Il microquasar SS 433

SS 433 è una stella binaria a raggi X posta a quasi 18.000 anni luce in direzione della costellazione dell’Aquila. La componente primaria è un buco nero oppure una stella di neutroni, mentre la compagna risulta, dall’analisi dello spettro, una stella di classe spettrale A in avanzata evoluzione. SS 433 è un microquasar, il primo mai identificato. SS 433 si trova al centro del resto di supernova W50 che si ritiene abbia un’età di circa 10.000 anni. La stella primaria è quanto rimane del nucleo collassato dopo l’esplosione della supernova. SS 433 ha una magnitudine apparente di 14 nello spettro visibile[6] ed è sia una sorgente di onde radio che di raggi X. Il nome del sistema è legato ai suoi scopritori: si trattava infatti del 433° oggetto del catalogo delle stelle con marcate linee di emissione redatto nel 1977 dagli astronomi Nicholas Sanduleak e Bruce Stephenson del Case Western Reserve.


La compagna sta cedendo massa ad un disco formatosi attorno alla componente principale. La materia, mentre precipita a spirale lungo il disco verso l’interno, aumenta di temperatura; tale riscaldamento causa l’emissione di intensi raggi X e getti di idrogeno surriscaldato in entrambe le direzioni lungo l’asse di rotazione del disco. La materia nei getti raggiunge il 26% della velocità della luce. Dal fatto che la compagna abbia vissuto più a lungo della primaria si deduce che quest’ultima avesse una massa iniziale inferiore, stimata tra le 3 e le 30 masse solari. Il periodo di rivoluzione delle due stelle è di 13,1 giorni.
I getti formano un angolo di circa 20° con l’asse di rotazione del disco. I getti e il disco sono soggetti ad un moto di precessione con un’inclinazione di circa 79° rispetto ad una linea immaginaria diretta dal Sole verso SS 433. Il periodo di precessione è di circa 162,5 giorni.
A causa della precessione i getti si avvicinano e allontanano dalla Terra dando luogo, nello spettro visibile, a spostamenti verso il rosso alternati a spostamenti verso il blu a causa dell’effetto Doppler. Nel loro movimento rotatorio i getti descrivono nello spazio una forma elicoidale divergente. Nell’impattare il resto della supernova ne distorcono la forma. Ulteriori osservazioni condotte nel 2004 per 42 giorni consecutivi con l’ausilio del Very Long Baseline Array hanno permesso di capire che i getti si scontrano con della materia divenendo brillanti. Poiché i brillamenti si ripetono, si suppone l’esistenza di altri getti di materia più lenti che ripopolano l’area precedentemente spazzata. Questi ulteriori getti potrebbero nascere dall’interazione dei venti stellari della stella compagna e del disco. Lo spettro di SS 433 non è affetto unicamente dall’effetto Doppler ma anche da effetti relativistici: infatti anche sottraendo l’effetto Doppler rimane ancora una parte di spostamento verso il rosso corrispondente ad una velocità di circa 12.000 km/s. Questa non corrisponde alla reale velocità di allontanamento dalla Terra ma anche agli effetti della dilatazione del tempo: gli atomi nel getto, muovendosi a velocità relativistiche, sembrano vibrare più lentamente e quindi la loro radiazione risulta spostata verso il rosso.

Centomila blocchi di ghiaccio

Encelado continua a sorprendere gli astronomi. Da quando nel 2005 la sonda spaziale Cassini, in orbita attorno a Saturno, ha effettuato il suo primo flyby attorno a questa strana luna ghiacciata dal diametro di 500 chilometri, essa ha fornito ai ricercatori un tesoro di immagini e meraviglie scientifiche. Ricordiamo tra queste i getti di vapore acqueo ghiacciato che periodicamente vengono espulsi dal polo sud del pianeta e la presenza, ad oggi solo ipotizzata, di un oceano interno che potrebbe addirittura ospitare la vita, oltre alle strane strisce di colore verde-blu situate sempre attorno alla medesima zona polare.

Spaccato dell’interno di Encelado così come lo si può ipotizzare in base ai dati raccolti da Cassini. Dati che suggeriscono un guscio esterno ghiacciato, un nucleo roccioso poco denso e, nel mezzo, verso il polo sud e dunque al di sotto dei pennacchi, un oceano d’acqua. Crediti: NASA/JPL-Caltech

Spaccato dell’interno di Encelado così come lo si può ipotizzare in base ai dati raccolti da Cassini. Dati che suggeriscono un guscio esterno ghiacciato, un nucleo roccioso poco denso e, nel mezzo, verso il polo sud e dunque al di sotto dei pennacchi, un oceano d’acqua. Crediti: NASA/JPL-Caltech

Queste formazioni, conosciute informalmente come “strisce di tigre” sono essenzialmente quattro fratture delimitate su entrambi i lati da creste che sembrerebbero essere composte da ghiaccio color verde. Queste fratture superficiali hanno attirato l’interesse degli astronomi poiché sembrano essere le formazioni più giovani osservabili nella regione.
Di recente, proprio tra queste strisce, sono stati osservati più di 100.000 blocchi di ghiaccio, fonte di ulteriore meraviglia. Gli scienziati della Divisione di Scienze Geologiche e Planetarie del California Institute of Technology hanno potuto mappare le posizioni di questi blocchi, nella speranza di determinare in quale modo essi siano arrivati a localizzarsi proprio lì. Le osservazioni e le scoperte fatte saranno pubblicate nel numero di gennaio 2015 della rivista scientifica Icarus (vol. 245) e costituiscono le prime stime quantitative del numero di blocchi di ghiaccio presenti nella regione polare a sud di Encelado e della relativa densità.
I risultati preliminari del lavoro rivelano che blocchi di ghiaccio dell’emisfero sud di Encelado sono maggiormente concentrati nella zona identificata come South Polar Terrain (SPT), geologicamente attivo, ed in particolare entro 20 km dalle fratture a striscia di tigre. Le osservazioni mostrano anzi che i blocchi di ghiaccio si concentrano in modo preponderante tra le fratture ed i margini ad esse direttamente adiacenti.
Per verificare come questi blocchi di ghiaccio si siano formati ed evoluti, e come si siano andati a distribuire nella regione meridionale del pianeta, la squadra di ricercatori ha preso in considerazione vari meccanismi. Tra questi gli aspetti noti e le caratteristiche proprie della luna stessa – vale a dire la sua attività sismica, gli impatti di meteore e le eruzioni vulcaniche – ma anche il possibile ruolo della tettonica nel fratturare il manto ghiacciato superficiale.
Gli scienziati hanno concluso che i crateri da impatto, così come la presenza di fratture forse provocate da eventi sismici, potrebbero spiegare la presenza della maggior parte dei di blocchi di ghiaccio nella zona polare a sud di Encelado. Tuttavia, hanno anche osservato che l’attività criovulcanica – vale a dire, l’espulsione di materiale ghiacciato causata da eruzioni sotto la superficie, e la condensazione di ghiaccio attorno alle bocche di espulsione – non può essere esclusa dalle cause. Gli astronomi hanno postulato inoltre che vicino alle fratture conosciute come “strisce di tigre”, che sono più calde, svolga un ruolo importante anche il fenomeno della sublimazione.
Gli scienziati ritengono quindi che l’insolita formazione composta da blocchi di ghiaccio intorno al polo sud di Encelado sia principalmente risultato di impatti di meteoriti o comete e dell’attività sismica, ma che l’attività peculiare di questa giovane regione del pianeta – come ad esempio le eruzioni vulcaniche dall’oceano interno ghiacciato che si ipotizza esistere sotto la superficie – possa anch’essa avere un ruolo.
I blocchi di ghiaccio dell’area polare a sud di Encelado sono stati osservati ad altissima risoluzione nel corso del flyby di Cassini dello scorso 14 luglio, quando la sonda ha potuto osservare il le “strisce di tigre blu” localizzate attorno al polo sud e focalizzare l’osservazione su una superficie di estrema deformazione tettonica. I blocchi sono stati identificati manualmente e mappati da venti delle foto a più alta risoluzione scattate dal Cassini Imaging Science Subsystem (ISS) renderizzate utilizzando il software ArcGIS.
Cassini intanto continua a studiare Encelado, la sonda ha condotto il suo ultimo flyby di questa misteriosa luna di Saturno proprio oggi, il prossimo passaggio in programma avverrà il 19 dicembre 2015, e chissà quali altre sorprese ci attendono.
di Francesca Aloisio (INAF)

Il più grande insieme di AGN distanti

Nel nucleo di quasi tutte le galassie risiede un buco nero supermassiccio, un oggetto che può raggiungere milioni o persino miliardi di masse solari. Ad esempio, nel nucleo della nostra galassia, il buco nero, chiamato Sagittarius A*, ha una massa di quasi 4 milioni di Soli. Di solito, questi “mostri del cielo” sono circondati da un disco di accrescimento caratterizzato da polvere e gas e quando la materia cade verso il buco nero la parte più interna del disco viene riscaldata fino a raggiungere temperature dell’ordine di qualche milione di gradi. Inoltre, il processo di accrescimento può alimentare la produzione di due getti relativistici, composti da particelle cariche, che emergono in direzione opposta e perpendicolare al disco stesso. Questa fenomenologia è nota agli astronomi con l’acronimo inglese AGN, che vuol dire nucleo galattico attivo. In generale, comprendere come evolvono gli AGN nel corso del tempo cosmico permette di avere un quadro sufficiente del ruolo che essi hanno nella formazione delle galassie. Di recente, è stato trovato che gli AGN con luminosità e tasso di accrescimento più modesti, in confronto ai casi estremi, evolvono più tardi nel corso della storia cosmica, nonostante le cause e le implicazioni di questo effetto, noto come “downsizing”, non sono state completamente spiegate. A tal proposito, in un recente studio condotto da un gruppo di astronomi del Center for Astrophysics (CfA), è stato selezionato il più grande insieme di AGN distanti, cioè 209 oggetti rivelati dal telescopio spaziale Chandra che sono distribuiti in un intervallo temporale che risale all’epoca in cui l’Universo aveva una età compresa tra 1,2-2,5 miliardi di anni. «Il punto forte di questo lavoro è che si tratta di un campione molto grande di nuclei galattici attivi ad alto redshift», spiega a Media INAF Francesca Civano dell’Università di Yale e del CfA che ha partecipato attivamente alla ricerca. I ricercatori hanno trovato che i dati raccolti nella banda X sono meno contaminati dall’emissione della galassia ospite rispetto alle osservazioni nell’ottico e di conseguenza essi comprendono un intervallo di condizioni fisiche più ampio e rappresentativo. «Non abbiamo particolari effetti di selezione», continua la ricercatrice, «come si ha invece nelle survey ottiche, perciò siamo in grado di selezionare sia oggetti oscurati e non oscurati, grazie all’elevato potere esplorativo di Chandra». L’analisi dei dati conferma l’effetto del downsizing, escludendo effettivamente altri modelli alternativi. Un altro risultato riguarda l’evoluzione delle due classi di AGN. «In particolare – conclude Francesca Civano –  quando analizziamo l’evoluzione degli AGN oscurati e di quelli non oscurati a redshift elevato non troviamo alcuna differenza e questo suggerisce che le due classi di oggetti presentano lo stesso tipo di evoluzione».
di Corrado Ruscica (INAF)

Sta arrivando il gelido cielo invernale

La notte si allunga, il Sole anticipa sempre più il suo tramonto, e questo ci regala qualche ora in più di osservazione della volta stellata. È così che allo spengersi delle ultime luci del crepuscolo avremo ancora l’opportunità di ammirare brevemente, sull’orizzonte occidentale, alcuni degli astri caratteristici del cielo estivo. Li rammentiamo ancora una volta: possiamo riconoscere il “Triangolo Estivo”, ai cui vertici troviamo le stelle Altair dell’Aquila, Vega della Lira e Deneb del Cigno. Subito dopo il tramonto sarà possibile scorgere anche Ercole, in basso sull’orizzonte a nord ovest. Lungo la fascia zodiacale nelle prime ore della sera possiamo riconoscere il Capricorno e l’Acquario, privi di stelle particolarmente brillanti. Proseguendo verso Sud, troviamo i Pesci e la minuscola costellazione dell’Ariete.
Chi osserva da luoghi con l’orizzonte meridionale privo di ostacoli – in pianura o sul mare – può cimentarsi nel riconoscimento delle costellazioni che si estendono al di sotto dell’eclittica: la Balena e più a ovest, sotto l’Acquario, il Pesce Australe, dove si può facilmente riconoscere una stella brillante, Fomalhaut. Verso est vedremo sorgere le costellazioni zodiacali che domineranno il cielo nell’imminente inverno: prima il Toro e successivamente i Gemelli.
In tarda serata nel cielo orientale si inizieranno a vedere altre costellazioni, prossime protagoniste dei cieli invernali: il Cancro, a sinistra dei Gemelli, e nella seconda parte della notte, il Leone.
Inconfondibili, a sud-est nelle prime ore della notte, le costellazioni di Orione e del Cane Maggiore, con la luminosissima Sirio.
Sopra i Gemelli e il Toro è facilmente identificabile un’altra costellazione che vedremo ben alta in cielo per i prossimi mesi: si tratta dell’Auriga, dalla caratteristica forma a pentagono, in cui uno dei vertici è rappresentato da una delle stelle più luminose della volta celeste, Capella. In prossimità dello zenit, sulla nostra verticale, godono ancora di visibilità ottimale il grande quadrilatero di Pegaso, seguito, verso nord est, da Andromeda e da Perseo e, più vicine al Polo Nord Celeste, la “W” di Cassiopea e il meno appariscente Cefeo. Vale la pena soffermarsi anche sulla piccola costellazione del Triangolo, tra Andromeda e l’Ariete: in essa si trova la Galassia a spirale M33, ben nota a tutti gli astrofili: è la terza componente per importanza del “Gruppo Locale”, la concentrazione di galassie di cui fanno parte la nostra Via Lattea e la notissima Galassia di Andromeda. A settentrione troviamo come sempre l’Orsa Maggiore e l’Orsa Minore, con la Stella Polare immobile ad indicarci il Nord; tra le due Orse possiamo riconoscere il Dragone.
Da Il cielo di novembre 2014 (UAI)

L’atmosfera di Titano al setaccio di ALMA

E’ stato progettato per raccogliere i più deboli segnali provenienti dallo spazio profondo, ma questa volta le sue antenne sono state puntate verso Titano, la luna principale di Saturno, per studiare la sua atmosfera. Un’osservazione che ALMA (Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array),il telescopio dell’ESO che scruta il cielo dall’altopiano di Atacama in Cile, ha completato in meno di tre minuti. Praticamente un colpo d’occhio, ma che ha restituito agli scienziati un’accurata mappa nella banda millimetrica della distribuzione di isocianuro di idrogeno (HNC) e cianoacetilene (HC3N) – due molecole organiche – nel gas che avvolge Titano.
E le sorprese che emergono dalla sua analisi non mancano di certo. Mentre a bassa quota queste sostanze si trovano confinate in prossimità dei poli, confermando le precedenti osservazioni della sonda Cassini della NASA, via via che si sale, tendono a concentrarsi in zone diverse, spostate più ad est e ad ovest rispetto ai poli. Un comportamento che spiazza gli scienziati: per Martin Cordiner, il ricercatore del Goddard Space Flight Center della NASA che ha guidato lo studio, pubblicato sul sito web della rivista The Astrophysical Journal Letters «Questa è una scoperta inaspettata e potenzialmente rivoluzionaria. Queste elongazioni rispetto all’asse nord-sud non erano mai state osservate prima nei gas che compongono l’atmosfera di Titano».
Il difficile per gli scienziati è ora spiegare il perché di questa anomala distribuzione. Sappiamo che nell’atmosfera di Titano, a quote intermedie, spirano forti venti in direzione est-ovest che avrebbero tutte le proprietà per mescolare in modo efficiente il gas. Ma evidentemente c’è qualche aspetto che ancora ci sfugge.
I ricercatori stanno vagliando alcune possibili spiegazioni a questo fenomeno: effetti di natura termica, caratteristiche della circolazione atmosferica di Titano ancora sconosciute o l’influenza del potente campo magnetico di Saturno, che si estende abbastanza lontano da avvolgere la luna. Solo nuove osservazioni potranno però aiutarci a conoscere meglio il comportamento dell’atmosfera di Titano e, quindi, risolvere l’enigma di quell’anomala distribuzione dei gas.
di Marco Galliani (INAF)

L’album fotografico di Chandra: sei immagini mozzafiato

Chandra è uno dei tre grandi telescopi orbitanti della NASA ancora attivi, con Hubble e Spitzer. Lanciato nel 1999, Chandra ha permesso ai ricercatori di tutto il mondo di effettuare scoperte incredibili ai raggi X e di portare a casa immagini inedite e impossibili da ottenere con altri strumenti. Come ogni anno, il team di Chandra scava negli archivi e condivide con esperti e amatori alcune delle immagini più belle mai realizzate.

B1509 visto agli infrarossi e ai raggi X. Si tratta di un'immagine composita rilasciata nel 2009. Credit: X-ray: NASA/CXC/SAO; Infared: NASA/JPL-Caltech.

Questa è una delle immagini più spettacolari: si tratta di un fenomeno di pareidolia, uno scherzo del nostro cervello, che tende ad associare immagini del tutto casuali a forme conosciute, e in particolare a volti o parti del nostro corpo. In questo caso, tra il 2004 e il 2005 Chandra catturò (in oro) la stella di neutroni PSR B1509-58 circondata da una coltre di nubi che quando venne mostrata al mondo nel 2009 sembrò avere la forma di una mano. Oltre ai dati ai raggi di X di Chandra, nell’immagini si vedono anche quelli all’infrarosso ottenuti con il telescopio della NASA Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) telescope (in rosso, verde e blu). Secondo molti la parte all’infrarosso potrebbe far pensare a un volto. Secondo voi?

Un giovane cluster stellare a 5,500 anni luce dalla Terra. RCW 38 visto ai raggi X e all'infrarosso. Crediti: X-ray, NASA/CXC/ESA-ESTEC/E.Winston et al, Near-IR: 2MASS/UMass/IPAC-Caltech/NASA/NSF; Infrared, NASA/JPL-Caltech

Questo che vedete qui sopra, invece, è il giovane cluster stellare RCW 38, che si trova a 5500 anni luce dalla Terra. Tramite i dati forniti da Chandra (in blu), Spitzer (in arancione) e altri dati all’infrarosso provenienti dalla survey 2MASS (in bianco), gli esperti hanno avuto la possibilità, nel dicembre del 2001, di esaminare “da vicino” la rapida evoluzione di queste giovani stelle in 27 ore di osservazioni consecutive.

La galassia attiva Hercules A: al centro un buco nero supermassiccio. Crediti: X-ray, NASA/CXC/SAO; Optical, NASA/STScI; Radio, NSF/NRAO/VLA

Sicuramente questa immagine composita (raggi X, infrarossi e luce visibile) è una delle più belle ritrovate dagli esperti nell’album fotografico di Chandra. Al centro della galassia Hercules A potete osservare un buco nero supermassiccio che, assorbendo grandi quantità di materiale, riscalda fino a milioni di gradi il gas che lo circonda illuminando tutta la scena. E’ quello che viene definito un Nucleo Galattico Attivo (AGN). Eppure nella luce visibile Hercules A appare come una normalissima galassia ellittica. Ai raggi X Chandra, invece, rivela (in viola) che il gas arriva a temperature altissime a causa dell’energia generata dall’attività del buco nero, 1000 volte più massiccio di Sagittarius A* al centro della Via Lattea.

Nell'immagine i resti della supernova Kes73 a 28000 anni luce dalla Terra. Crediti: X-ray, NASA/CXC/Univ. of Manitoba/H.Kumar et al; Optical, DSS, Infrared, NASA/JPL-Caltech; Radio, NSF/NRAO/VLA

Anche in questo caso sono stati uniti i dati all’infrarosso con quelli di Chandra ai raggi X aggiungendo anche quelli raccolti da VLA (Very Large Array). Nell’immagine si vedono i resti della supernova Kes 73 a 28000 anni luce da noi. Secondo i dati raccolti da Chandra e altri satelliti, al centro della nube sarebbe nata una magnetar, cioé una stella di neutroni con un enorme campo magnetico. Attorno al centro della stella è possibile osservare i detriti che si sono formati dopo l’esplosione, avvenuta tra i 750 e i 2100 anni fa. I dati di Chandra sono quelli in blu, quelli in arancione sono all’infrarosso, le emissioni radio sono rappresentate in rosso, mentre in puntini bianchi sono i dati catturati dal Digitized Sky Survey optical telescope in luce visibile.

La galassia attiva Mrk 573. Crediti: X-ray, NASA/CXC/SAO/A.Paggi et al; Optical, NASA/STScI; Radio, NSF/NRAO/VLA

Tra il 2006 e il 2010 è stata osservata questa galassia attiva, Markarian 573, che, come è possibile vedere nell’immagine, mostra due coni di emissione provenire dal buco nero supermassiccio al centro. Gli esperti affermano che il toro (cioè la forma a ciambella che vedete) di gas freddo e polvere può bloccare una parte della radiazione prodotta dalla materia che cade nel buco nero, a seconda di come il toro è orientato verso la Terra. Il toro di questa galassia è piuttosto disomogeneo. Il collage mostra i dati ai raggi X di Chandra (blu), le emissioni radio riprese dal VLA (viola) e i dati ottici catturati da Hubble (in oro).

La galassia a Spirale Messier 94. Crediti: X-ray, NASA/CXC/Universita di Bologna/S.Pellegrini et al; IR, NASA/JPL-Caltech; Optical, SDSS & NASA/STScI

NGC 4736 (nota anche come Messier 94) è una galassia a spirale piuttosto insolita perché composta da due strutture ad anello. Inoltre è denifita come “una regione nucleare a line di emissione a bassa ionizzazione” (LINER) poiché emette radiazioni da specifici elementi come ossigeno e azoto. Le osservazioni risalgono al 2000 e i dati di Chandra sono in oro, i dati infrarossi di Spitzer sono quelli in rosso e i dati ottici di Hubble e della Sloan Digital Sky Survey sono in blu. Il collage fotografico mostra che l’emissione di raggi X viene da un recente e drammatico episodio di formazione stellare.
di Eleonora Ferroni (INAF)

Il più grande censimento di eso-comete intorno a Beta Pictoris

Lo strumento HARPS, installato all’Osservatorio dell’ESO a La Silla in Cile, è stato usato per ottenere il più completo censimento mai realizzato delle comete in orbita intorno a una stella diversa dal Sole. Un gruppo di astronomi francesi ha studiato quasi 500 comete in orbita intorno alla stella Beta Pictoris e ha scoperto che queste appartengono a due famiglie distinte di eso-comete: le esocomete più vecchie, che sono passate più di una volta vicino alla stella, e le eso-comete più giovani, che probabilmente derivano dalla rottura recente di uno o più oggetti più grandi. I nuovi risultati verranno pubblicati dalla rivista Nature il 23 ottobre 2014.
Beta Pictoris è una stella giovane a circa 63 anni luce dal Sole. Ha circa 20 milioni di anni ed è circondata da un enorme disco di materia – un sistema planetario giovane e molto attivo in cui gas e polvere sono prodotti dall’evaporazione delle comete e della collisione degli asteroidi. Flavien Kiefer (IAP/CNRS/UPMC), autore principale di questo nuovo studio, descrive la situazione: “Beta Pictoris è un oggetto molto interessante! Le osservazioni dettagliate delle sue eso-comete ci hanno fornito molte informazioni che aiutano a comprendere quali processi si svolgono in questo tipo di sistemi planetari giovani”.
Per quasi 30 anni gli astronomi hanno visto piccoli cambiamenti nella luce di Beta Pictoris che si pensava fossero causati dal passaggio delle comete di fronte alla stella. Le comete sono corpi piccoli, di pochi chilometri di dimensione, ma contengono molto ghiaccio, che evapora quando si avvicinano alla stella, producendo gigantesche code di gas e polvere che assorbono parte della luce che le attraversa. La fioca luce delle eso-comete viene sommersa dalla luce della stella brillante e perciò esse non sono visibili direttamente da Terra.
Per studiare le eso-comete di Beta Pictoris, l’equipe ha analizzato più di 1000 osservazioni ottenute tra il 2003 e il 2011 con lo strumento HARPS montato sul telescopio da 3,6 metri dell’ESO all’Osservatorio di La Silla in Cile.
I ricercatori hanno selezionato un campione di 493 diverse eso-comete. Alcune sono state osservate più volte e per qualche ora. Un’analisi attenta ha fornito le misure della velocità e della dimensione della nube di gas. Sono anche state dedotte alcune delle proprietè orbitali di queste esocomete, come la dimensione e l’orientamento dell’orbita, o la distanza della stella.
L’analisi di alcune centinaia di eso-comete in un solo sistema eso-planetario è unica: ha svelato la presenza di due distinte famiglie di eso-comete: una famiglia di eso-comete vecchie, le cui orbite sono controllate da un pianeta massiccio, e una seconda famiglia, probabilmente proveniente dalla rottura recente di un oggetto più grande. Diverse famiglie di comete sono presenti anche nel Sistema Solare.
Le esocomete della prima famiglia hanno orbite molto diverse e mostrano un’attivita debole con bassi tassi di produzione di gas e polvere. Ciò suggerisce che queste comete abbiano esaurito le loro riserve di ghiaccio durante i numerosi passaggi vicino a Beta Pictoris.
Le eso-comete della seconda famiglia sono molto più attive e percorrono orbite quasi identiche . Ciò suggerisce che i membri della seconda famiglia abbiano tutti la la stessa origine: probabilmente la rottura di un oggetto più grande i cui frammenti sono in un’orbita che lambisce la stella Beta Pictoris.
Flavien Kiefer conclude: “Per la prima volta uno studio statistico ha determinato la fisica e le orbite di un grande numero di eso-comete. Questo lavoro offre una nuova visuale dei meccanismi all’opera nel Sistema Solare appena dopo la sua formazione 4,5 miliardi di anni fa.”
Comunicato stampa ESO

E se esplode IK Pegasi?

IK Pegasi è una stella appena visibile ad occhio nudo in condizioni ideali. E’ una variabile del tipo Delta Scuti, una classe di variabili caratterizzate da un periodo molto breve e ridotte variazioni di luminosità.

Ma IK Pegasi è anche una potenziale supernova. Si tratta di un sistema binario molto stretto costituito da una nana bianca prossima al limite di Chandrasekhar e da una stella di sequenza principale di classe spettrale A. I due astri sono vicinissimi ed evolvendosi la stella di sequenza principale di espanderà cominciando ad operare un trasferimento di massa che potrebbe portare la nana bianca al valore critico ed innescare ina supernova di tipo Ia. La distanza attuale di IK Pegasi è di 150 anni luce Questo ne fa la candidata supernova pià vicina al nostro pianeta. Si tratta di un pericolo per la nostra sopravvivenza? ?Per fortuna la stella si sta allontanando da noi a causa del suo moto nella Galassia e il tempo che occorrerà all’evoluzione del sistema prima di una ipotetica esplosione (si ritiene non meno di 5 milioni di anni) la porterà ad almeno 500 anni luce da noi. Di conseguenza la sua pericolosità è abbastanza trascurabile. Inoltre recenti ricerche inducono a ritenere che una supernova per essere un serio pericolo per la vita sulla Terra dovrebbe trovarsi entro circa 39 anni luce il che lo rende un evento estremamente improbabile se non su scale di tempo di miliardi di anni.
Tratto da Stelle da record di Luigi Fontana pagina 144

Riccioli di Big Bang nello specchio dell’Orso

La delusione per il risultato pesantemente ridimensionato di BICEP2 – quelle impronte di onde gravitazionali rivelatesi con buona probabilità ombre di polvere galattica – almeno un risvolto positivo sembra averlo: i team rivali, ora che hanno superato lo shock, si stanno tutti rimettendo in pista. E molti risultati “minori”, spazzati via dall’annuncio dello scorso marzo, vengono poco a poco recuperati e rivalutati. Ultimo in ordine di tempo, l’articolo pubblicato ieri su The Astrophysical Journal dal consorzio del telescopio POLARBEAR per lo studio della polarizzazione del fondo cosmico a microonde. Sottomesso ad ApJ, come non mancano di sottolineare i ricercatori sul sito dell’Università di Berkeley, una settimana prima di quell’ormai storico 17 marzo 2014, l’articolo descrive la prima individuazione diretta dei cosiddetti “modi B” da lensing gravitazionale nella radiazione di fondo polarizzata.

Misure della polarizzazione del fondo osmico compite da POLARBEAR. Crediti: POLARBEAR
Per non creare fraintendimenti, è importante circoscrivere con chiarezza la portata di questa scoperta, soffermandosi sulle due precisazioni: “diretta” e “da lensing gravitazionale”. Partiamo da quest’ultima, perché è quella che distingue il risultato di POLARBEAR (“orso polare”, in inglese, anche se il telescopio sorge in realtà sulle Ande cilene, nel deserto di Atacama) da quello di BICEP. Così come due sono i “modi” del segnale polarizzato a microonde – i “modi E” e i “modi B” – gli stessi “modi B”, quelli che contengono le informazioni più preziose, si distinguono a loro volta in primordiali e non primordiali. Ebbene, quelli che spera(va) di aver visto BICEP2 erano i modi B primordiali, dovuti alle onde gravitazioni sollevate immediatamente dopo il big bang dall’inflazione cosmica. E questi di POLARBEAR?
«Quella che abbiamo osservato è una radiazione un po’ meno primordiale rispetto a quella di BICEP», spiega a Media INAF Giulio Fabbian, ricercatore postdoc alla SISSA di Trieste, membro del consorzio di POLARBEAR e coautore dell’articolo appena pubblicato, «in quanto è generata principalmente dal lensing gravitazionale della polarizzazione primordiale che, appunto, viene distorta. Questa distorsione genera ulteriori modi B sulle piccole scale angolari, a differenza del segnale cosiddetto “inflazionario”, che ci attendiamo sia confinato alle grandi scale angolari».
Un risultato meno affascinante, dunque, questo di POLARBEAR, ma con il non trascurabile pregio di essere decisamente più sicuro: questa volta, garantiscono i ricercatori, l’origine è cosmologica, non siamo davanti a un’illusione creata dalla polvere galattica. E si tratta in ogni caso, sottolinea Fabbian, di «una misura estremamente difficile, che ha migliorato di svariati ordini di grandezza i limiti superiori posti dalle esperienze precedenti».
Bene, dunque. Ma cosa c’è di nuovo? Non li aveva già visti il South Pole Telescope, i modi B non primordiali dovuti al lensing gravitazionale? Sì. Ma a far la differenza è che questa volta si tratta di una misura diretta, ovvero che non dipende da modelli o dati prodotti da altri esperimenti. Misura che può avere importanti ricadute sulla comprensione del nostro universo. Nei “riccioli” della polarizzazione potrebbero infatti celarsi le chiavi d’accesso all’enigma della materia oscura o a quello della massa del neutrino.
Quanto ai modi B “nobili”, quelli primordiali, non è escluso che in un prossimo futuro POLARBEAR possa serbare qualche sorpresa pure su quel fronte. «Il telescopio è stato costruito anche per misurare i modi B primordiali», dice infatti Fabbian. «Nella prima stagione osservativa ci siamo dedicati alla rilevazione del lensing, dei modi B a piccole scale angolari. Nella stagione ora in corso, invece, stiamo anche noi osservando una porzione di cielo più grande, dove sarebbe possibile vedere un eventuale segnale proveniente dall’inflazione». Come sempre, si tratta d’avere ancora un po’ di pazienza. E di tenersi pronti a ogni evenienza, come sanno bene alla SISSA, dove non a caso, al piccolo gruppo che si occupa dell’analisi dei dati provenienti da POLABEAR, presto si aggiungeranno nuovi studenti.
di Marco Malaspina (INAF)

Alla scoperta della bella Andromeda

La costellazione di Andromeda si trova nell’emisfero nord e si individua con facilità, trovandosi a nordest del brillante asterismo del Quadrato di Pegaso, di cui la stella al vertice nordorientale fa parte di Andromeda; la costellazione si estende poi a nord e ad est del Quadrato, seguendo un allineamento di stelle di seconda e terza magnitudine, arrivando sin quasi a lambire la scia luminosa della Via Lattea del nord. Le sue dimensioni sono notevoli, ma nella parte occidentale si trovano solo stelle deboli, massimo di quarta grandezza. La sua individuazione è facilitata anche dalla presenza della caratteristica figura di Cassiopea, posta più a nord; in generale, si può affermare che anche lo spazio privo di stelle luminose situato fra Cassiopea e Pegaso fa parte di Andromeda Il periodo più adatto alla sua osservazione ricade fra settembre e gennaio; l’emisfero boreale è il punto di osservazione ideale, dove si presenta in parte circumpolare a partire dalle latitudini medie salendo verso nord. In quest’emisfero è una tipica costellazione autunnale.
La stella più luminosa, α Andromedae (chiamata Alpheratz o Sirrah), assieme alle stelle α, β e λ Pegasi forma un asterismo chiamato Quadrato di Pegaso. Questa stella era una volta parte della costellazione di Pegaso, con la sigla δ Pegasi, come dice anche il suo nome proprio, «l’ombelico del cavallo».
β Andromedae è chiamata Mirach. Si trova a circa 200 anni luce di distanza ed è di magnitudine 2,1.
γ Andromedae, o Almach, si trova all’estremo sud della costellazione. È una stella multipla visibile al telescopio, che mostra contrasti di colore.
δ Andromedae è una stella arancione di magnitudine 3,27, distante 101 anni luce.
Fra le altre stelle si segnala υ Andromedae, che ha un sistema planetario con tre pianeti confermati, con masse di 0,71, 2,11 e 4,64 volte quella di Giove.
La costellazione di Andromeda mostra fra i suoi confini un gran numero di stelle doppie e multiple, alcune delle quali risolvibili anche con un semplice binocolo.
μ Andromedae è un sistema multiplo molto semplice: la componente primaria, bianca e di magnitudine 3,87, ha due compagne di undicesima e tredicesima grandezza separate da 34″ e 44″ rispettivamente; per individuare le componenti deboli occorre un telescopio di piccole dimensioni.
π Andromedae è una coppia semplice e risolvibile con un binocolo: le due componenti sono di quarta e ottava magnitudine e sono separate da 35″.
γ Andromedae è un interessante sistema multiplo. Un telescopio di piccole dimensioni rivela una stella biancastra di quarta magnitudine a circa 10″ dalla primaria, una gigante arancione di seconda grandezza; strumenti più potenti mostrano che la compagna minore è a sua volta una doppia, con componenti di quinta e sesta magnitudine separate da appena 0,7″.
59 Andromedae è una coppia di stelle bianche di quinta e sesta magnitudine, risolvibile con un piccolo telescopio.
Nella costellazione è presente anche un gran numero di stelle variabili piuttosto luminose e quindi anche alla portata di piccoli strumenti.
Fra le numerosissime Mireidi spicca R Andromedae che quando è al massimo della luminosità è visibile anche ad occhio nudo; in 409 giorni scende fino alla quattordicesima magnitudine e poi risale alla quinta. W Andromedae quando è al massimo è invece di sesta grandezza, ma anch’essa scende fino alla quattordicesima e risale in 396 giorni; KU Andromedae ha un periodo molto più lungo, di poco superiore ai due anni, ma le sue oscillazioni sono più ridotte, variando fra la sesta e la decima magnitudine. Fra le variabili a eclisse la più appariscente è ζ Andromedae, sebbene le sue oscillazioni siano molto contenute e quindi difficilmente apprezzabili; si tratta di una coppia in cui le componenti sono talmente vicine da essere a contatto fisico fra loro (variabile Beta Lyrae). Anche λ Andromedae ha delle oscillazioni ridotte. Fra le semiregolari pulsanti è da notare la ST Andromedae, che oscilla fra la settima e l’undicesima grandezza in poco meno di un anno.
Nonostante le sue vaste dimensioni, la costellazione non offre un gran numero di oggetti non stellari, poiché la massima parte delle galassie osservabili qui sono estremamente remote e deboli; sono tuttavia presenti anche alcuni oggetti particolarmente brillanti e famosi.


L’oggetto del profondo cielo più famoso in Andromeda è M31, la Galassia di Andromeda, che è anche il più lontano oggetto visibile ad occhio nudo. È una grande galassia spirale, simile alla nostra Via Lattea ma un poco più grande, posta alla distanza di circa due milioni di anni luce. Per trovarne la posizione occorre tracciare una linea tra β e μ Andromedae, ed estenderla ancora per una distanza approssimativamente uguale; sebbene sia visibile ad occhio nudo, la galassia è molto difficile da osservare e occorrono cieli molto bui lontani da ogni fonte luminosa, e possibilmente l’utilizzo della visione distolta. È circondata da due galassie satelliti, M32 e M110, visibili anche con un binocolo in nottate buie e limpide.
Tra gli ammassi aperti interni alla nostra Galassia, è interessante il grande oggetto NGC 752, situato verso il confine col Triangolo, ben visibile con un binocolo e appena percepibile ad occhio nudo; si tratta di un ammasso molto esteso e con un elevato numero di componenti.
Fra le altre galassie invece spicca NGC 891, una galassia spirale vista perfettamente di taglio e attraversata da una banda oscura che la fa rassomigliare alla nostra Via Lattea, con cui probabilmente condivide anche la forma.

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