Che succede se esplode IK Pegasi B? E se un GRB si verifica nei pressi del Sistema Solare? Sono guai grossi ragazzi!

Quando esploderà la prossima supernova nella Via Lattea, magari, si fa per dire, proprio vicino alla Terra? La cosa non può certo essere prevista con esattezza anche se nella Via Lattea non ne vediamo apparire una dal 1604. Questo non significa però che non ci siano state esplosioni di questo tipo; può darsi infatti che si siano verificate all’altro capo della Galassia dove i nostri strumenti non riescono a vedere. Però si può cercare dii fare una lista delle stelle a “rischio esplosione”. Vediamo dunque come stanno le cose. Sono state individuate 10 stelle pericolose per così dire a noi “vicine”.
La prima è IK Pegasi che si trova nella costellazione di Pegaso a 150 anni luce la noi; la seconda è Alfa Lupi (Lupo) che si trova a 550 anni luce; la terza è la famosa Antares che si trova a 600 anni luce; al quarto posto troneggia Betelgeuse che però si trova a 640 anni luce di distanza; a 800 anni luce c’è invece Gamma 2 Velorum (Vele); al sesto posto Pi Puppis nella Poppa a 1100 anni luce: poi 119 Tauri  a 1700 anni luce da noi; all’ottavo posto RS Ophiuchi  (1950 – 5200 anno luce); al nono e al decimo posto troviamo rispettivamente T Coronae Borealis nella Corona Boreale a 2000 anni luce e HD 168625 nel Sagittario che dista da noi 2200 anni luce.
Entrando nei dettagli IK Pegasi è un sistema binario dove le due stelle si trovano ad una distanza minore di quella che c’è fra Mercurio e il Sole. In pratica sono vicinissime. Quella a rischio esplosione è la stella B del sistema, una nana bianca, Quando la sua compagna diventerà una gigante rossa, IK Pegasi B con la propria forza di gravità comincerà a succhiare materia dalla compagna fino a superare il limite oltre il quale non potrà più resistere esplodendo dunque come supernova. Però qualche considerazione a nostro favore può essere fatta. Prima di tutto ci vorrà molto tempo prima che IK Pegasi A  evolva in una gigante rossa e in questo tempo le due stelle si saranno allontanate considerevolmente dal Sistema Solare; e inoltre non ci sono altre stelle più vicine di IK Pegasi cioè a meno di 150 anni luce di distanza da noi, che a breve possano esplodere come supernove. Gli astronomi calcolano infatti che una supernova per essere pericolosa per la vita sulla Terra deve trovarsi a meno di 30 anni luce.
Per le suprnove dunque ci troviamo in una situazione di relativa tranquillità Ma rimane il problema dei Gamma Ray Burst chiamati in italiano lampi gamma! Si tratta di spaventose esplosioni che avvengono nel cielo e che emettono grandissime quantità di pericolosissimi raggi gamma . Questi “fratelli maggiori” delle supernove si verificano – secondo il parere degli scienziati – in occasione di fenomeni strani come per esempio la fusione di due stelle di neutroni. Per fortuna fino ad ora sono stati osservati solo in galassie esterne alla Via Lattea. Se dovesse aver luogo un GRB nella nostra e la Terra  proprio nella direzione del fascio di altissima energia che viene emesso sarebbero davvero grossi guai e perfino le forme di vita che si trovano nelle profondità del mare sarebbero a rischio. Secondo alcuni studiosi la grande estinzione di massa che avvenne nell’Ordoviciano, 450 milioni di anni fa, e che fece sparire più del 60 per cento degli invertebrati marini potrebbe essere stata innescata proprio da un GRB avvenuto abbastanza vicino al Sistema Solare. Occhio ragazzi!
Una Stella per Amica (elaborato da Stelle da paura di Margherita Hack e Gianluca Ranzini pagine 82 – 88)

Stella doppia con disco eccentrico

Dischi protoplanetari fortemente disallineati intorno alla giovani stelle del sistema binario HK Tauri. È quanto hanno rivelato gli astronomi, grazie al telescopio ALMA (Atacama Large. Questi  nuovi risultati aiutano a spiegare perché così tanti esopianeti – diversamente dai pianeti del Sistema Solare – finiscono con l’avere orbite molto strane, eccentriche o inclinate. Il risultato è pubblicato sul numero della rivista Nature di questa settimana. Infatti, a differenza del nostro solitario Sole, la maggior parte delle stelle si forma in sistemi binari – due stelle in orbita una intorno all’altra. Le binarie sono molto comuni, ma pongono una serie di domande, ad esempio come e dove si formano i pianeti in un ambiente così complesso. «ALMA ci ha dato finora la miglior veduta di un sistema binario con dischi protoplanetari – e ora scopriamo che i dischi sono reciprocamente disallineati!» ha commentato Eric Jensen, astronomo allo Swarthmore College in Pennsylvania, USA. Le due stelle del sistema HK Tauri, a circa 450 anni luce dalla Terra nella costellazione del Toro, hanno meno di cinque milioni di anni e distano l’una dall’altra circa 58 miliardi di chilometri – circa 13 volte la distanza di Nettuno dal Sole. Grazie a ALMA, l’equipe è stata in grado non solo di vedere il disco intorno a HK Tauri A, ma anche di misurarne per la prima volta la rotazione, permettendone il calcolo dell’allineamento, anzi del disallineamento reciproco dei dischi di almeno 60 gradi. Quindi, invece di essere nello stesso piano delle orbite delle due stelle, almeno uno dei dischi è fortemente inclinato. «Questo evidente disallineamento ci ha permesso un’ottima visuale su un giovane sistema binario», ha aggiunto Rachel Akeson dell’Istituto NASA Exoplanet Science Institute presso il California Institute of Technology negli USA. «Anche se osservazioni precedenti indicavano che questo tipo di disallineamento fosse presente, le nuove osservazioni di ALMA di HK Tauri mostrano molto più chiaramente ciò che sta realmente accadendo in uno di questi sistemi». Stelle e pianeti si formano da un’ampia nube di gas e polvere. Mentre il materiale di questa nube si contrae per effetto della gravità, inizia a ruotare finchè la maggior parte della polvere e del gas si adagia in un disco protoplanetario appiattito che ruota intorno a una protostella in crescita al centro. Ma in un sistema binario come HK Tauri le cose si fanno più complesse. Quando le orbite delle stelle e dei dischi protoplanetari non sono all’incirca nello stesso piano, tutti i pianeti in formazione possono andare a finire su orbite molto eccentriche e inclinate. Guardando al futuro, i ricercatori vogliono determinare se questo tipo di sistema è o meno tipico. È un notevole caso singolo, ma servono nuove survey per determinare se questo tipo di configurazione è comune in tutta la nostra galassia, la Via Lattea. Jensen conclude: «Anche se comprendere questo meccanismo è un grande passo avanti, non può spiegare tutti le bizzarre orbite dei pianeti extrasolari – non ci sono abbastanza compagne binarie perchè questa sia la risposta completa. È un rompicapo ancora da risolvere!».
Redazione Media Inaf (FONTE ESO)

C’è una bolla di gas caldo nella Via Lattea

Alzando gli occhi al cielo in una notte limpida possiamo godere dello spettacolo di un immenso cielo ‘trapunto’ di stelle. Con un telescopio amatoriale potremmo individuare galassie, nebulose e affascinanti dettagli come i dischi che circondano Saturno. E anche potendo ottenere una radiografia dello spazio, come fanno gli astronomi che lavorano con i rilevatori di raggi X, certo non ci aspetteremmo di trovare qualcosa di diverso dagli stessi oggetti famigliari. Invece c’è di più: un bagliore di fondo che illumina tutta la galassia che abitiamo. Una fluorescenza conosciuta come Diffuse X-ray Background. Oggi, a cinquant’anni dalla sua scoperta, i rilevamenti di un progetto NASA risolvono il mistero che da decenni circonda la sua origine: grazie a una serie di rilevatori di raggi X, volati nello spazio a bordo di un razzo già negli anni Settanta e completamente riprogettati, un team di astronomi guidato dall’italiano Massimiliano Galeazzi, e in forze presso il dipartimento di fisica del College of Arts and Sciences dell’Università di Miami, ha confermato che il bagliore diffuso nella Via Lattea proviene da un ammasso di plasma incandescente a poche centinaia di anni luce dal nostro Sistema Solare e conosciuta come local hot bubble, LHB. L’origine del tenue fulgore di raggi X è sempre stata controversa e difficile da distinguere a causa della forte influenza esercitata dal Sole nel nostro sistema planetario. Lo studio del College for Arts and Sciences appena pubblicato su Nature mette un punto alla questione: l’emissione X è dominata dalla caldissima bolla di gas presente nella Via Lattea, e solo per un 40% è attribuibile all’azione diretta del Sole. «Ora sappiamo che entrambe le fonti sono responsabili del bagliore, ma in percentuale differente», spiega Galeazzi, primo firmatario dello studio, che abbiamo raggiunto nel suo studio di Miami. «Una scoperta importante perché conferma l’esistenza di una gigantesca bolla di gas incandescente all’interno della nostra galassia, e potrà essere utilizzata come base per i nuovi modelli di struttura della Via Lattea». La ricerca, che ha visto coinvolto NASA, le Università del Wisconsin-Madison, Michigan, Kansas, la Johns Hopkins e il CNES francese, prevedeva il lancio di un razzo a orbite basse per analizzare l’emissione X e individuare la quantità di radiazioni proveniente dall’interno del nostro Sistema Solare e da LHB. I ricercatori hanno lavorato su bande di bassa energia – ¼ keV – e radiazioni con lunghezza d’onda dell’ordine di 5 nm. «A questo livello basso di energia, la luce viene assorbita dal gas neutro nella nostra galassia ed è quindi possibile osservare direttamente la fonte ‘locale’ di LHB», prosegue Galeazzi. La bolla di gas è con tutta probabilità frutto di vento stellare o dell’esplosione di una Supernova. Emissioni simili di raggi X si verificano anche all’interno del nostro sistema planetario, quando il vento solaresi scontra contro gas neutri. Succede con le particelle di idrogeno neutro ed elio che attraversano il nostro vicinato spaziale per via del movimento del Sole all’interno della Galassia, catturando elettroni ed emettendo radiazione X. Un processo conosciuto come ‘solar wind charge exchange’. Il team di Galeazzi ha ricostruito, collaudato, ricalibrato e ammodernato i vecchi rilevatori di raggi X montati sui vettori volati negli anni Settanta nel corso di più missioni. Li ha adattati ai razzi NASA di ultima generazione e, prendendo a prestito alcune componenti dallo Space Shuttle volato nel 1993 (prima missione progettata per questo tipo di studio), ha assemblato uno strumento efficace.Il razzo, decollato dal White Sands Missile Range NASA in New Mexico il 12 dicembre 2012, ha raggiunto un’altitudine di 258 chilometri ed è rimasto in volo nell’atmosfera terrestre per appena cinque minuti. Quanto basta perché svolgesse la sua missione con successo. Ora che le ricerche hanno portato a questo importante risultato, Galeazzi e compagni pensano a un nuovo lancio. La missione sarà simile per design e obiettivi, ma avrà strumenti più sofisticati per caratterizzare meglio le emissioni registrate. Il lancio è previsto per dicembre 2015.
di Davide Coero Borga (INAF)

La materia oscura

In cosmologia, il termine materia oscura indica quella componente di materia che si manifesta attraverso i suoi effetti gravitazionali, ma non è direttamente osservabile.

Generalità

Il concetto di materia oscura ha senso solo all’interno dell’attuale cosmologia basata sul Big Bang; infatti non si potrebbe altrimenti spiegare la formazione di galassie e ammassi di galassie nel tempo calcolato dall’evento iniziale. Non ci si spiega inoltre come le galassie, oltre ad essersi formate, si possano mantenere integre anche se la materia visibile, composta da barioni, non è in grado di sviluppare una sufficiente attrazione gravitazionale. Anche da questa prospettiva il concetto di materia oscura assume senso solo all’interno dell’attuale Modello Standard, che prevede come unica forza cosmologica quella gravitazionale: se il Modello Standard risultasse errato non si avrebbe necessità di materia oscura, giacché l’ipotesi della sua esistenza deriva solo dalla violazione di un modello matematico e non da alcuna evidenza sperimentale certa. Nonostante dettagliate mappe dell’Universo vicino, che coprono lo spettro elettromagnetico dalle onde radio ai raggi gamma, si è riusciti ad individuare solo il 10% della sua massa, come dichiarato nel 2001 al New York Times da Bruce H. Margon, astronomo all’Università di Washington: « È una situazione alquanto imbarazzante dover ammettere che non riusciamo a trovare il 90% [della materia] dell’Universo. » Le più recenti misure indicano che la materia oscura costituisce circa l’86% della massa dell’universo e circa il 26% della sua energia. Inizialmente veniva indicata come “massa mancante”, nonostante effettivamente esista materia, in quanto sono osservabili gli effetti gravitazionali della sua massa. Tuttavia, questa materia non emette alcuna radiazione elettromagnetica e non risulta pertanto individuabile dagli strumenti di analisi spettroscopica, da cui l’aggettivo “oscura”. Il termine massa mancante può essere fuorviante, dato che non è la massa a mancare, ma solo la sua luce. La materia oscura non va confusa con la diversa ipotesi che va sotto il nome di energia oscura.

Cenni storici

Nel 1933 l’astronomo Fritz Zwicky stava studiando il moto di ammassi di galassie lontani e di grande massa, nella fattispecie l’ammasso della Chioma e quello della Vergine. Zwicky stimò la massa di ogni galassia dell’ammasso basandosi sulla sua luminosità e sommò tutte le masse galattiche per ottenere la massa totale dell’ammasso. Ottenne poi una seconda stima indipendente della massa totale, basata sulla misura della dispersione delle velocità individuali delle galassie nell’ammasso; questa seconda stima di massa dinamica era 400 volte più grande della stima basata sulla luce delle galassie. Sebbene l’evidenza sperimentale ci fosse già ai tempi di Zwicky, fu solo negli anni settanta che gli scienziati iniziarono ad esplorare questa discrepanza in modo sistematico e che l’esistenza della materia oscura iniziò ad essere considerata. La sua scoperta non avrebbe solo risolto la mancanza di massa negli ammassi di galassie, ma avrebbe avuto conseguenze di ben più larga portata sulla capacità dell’uomo di predire l’evoluzione e il destino dell’Universo. Nel 2008, grazie allo studio di diversi ricercatori, tra cui francesi e canadesi coordinati dall’Istituto di Astrofisica di Parigi, si ebbe la definitiva evidenza della presenza di materia oscura. Difatti, utilizzando il telescopio Canada-France-Hawaii Telescope (Cfht), posto sul monte Mauna Kea nelle Hawaii, gli studiosi osservarono migliaia di immagini per verificare la deviazione che la luce subiva nel suo viaggio cosmico, constatando che essa veniva deviata anche in punti dove non erano visibili masse. Fu grazie a queste osservazioni dei suoi effetti gravitazionali che, pur non visibile, si scoprì la materia oscura.

La rotazione delle galassie

Un’importante evidenza osservativa della necessità della materia oscura fu fornita dalle curve di rotazione delle galassie spirali. Queste galassie contengono una vasta popolazione di stelle poste su orbite quasi circolari attorno al centro galattico. Come accade per le orbite planetarie, secondo la terza legge di Keplero le stelle con orbite galattiche più grandi dovrebbero avere velocità orbitali minori; ma la terza legge di Keplero è applicabile soltanto a stelle vicine alla periferia di una galassia spirale, poiché presuppone che la massa racchiusa dall’orbita sia costante. Tuttavia gli astronomi hanno condotto osservazioni delle velocità orbitali delle stelle nelle regioni periferiche di un gran numero di galassie spirali, e in nessun caso esse seguono la terza legge di Keplero. Invece di diminuire a grandi raggi, le velocità orbitali rimangono con ottima approssimazione costanti. L’implicazione è che la massa racchiusa da orbite di raggio via via maggiore aumenti, anche per stelle che sono apparentemente vicine al limite della galassia. Sebbene si trovino presso i confini della parte luminosa della galassia, questa ha un profilo di massa che apparentemente continua ben al di là delle regioni occupate dalle stelle. Considerando le stelle presso la periferia di una galassia spirale, con velocità orbitali osservate normalmente di 200 chilometri al secondo, se la galassia fosse composta solo dalla materia visibile queste stelle la abbandonerebbero in breve tempo, dato che le loro velocità orbitali sono quattro volte più grandi della velocità di fuga dalla galassia. Dato che non si osservano galassie che si stiano disperdendo in questo modo, al loro interno deve trovarsi della massa di cui non si tiene conto quando si somma la massa di tutte le parti visibili.

Le lenti gravitazionali

Un’altra possibile prova dell’esistenza della materia oscura è data dalle lenti gravitazionali. La massa visibile risulta insufficiente per creare una lente gravitazionale, per cui si prefigura la presenza di massicce quantità di materia oscura, ottenendo una massa totale in grado di deviare il percorso della luce.

Aspetti sperimentali

Il 21 agosto 2006 la NASA ha rilasciato un comunicato stampa secondo cui il telescopio Chandra avrebbe trovato prove dirette dell’esistenza della materia oscura nello scontro tra due ammassi di galassie. All’inizio del 2007 gli astronomi del Cosmic Evolution Survey e Hubble Space Telescope, utilizzando le informazioni ottenute dal telescopio Hubble e da strumenti a terra, hanno tracciato una mappa della materia oscura rilevando che questa permea l’universo; ove si trova materia visibile deve essere presente anche grande quantità di materia oscura, ma questa è presente anche in zone dove non si trova materia visibile. Il 3 aprile 2013, gli scienziati della NASA hanno riferito che una traccia di materia oscura potrebbe essere stata rilevata dalla Alpha Magnetic Spectrometer sulla Stazione Spaziale Internazionale. I primi risultati della “Space-borne Alpha Magnetic Spectrometer” evidenziano un eccesso di positroni ad alta energia nei raggi cosmici, per il quale una delle spiegazioni possibili è la presenza di materia oscura.

Ipotesi prevalenti

In letteratura sono comparse numerose teorie per spiegare la natura della cosiddetta “massa mancante”, legate a diversi fenomeni. La materia oscura sarebbe localizzata nel “nero” che circonda le stelle e viene distinta fondamentalmente in barionica e non barionica. La materia oscura barionica è quella composta da materia del tutto simile a quella che costituisce le stelle, i pianeti, la polvere interstellare, ecc., che però non emette radiazioni. Altri possibili costituenti della materia oscura barionica sono stati indicati nei MACHO (Massive Compact Halo Objects), oggetti compatti di grande massa dell’alone galattico. La materia oscura non barionica è rappresentata principalmente dalle ipotetiche particelle WIMP (Weakly Interacting Massive Particles), dotate di grande massa unitaria, composte da materia intrinsecamente diversa dalla abituale barionica e debolmente interagente con essa, e quindi difficilmente rivelabili. Si ipotizza possa trattarsi di particelle supersimmetriche quali neutralini, o neutrini massicci, o assioni, o altre particelle mai osservate e soggette solo alla forza gravitazionale e all’interazione nucleare debole. Tre tipi di esperimenti cercano di rivelare queste particelle:  I) producendole in acceleratori di particelle, II) vedendo l’energia che dovrebbero rilasciare quando urtano con la materia ordinaria, III) annichilazioni fra particelle di materia oscura presenti attorno al centro della galassia o del sole potrebbero dare particelle normali, quali neutrini, positroni, anti-protoni. Inoltre la scoperta che il neutrino ha massa, seppur estremamente bassa, lo rende candidato a rappresentare almeno un quota della materia oscura e potrebbe in parte spiegare l’eccesso di massa degli ammassi e superammassi di galassie, ma non quello delle singole galassie, perché esso si muove a velocità prossima a quella della luce, sfuggendo prima o poi all’attrazione gravitazionale ed uscendo da esse. Ulteriori ipotesi riguardano i buchi neri primordiali, le stelle brune, le stelle solitoniche, le stelle di bosoni e le pepite di quark. Si pensa che almeno il 90% della materia oscura sia non barionica. Infatti, essendo l’abbondanza cosmica del deuterio (un atomo di deuterio per ogni 100 000 di idrogeno) estremamente sensibile alla densità della materia sotto forma di barioni, una densità barionica maggiore avrebbe per conseguenza una presenza di deuterio molto più bassa. Al contrario l’abbondanza di deuterio osservata è compatibile con la densità della materia rilevabile. Viene fatta una distinzione anche in materia non barionica fredda, rappresentata essenzialmente dalle ipotetiche particelle “lente” WIMP, e materia non barionica calda, rappresentata dai neutrini, che, come detto, sono particelle superveloci.

Perseidi 2014

Come tutti gli anni ci prepariamo all’osservazione dello sciame delle Perseidi, residui della disintegrazione progressiva della cometa Swift-Tuttle. Le piccole particelle, scontrandosi a gran velocità con l’atmosfera terrestre, danno luogo a scie luminose di altissimo effetto. Il nome di “Perseidi” è determinato dalla posizione del radiante, il punto sulla volta celeste dal quale sembrano provenire le meteore, situato nella costellazione del Perseo. La denominazione tradizionale di “Lacrime di San Lorenzo” deriva dal fatto che nel XIX secolo il massimo della loro frequenza avveniva il 10 agosto, giorno della ricorrenza del Santo: ai giorni nostri il massimo si è però spostato in avanti di circa due giorni. Quest’anno per lo sciame si prevede una apparizione per nulla favorevole, dato che ci sarà il plenilunio il 10 agosto, a ridosso quindi del periodo di massima attività atteso per le ore notturne del 12/13 agosto. Il maggior numero di Perseidi dovrebbe essere osservabile poco dopo le 2h del 13 agosto, ma purtroppo la Luna, ancora abbastanza brillante, inizierà a disturbare col suo chiarore già dalle 23h30m circa del 12 agosto. Tuttavia già da dopo il crepuscolo serale il numero delle Perseidi dovrebbe risultare abbastanza evidente. Il numero delle meteore visuali atteso durante il massimo non dovrebbe superare le 90-100 meteore/h. Occorre ricordare però che tali valori sono teorici, e che in realtà risultano sempre ben minori. Bisogna infatti tenere presente che l’area-radiante (vicino alla stella Eta del Perseo) da cui sembrano provenire le meteore non è allo zenit, anzi nelle prime ore della notte è molto bassa sull’orizzonte, e che inoltre nei luoghi da cui si osserva in genere non si raggiunge la magnitudine limite di +6,5 che si riferisce a cieli praticamente ottimali trasparenti e molto scuri. In presenza di foschia o di inquinamento luminoso poi il numero delle meteore effettivamente osservabile diventa del tutto esiguo e limitato solamente a quelle più luminose. Se purtroppo la fase ascendente dell’attività sarà disturbata dalla Luna, quella discendente sarà maggiormente favorevole all’osservazione specie nella prima parte della notte.
Tratto da Il cielo nel mese di agosto 2014 (Astronomia.com) di Stefano Simoni

La Via Lattea ha la metà della massa di Andromeda

Quanto “pesa” la Via Lattea? E la sua vicina di casa Andromeda? Sembra proprio che finora la comunità scientifica abbia “dipinto” la nostra galassia come molto più massiccia di quanto in realtà non sia. Da un recente studio della Scuola di Fisica e Astronomia dell’Università  di Edimburgo, pubblicato sulla rivista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, è emerso che Andromeda (a 2,5 milioni di anni luce da noi) ha il doppio della massa della Via Lattea. In realtà le due galassie “gemelle” hanno approssimativamente struttura e dimensioni simili, ma non si può dire lo stesso per la loro massa. Entrambe sono del tipo a spirale e le più grandi nell’ambito del vicinato di 54 galassie denominato come il Gruppo Locale. Il gruppo di ricercatori guidato da Jorge Penarrubia ha elaborato un metodo più accurato per misurare la massa delle galassie: le galassie del Gruppo Locale sono tenute insieme dalla gravità, ma mentre quelle alla periferia tendono ad allontanarsi per il processo di espansione, quelle all’interno tendono ad avvicinarsi per effetto della forza di attrazione. Combinando i dati ottenuti considerando i due processi, attrazione/espansione, i ricercatori sono stati in grado di misurare più accuratamente la massa delle galassie Via Lattea e Andromeda. ”Questa è la prima volta che siamo stati in grado di misurare queste due cose contemporaneamente”, ha spiegato Matthew Walker, assistente professore di fisica alla Carnegie Mellon. Studiando entrambe le galassie e quelle subito al di fuori del Gruppo Locale, Walker e il suo team sono stati in grado di individuare il centro del gruppo. Hanno poi calcolato la massa sia della materia ordinaria di entrambe le galassie, quella visibile, che della oscura, basandosi, tra l’altro, sulla loro posizione attuale all’interno del Gruppo Locale. Secondo quanto hanno stimato gli astrofisici,  il 90% della materia di entrambe le galassie è “oscura”.
di Eleonora Ferroni (INAF)

Congiunzione Venere-Giove

I due pianeti più brillanti del cielo stanno per darsi appuntamento nel cielo mattutino. La loro distanza reciproca continua infatti a diminuire e si ridurrà ad appena una dozzina di primi il 18 agosto, quando Venere si troverà a nord del pianeta gigante a una distanza pari a poco più di un terzo del diametro della Luna. L’incontro avverrà a ridosso del Praesepe (M44), ma il celebre ammasso aperto potrà essere scorto soltanto con un binocolo. La cartina mostra la situazione del giorno suddetto attorno alle 5:30 per la latitudine di Milano (ma non cambierà gran che in altri luoghi della Penisola). Anche il nostro satellite naturale non mancherà all’incontro, seppure con alcuni giorni … di ritardo; il giorno 23, quando oramai i due pianeti si saranno già allontanati, la Luna, ridotta a una sottilissima falce, si metterà in posa presso di loro in un singolare e suggestivo quadretto.
Il Galassiere

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