Un sistema stellare triplo nell’Eridano

Keid (ο2 Eri / ο2 Eridani / Omicron2 Eridani / 40 Eridani) è un sistema stellare triplo distante circa 16,45 anni luce dalla Terra, appartenente alla costellazione dell’Eridano. Avendo magnitudine apparente 4,43, Keid è visibile a occhio nudo. Nel 1783 William Herschel la identificò come stella doppia. Nel 1851, Otto Wilhelm von Struve scoprì che la meno brillante delle due stelle del sistema era, a sua volta, doppia. Nel 1910 fu scoperto che, sebbene una delle due componenti più deboli fosse poco luminosa, essa aveva colore bianco. Ciò implicava che essa fosse una stella molto piccola. Essa era infatti una nana bianca, la prima ad essere scoperta. Keid si trova nella parte settentrionale della grande costellazione dell’Eridano e, specificatamente, nella parte più vicina alla costellazione di Orione. È posta poco sotto la linea che congiunge Nu Eridani a Delta Eridani e appare vicina (circa 1°) a Beid (ο1Eridani), con la quale non è tuttavia legata fisicamente. In realtà Beid è sette volte più distante da noi di quanto non sia Keid. Essendo posta nella parte nord della costellazione, a soli 7° a sud dell’equatore celeste, Keid è osservabile senza difficoltà da tutte le regioni popolate della Terra, a differenza delle stelle poste nella parte meridionale di questa vasta costellazione. Keid A è la componente principale del sistema.

Si tratta di una stella di sequenza principale arancione di tipo spettrale K1 Ve. Essa possiede una massa pari a 0,89 M☉e un raggio pari a 0,85 R☉. Il colore arancio di Keid A è determinato dalla temperatura superficiale che è 5.100 K, inferiore a quella del Sole di circa 700 K. La minore superficie radiante e la minore temperatura determinano una luminosità che è più bassa di quella del Sole: questa stella ha infatti una luminosità pari a 0,36 L☉e una magnitudine assoluta 5,99. Ciononostante, Keid A è la componente di gran lunga più brillante del sistema, tanto che la sua magnitudine apparente (4,43) coincide con quella del sistema stesso. Le emissioni di raggi X provenienti da questa stella testimoniano la presenza di una corona, che sembra avere una intensità paragonabile a quella del Sole. Keid A ha una età stimata di 5,6 miliardi di anni, poco maggiore di quella del nostro Sole. La componente A del sistema dista dalla coppia B-C 418 UA (circa 63 miliardi di km). Il periodo orbitale è di circa 8.000 anni. Keid B è una nana bianca di magnitudine 9,52 e di tipo spettrale DA4. La sua radiazione è quindi dominata dalle linee dell’idrogeno. Per il resto Keid B è formata principalmente da elio e, soprattutto, carbonio. La sottoclasse spettrale 4 pone Keid B fra le nane bianche a media temperatura: la sua temperatura superficiale è infatti stimata essere intorno ai 16.000 – 17.000 K. In particolare, una prima serie di misure ha dato come risultato 17.000 ± 200, mentre una seconda serie, di poco successiva, ha dato risultati 16.400 K e 16.730 K. Le misurazioni della massa e del raggio di Keid B hanno costituito a lungo un problema. Infatti è da tempo risaputo che esiste una precisa relazione fra il raggio e la massa di una nana bianca: in particolare il raggio è inversamente proporzionale alla radice cubica della sua massa. Ora in molte misure compiute fra gli anni settanta e gli anni novanta il raggio risultava troppo piccolo per una massa che era calcolata essere 0,43 M☉. Questo aveva portato a formulare ipotesi molto complicate, come quella secondo cui Keid B era il risultato della fusione di stelle molto piccole. Tuttavia misurazioni più recenti e più precise hanno permesso di conciliare i due dati: la massa stimata è infatti più alta, essendo calcolata ora essere 0,501 ± 0,011 M☉, e questo dato la riconcilia con il raggio, che è calcolato essere 0,0136 ± 0,00024 R☉, cioè circa 9.400 km. Keid B è pertanto grande una volta e mezza la Terra. La concentrazione di una massa pari a metà di quella del Sole in volume di una Terra e mezza comporta che la densità di Keid B sia molto elevata, come accade in tutte le nane bianche. In particolare Keid ha una densità di un quarto di tonnellata per centimetro cubo. Dato che la superficie radiante di Keid B è molto piccola, lo è anche la sua luminosità: Keid B ha una luminosità di solo 1,3 10-3 L☉. Quando Keid B si trovava nella sequenza principale, era probabilmente la stella più massiccia del sistema. Infatti più una stella è massiccia più velocemente si evolve e, quindi, poiché Keid B è la componente più evoluta del sistema, doveva inizialmente avere una massa maggiore di quella delle altre due componenti. Le fasi di instabilità che hanno accompagnato gli stadi successivi a quelli dell’uscita dalla sequenza principale hanno portato l’astro ad espellere i propri strati esterni e quindi a perdere massa. La distanza media fra Keid B e Keid C è 35 UA (poco più di 5 miliardi di km). Tuttavia l’orbita è molto eccentrica: e=0,410 e questo porta le due componenti ad avvicinarsi fino a 21 UA (poco più di 3 miliardi di km) al periastro e ad allontanarsi fino a 49 UA (circa 7,3 miliardi di km) all’afastro. Un’orbita viene compiuta ogni 252 anni. Keid C è una stella di sequenza principale rossa di tipo spettrale M4.5Ve e di magnitudine apparente 11,17. Si tratta della componente meno massiccia del sistema, avente una massa di solo 0,195 M☉. Il suo colore rosso è determinato da una temperatura superficiale relativamente bassa, circa 3.500 K. Il raggio di questa piccola stella è 28% di quello solare. Il piccolo raggio e la bassa temperatura superficiale fanno sì che la luminosità di questa stella non sia elevata: essa emette solo 7 decimillesimi della radiazione emessa dal Sole. Come molte stelle della sua classe, Keid C è una stella a flare: in stelle come queste di tanto in tanto il campo magnetico cortocircuita in modo imprevedibile, causando un improvviso aumento della luminosità in tutte le lunghezze d’onda dello spettro. Si tratta di un fenomeno simile a quello dei brillamenti solari. Tuttavia mentre i brillamenti costituiscono una porzione trascurabile dell’energia emessa dal Sole, quelli che avvengono nelle stelle di classe M di sequenza principale possono raddoppiare la luminosità della stella. Anche Keid C ha una corona che emette raggi X. Si tratta, comparata a quella del Sole, di una corona molto intensa, che emette circa 0,14% della luminosità totale della stella. La stella principale ha una metallicità di [Fe / H] =- 0,19, vale a dire circa il 65 % della metallicità solare, rendendo così abbastanza probabile la formazione di pianeti terrestri. Finora, tuttavia, non è stato individuato alcun pianeta. La zona abitabile di Keid A, dove potrebbe esistere un pianeta con acqua liquida, dista circa 0,63 UA (circa 94 248 000 km) dalla stella. A tale distanza un pianeta compirebbe una rivoluzione completa in 203 giorni terrestri e il diametro di Keid A apparirebbe circa il 30% più ampio di quello del Sole dalla Terra. Un osservatore posto su un ipotetico pianeta in orbita attorno alla stella primaria vedrebbe splendere Keid B con un colore bianco e alla magnitudine -7,3, mentre Keid C splenderebbe alla magnitudine -5,7 con un colore rosso. Entrambe quindi sarebbero ben visibili ad occhio nudo, ben più luminose di Venere visto dalla Terra. Sarebbe estremamente improbabile trovare un pianeta nella zona abitabile della nana bianca Keid B, perché essa nella fase di gigante rossa avrebbe inglobato eventuali pianeti posti in tale zona. Durante i flare, Keid C emette grandi quantità di raggi X, 10.000 volte il quantitativo emesso durante i brillamenti solari. Ciò sarebbe letale per gli ipotetici esseri viventi che si venissero a trovare su un pianeta posto nella zona abitabile di Keid C. Viste da Keid C le altre due componenti brillerebbero entrambe come la Luna piena vista dalla Terra, anche se il colore e la grandezza angolare sarebbero completamente diversi; da un lato la piccola nana bianca, 12 volte più vicina a Keid C rispetto alla principale, brillerebbe di una intensa luce bianca dovuta all’alta temperatura superficiale, dall’altro Keid A che, nonostante la maggior distanza da Keid C e la bassa temperatura che le fa assumere un colore giallo-arancio, è oltre 60 volte più grande della nana bianca.
Tratto da Wikipedia
(Vedi anche l’articolo Cinque stelle da ascoltare e cinque stelle da guardare del 2 settembre 2010 in Alla ricerca di ET).

La supergigante ha fatto indigestione di neutroni

Immaginate di dovere identificare che tipo di motore possiede un’automobile, senza sbirciare sotto il cofano, utilizzando solo delle analisi chimiche. Con ogni probabilità, dalla composizione dei gas di scarico potreste risalire alle caratteristiche del propulsore. Un procedimento simile è stato utilizzato da un gruppo di astronomi per individuare una bizzarra stella ibrida, appartenente a una categoria che era stata prevista quarant’anni fa ma mai osservata finora.

Fu con un articolo pubblicato nel 1975 su Astrophysical Journal che gli astrofisici Kip Thorne e Anna Żytkow proposero un’ipotetica tipologia di stella ibrida, costituita da una supergigante rossa che contiene al proprio interno una stella di neutroni. L’ipotesi prevede che, nate nel medesimo ventre di supernova, l’interazione fra le due stelle rimane così stretta che la supergigante rossa, molto più massiccia, a un certo punto inghiottisce l’ignara stella di neutroni. Quest’ultima rimarrebbe a sballonzolare per un po’ attorno al nucleo della sorellastra prima di essere digerita del tutto. Una digestione che non solo risulterebbe difficile ma che, a causa della natura altamente energetica del boccone, altererebbe addirittura il metabolismo della supergigante rossa, normalmente basato sulla classica nucleosintesi stellare. L’ipotetico astro ingordo viene definito Oggetto di Thorne-Żytkow, abbreviato in TŻO, di cui finora non si avevano evidenze osservative sufficientemente convincenti. Almeno fino all’inizio di quest’anno, quando Emily Levesque, astronoma della University of Colorado, ha annunciato di avere scovato, assieme ad altri colleghi, un candidato come Oggetto di Thorne-Żytkow. Ora la ricerca è stata accettata per la pubblicazione dalla rivista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters e si può quindi parlare un po’ più ufficialmente di scoperta vera e propria. Il gruppo di astronomi guidato da Levesque ha utilizzato uno dei due telescopi gemelli da 6,5 metriMagellan all’Osservatorio di Las Campanas, in Cile, per esaminare lo spettro della luce emessa da una serie di apparenti supergiganti rosse e determinare quali elementi chimici fossero presenti. Quando lo spettro di una particolare stella – HV 2112 nella Piccola Nube di Magellano – è comparso per la prima volta sullo schermo, Nidia Morrell dei Carnegie Observatories di La Serena in Cile, componente del team, è rimasta subito colpita da alcune caratteristiche insolite. “Non so di cosa si tratta, ma so che mi piace!”, è stato il subitaneo pensiero. A un esame più approfondito, i ricercatori hanno scoperto che le delicate linee spettrali indicavano una presenza in eccesso di rubidio, litio e molibdeno. Precedenti ricerche hanno dimostrato che tutti questi elementi possono venire creati durante i normali processi termonucleari stellari. Ma la notevole abbondanza di tutti e tre alle temperature tipiche delle supergiganti rosse è, secondo gli autori, la firma inconfondibile di un Oggetto di Thorne- Żytkow. “Studiare questi oggetti è emozionante”, ha commentato Levesque, “perché rappresentano un modello completamente nuovo di come può funzionare l’interno di una stella, ma anche un nuovo modo di produrre elementi pesanti nel nostro universo”. Fra gli autori della ricerca anche Anna Żytkow, ora decana della prestigiosa università britannica di Cambridge, che si è detta estremamente felice del fatto che stiano cominciando ad emergere conferme sperimentali alle predizioni teoriche fatte da Kip Thorne e lei stessa su queste strane supergiganti dal nucleo neutronico. Nonostante l’entusiasmo, il gruppo di ricerca tiene a rimarcare come la stella HV 2112 mostri alcune caratteristiche chimiche che non corrispondono del tutto con i modelli teorici. Philip Massey, del Lowell Observatory di Flagstaff, in Arizona, mette le mani avanti: “Potremmo sbagliarci, naturalmente. Ci sono alcune incongruenze minori tra quello che abbiamo trovato e ciò che la teoria predice. Ma le previsioni teoriche sono abbastanza vecchie e c’è ampio spazio per miglioramenti. Speriamo che la nostra scoperta stimoli ora un lavoro supplementare sul lato teorico”. Il motore ibrido delle stelle di Thorne-Żytkow ha ancora bisogno di una messa a punto.
di Stefano Parisini (INAF)

La Via Lattea ha una vicina in più: si chiama KKS3

La famiglia delle galassie vicine alla Via Lattea è ora un po’ più grande: è stata infatti scoperta aquasi sette milioni di anni luce da noi una nuova galassia nana, denominata Kks3. Un pugno di stelle a confronto di quella in Andromeda o della nostra: Kks3 possiede infatti una massa complessiva pari a circa un decimillesimo della Via Lattea. A individuarla, grazie alle riprese effettuale lo scorso agosto con la Advanced Camera for Surveys (ACS) del telescopio spaziale Hubble, è stato  Igor Karachentsev dello Special Astrophysical Observatory a Karachai-Cherkessia, Russia, e il suo team, che riportano la scoperta in un articolo in pubblicazione sulla rivista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . Kks3 è una galassia nana sferoidale, del tutto priva dei bracci a spirale presenti nella nostra Galassia e in cui sono praticamente assenti gas e polveri, gli ‘ingredienti’ fondamentali per formare nuove stelle. Senza più possibilità di accendere stelle, a popolare questi oggetti celesti rimangono oggi astri generalmente antichi e deboli. Kks3 e le galassie ad essa simili hanno un forte interesse sugli astronomi, poiché il loro processo evolutivo sarebbe alquanto differente rispetto a quello delle galassie di massa maggiore. Le loro stelle si sarebbero formate ed accese in un lasso di tempo relativamente breve, esaurendo altrettanto rapidamente le limitate riserve di gas disponibile per ‘fabbricarne’ di nuove.  Individuare però galassie così piccole e deboli è un compito arduo, anche per il telescopio spaziale Hubble: a queste caratteristiche si aggiunge infatti anche l’assenza di nubi di idrogeno gassoso al loro interno, il che le rende ancor più elusive. Non a caso, solo un’altra galassia simile a a Kks3 è stata individuata finora nel Gruppo Locale: è KKR 25, scoperta dallo stesso team di ricercatori nel 1999. «La scoperta di una nuova galassia nana sferoidale isolata è di particolare interesse per la nostra comprensione della formazione delle galassie e dei loro meccanismi di evoluzione» commentano Marcella Marconi e Vincenzo Ripepi, dell’INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte. «Sistemi come Kks3 sono importanti per conoscere l’origine delle stesse galassie nane sferoidali, difficile da spiegare nel contesto dello scenario gerarchico della formazione delle strutture nell’Universo. Per tali motivi simili galassie, anche se così piccole, forniscono nuovi importanti punti di riferimento alle teorie cosmologiche».
di Marco Galliani (INAF)

La fabbrica di stelle che non va mai in ferie

Quale modo migliore per prepararci alle feste natalizie di una bella immagine proveniente dallo spazio. Questa che vedete qui in alto è una galassia nana soprannominata Markarian 209, che fa parte di una classe di oggetti compatti, ricchi di gas ma poveri di elementi pesanti e pieni di stelle giovani. Queste galassie, spesso, vengono utilizzate dai ricercatori per studiare i processi di formazione stellare perché si possono ritrovare condizioni simili a quelle dell’Universo primordiale. L’immagine, nello specifico, è stata ottenuta unendo i dati della Wide Field Camera 3 e dell’Advanced Camera for Surveys montate a bordo del telescopio orbitante della NASA Hubble, osservando nello stesso momento le stelle all’ultravioletto, in luce visibile e all’infrarosso. Markarian 209 è stata studiata a lungo dagli scienziati: è una galassia diffusamente attraversata dai gas e disseminata da vaste regioni di formazione stellare, soprattutto nelle zone limitrofe al nucleo. L’immagine cattura una fase particolarmente drammatica di questo processo esplosivo, visibile nella zona azzurro più chiaro in alto a destra. Quelle che potete osservare sono stelle molto giovani e calde, quindi “appena” nate – e per appena si intende meno di 3 milioni di anni (il Sole ha 4,6 miliardi di anni ed è a metà della sua vita). In realtà la galassia non è così giovane come le sue stelle di più recente formazione. Gli scienziati credono che nella sua lunga storia di produzione stellare non abbia mai avuto pause o momenti di inattività più lunghi di 100 milioni di anni.
di Eleonora Ferroni (INAF)

Un enorme buco nero all’interno di una galassia nana

Le prime impressioni possono essere ingannevoli, anche per le galassie. Un gruppo internazionale di astronomi ha infatti scovato un buco nero di dimensioni ragguardevoli celato all’interno di una minuta galassia nana irregolare classificata come J132 9+ 3234. Localizzata a oltre 200 milioni di anni luce da noi, questa galassie è simile in dimensioni alla Piccola Nube di Magellano, contenendo solo qualche centinaio di milioni di stelle. I telescopi ottici non avevano mai rivelato alcun indizio del furioso banchetto in corso nel minuscolo ventre della galassia, ma ora un nuovo studio pubblicato su The Astrophysical Journal ha svelato che, dietro cortine di polveri cosmiche, un massiccio buco nero divora ad ampi bocconi tutta la materia galattica che riesce a raggiungere, divampando in energetici rigurgiti. A scorgere la bocca fiammeggiante del mostro cosmico è stato prima, nel 2013, il telescopio spaziale Wide-Field Infrared Survey Explorer (WISE), che ha registrato nell’infrarosso le impronte caratteristiche di un buco nero in accrescimento all’interno della galassia nana J1329 + 3234. Poi le ultime osservazioni con l’osservatorio orbitante XMM-Newton dell’ESA, effettuate dal medesimo team di ricercatori. Osservazioni che hanno non solo confermato la presenza del buco nero, ma anche rivelato che è un ospite veramente ingombrante. «L’emissione di raggi X da J1329 + 3234 è di oltre 100 volte più forte di quanto previsto per questa galassia», spiega Nathan Secrest della George Mason University, autore principale del nuovo studio. «Noi ci aspettavamo di trovare un’emissione di raggi X a basso livello, originata da un buco nero all’interno della galassia di dimensioni paragonabili a qualche massa solare. Ma quello che abbiamo trovato era invece un livello di emissioni coerente con un buco nero enorme». In altre parole, le osservazioni combinate in infrarosso e in raggi X di questa galassia nana possono essere spiegate solo con la presenza in J1329 + 3234 di un buco nero massiccio, come quelli che si possono trovare in galassie di dimensioni molto superiori. La massa esatta del buco nero non è nota, ma i ricercatori hanno calcolato che deve essere almeno 3000 volte quella del Sole, anche se non è improbabile che possa raggiungere la stazza di circa 150.000 masse solari. I buchi neri in fase di accrescimento vorticoso al centro di  galassia sono noti come nuclei galattici attivi o AGN, e la loro presenza sembra essere piuttosto rara in galassie che non presentino un “rigonfiamento” (bulge) centrale di stelle, categoria di cui un esempio tipico sono le galassie nane. «Questa è una scoperta molto importante», afferma la co-autrice dello studio Shobita Satyapal, sempre della George Mason University. «E ‘abbastanza interessante il fatto che una tale piccola galassia possieda un grande buco nero, ma questo porta soprattutto a interrogarsi su come questi buchi neri si possano originariamente formare». L’avere trovato un buco nero massiccio all’interno di una minuscola galassia senza rigonfiamento centrale fornisce rafforza la tesi che i buchi neri possano essere cresciuti in modo molto efficiente negli aloni gassosi di galassie in fase formazione a partire dal collasso di nubi di gas primordiale. «L’idea che siamo riusciti a trovare un buco nero in accrescimento anche in una galassia senza evidenza ottica della sua presenza, è entusiasmante», conclude Secrest. «Buchi neri massicci e AGN possono essere molto più comuni all’interno di galassie a bassa massa e senza rigonfiamento centrale rispetto a quello che attualmente pensiamo
di Stefano Parisini (INAF)

Il Vuoto Gigante

Le galassie del nostro Universo non sono distribuite uniformemente: la maggior parte sono raggruppate in gruppi e ammassi (con i gruppi che contengono fino ad alcune decine di galassie, e gli ammassi fino ad alcune migliaia). Gruppi, ammassi e qualche galassia isolata a loro volta formano delle strutture ancora più grandi, chiamate superammassi. Tra questi superammassi si stendono grandi vuoti dove ci sono poche galassie. I superammassi hanno una dimensione che arriva a numerose centinaia di milioni di anni luce. Non si conoscono ammassi di superammassi, ma l’esistenza di strutture più grandi dei superammassi è oggetto di dibattito.
Il Vuoto Gigante è una grande regione di spazio caratterizzata da una bassissima densità di galassie, nella costellazione dei Cani da Caccia. È il più grande vuoto conosciuto, con un diametro stimato tra i 300 e i 400 mega parsec (tra 1 e 1,3 miliardi di anni luce) e approssimativamente distante 1,5 miliardi di anni luce dalla Terra. È stato scoperto nel 1988 come il vuoto più consistente dell’emisfero galattico nord e, probabilmente, il più consistente mai registrato. Anche le dimensioni dell’ipotetico Supervuoto di Eridano (o Grande Vuoto, corrispondente alla macchia fredda del WMAP) non sono comparabili a quelle del Vuoto Gigante, a cui pur non corrisponde nessun significativo picco negativo nella radiazione cosmica di fondo. Pur trattandosi di un vasto vuoto, esso contiene 17 gruppi di galassie, concentrati in una regione sferica di 50 megaparsec di diametro. Studi sul movimento delle galassie mostrano che non interagiscono tra di loro, il che significa che la densità dei gruppi è molto bassa e si traduce in una trascurabile interazione gravitazionale. La posizione del Vuoto nel cielo è vicina a quella del Vuoto del Bootes, che è cinque volte più vicino ma ha un quarto delle dimensioni del Vuoto Gigante.
Wikipedia

Incontri ravvicinati tra galassie

Spirali legate insieme a nidi di recente formazione stellare, ellittiche quiescenti composte principalmente da vecchie stelle rosse e numerose deboli galassie nane – sono questi i mattoni di base visibili che costituiscono l’Universo. Raramente le galassie si trovano isolate, ma piuttosto in gruppi sparsi, a formare una sorta di selvaggio agglomerato urbano galattico. Si riscontrano però occasionalmente dense concentrazioni, spesso all’interno di ammassi giganti, che mostrano gruppi di galassie compatti, ma più isolati rispetto ai “dintorni”, che prendono per l’appunto il nume di Compact Galaxy Groups o CGS. Le galassie che si trovano in questi gruppi compatti mostrano evidenti differenze rispetto a quelle che si trovano in porzioni più isolate dello spazio, soprattutto con riguardo al modo in cui si evolvono e cambiano con il tempo. Ciò è dovuto al fatto che le galassie che si trovano all’interno di questi gruppi tanto densi sono soggette a continue collisioni che portando ad una rapida formazione stellare. Un team internazionale di ricercatori, formato da astronomi del CTIO, dell’ Australian Astronomical Observatory (AAO controparte asutraliana del NOAO), e della Monash University di Melbourne eguidato da Iraklis Konstantopoulos dell’ AAO, ha raccolto delle spettacolari immagini di alcune galassie compatte, grazie ad uno strumento in dotazione al telescopio Blanco, dell’ Inter-American Observatory, sul Cerro Tololo, in Cile.
Lo strumento con cui sono state realizzate le immagini, la Dark Energy Camera, è stato costruito presso il Fermilab, un laboratorio di ricerca dedicato allo studio della fisica delle particelle elementari situato a Batavia, a una trentina di miglia a ovest di Chicago, ed è uno degli strumenti usati per il Dark Energy Survey in grado di raccogliere immagini di larghe porzioni del cielo.
Il team vorrebbe combinare le immagini raccolte grazie alla Dark Energy Camera, con i dati spettroscopici dell’ Australian Astronomical Observatory, che rivelerebbero la velocità delle galassie osservate, in modo da raggiungere una maggiore comprensione delle loro interazioni gravitazionali.
Secondo David James, che ha programmato e raccolto le immagini «Le nuove immagini sono chiare e rivelano deboli getti di gas e stelle, chiamati code mareali delle galassie, che si creano proprio in ragione dell’interazione gravitazionale tra due galassie che abbiamo un “incontro ravvicinato”».
Le code persistono a lungo dopo l’incontro, o meglio lo scontro, permettendo agli astronomi di calcolare quando tempo si trascorso dal momento in cui ha avuto luogo la collisione.
La Dark Energy Camera, in grado di inquadrare un campo pari a quattro volte la dimensione della Luna piena, riesce a registrare queste deboli code mareali, rivelando sorprese inaspettate. «Le immagini rivelano la storia della formazione di queste galassie, così vicine le une alle altre, grazie alla possibilità di analizzare le loro interazioni precedenti» aggiunge Konstantopoulos. «Cerchiamo di raccogliere immagini di code mareali di detriti allungate. Il momento in cui l’interazione tra galassie ha dato vita alle code di detriti e la disposizione di questi “fossili” ci dicono quali galassie abbiano interagito e quando».
Non tutti i gruppi di galassie compatti si comportano però in questo modo: in alcuni il gas è contenuto all’interno la singola galassia, mentre in altri il gas si sparge tra le galassie. I nuovi dati raccolti permetteranno agli astronomi di svelare i meccanismi fisici che portano a queste differenze.
Si sta cercando inoltre di fare un conteggio delle galassie nane deboli, che, come indica già il loro nome sono più piccole delle galassie a spirale o ellittiche, ma sono assai numerose. I nuovi dati permetteranno di scoprire quante galassie di questo tipo si nascondano all’interno dei gruppi compatti.
di Francesca Aloisio (INAF)
Per vedere altre immagini di Compact Galaxy Groups clicca qui.

Un ammasso di stelle di mezza età nella Grande Nube di Magellano:

Se vi piace guardare le stelle avrete sicuramente notato che questi oggetti non amano starsene in cielo da sole, a differenza di asteroidi e comete che, a volte, vagano in solitaria per l’Universo. Come è noto esistono i cosiddetti ammassi stellariagglomerati che contengono diversi milioni di stelle. Fino a poco tempo fa i ricercatori credevano di conoscere bene i più antichi di questi cluster, avendo studiato nel dettaglio stelle trovate in gruppi, che però apparivano formatesi però in tempi diversi. Un team di esperti provenienti da tutto il mondo (Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics -Peking University – e Chinese Academy of Science’s National Astronomical Observatories a Beijing) ha portato nel mondo accademico un nuovo studio, pubblicato su Nature, suggerendo che la formazione stellare in questi cluster è più complessa e le stelle vengono fatte risalire, quasi tutte, a una data di origine comune. Questa scoperta è stata effettuata grazie ai dati raccolti dal telescopio spaziale Hubble della NASA che è stato rivolto verso NGC 1651, un cluster scoperto da John Herschel nel 1834, trovando che almeno in grandi ammassi di “mezza età” tutte le stelle non sembrano differire molto in fatto di anni.
Come nascono le stelle? Bella domanda, ma può essere “semplice” rispondere e lo abbiamo fatto in un articolo precedente. Nello spazio ci sono enormi nubi molecolari, composte principalmente da idrogeno (l’elemento più presente nell’Universo), la cui massa può raggiungere anche milioni di volte la massa del nostro Sole. E’ da qui che nascono le stelle, quando le nubi si condensano subendo (come ci accade sulla Terra) la forza gravitazionale: lentamente si fondono in sfere sempre più dense che, crescendo e riscaldandosi, innescano processi di fusione nucleare. Questi portano l’idrogeno a trasformarsi in elio nei loro nuclei. Si tratta di un fenomeno che rilascia un’enorme quantità di energia che porta le stelle a brillare. Ma tutto arriva a una fine e anche le stelle non sono eterne: dopo miliardi di anni la loro fornitura di idrogeno si esaurisce e le stelle iniziano a bruciare le riserve presenti nel guscio esterno provocando variazioni di temperatura notevoli. Altre osservazioni di massicci ammassi avevano rivelato che le differenze di temperatura sono rilevanti nelle stelle arrivate “agli sgoccioli” della loro vita, ipotizzando gap di età tra le stelle anche oltre i 300 milioni di anni.
I ricercatori hanno focalizzato la loro ricerca su questo cluster di due miliardi di anni nella Grande Nube di Magellano, appunto NGC 1651, esaminando sia la variazione di temperatura che si verifica quando le stelle raggiungono la fine della loro “fornitura” di idrogeno nel nucleo, e sia una seconda variazione di temperatura che si verifica quando le stelle bruciano idrogeno del “guscio” che le avvolge. Il gruppo di esperti ha trovato un’ampia variazione di temperatura (come da previsione) nel primo caso, mentre sorprendenti sono stati i dati relativi alla luminosità di stelle a simili temperature ma già nella fase di utilizzo dell’idrogeno dello strato esterno delle stelle. La mancanza di variazione di temperatura tra queste stelle ha portato i ricercatori a concludere che gli oggetti in questo cluster devono trovarsi tutti all’interno della stessa fascia di età (al massimo con variazioni di 80 milioni di anni).
«NGC 1651 è il miglior esempio trovato fino ad oggi di una popolazione stellare di un’unica età», ha dichiarato Richard de Grijs, del KIAA. «Da allora abbiamo individuato una manciata di altri gruppi di mezza età che sembrano mostrare caratteristiche simili». In realtà, fino a un decennio fa gli astronomi ritenevano già che stelle all’interno dei singoli cluster avessero un’età simile, ma l’idea era stata presto abbandonata quando è arrivata la prova evidente della presenza di stelle di età diverse all’interno di un ammasso. Ma lo studio apparso su Nature ribalta tutto. Gli autori suggeriscono che la differenza di luminosità osservata nelle stelle arrivate alla fine della loro vita può essere dovuta alla rotazione stellare. Questo perché due stelle della stessa età possono presentare diversi livelli di temperatura se osservate mentre ruotano a velocità significativamente diverse. La maggior parte dei modelli, però, non prende in considerazione la rotazione stellare, mentre studi futuri potranno offrire una maggiore comprensione dell’età degli ammassi stellari proprio con questa variabile
di Eleonora Ferroni (INAF)

Il più grande Gioiello dell’universo

E’ talmente massiccio che per ‘riempirlo’ ci vorrebbero quattrocentomila miliardi di stelle come il Sole. Il gigantesco ammasso di galassie, denominato XDCP J0044.0-2033 (o più brevemente XDCP J0044) è stato l’oggetto due differenti studi a guida INAF condotti con i satelliti Chandra della NASA ed Herschel dell’ESA.  Studi che da una parte certificano come l’ammasso, ribattezzato “Gioiello”, sia il più massiccio gruppo di galassie scoperto finora alla distanza record di 9,5 miliardi di anni luce da noi. Ma evidenziano anche l’età relativamente giovane dell’ammasso, che gli astronomi stimano all’incirca di un miliardo di anni.  E giovani sono anche le galassie al centro dell’ammasso, come mostrano le osservazioni nel vicino infrarosso di Herschel: nelle regioni centrali del “Gioiello” è infatti presente una forsennata attività di formazione stellare, che non si riscontra in analoghi agglomerati di galassie più vicini a noi – sia nello spazio che nel tempo – e quindi più evoluti. «Abbiamo deciso di chiamare l’ammasso Gioiello perché mostra tanti “colori” dello spettro elettromagnetico, che per noi astronomi hanno un preciso significato: si va dall’emissione nella banda X da parte del gas caldo che ci permette di misurare la massa totale del cluster, all’emissione infrarossa della polvere riscaldata dall’intensa attività di formazione stellare» dice Paolo Tozzi, ricercatore dell’INAF-Osservatorio Astrofisico di Arcetri che ha guidato il primo dei due studi su XDCP J0044, in pubblicazione sulla rivista The Astrophysical Journal. «Ma quel nome vuole anche ricordare il luogo dove il nostro team si è riunito per la prima volta a discutere sui dati di Chandra relativi a questo oggetto celeste, ovvero a Villa il Gioiello, dove Galileo Galilei trascorse l’ultimo decennio della sua vita e scrisse alcune delle sue più importanti opere». L’osservazione del Gioiello nei raggi X da parte di Chandra è durata oltre 4 giorni ed è la più profonda  osservazione in questa banda di radiazione mai condotta su un ammasso di galassie più distante di 8 miliardi di anni luce. «Trovare questo enorme ammasso di galassie ad una distanza così elevata e quindi ad un’epoca così remota nella storia dell’universo ci ha sorpreso perché non è facile spiegare come un simile oggetto si sia formato nei primi 4 miliardi di anni dopo il Big Bang» aggiunge Tozzi. «Le informazioni che ci forniscono le indagini su XDCP J0044 potranno avere un notevole impatto sulla nostra comprensione di come l’Universo si sia formato ed evoluto su larga scala». Ma questo ammasso risulta sorprendente anche per un’altra sua proprietà, emersa dalle osservazioni nell’infrarosso del telescopio spaziale Herschel dell’ESA. «A differenza degli ammassi più vicini, e quindi più evoluti, nel centro del ‘Gioiello’ le galassie stanno formando stelle ad un ritmo di circa duemila nuovi astri all’anno, un dato strabiliante se pensiamo che in genere al centro degli ammassi si trovano vecchie galassie ellittiche che hanno finito di formare stelle da miliardi di anni» spiega  Joana Santos, anche lei ricercatrice INAF all’Osservatorio Astrofisico di Arcetri, che ha guidato il secondo studio su XDCP J0044, in pubblicazione sulla rivista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. «Le nostre indagini ci danno una visione senza precedenti di cosa accade negli ammassi di galassie appena formati». Studiare questo oggetto celeste nel lontano infrarosso è stato determinante poiché è soprattutto  in questa banda della radiazione elettromagnetica che si concentra l’emissione della polvere interstellare presente attorno alle stelle in formazione e che viene riscaldata da esse. Così, i ricercatori sono stati in grado di ricostruire la distribuzione e la temperatura di quel materiale e risalire al tasso di formazione stellare nelle galassie dell’ammasso. Per apprezzare il valore misurato da Herschel, che appunto ammonta a circa duemila nuove stelle ogni anno,  basti pensare che attualmente in tutta la nostra Via Lattea il tasso della formazione stellare è soltanto di  qualche massa solare all’anno. «Questa altissima frequenza con cui si stanno accendendo nuove stelle nel Gioiello è una novità assoluta per osservazioni di ammassi galattici di questa dimensione – aggiunge Santos – e ci indica che l’ammasso è ancora in una delle prime fasi della sua evoluzione. Sappiamo già che con il trascorrere del tempo poi, anche le galassie nel centro di XDCP J0044 diverranno simili a quelle degli ammassi che osserviamo nell’universo locale, ovvero galassie ellittiche ricche di stelle vecchie e senza più gas diffuso».
di Marco Galliani (INAF)
Per saperne di più:

  • L’articolo Chandra deep observation of XDCP J0044.0-2033, a massive galaxy cluster at z>1.5 di Paolo Tozzi et al. in pubblicazione sulla rivista The Astrophysical Journal
  • l’articolo The reversal of the SF-density relation in a massive, X-ray selected galaxy cluster at z=1.58: results from Herschel di  Joana Santos et al. in pubblicazione sulla rivista Mothly Notices of the Royal Astronomical Society
  • Il comunicato stampa INAF
  • la notizia sul sito web ESA
  • la notizia sul sito web NASA

Metano su Marte, non c’è da stupirsi

Su Marte c’è il metano. Non è una novità, questo idrocarburo elementare è presente in diversi corpi celesti del sistema solare e non Almeno di quelli che hanno un’atmosfera, spessa o rarefatta che sia. Questa molecola organica, CH4, può avere origine infatti, sia da attività vulcanica, sia geofisica, sia biologica. La sua equadistribuzione sull’intera superficie del pianeta, infatti, non la contraddistingue. Potrebbe, infatti, essere emessa da criovulcani come accade, ad esempio, su Titano, la luna di Saturno. Il dato interessante che la NASA ci fornisce attraverso i dati raccolti dalla sonda Curiosity nel cratere di Gale è che vi sono dei picchi di concentrazione (circa dieci volte la media su Marte, ma cento volte inferiori a quelli che si riscontrano sulla Terra) che potrebbero restringere il campo delle possibili origini, escludendo quella vulcanica. Perché il cratere di Gale non ha avuto nel passato attività di tal genere. Quindi le ipotesi diverrebbero due: attività geofisica (da reazione di serpentine con CO2 e acqua) o attività biologica. «La presenza di picchi di concentrazione di metano su Marte non è una novità – spiega Enrico Flamini coordinatore scientifico dell’Agenzia Spaziale Italiana – già nel 2004 con la sonda dell’ESA Mars Express, grazie allo strumento PFS (Planetary Fourier Spectometer) guidato da Vittorio Formisano dell’INAF, si riscontrarono concentrazioni di metano in alcune parti della superficie marziana». «Il dato innovativo – continua Flamini – è che quello era un dato ottenuto in “quota”, dall’alto verso il basso, mentre ora è stato riscontrato da un’analisi compiuta dal rover NASA dal basso verso l’alto. Inoltre permette di escludere una delle possibile tre cause per la produzione di queste concentrazioni di metano: quella vulcanica. Infatti il cratere di Gale non riscontra presenza di attività vulcanica nel passato di Marte». Pur riducendo a due le ipotesi, geofisica o biologica, la concentrazione di produzione del metano rimane ancora un mistero che alla fine unisce Marte a 67/P. In entrambi questi corpi celesti sono state ricontrate molecole organiche, ora si tratta di capire la loro origine. E se nel caso di 67/P toccherà attendere le nuove analisi dell’orbiter Rosetta e la riattivazione di Philae, nel caso di Marte probabilmente dovremo attendere Exomars.
di Francesco Rea (INAF)

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