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).

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Il 2015, l’anno delle eclissi

E’ in edicola il numero 272 di Nuovo Orione (gennaio 2015). Fra gli articoli segnaliamo: La materia oscura sta convertendosi in energia oscura? a pagina 11; Il 2015, l’anno delle eclissi a pagina 30; La faticosa scoperta di Plutone a pagina 39; Una nana bianca speciale: 40 Eridani B a pagina 43; Il planisfero celeste di gennaio 2015 a pagina 56; Fenomeni del mese a pagina 60; e infine la costellazione dell’Unicorno a pagina 62.

I racconti del sasso marziano

Uno studio pubblicato questa settimana sull’edizione online di Proceedings of the National Academy of Science da un team di ricerca formato da scienziati dell’Università della California, della NASA e delloSmithsonian Institution, riporta i risultati di un’accurata misurazione della composizione di un antico meteorite caduto sulla Terra da Marte.

Il meteorite ALH84001 recuperato nella zona delle Allan Hills, in Antartide, nel dicembre 1984 da Roberta Score, facente parte di una squadra di cercatori di meteoriti statunitensi

«I minerali contenuti all’interno del meteorite sono come un’istantanea dell’antica chimica del pianeta e delle interazioni occorse tra acqua e atmosfera» dice Robina Shaheen, lead autor dello studio. La roccia in questione non ha un bell’aspetto, ha una forma simile a quella di una patata, ma la sua storia, da quando circa 13.000 anni fa cadde sulla Terra, è davvero assai appassionante. Identificata con il ‘nome’ ALH84001 è il più antico meteorite marziano in nostro possesso, un pezzo di magma solidificato sputato fuori da un vulcano milioni di anni fa. Dopo l’espulsione del materiale, una volta solidificato, un qualche liquido, acqua con tutta probabilità, è filtrato attraverso i pori della roccia depositando globuli di carbonati e altri minerali. I carbonati variano leggermente a seconda delle fonti da cui derivano i loro atomi di carbonio e ossigeno. Carbonio e ossigeno esistono entrambi in varie declinazioni, versioni più ‘pesanti’ e più ‘leggere’, o isotopi. La presenza dei vari isotopi in differenti quantità caratterizza la roccia, ne rappresenta una sorta di impronta digitale chimica, che attente analisi e misurazioni accurate possono svelare. L’atmosfera di Marte è principalmente composta di anidride carbonica, ma contiene anche ozono. Il saldo di isotopi di ossigeno all’interno dell’ozono è davvero strano, con arricchimento di isotopi pesanti che avviene attraverso un fenomeno chimico-fisico descritto per la prima volta da un co-autore dello studio, Mark Thiemens, professore di chimica presso la UC di San Diego, e dai suoi colleghi già 25 anni fa. «Quando l’ozono reagisce con l’anidride carbonica nell’atmosfera trasferisce la stranezza isotopica alle nuove molecole che si formano» aggiunge Shaheen, che ha studiato il fenomeno di scambio dell’isotopo dell’ossigeno nel corso dei suoi studi superiori all’Università di Heidelberg. Quando l’anidride carbonica reagisce con l’acqua per formare carbonati, la firma isotopica viene mantenuta. Il grado di stranezza isotopica nei carbonati riflette quanta acqua e quanto ozono fossero presenti al momento della loro formazione. Ed è come se fosse allo stesso tempo una ‘foto’ del clima di 3.9 milioni di anni fa. Il team di ricercatori ha misurato un segnale pronunciato dell’ozono nei carbonati presenti all’interno del meteorite, suggerendo che anche se su Marte si ipotizzi la presenza di acqua all’epoca non si sarebbe trattato di vasti oceani. Probabilmente il paesaggio marziano ci avrebbe mostrato dei piccoli mari. «Abbiamo anche effettuato una misurazione degli isotopi di carbonio sullo stesso campione. Il mix di isotopi di carbonio presente all’interno del meteorite suggerisce che i diversi minerali abbiano avuto origini diverse», aggiunge Shaheen. «Ci raccontano la storia della composizione chimica e isotopica dell’anidride carbonica nell’atmosfera marziana.»

Il Microscopio elettronico mostra una struttura a catena morfologicamente simile a organismi di natura biologica su di un frammento del meteorite ALH 84001 Credits: NASA

ALH84001 mostra la presenza di minuscoli tubi di carbonato che alcuni scienziati hanno visto come potenziale prova di vita microbica, anche se l’origine biologica per tali strutture è stata scartata. I carbonati possono essere infatti depositati da forme di vita che eliminano poi i minerali di scarto per costruire i loro scheletri, ma che non è questo il caso dei minerali misurati. «Il carbonato che osserviamo non è di origine biologica », aggiunge Shaheen. «Gli isotopi di ossigeno che rivela ci dicono che questo è il carbonato abiotico.» Misurando gli isotopi in diversi modi, i chimici hanno trovato carbonati impoveriti in carbonio-13 e arricchiti in ossigeno-18. Ciò indica che l’atmosfera di Marte all’epoca della formazione della roccia, un periodo di grande bombardamenti, aveva molto meno carbonio-13 di quanto non contenga oggi. Il cambiamento in abbondanze relative di isotopi di carbonio e di ossigeno si può essere verificato in ragione di un’ampia perdita di atmosfera marziana. Un’atmosfera più spessa sarebbe stato probabilmente necessaria perché l’acqua allo stato liquido potesse fluire sulla superficie fredda del pianeta. «Ora abbiamo una visione molto più profonda e specifica nel sistema primordiale dell’ossigeno e dell’acqua nel sistema solare», dice Thiemens. «La domanda che rimane è quando pianeti, la Terra e Marte, abbiano ‘preso’ l’acqua, e, nel caso di Marte, dove sia andata a finire. Abbiamo fatto grandi progressi, ma i misteri da svelare restano ancora molto profondi.»
di Francesco Aloisio (INAF)

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)

Scoperto il primo oggetto di Thorne – Zytkow

E’ in edicola il numero di gennaio 2015 (138) de Le Stelle mensile di cultura astronomica. Tra i tanti articoli segnaliamo a pagina 4 l’articolo 2015: anno internazionale della luce alcune riflessioni di Piero Galeotti sul signficato di questa dedica. A pagina 14 Fulmini da Perseo: è tutta colpa del buco nero? I telescopi dell’esperimento MAGIC hanno osservato un’emissione di raggi gamma rapidamente variabile nella galassia attiva IC 310. Un risultato senza precedenti che ci insegna molto sui getti relativistici dei buchi neri supermassivi. A pagina 20 Rischio asteroidi: per i più piccoli il pericolo aumenta. A pagina 42 di Andrea Simoncelli Scoperto il primo oggetto di Thorne – Zytkow: trovato il primo esemplare di un particolare oggetto, la cui esistenza era stata teorizzata 40 anni fa. Si tratta di una stella ibrida, una supergigante rossa che ha inglobato una stella di neutroni modificando  le reazioni termonucleari che avvengono al suo interno. A pagina 74 Parole, musica e “salti” fra le stelle.

SKA andrà a caccia di vita aliena

Quando pensiamo alla vita aliena su altri pianeti tutti noi ci aspettiamo omini verdognoli scendere da un’astronave con delle strane pistole laser minacciose. In realtà i ricercatori impegnati nel progetto SETI (Search for Extra-Terrestrial) e in altre ricerche simili puntano a trovare – un giorno speriamo non troppo futuro – prove di vita microbiotica su altre terre e non solo. I mattoni della vita potrebbero trovarsi anche sulle comete (Philae e Rosetta potranno dirci di più in merito), nelle nebulose oppure nello spazio interstellare. Per adesso è ancora tutto avvolto nel mistero, ma fra qualche anno lo Square Kilometre Array (SKA) sarà lo strumento giusto per i ricercatori. Si tratta del più grande network di radiotelescopi del mondo e che vedrà i primi risultati scientifici tra il 2020 e il 2025.
Di recente un team internazionale di esperti ha pubblicato su arXiv.org uno studio su come SKA darà la caccia agli “alieni” usando i suoi diversi strumenti (50 volte più potenti di altri utilizzati oggi) e coinvolgendo numerosi programmi sperimentali (non solo SETI).  Le antenne che faranno parte dei diversi array di SKA (dislocate tra Australia e Sudafrica) saranno in grado di rilevare segnali radio anche estremamente deboli provenienti da mondi lontani ampliando notevolmente le possibilità di ricerca di tracce di forme di vita. Gli astrobiologi utilizzeranno SKA per cercare gli amminoacidi, i mattoni della vita (di cui siamo fatti anche noi terrestri), su pianeti che si ritiene siano nella zona abitabile del loro sistema (una zona attorno alla stella madre in cui l’acqua è allo stato liquido), basandosi sulle loro “firme” spettrali a frequenze specifiche.
Finora è stato, tra gli altri, l’Allen Telescope Array (ATA) a occuparsi della ricerca dei segnali radio da mondi alieni. Si tratta di una stazione radio costituita da un gruppo di 42 antenne posizionate a più di 400 km a nord di San Francisco che però (causa anche la mancanza di fondi e la crisi economica) non potrà garantire più risultati. A sostituirlo sarà proprio lo Square Kilometre Array.
La vasta area di raccolta di SKA (1 chilometro quadrato), l’altissima sensibilità dei ricevitori e la sorprendente capacità dei super calcolatori (il computer centrale avrà la potenza di centinaia di milioni di pc domestici) permetteranno di portare a casa risultati sorprendenti. Per esempio, le antenne a media frequenza che verranno realizzate nella Fase 1 riusciranno a captare sorgenti radio simili a quelle emesse dai più potenti radar terrestri (quelli balistici o quelli di monitoraggio aereo), oppure a calcolare la potenza isotropica irradiata equivalente
(EIRP – Equivalent Isotropic Radiated Power) a 10 pc in meno di 15 minuti.
Andrew Siemion, del Berkeley Seti Research Center, ha tenuto a dire a Media INAF che «SKA ci aiuterà anche a comprendere meglio la formazione dei pianeti e a classificare gli elementi chimici che compongono sistemi planetari di nuova formazione, punti importanti per l’astrobiologia». Lo Square Kilometre Array, inoltre «ci aiuterà a rispondere a una vasta gamma di questioni fondamentali sul mondo naturale. Saremo in grado di studiare – ha aggiunto lo scienziato – la nascita dell’universo, aprire nuove prospettive nella nostra capacità di osservazione attraverso la radiazione gravitazionale, mappare la struttura delle galassie lontane e, potenzialmente, determinare se non siamo soli nel cosmo in quanto esseri intelligenti».
E ha spiegato: «Le ricerche di intelligenze extraterrestri usando lo Square Kilometre Array saranno condotte analizzando il segnale catturato dai radiotelescopi: l’obiettivo è captare le prove di emissioni elettromagnetiche che, per quanto ne sappiamo, potrebbero avere origine solo con una tecnologia avanzata. Le emissioni naturali (prodotte da oggetti come stelle e pianeti ndr) vengono dilatate nel tempo e nella frequenza, ma la tecnologia può produrre emissioni dalla struttura molto raffinata sia in tempo e che in frequenza. Possiamo usare questa proprietà – ha detto – per distinguere l’emissione naturale da quella artificiale». Il ricercatore ha specificato che non c’è, almeno ad oggi, «un modo per rilevare direttamente forme di intelligenza extraterrestri e quindi diamo per scontato che se rileviamo una tecnologia extraterrestre avanzata, una forma di vita avanzata l’ha creata».
Nello studio, firmato anche da James Benford, Jin Cheng-Jin e altri, si parla dei risvolti astrobiologici e astrofisici di queste ricerche radio nell’ambito SETI. Gli scienziati parlano nel dettaglio dei diversi programmi sperimentali SETI che potranno utilizzare le antenne di SKA1, pensando già ai possibili miglioramenti per la Fase 2 del progetto (dal 2030 in poi). La sensibilità delle antenne che verranno costruite in Australia e in Sudafrica consentirà di espandere il volume delle galassie da esaminare potendo utilizzare una più ampia gamma di frequenze rispetto a quanto fatto finora.
«SKA offrirà un’opportunità fondamentale a numerosi scienziati che potranno usare il telescopio contemporaneamente per obiettivi diversi – ha detto Siemon. In questo modo, saremo in grado di condurre esperimenti per il SETI quasi 24 ore su 24, sette giorni alla settimana». L’individuazione di tali segnali extraterrestri cambierà (qualora accadrà) per sempre la percezione dell’umanità nell’Universo.
di Eleonora Ferroni (INAF)

La corona di re Sole, secondo NuSTAR

E’ stato progettato per indagare i fenomeni più violenti che avvengono nell’Universo. Buchi neri, stelle di neutroni, supernovae sono alcuni dei principali obiettivi del telescopio spaziale NuSTAR della NASA. Ma perché, oltre questi remoti oggetti, non dare uno sguardo anche al nostro vicinato? Partendo da questa domanda gli scienziati del team di NuSTAR hanno così deciso di puntare il telescopio in direzione della stella più vicina a noi: il Sole. Ed ecco qui sopra lo spettacolare risultato della sua prima osservazione della corona solare.

Alla ripresa del disco e della bassa atmosfera solare ottenuta dal Solar Dynamics Observatory della NASA nell’ultravioletto (in rosso-arancio) sono sovrapposte quelle di NuSTAR in verde e blu che ci svelano la radiazione di alta energia emessa dalla nostra stella.  Crediti: NASA/JPL-Caltech/GSFC

Alla ripresa del disco e della bassa atmosfera solare ottenuta dal Solar Dynamics Observatory (SDO) della NASA nell’ultravioletto (in rosso-arancio) sono sovrapposte quelle di NuSTAR in verde e blu che ci svelano la radiazione di alta energia (in verde i raggi X tra 2 e 3 kiloelettrovolt, in blu quelli tra 3 e 5 kiloelettronvolt) emessa della nostra stella. A produrla, il gas della corona riscaldato a temperature superiori a 3 milioni di kelvin. Una ripresa mozzafiato dal punto di vista estetico e altrettanto ‘emozionante’ per i fisici solari. La capacità che possiede NuSTAR di osservare nelle alte energie la corona solare può essere decisiva nel catturare finalmente in azione i nanoflare, ovvero mini brillamenti che sono i principali ‘indiziati’ del riscaldamento della corona solare, nettamente più calda della superficie del Sole: qualche milione di kelvin contro meno di 6.000. Se da una parte la nostra stella sembra voler ancora conservare gelosamente i segreti dei mini brillamenti, dall’altra è assai generosa, anche in queste ultime ore, di quelli maxi e assai potenti. L’ultimo, di classe X, la più potente nella scala della classificazione di questi eventi (nei raggi X), è stato registrato sempre da SDO il 19 dicembre scorso. Fortunatamente, pochi i problemi sulla Terra e grande, come sempre, lo spettacolo ai poli, con aurore cangianti e brillantissime.
di Marco Galliani (INAF)

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