’energia della luce solare divide la maggior parte di quest’acqua nei suoi elementi costituenti, idrogeno e ossigeno, di cui la maggior parte si disperde immediatamente nello spazio. È stato però ipotizzato che quantità significative di acqua possano rimanere sulla Luna, in superficie, in aree perpetuamente all’ombra o inglobate nella crosta. A causa della modesta inclinazione dell’asse di rotazione lunare (solo 1,5°), alcuni dei crateri polari più profondi non ricevono mai luce dal Sole, rimanendo sempre in ombra. In accordo con i dati raccolti durante la missione Clementine, sul fondo di tali crateri potrebbero essere presenti depositi di ghiaccio d’acqua. Le successive missioni lunari hanno tentato di confermare questi risultati, senza tuttavia fornire dati definitivi.

Nell’ambito del suo progetto di ritorno sulla Luna, la NASA ha deciso di finanziare il Lunar Crater Observation and Sensing Satellite. La sonda è stata progettata per osservare l’impatto dello stadio superiore del razzo vettore Centaur che l’avrebbe portata in orbita, su una regione permanentemente in ombra situata in vicinanza al Polo Sud lunare. L’impatto del razzo è avvenuto il 9 ottobre 2009, seguito quattro minuti dopo da quello della sonda che in questo modo ha attraversato il pennacchio così sollevatosi e ne ha potuto analizzare la composizione. Il 13 novembre 2009, la NASA ha annunciato che, in seguito a un’analisi preliminare dei dati raccolti durante la missione di LCROSS, è stata confermata la presenza di depositi di ghiaccio d’acqua nei pressi del Polo Sud lunare. Nello specifico sono state rilevate linee di emissione dell’acqua nello spettro, nel visibile e nell’ultravioletto, del pennacchio generato dall’impatto sulla superficie lunare dello stadio superiore del razzo che aveva portato la sonda in orbita. È stata inoltre rilevata la presenza di idrossile, prodotto dalla scissione dell’acqua investita dalla radiazione solare. L’acqua (sotto forma di ghiaccio) potrebbe in futuro essere estratta e quindi divisa in idrogeno e ossigeno da generatori ad energia solare. La quantità di acqua presente sulla Luna è un fattore importante nel rendere possibile la sua colonizzazione, perché il trasporto dalla Terra è estremamente costoso. L’acqua lunare potrebbe essere contenuta al suo interno e derivare dalla sua formazione, come rileva uno studio recente (maggio 2011) condotto dalla NASA. Lo studio evidenzia che la percentuale di acqua presente nella Luna potrebbe essere simile a quella terrestre e quindi i depositi rilevati potrebbero essere stati generati dalle eruzioni magmatiche del passato.

Campo magnetico

Per più di un miliardo di anni dalla sua formazione, la luna ebbe un campo magnetico paragonabile a quello terrestre. Gran parte del calore indispensabile a mantenere fluido il nucleo esterno ed il mantello era dato, in parte dal decadimento degl’isotopi radioattivi, ma soprattutto dalle forze mareali esercitate dalla Terra, come accade ancor oggi per la luna gioviana Io. Le forze mareali creavano un notevole attrito – e, quindi, riscaldamento interno – negli strati interni della Luna in quanto, all’inizio della sua storia, il satellite, che continua anche oggi ad allontanarsi progressivamente dalla Terra, orbitava intorno al pianeta ad una distanza molto inferiore a quella odierna, cosicché la forza gravitazionale esercitata dalla Terra era in grado anche di fondere e far rimanere allo stato fuso le rocce del mantello lunare e quelle del nucleo esterno (che sono tuttora fuse). A distanza ravvicinata, le interazioni di marea tra la Terra e la Luna avrebbero, oltretutto, fatto sì che il mantello del nostro satellite ruotasse in modo leggermente diverso da quello del suo nucleo, creando celle convettive che si mantennero fino a circa 3 miliardi d’anni or sono. Proprio questo movimento differenziale avrebbe indotto nel nucleo un rimescolamento in grado, almeno stando alle previsioni teoriche, di dar luogo a una dinamo magnetica. Il campo magnetico esterno attuale della Luna è molto debole, compreso tra uno e cento nanotesla, circa un centesimo di quello terrestre. Non si tratta di un campo magnetico dipolare globale, che richiederebbe un nucleo interno liquido, ma solo una magnetizzazione crostale, probabilmente acquisita nelle prime fasi della sua storia quando la geodinamo era ancora operativa. Parte di questo residuo di magnetizzazione potrebbe anche derivare da campi magnetici transitori generatisi durante grandi eventi di impatto attraverso l’espansione della nube plasmatica associata all’impatto in presenza di un preesistente campo magnetico ambientale. Questa ricostruzione è supportata dalla localizzazione delle grandi magnetizzazioni crostali disposte agli antipodi dei grandi bacini da impatto. Le misurazioni del campo magnetico possono dare inoltre informazioni su dimensione e conduttività elettrica del nucleo lunare, fornendo quindi dati per una migliore teoria dell’origine della Luna. Per esempio, se il nucleo contenesse una proporzione maggiore di elementi magnetici (come il ferro) rispetto a quella terrestre, la teoria della nascita per impatto perderebbe credito (anche se potrebbero esistere spiegazioni alternative per questo fatto). Sopra tutta la crosta lunare si stende uno strato esterno di roccia polverosa, chiamata regolite. Sia la crosta sia la regolite sono distribuite in modo irregolare, l’una con uno spessore da 60 a 100 chilometri, l’altra passando da 3-5 metri nei mari fino a 10-20 metri sulle alture. Gli scienziati pensano che queste asimmetrie siano sufficienti per spiegare lo spostamento del centro di massa della Luna. L’asimmetria della crosta potrebbe anche spiegare la differenza nei terreni lunari che sono formati principalmente da mari sulla faccia vicina e rocce sulla parte lontana.

Atmosfera

La Luna non possiede quella che si può definire un’atmosfera nel senso comune del termine; si può solo parlare di un velo estremamente tenue, tanto che può essere quasi assimilato al vuoto, con una massa totale di meno di 10 tonnellate. La pressione superficiale risultante è attorno a 10−15 atmosfere (0,3 nPa), variabile in funzione del giorno lunare. La sua origine è imputabile al degassamento e allo sputtering, cioè il rilascio di atomi di gas da parte delle rocce che compongono la Luna, in seguito all’impatto degli ioni portati dal vento solare. Tra gli elementi che sono stati identificati ci sono sodio, potassio (presenti anche nelle atmosfere di Mercurio e del satellite Io) generati da sputtering; elio-4, da vento solare; argon-40, radon-222 e polonio-210 da degassamento per effetto del decadimento radioattivo all’interno di crosta e mantello.[47][48] Non è ben chiara l’assenza di elementi allo stato neutro (atomi o molecole) come ossigeno, azoto, carbonio e magnesio, normalmente presenti nella regolite. La presenza di vapore acqueo è stata rilevata dalla sonda indiana Chandrayaan-1 a varie latitudini, con un massimo a ~60–70 gradi; si ritiene che possa essere generato dalla sublimazione del ghiaccio d’acqua della regolite. Dopo la sublimazione, questo gas può ritornare nella regolite, sotto l’effetto della debole attrazione gravitazionale della Luna, o essere disperso nello spazio a causa sia della radiazione solare sia del campo magnetico generato dal vento solare sulle particelle ionizzate.

Terremoti sulla Luna

Le missioni Apollo che hanno portato astronauti sulla Luna hanno sbarcato anche alcuni sismografi. Questi sismografi hanno funzionato per molti anni ottenendo risultati ben diversi da quelli posti sulla superficie terrestre. Pur avendo registrato qualche migliaio di terremoti l’anno, si è visto che in media l’energia liberata da essi è molto bassa e non ha quasi mai superato il secondo grado della scala Richter. L’assenza di moti crostali impedisce lo sviluppo di terremoti di alta intensità.

Osservazione della Luna

Grazie a quella che sembra essere una straordinaria coincidenza, le grandezze apparenti della Luna e del Sole, visti dalla Terra, sono comparabili. Per effetto della variazione delle distanze Luna-Terra e Terra-Sole, dovute all’eccentricità delle rispettive orbite, la dimensione apparente della Luna vista dalla superficie terrestre varia da un valore leggermente inferiore a un valore leggermente superiore a quello del diametro apparente del Sole: questo fatto rende possibili, oltre che le eclissi solari parziali, anche eclissi solari totali, anulari e miste. La Luna (e anche il Sole) sembra più grande quando è vicina all’orizzonte. Questa è un’illusione ottica provocata dall’effetto psicologico della diversa percezione delle distanze verso l’alto e in orizzontale. In realtà, la rifrazione atmosferica e la distanza leggermente maggiore rendono l’immagine della Luna un poco più piccola all’orizzonte rispetto al resto del cielo. Varie aree chiare e scure creano immagini che sono interpretate nelle varie culture come l’Uomo della Luna, oppure il coniglio e il bufalo e altre; il fenomeno è indicato col nome di pareidolia. Al telescopio si possono riconoscere catene di montagne e crateri. Le pianure, scure e relativamente spoglie di dettagli, sono chiamate mari lunari, oppure maria in Latino, perché erano credute corpi d’acqua dagli astronomi antichi. Le parti più chiare ed elevate sono chiamate terre, o terrae. Durante le lune piene più brillanti, la Luna raggiunge una magnitudine apparente di circa -12,6. Per confronto, il Sole ha una magnitudine apparente di -26,8 mentre Sirio, la stella più brillante, solo -1,4.

Luna rossa

A volte capita di vedere la Luna che, nel momento in cui sorge, possiede un colore rossastro. Ciò avviene poiché la sua luce (che proviene dal Sole e che è reindirizzata sulla Terra) deve attraversare uno strato atmosferico più ampio rispetto a quello che trova nel momento in cui è più alta nel cielo; la radiazione luminosa deve pertanto oltrepassare una quantità maggiore di polveri e turbolenze dell’aria ed è soggetta a una maggiore diffusione. Tale azione è più efficace con i raggi a frequenze più elevate, di colore blu, e meno con quelli a frequenze più basse, di colore rosso (scattering di Rayleigh): quindi poiché la componente rossa della sua luce non viene dispersa e arriva diretta ai nostri occhi, noi vediamo la luna di colore rosso.

 

Solstizio d’estate

Ecco alcune informazioni sul cielo del mese di giugno 2014.

Sole

Si trova nella costellazione del Toro fino al giorno 21, quando passa nella costellazione dei Gemelli.

• 1 giugno: il sole sorge alle 5.39; tramonta alle 20.41

• 15 giugno: il sole sorge alle 5.36; tramonta alle 20.49

• 30 giugno: il sole sorge alle 5.40; tramonta alle 20.52

(Gli orari indicati sono validi per una località alla latitudine media italiana).

Gli orari sono espressi in Ora Legale Estiva, pari ad un’ora in più rispetto all’Ora Solare o TMEC (Tempo Medio dell’Europa Centrale)

21 giugno: Solstizio d’Estate 

Quest’anno il solstizio cade il 21 giugno, precisamente alle 10,51 TU. (TU = Tempo Universale, corrispondente all’ora del fuso orario di Greenwich).
L’orario, espresso nell’ora legale estiva attualmente vigente (TU + 2 h), corrisponde alle ore 12,51.
Nel giorno più lungo dell’anno il sole sorge alle 5.36 e tramonta alle 20.51.
Il giorno dura 15 ore e 15 minuti.
Al mezzogiorno dell’Ora Solare (ovvero alle una dell’Ora Legale attualmente in vigore) il Sole raggiunge il punto di massima elevazione sull’orizzonte.
L’altezza raggiunta dal Sole dipende dalla latitudine: a Roma al culmine arriva a circa 71° 30′. A Milano l’altezza massima è 68° (3° 30′ più basso rispetto a Roma), a Palermo invece supera i 75°.

Le fasi lunari

Il 5 giugno 2014: Primo Quarto; il 13 giugno 2014 Luna Piena; il 19 giugno 2014 Ultimo Quarto: il 27 giugno 2014 Luna Nuova.

I pianeti

Mercurio: all’inizio del mese si conclude il periodo di osservabilità ottimale che aveva caratterizzato il precedente mese di maggio. Nei primi giorni di giugno si potrà ancora osservare il pianeta sull’orizzonte occidentale, dove tramonta quasi un’ora e mezza dopo il Sole. Nel volgere di pochi giorni Mercurio si avvicina sensibilmente al Sole, diventando ben presto inosservabile. Il 20 giugno si verifica la congiunzione con il Sole. A fine mese Mercurio ricompare al mattino, molto basso sull’orizzonte orientale, difficilmente distinguibile tra le luci dell’alba. 

Venere: non si registrano significative variazioni delle condizioni di osservabilità del pianeta rispetto ai due mesi precedenti. Il mese è caratterizzato solo da un leggero prolungamento del tempo a disposizione per osservare il pianeta. A fine giugno infatti Venere sorge quasi due ore prima del Sole. Lo si può quindi ammirare al mattino presto sull’orizzonte ad Est. Venere attraversa per intero la costellazione dell’Ariete, dove era entrato alla fine di maggio, e il giorno 18 fa il suo ingresso nel Toro.

Marte: all’inizio del mese poco dopo il tramonto del Sole Marte si trova al culmine in direzione Sud. Con il passare dei giorni al calare dell’oscurità lo si può osservare man mano sempre più spostato verso Sud-Ovest e ad una altezza inferiore sulla volta celeste. Continua pertanto ad anticipare l’orario del proprio tramonto e le ore a disposizione per osservarlo diminuiscono. Il pianeta rosso si muove di moto diretto nella costellazione della Vergine, avvicinandosi alla stella Spica.

Giove: giunge a conclusione il lungo periodo di osservabilità serale del pianeta gigante. Per alcuni giorni è ancora possibile individuarlo ad occidente, tra le luci del crepuscolo serale, ma fine mese è ormai troppo basso sull’orizzonte per poterlo osservare. Giove conclude il mese ancora nella costellazione dei Gemelli, vicino al limite con il Cancro.

Saturno: dopo il tramonto del Sole lo si può individuare facilmente, a Sud-Sud-Est all’inizio del mese, poi a Sud a fine giugno. Nelle ore seguenti e per tutta la prima parte della notte lo si può seguire a Sud-Ovest. Le condizioni sono quindi ancora ottimali e per osservarlo, ammirando, per chi ha la possibilità di utilizzare un telescopio, i suoi splendidi anelli. Il pianeta di trova ancora nella costellazione della Bilancia, dove rimane per tutto l’anno.

Urano: lo si può cercare al mattino presto, a Sud-Est, dove, a metà mese, sorge circa un’ora e mezza prima di Venere. Il pianeta si eleva sempre di più sull’orizzonte: lo si può quindi seguire per alcune ore, fino a che le luci dell’alba lo rendono inosservabile. La luminosità di Urano è al limite della visibilità occhio nudo e per poterlo individuare è comunque necessario l’uso di un telescopio. Il pianeta rimane ancora nella parte centrale della costellazione dai Pesci.

Nettuno: il pianeta è osservabile nelle ore che precedono il sorgere del Sole. Nel corso del mese l’orario in cui sorge anticipa sempre più. A fine luglio sorge intorno alla mezzanotte. Nettuno diventa quindi osservabile per tutta la seconda parte della notte. E’ tuttavia indispensabile l’uso del telescopio per poter individuare Nettuno, la cui luminosità è inferiore ai limiti accessibili all’osservazione ad occhio nudo. Nettuno si trova ancora nella costellazione dell’Acquario, dove è destinato a rimanere per un periodo estremamente lungo, fino all’anno 2022.

Plutone la IAU (International Astronomical Union), ha istituito (giugno 2008) la classe dei Plutoidi. Abbiamo comunque ritenuto opportuno mantenere nella nostra rubrica Plutone, capostipite di questa nuova categoria di membri del sistema solare. Plutone è ormai prossimo all’opposizione. A fine mese diventa quindi osservabile praticamente per tutta la notte. Data la luminosità molto bassa del pianeta, è sempre indispensabile l’ausilio di un telescopio di adeguata potenza per tentarne l’osservazione. Plutone è destinato a rimanere nella costellazione del Sagittario ancora per molti anni, fino al 2023.

Congiunzioni

Luna – Giove: il mese inizia con l’incontro ravvicinato, la sera del 1° giugno, tra la falce di Luna crescente e il pianeta Giove. I due astri tramontano insieme nella costellazione dei Gemelli.

Luna – Marte : nelle notte tra il 7 e l’8 giugno si verifica la congiunzione tra la Luna, già oltre il Primo Quarto, e il pianeta Marte. Il fenomeno avviene nella costellazione della Vergine.

Luna – Saturno : il 10 giugno si può ammirare una bella congiunzione stretta tra la Luna e Saturno, nella costellazione della Bilancia.

Luna – Pleiadi – Venere: il sorgere del Sole del 24 giugno è preceduto dall’apparizione sull’orizzonte orientale di Venere accompagnato dalle Pleiadi e da una sottile falce di Luna calante, nella costellazione del Toro.

Luna – Giove: : sfida ai limiti delle possibilità osservative. Osservando il sottilissimo falcetto lunare, a soli due giorni dalla Luna Nuova, sarà possibile scorgere per l’ultima volta Giove, ormai confuso nella luce del crepuscolo serale? Giove si trova nella costellazione dei Gemelli, mentre la Luna ha già raggiunto quella del Cancro.

Costellazioni

In tarda serata sarà possibile vedere sull’orizzonte a Sud-Est la costellazione dello Scorpione: ha un disegno inconfondibile, con le tre stelle a destra, quasi allineate in verticale, che rappresentano le chele dell’animale.
Spostandoci a sinistra, troviamo la brillante Antares, una supergigante rossa. La costellazione prosegue con le stelle che ne rappresentano il resto del corpo e la lunga coda, che termina con il pungiglione. Notiamo subito una particolarità delle costellazioni zodiacali estive: esse sono molto più basse sull’orizzonte rispetto a quelle invernali.
Mentre nei mesi invernali i Gemelli sfioravano quasi lo Zenit (*) sopra le nostre teste, è invece una sfida per gli osservatori del cielo il riuscire a scorgere tutte le stelle dello Scorpione, così basse da essere spesso in parte nascoste dai rilievi all’orizzonte o dalle foschie serali. L’ideale è osservarlo nelle notti chiare, sul mare, verso Sud, intorno alla mezzanotte.
Rimanendo lungo lo Zodiaco, potremo riconoscere più a destra la Bilancia (l’unico oggetto inanimato delle 12 costellazioni dello zodiaco), mentre alla sua sinistra sorgerà il Sagittario.
A Ovest potremo invece osservare in successione il lento tramontare delle grandi costellazioni del Leone e della Vergine. Un discorso a parte lo merita l’Ofiuco, un’estesa costellazione situata sopra lo Scorpione; nonostante le dimensioni è poco spettacolare a causa dell’assenza di stelle particolarmente luminose. Tuttavia l’Ofiuco gode di una certa notorietà per il suo ruolo di “tredicesima costellazione zodiacale”: si tratta di un dettaglio ben noto ad astronomi ed astrofili; semplicemente lo Scorpione si trova in gran parte al di sotto dell’Eclittica (**), per cui il Sole, una volta sfiorato la parte superiore della costellazione, prosegue il suo cammino nell’Ofiuco, che quindi risulta essere la 13a costellazione a trovarsi sul suo cammino lungo lo Zodiaco.
Allontanandoci dall’eclittica, alte nel cielo notiamo le due stelle più brillanti del cielo estivo: la più occidentale è Arturo, nella costellazione del Bootes. Più a oriente troviamo Vega. Questo astro fa parte della piccola costellazione della Lira, che insieme al Cigno e all’Aquila forma un ampio triangolo che occupa la porzione più elevata della volta celeste per tutto il periodo estivo.
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 del Nord, vedremo l’Orsa Maggiore dominare il cielo a Nord-Ovest.  Dalla parte opposta rispetto alla Stella Polare, a Nord-Est, possiamo riconoscere Cassiopea e Cefeo.

Meteore

In giugno godiamo di poche ore di oscurità al di fuori dei crepuscoli astronomici, per cui c’è poco tempo da dedicare all’osservazione. Per di più il numero delle stelle cadenti è tra i più bassi dell’anno. Non ci sono sciami considerevoli, ma solamente correnti minori, a volte poco attive. Molti di questi radianti sono posizionati sul piano eclitticale, in un raggruppamento diffuso che, specie dalle costellazioni dello Scorpione e Sagittario, si mostra con poche meteore, lente e per lo più di debole luminosità, inframmezzate da occasionali meteore brillanti. Dopo il novilunio del 28 maggio nei primi giorni del mese, data l’assenza del disturbo della Luna, si potrà seguire soprattutto la attività delle omega e chi Scorpidi (max 3 e 5 giugno), due componenti della stessa corrente che spesso producono meteore brillanti, e delle tau Erculidi (max 3 giugno), originate dalla cometa Schwassmann-Wachmann 3, le quali potrebbero risultare secondo alcuni in aumento nel numero rispetto ai passati anni. Dopo la metà del mese, specie nella seconda parte della notte, si potranno studiare le meteore che sembrano provenire dalle regioni del Dragone e della Lira. Qui sono presenti due interessanti radianti distanti una ventina di gradi, ritenuti da molti in qualche modo collegati tra loro, quello delle Liridi, originato dalla cometa 1915 Mellish, e quello delle xi Draconidi, che negli anni ha mostrato degli improvvisi e brevi exploit di meteore. La letteratura indica che le Liridi furono scoperte nel 1966, ma in realtà esistono testimonianze di questo radiante già nelle osservazioni italiane di metà dell’800. La loro frequenza è variabile secondo la posizione della cometa che le origina. La notte del 16/17 giugno di probabile maggiore attività di entrambe le correnti, la Luna lascierà un’ampia finestra osservativa utile dalla fine del crepuscolo serale a oltre le 2h, dopo di che questa rimarrà comunque alquanto bassa sull’orizzonte e lontana dai radianti. Sempre nel medesimo periodo tra l’Aquila e l’Ofiuco è attivo pure il radiante diffuso delle Aquilidi (max 17 giugno), che alterna periodi di blanda attività a momenti di frequenza più sostenuta. Anche in questo caso l’osservazione favorevole di questo sciame sarà possibile quest’anno nella prima parte della notte. A fine mese intorno al 27/28 giugno sarà d’obbligo controllare l’attività irregolare delle Bootidi, che nel 1998 dopo decenni di inattività hanno mostrato un’inattesa ed eccitante apparizione (oltre 100 meteore/hr), causata dal passaggio della Terra in una nube di residui della cometa Pons-Winnecke [2]. Quest’anno si potranno osservare favorevolmente per tutta la notte, già dalla fine del crepuscolo serale, quando il radiante sarà più alto sopra l’orizzonte.

Comete

Nel mese che si apre all’estate tutti gli sguardi degli appassionati saranno rivolti alla C/2012 K1 PanSTARRS, per verificare se la sua crescita luminosa proseguirà costante e sicura come fin qui è avvenuto. A luglio la prederemo nel tramonto, ma la ritroveremo alle porte dell’autunno, si spera trasformata in tutt’altro oggetto celeste. Intanto arrivano buone notizie dalla C/2014 E2 Jacques, invisibile questo mese ma che nel prossimo darà il cambio alla PanSTARRS, ricomparendo all’alba dopo il passaggio al perielio. Dato l’ andamento sorprendente registrato nei mesi scorsi, la sua curva di luce è stata rivista al rialzo. Le nuove previsioni formulate dal noto esperto Seiichi Yoshida indicano una luminosità picco che potrebbe sfiorare la quarta magnitudine. Speriamo che Yoshida abbia ragione…

C/2012 K1 PanSTARRS

In giugno, come già ricordato in premessa, terminerà momentaneamente il periodo di visibilità della PanSTARRS. A inizio mese la troveremo infatti ancora piuttosto alta in cielo tra le stelle dell’Orsa Maggiore ma in seguito, transitando per il Leone Minore e per quello…”maggiore”, si abbasserà sempre di più, tanto che a fine periodo, all’inizio della brevissima notte astronomica, per le regioni settentrionali del nostro paese risulterà alta solo pochi gradi. Per il centro ma soprattutto il sud Italia ci sarà invece la possibilità di seguirla ancora per qualche giorno in luglio, pur in condizioni sempre più critiche. Poi si tufferà tra la luce del Sole, andando incontro al perielio previsto per fine agosto. Ricomparirà in settembre ma solo ad ottobre, passando alla minima distanza l nostro pianeta, dovrebbe toccare la massima brillantezza. In quel periodo speriamo si spera di poterla scorgere ad occhio nudo. Nella sua corsa mensile, Il 2 giugno passerà a meno di mezzo grado dalla galassia NGC 3319. In seguito incontrerà alcune altre galassie transitando a distanze maggiori. La sua luminosità dovrebbe crescere oltre l’ottava magnitudine a fine mese.

Tratto dal sito UAI  Unione Astrofili Italiani dove è possibile trovare mappe e ulteriori informazioni

 

La Nube del Compasso

La Nube del Compasso è una densa nube molecolare gigante non illuminata situata nella costellazione del Compasso; la sua posizione è facilmente individuabile grazie alla brillante stella α Centauri e si estende per alcuni gradi nella parte centrale della costellazione. Si tratta di una delle nebulose meno studiate in assoluto fra quelle poste entro una distanza di 1000 parsec dal sistema solare; la nube è composta da due addensamenti principali, noti come Circinus-E e Circinus-W, e ospita degli intensi fenomeni di formazione stellare, generanti esclusivamente stelle di piccola e media massa, concentrati soprattutto su Cir-W. La formazione stellare potrebbe essere stata provocata dall’esplosione di una supernova nelle sue vicinanze. La distanza della nube, probabilmente attorno ai 700 parsec (2300 anni luce) coincide con una regione interbraccio fra il Braccio di Orione e quello del Sagittario. La Nube del Compasso si osserva lungo la brillante scia della Via Lattea meridionale, sul bordo meridionale, al centro dell’omonima costellazione; la sua posizione è estremamente facile da individuare, grazie alla presenza della celebre stella α Centauri, la cui magnitudine apparente costituita dalla somma delle sue componenti è pari a -0,27, rendendola così la terza stella più luminosa del cielo ad occhio nudo. Nelle notti più buie la Nube del Compasso può essere individuata come una piccola macchia oscura situata circa 1,5° a sudest di α Centauri, che maschera la luce diffusa della Via Lattea. Con strumenti professionali è possibile scorgere, nella parte sudoccidentale di questa nube oscura, una piccola nube illuminata con al centro una stellina poco appariscente: quest’oggetto è catalogato come vdBH 65a e costituisce una piccola frazione illuminata per riflessione dei gas del complesso nebuloso. La costellazione del Compasso giace ad una declinazione fortemente australe, al punto che dall’emisfero boreale la sua visibilità è limitata alla fascia tropicale e subtropicale; dall’emisfero australe, al contrario, si presenta circumpolare da gran parte delle sue regioni, mentre in prossimità dell’equatore tramonta solo per una decina di ore al giorno. A causa della precessione degli equinozi, il polo sud celeste si sta lentamente spostando nella sua direzione; entro alcune migliaia di anni però il movimento di precessione porterà il polo sud celeste in direzione della Colomba e questa parte di cielo assumerà delle declinazioni sempre più boreali e fra 10-12 000 anni sarà ben osservabile anche da gran parte dell’emisfero nord. Questa regione di cielo è relativamente poco studiata ed è stata trascurata a lungo anche a causa della sua posizione fortemente australe. La nube appare divisa in due parti ben distinte; la parte più orientale è la più estesa, ma è anche la meno studiata, mentre la parte sudoccidentale, più piccola, è stata studiata molto dettagliatamente a causa degli intensi fenomeni di formazione stellare che avvengono al suo interno. Queste due parti sono spesso identificate con le sigle Circinus-E e Circinus-W. I fenomeni di formazione stellare della nube generano esclusivamente stelle di piccola e media massa e sono stati probabilmente favoriti dall’esplosione di una supernova nelle sue vicinanze, come sembra indicare anche la struttura a bolla che si sovrappone alla nube e che si estende anche al di là di questa. La distanza della nube è stata indicata come pari a circa 700 parsec (2300 anni luce); questa distanza corrisponde a una regione esterna al Braccio di Orione, intermedia fra questo e il Braccio del Sagittario o nelle immediate vicinanze di quest’ultimo. In realtà le stime della sua distanza sono scarse e talvolta incerte, indicate anche in una fascia compresa fra 600 e 900 parsec. A questa distanza, la massa totale della nube sarebbe pari a circa 47000 masse solari. Nella nube sono note 23 sorgenti infrarosse catalogate dall’IRAS, gran parte delle quali sono associate a dei getti molecolari individuabili nella banda del CO e coincidenti di fatto con altrettanti oggetti HH; questi getti sono la prova più evidente dell’attività di formazione stellare presente nella regione. Fra gli oggetti più evidenti vi è la sorgente IRAS 14568-6304, situata nella nube Circinus-W; questa sorgente coincide con una stella di Classe I ed è associata alla piccola nebulosa a riflessione vdBH 65a. Una stella probabilmente partecipante all’illuminazione della nebulosa è MOHα 10. Il getto molecolare associato a questa sorgente prende il nome di HH 139 e presenta dei lobi compatti. A brevissima distanza si trova la sorgente IRAS 14592-6311, associata alla nube vdBH 65b e coincidente con una giovane stella Ae/Be di Herbig; questa stella presenta delle notevoli linee di emissione e possiede la sigla di stella variabile DG Circini. A questa stella è associato anche un maser ad acqua leggermente variabile. A pochi minuti d’arco da questa sorgente si trovano quattro getti molecolari, identificati con le sigle da HH 140 a HH 143. Un’altra sorgente notevole è IRAS 14564–6254, situata all’interno di una nube massiccia posta sul bordo settentrionale di Circinus-W; secondo alcuni studi, fa parte di un piccolo raggruppamento di quattro sorgenti, indicate con le sigle da Cir-MMS 1 a Cir-MMS 4, disperse su uno spazio di 0,15 parsec e poste in uno stadio evolutivo differente l’una dalle altre. Nella nube sono state individuate inoltre 47 stelle con emissioni Hα, delle quali una quindicina mostrano delle emissioni accertate. Vedi anche l’articolo “Nascita di stelle nella Nube del Compasso”.
Tratto da Wikipedia

On the dark side of the Moon

«The lunatic is in my head. […] I’ll see you on the dark side of the Moon», cantava Roger Waters inBrain Damage, quarta traccia del lato B di uno dei più celebri album (era il 1973) della storia della musica, a firma Pink Floyd: The Dark Side of the Moon. A quarant’anni dalla sua uscita l’Agenzia Spaziale Europea pubblica una splendida composizione di scatti delle regioni scure e in ombra che tanto ci affascinano del nostro satellite: un mosaico di 40 immagini, scattate tra il dicembre del 2005 e marzo 2006 e inviate a Terra dallo strumento Advanced Moon Imaging Experiment di SMART-1, la sonda ESA allora in orbita intorno alla Luna e che si è schiantata sulla sua superficie il 3 settembre 2006, in una regione denominata Lacus Excellentiae. L’asse di rotazione della Luna presenta un’inclinazione di 1,5 gradi. Questo significa che parte delle sue regioni polari non vedono mai la luce del Sole. I fondali dei crateri più profondi restano sempre in ombra. L’estate lunare dell’emisfero sud è quindi il momento migliore, oltre che unico, per dare un’occhiata a un’area di 500×150 chilometri stupendamente ritratta dall’obiettivo di  SMART-1. Nelle immagini della sonda ESA sono ben visibili i crateri Amundsen, Faustini, Shoemaker, Shackleton e de Gerlache (nella foto: da destra a sinistra, partendo dal cratere più grande visibile nella composita di scatti). Amundsen, con 105 chilometri di diametro è il cratere più imponente del polo sud lunare, seguito da Shoemaker (50 chilometri), Faustini (39), de Gerlache (32) e Shackleton (19). Il taglio di luce che dal Sole illumina la regione dei crateri ha permesso alla sonda ESA di visualizzare una serie di interessanti proprietà. Anzitutto il polo geografico, che si trova al centro del cratere Shackleton. Utilizzando le immagini di SMART-1 per esplorare i numerosi piccoli crateri da impatto che punteggiano la superficie liscia e scura che circonda il cratere maggiore, gli scienziati sono riusciti a datare lo Shackleton come anteriore al sito di allunaggio di Apollo 14 (3,85 miliardi di anni) ma comunque successivo alla regione in cui è atterrato Apollo 15 (3,3 miliardi di anni). Anche lo Shoemaker è degno di nota: nel 1999 è stato bersaglio della missione Lunar Prospector, fatta schiantare di proposito nell’area del cratere lunare nel tentativo di generare un pennacchio di vapore acqueo sfruttando il surriscaldamento del ghiaccio che avrebbe potuto contenere. È vero che in quell’occasione non venne avvistato nessun getto di vapore, ma non tutto è perduto: alcune regioni della Luna sono rimaste in ombra per milioni di anni ed esiste ancora una possibilità che contengano un qualche residuo del ghiaccio depositato sulla superficie del nostro satellite da comete e asteroidi ricchi d’acqua. Studiare il ‘lato oscuro’ della Luna può dirci ancora molte cose che non sappiamo. Non solo riguardo la storia del nostro satellite naturale, ma anche della Terra, aiutandoci a capire meglio come, e quanto, acqua e materiali organici possono essere stati trasferiti dalla Luna al nostro pianeta nel corso della storia. Gli esobiologi, evidentemente, ascoltano ancora i Pink Floyd.
di Davide Coero Borga (INAF)

Nascita di stelle nella Nube del Compasso

Quest’immagine ripresa dal Telescopio Spaziale Hubble (già apparsa in una prima versione nel concorso Hubble’s Hidden Treasures) mostra IRAS 14568-6304, una giovane stella ammantata d’un velo dorato di polveri e gas. Una debuttante che, come in una precoce danza dei sette veli, annuncia la sua venuta al mondo spargendo brandelli della placenta cosmica da cui ancora si sta nutrendo. Lo scuro sipario cosmico su cui la scena si staglia è la Nube del Compasso (Circinus), una nube molecolare con massa di circa 250.000 volte quella del Sole, noto palcoscenico di formazione stellare. All’interno di questa Nube vi sono due regioni, ciascuna di stazza complessiva attorno alle 5.000 masse solari e informalmente conosciute come Circinus Est e Ovest, dove più frequente è la nascita di nuovi astri. La stella IRAS 14568-6304, qui delicatamente immortalata nel soffuso alone di gas all’interno di Circinus-Ovest, è una delle novizie più promettenti, non fosse altro per il fatto che è alla guida di un getto protostellare, quello che nell’immagine appare come una “coda” sotto la stella. Questo getto è in realtà il residuo non digerito, per così dire, della porzione di nube molecolare da cui si è originata la stella. Mentre la maggior parte di questo materiale ha contribuito a formare la stella e il suo disco di accrescimento (l’anello di gas e polveri che circonda la stella e che può in seguito dare origine anche a pianeti), a un certo punto del suo sviluppo la stella ha cominciato a espellere radialmente ai poli una parte del materiale a velocità supersoniche attraverso lo spazio. Questo fenomeno, chiamato deflusso (outflow), non è solo affascinante a vedersi, ma può anche fornirci preziosi indizi sul processo di formazione stellare. IRAS 14568-6304 è solo una delle diverse protostelle che sono fonte di deflusso dell’ammasso molecolare Circinus-Ovest. Tutte assieme, queste fonti danno origine a uno dei più brillanti, massicci ed energetici deflussi mai segnalati. Tanto che, in omaggio a questa attività, gli scienziati hanno anche suggerito di indicare Circinus-Ovest con il poetico appellativo di “nido dei deflussi molecolari”.
di Stefano Parisini (INAF)

La Nube di Smith viaggia a 241 chilometri al secondo in direzione della Via Lattea,

Se non fosse per quel guscio di materia oscura, si sarebbe già frantumata contro la Via Lattea. I ricercatori ne sono sicuri: la Nube di Smith si è salvata grazie allo scudo che la protegge, come un giubbotto antiproiettile: senza questo guscio protettivo la nube interstellare di idrogeno ad alta velocità (HVC) si sarebbe disintegrata tempo fa, quando si è scontrata per la prima volta con il disco della nostra galassia. Future osservazioni con il Green Bank Telescope (GBT) potrebbero confermare, inoltre, una teoria già proposta da tempo: l’alone di materia oscura potrebbe indicare che nube sia in realtà una galassia nana mancata, vale a dire un oggetto che ha tutte le caratteristiche per essere una vera e propria galassia nana (di solito composta da qualche miliardo di stelle), ma non l’energia e la materia prima necessaria per produrre stelle proprio a causa dell’idrogeno rarefatto. “Se confermata, tale scoperta potrebbe iniziare a mostrare quanto piccole possano essere davvero le galassie nane”. I ricercatori ritengono che questo potrebbe anche migliorare la nostra comprensione della prima fase della formazione stellare della Via Lattea. “La Nube di Smith è unica nel suo genere. E’ veloce, piuttosto grande e ormai abbastanza vicina alla nostra galassia da poterne studiare i più piccoli particolari”, ha spiegato Matthew Nichols, ricercatore dell’Osservatorio di Sauverny, in Svizzera, e primo autore dello studio che verrà pubblicato sul Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Per gli scienziati, però, la nube nasconde un mistero: “un oggetto come questo non avrebbe potuto sopravvivere a uno scontro con la Via Lattea, ma tutte le prove che abbiamo raccolto ci dicono il contrario”. Precedenti studi hanno rivelato un suo primo passaggio ravvicinato molti milioni di anni fa: riesaminando con attenzione i dati e confrontandoli con le nuove informazioni, gli studiosi sono sempre più convinti che la nube sia avvolta da un guscio protettivo, sostanzialmente un alone di materia oscura, vale a dire ciò che compone l’80% di tutta la materia dell’Universo. “Basandoci sull’orbita prevista, nel nostro studio mostriamo che una nube senza alone protettivo non sarebbe sopravvissuta all’incontro col disco galattico”, ha osservato Jay Lockman, astronomo presso il National Radio Astronomy Observatory di Green Bank (Usa) e uno dei coautori dello studio. La nostra galassia è l’obiettivo preferito di centinaia di nubi galattiche ad alta velocità. L’unico modo per osservare questi oggetti è con i radiotelescopi, come il GBT che può localizzare anche le emissioni più deboli dell’idrogeno neutro. La maggior parte delle nubi ad alta velocità condivide un’origine comune con la Via Lattea, o come residui di galassie limitrofe in via di formazione o come resti di supernovae all’interno della galassia. Un gruppo ristretto di nubi, però, proviene da angoli più lontani dello spazio, con delle caratteristiche ben distinte. Se la teoria dell’alone venisse confermata, la Nube di Smith entrerebbe a far parte di questo gruppo, una delle rare eccezioni. Con una lunghezza di 11.000 anni luce ed una larghezza di 2.300 anni luce, se fosse visibile a occhio nudo, la Nube di Smith coprirebbe un’area di cielo simile a quella della costellazione di Orione, vale a dire circa 20 volte il diametro della Luna piena. Adesso si trova a 8.000 anni luce dal disco della nostra galassia e si muove verso di noi a una velocità di ben 241 chilometri al secondo.Il nuovo impatto è previsto fra 30 o 40 milioni di anni, ma i segni dello scontro, che forse porterà a una fusione e a un violento processo di formazione stellare nel braccio di Perseo, sono già evidenti, vista la forma allungata causata dalla forza di gravità. Il guscio la proteggerà anche questa volta?
di Eleonora Ferroni (INAF)

Stelle di Wolf-Rayet

Una stella di Wolf-Rayet (o stella WR; sigla di catalogo WR; classe spettrale W) è una stella estremamente calda (tra 25 000 e 50 000 K) e massiccia  che mostra dei venti stellari molto forti convelocità superiori a 2 000 km/s e caratterizzati da una forte emissione di polveri. Tramite il vento stellare le stelle di Wolf-Rayet  perdono  massa  e sono talvolta sorgenti di onde radio. Le stelle di Wolf-Rayet sarebbero una normale fase nell’evoluzione delle stelle supermassicce, nelle quali risultano visibili delle forti linee di emissione di elio e azoto (classificate come WN) o di elio, carbonio ed ossigeno(classe WC e WO). Per via di tali linee di emissione esse risultano facilmente identificabili nelle galassie vicine. Sono stelle estremamente rare. Ne sono note attualmente quasi 230 nella Via Lattea,  circa 100 nella Grande Nube di Magellano, solamente 12 nella Piccola Nube di Magellano. Tra di esse vi sonoGamma² Velorum, la stella più luminosa della costellazione delle Vele, visibile da quanti si trovano al di sotto del quarantesimo parallelo nord,, la Stella Pistola, nella costellazione del Sagittario, invisibile ad occhio nudo perché coperta dalle polveri interstellari, e, nella stessa costellazione, la stella binaria WR 104 i cui venti stellari generano una spettacolare quanto rarissima nube a spirale la cui estensione potrebbe coprire una distanza pari a 20 volte il nostro Sistema Solare; quest’ultima stella appare interessante poiché potrebbe esplodere in tempi relativamente brevi (o addirittura essere già esplosa) in una supernova generando, in linea teorica, un raro lampo gamma che finirebbe per investire il nostro stesso sistema causando nell’eventualità la morte di ogni singola forma di vita presente sul nostro pianeta e la scomparsa del 25% dell’atmosfera terrestre.

Storia delle osservazioni

Nel 1867 gli astronomi francesi Charles Wolf e Georges Rayet (da cui prende il nome questa classe stellare, utilizzando il telescopio Foucault da 40 cm dell’Osservatorio di Parigi, scoprirono tre stelle nellacostellazione del Cigno (ora designate come HD 191765, HD 192103 e HD 192641) che mostravano delle marcate bande di emissione in uno spettro altrimenti continuo.La gran parte delle stelle mostra nel proprio spettro delle linee di assorbimento, a causa degli elementi dell’atmosfera stellare che assorbono le radiazioni elettromagnetiche a specifiche lunghezze d’onda. Il numero di stelle con linee di emissione nel proprio spettro è molto esiguo, dunque si comprese quasi subito la particolarità di tali oggetti. La causa delle bande di emissione degli spettri delle stelle di Wolf-Rayet rimase un mistero per alcuni decenni. Edward Pickering ipotizzò che le linee fossero causate da un’inusuale stato dell’idrogeno e si scoprì che la serie di linee spettrali che fu chiamata serie di Pickering ricalcava in maniera sostanziale la serie di Balmer, quando furono sostituiti i numeri quantici semi-interi. In seguito si vide che le linee erano causate dalla presenza dell’elio, gas nobile che fu scoperto nel 1868. Nel 1929 alcuni astronomi attribuirono lo spessore delle bande di emissione all’effetto Doppler, ipotizzando dunque che il gas che circondava tali stelle doveva muoversi a velocità di 300–2400 km/s rispetto alla linea di vista. La conclusione fu che una stella di Wolf-Rayet sta continuamente espellendo gas nello spazio, producendo un inviluppo nebuloso di gas. La forza che espelle i gas alle alte velocità osservate è lapressione di radiazione. Gli spettri delle stelle WR presentano linee di emissione, oltre che dell’elio, anche di carbonio, ossigeno ed azoto. Nel 1938 l’Unione Astronomica Internazionale classificò gli spettri delle stelle WR nei tipi WN e WC, a seconda che le linee spettrali dominanti fossero rispettivamente quelle dell’azoto o quelle del carbonio-ossigeno. La vera natura di queste stelle è stata determinata da Peter George Tuthill, John D. Monnier e William C. Danchi nel 1998 tramite osservazioni condotte al telescopio Keck.

Caratteristiche

Si ritiene che la fase di WR sia una normale fase evolutiva delle massicce stelle di classe O, nelle quali i forti venti stellari, tipici delle stelle molto luminose, hanno espulso nello spazio gran parte degli stratiesterni della stella, ricchi in idrogeno. Le tipiche linee di emissione si originano nella regione densa ed estesa in cui i venti ad alta velocità avvolgono la caldissima fotosfera della stella, la quale emette gran parte delle proprie radiazioni alle lunghezze d’onda degli ultravioletti, che provocano una fluorescenza nella regione. Tale processo di espulsione di massa interessa dapprima la regione della stella, ricca in azoto, in cui abbondano gli elementi prodotti tramite lafusione dell’idrogeno col ciclo CNO (stelle WN, classificate a loro volta in ricche in idrogeno – H-rich – e povere in idrogeno – H-poor), quindi gli strati, ricchi in carbonio, in cui l’elio viene fuso tramite il processo tre alfa (stelle WC e WO). Osservazioni recenti di stelle di Wolf-Rayet vicine hanno mostrato che tutte le WR esaminate erano stelle doppie e che la produzione di polveri avveniva nel punto di interazione tra i venti stellari delle due stelle (in corrispondenza del punto L1) e non nello spazio immediatamente sopra la superficie stellare come si riteneva in precedenza. La polvere viene allontanata via dalle stelle dal vento, mentre la rotazione del sistema binario attorno al centro di massa forma una spirale rotante di polveri. Una piccola parte (circa il 10%) delle stelle al centro di alcune nebulose planetarie presentano, a dispetto della loro piccola massa (circa ~0,6 volte quella del Sole), caratteristiche molto simili alle stelle di Wolf-Rayet. Classificate come [WR], si tratta di stelle decisamente più vecchie delle classiche Wolf-Rayet: infatti derivano dalle stelle di piccola massa molto evolute, prossime a diventare nane bianche, e mostrano nei loro spettri delle pronunciate linee di emissione di elio, carbonio ed ossigeno. L’esempio più conosciuto (e visibile) di stella di Wolf-Rayet è costituito da Gamma² Velorum , una delle componenti del sistema di Gamma Velorum, la stella più brillante della sua costellazione. Per via delle sue caratteristiche spettrali (la presenza di brillantilinee di emissione al posto delle consuete linee di assorbimento) è soprannominata “la Gemma Spettrale dei Cieli del Sud”
Tratto da Wikipedia