Principal Galaxies Catalogue

Il Principal Galaxies Catalogue (abbreviato PGC) meglio noto anche con il nome di Catalogue of Principal Galaxies è uncatalogo astronomico di galassie creato e gestito dall’Osservatorio astronomico di Lione. Il catalogo originale fu pubblicato nel 1989 e raccoglie le coordinate equatoriali al 1950 e al 2000 e l’identificazione di 73 197 galassie. 40 932 coordinate hanno una deviazione standard inferiore ai 10′. Sono inoltre catalogati 131 601 nomi dai 38 più comuni cataloghi astronomici. PGC raggruppa per ogni galassia i valori medi disponibili in letteratura di varie grandezze:

  • 49 102 descrizioni morfologiche;
  • 52 954 misure della posizione degli assi maggiore e minore apparenti;
  • 67 116 magnitudini apparenti;
  • 20 046 misure di velocità radiale;
  • 24 361 angoli di posizione.

Questo catalogo servì da struttura di partenza per il database di sorgenti extragalattiche Lyon-Meudon extragalactic database (LEDA) e porta il numero di riferimento VII/119 nell’archivio dei cataloghi astronomici mantenuto dal Centre de données astronomiques de Strasbourg (VizieR). Il catalogo PGC originale del 1989 è diventato obsoleto dopo la pubblicazione nel 2003 del catalogo PGC2003, parte integrante del progetto HyperLeda, evoluzione di LEDA. PGC2003 raggruppa 983 261 galassie entro la magnitudine B inferiore a circa 18 e porta il numero di riferimento VII/237 nell’archivio dei cataloghi astronomici VizieR.

Stelle neonate nei sobborghi della Via Lattea

Gli astronomi brasiliani hanno fatto una scoperta notevole: essi hanno identificato due ammassi stellari nelle regioni periferiche della Via Lattea. I risultati di questo studio, pubblicati su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, fanno luce su alcuni modelli di formazione stellare e mostrano come lo spazio attorno alla galassia è molto meno vuoto di quanto si possa immaginare. Sappiamo che la Via Lattea ha una struttura a barra da cui si dipartono bracci a spirale costituiti da stelle, gas e polveri. Se fosse vista di taglio, essa apparirebbe relativamente piatta e si vedrebbe come la maggior parte della materia è distribuita nel disco e nelle regioni centrali. Le stelle si formano all’interno di densi agglomerati di gas, nelle cosiddette nubi molecolari giganti (Giant Molecular Clouds, GMC) che sono situate principalmente nelle regioni più interne del disco galattico. Se esistono tanti addensamenti in una singola GMC, allora si possono avere le condizioni favorevoli per generare quasi tutte le stelle, un processo che alla fine determina la formazione di un ammasso stellare. Analizzando i dati dell’osservatorio spazialeWISE (Wide-Field Infrared Survey Explorer), i ricercatori, guidati da Denilso Camargo della Federal University of Rio Grande do Sul in Porto Alegre, Brasile e autore principale dello studio, non solo hanno trovato GMC distribuite a migliaia di anni luce sopra e sotto il piano galattico, ma ne hanno identificato una che contiene sorprendentemente due ammassi stellari. È la prima volta che gli astronomi trovano stelle “appena nate” presenti in queste regioni periferiche della galassia. Denominati con il nome dell’autore principale, Camargo 438 eCamargo 439, gli ammassi si trovano nellanube molecolare gigante HRK 81.4-77.8. Si ritiene che questa nube si sia formata 2 milioni di anni fa e che si estende per circa 16.000 anni luce al di sotto del disco galattico, una distanza ben oltre quella tipica in cui si formano le stelle. Per spiegare la formazione di questi due ammassi, Denilso ha proposto due ipotesi. Nella prima, basata sul cosiddetto “modello a camino”, eventi violenti di alta energia, quali le esplosioni di supernova, espellono gas e polveri al di fuori del disco galattico. Il materiale poi ricade in un processo di fusione che alla fine causa la formazione di una GMC. Il modello a camino, però, richiede l’esplosione di centinaia di stelle massicce, di diverse generazioni, affinchè si crei un “super vento” tale da spingere la nube HRK 81.4-77.8 nella posizione in cui si trova adesso. Inoltre, nel corso di milioni di anni, le “bolle” create dalle esplosioni stellari potrebbero aver compresso ulteriormente il materiale formando più stelle e alimentando così l’espulsione di altro materiale creando una sorta di “fontana galattica” dove il gas e le polveri ricadono nuovamente nel disco galattico. L’altra idea, invece, si basa sul fatto che l’interazione tra la Via Lattea e le galassie satelliti, cioè le Nubi di Magellano, potrebbe perturbare il gas che ricade nella galassia determinando di nuovo la formazione di una GMC e quindi la nascita di nuove stelle. «Il nostro lavoro mostra come lo spazio attorno alla Via Lattea sia molto meno vuoto rispetto a quanto si possa immaginare», commenta Denilso. «Gli ammassi stellari che abbiamo identificato sono veramente peculiari. Tra qualche milione di anni, una eventuale civiltà aliena, che magari potrà abitare su un pianeta che orbita attorno a una di quelle stelle, potrà ammirare in maniera più spettacolare la parte più esterna della nostra galassia, una vista panoramica che nessun altro qui sulla Terra potrà mai osservare. Insomma, vogliamo capire come gli ingredienti necessari per generare le stelle abbiano contribuito alla nascita di questi sistemi stellari. Certamente avremo bisogno di nuovi dati e di qualche modello numerico per tentare di rispondere a questa domanda».
di Corrado Ruscica (INAF)

 

 

20 marzo 2015 : eclissi parziale di Sole

L’appuntamento con la prossima eclissi parziale di Sole è per il 20 marzo 2015. Questa eclissi, con caratteristiche e modalità differenti a seconda della locazione da cui si osserva, interesserà tutta l’Europa, parte dell’Africa Settentrionale, il vicino Oriente e parte della Russia Asiatica e quasi tutta la Groenlandia: si tratta di un’eclissi totale e la fascia di totalità solcherà la parte settentrionale dell’Oceano Atlantico ed entrerà prepotentemente nelle Isole Fær Øer e successivamente nelle Isole Svalbard. Tutto questo lo possiamo verificare con il diagramma generato dal mio programma sulle eclissi di Sole, che utilizzo tutte le volte in occasione di questi fantastici eventi.

FOTO eclissi di Sole 20 marzo 2015 (UAI)
Alle nostre latitudini la magnitudine dell’eclissi andrà da poco più del 73%, nella parte più settentrionale dell’Italia, per scendere a poco più del 50% nel meridione: niente male e c’è subito da sperare che il meteo sia propizio per le osservazioni durante la mattinata.
A beneficio di chi non conoscesse e dunque non sapesse interpretare questo tipo di diagramma, riporto in breve il significato delle singole linee curve in base al loro colore.
Le linee verdi chiare indicano innanzitutto le zone della Terra in cui si verifica l’eclissi totale: sono le zone in assoluto più favorite e nelle quali si potrà osservare lo spettacolo di gran lunga più affascinante ed interessante della natura.
Le linee blu indicano le zone dove l’eclissi inizia o finisce all’alba o al tramonto: sono le zone-limite al di là delle quali il fenomeno è completamente invisibile.
La linea color porpora indica le zone della Terra in cui l’evento è alla sua fase massima al sorgere o al tramontare del Sole: ad esempio nella parte settentrionale della Groenlandia il Sole sorgerà già nella fase massima dell’eclissi, mentre in parte della Siberia e della Mongolia il Sole tramonterà durante la fase massima.
Le linee rosse indicano la percentuale di copertura del Sole nella sua fase massima: si tratta di un’eclissi totale e dunque da un lato all’altro della fascia di totalità (magnitudine pari al 100%) la grandezza dell’eclissi scenderà fino a 0%. Queste linee indicano le zone della Terra in cui la fase massima dell’evento è quella indicata a fianco della linea considerata: l’Italia si trova tra il 50-73% , come vedremo nella tabella di dettaglio.
Da qui si vede che più si va a Nord e maggiore sarà la grandezza dell’eclissi: dalle parti di Berlino si avrà l’80%, ma a Londra ancora di più. In Islanda, posta al di là della fascia di totalità rispetto al resto dell’Europa, la grandezza sarà intorno al 90%. La linea rossa più meridionale è quella relativa ai punti con magnitudine pari a 0 e perciò rappresenta il limite meridionale di visibilità dell’eclissi di sole parziale.
Le linee verdi scure infine indicano le zone del mondo in cui la fase massima avviene all’ora indicata (sempre espressa in TU, ora di Greenwich) ed in un certo senso possono dare un’idea dello svolgersi temporale dell’evento.
In questa animazione vediamo invece l’evolversi nel tempo della penombra dall’inizio alla fine dell’evento, nonché dell’ombra tra l’inizio e la fine della fase totale: la linea blu è il terminatore e cioè lo spartiacque tra la parte della Terra illuminata dal Sole e quella in ombra. Dal momento che siamo in stretta prossimità dell’equinozio, ritroviamo che il terminatore passa esattamente per i poli.
Qui possiamo vedere, istante per istante, come si sposta e si deforma la zona della Terra interessata dalla penombra della Luna, delimitata dalla curva rossa: durante la fase di totalità vediamo anche un puntino rosso che si sposta lungo una linea immaginaria che è proprio quella indicata con le linee verdi chiare del diagramma precedente.
Vediamo cosa succede in Italia
Innanzitutto vediamo una mappa più dettagliata dell’Italia in cui il mio programma ha tracciato delle curve rosse in corrispondenza di magnitudini pari al 40% (quella più in basso), del 50% e a salire verso l’80% (quella più in alto).
Nella tabella successiva invece possiamo vedere il dettaglio degli orari (in TU, l’ora di Greenwich, per cui bisogna sommare un’ora per avere la nostra ora locale) dell’eclisse in corrispondenza di alcune città italiane: per altre località nelle vicinanze si possono interpolare i valori senza grosse difficoltà, ma ovviamente abbiamo il forum in cui potrete chiedere gli orari e le caratteristiche per la vostra località, fornendo le coordinate geografiche.
Oltre al fatto che gli orari sono sempre in TU, per cui dobbiamo sommare un’ora per avere l’ora solare italiana, le colonne “Alt” indicano l’altezza del sole (in gradi) sull’orizzonte, mentre la colonna “Magn.” indica la percentuale di oscuramento del Sole da parte della Luna: dato che questi valori sono molto interessanti, sottolineo la necessità per tutti gli appassionati di Astronomia di non mancare assolutamente a questo evento imperdibile. Stavolta, a differenza delle ultime eclissi, abbiamo che all’inizio dell’evento il Sole è già bello alto e splendente al di sopra dell’orizzonte.
Ricordo di non osservare MAI direttamente il Sole nel proprio strumento (fotocamera, smartphone, cannocchiale o telescopio che sia), se non adeguatamente protetto da appositi filtri. Si può incorrere in danni permanenti alla vista e all’apparato utilizzato e non c’è da scherzare.
di Pierluigi Panunzi (Astronomia.com) Tutte le mappe si trovano sul sito Astronomia.com compresa una tabella degli orari dell’eclissi di Sole per alcune località italiane.

Un buco nero di taglia intermedia

Nell’universo c’è un oggetto cosmico di recente scoperta che potrebbe aiutarci a far luce su questioni irrisolte che riguardano l’evoluzione dei buchi neri e la loro influenza sull’ambiente che li circonda. Stando a quanto affermato in uno studio condotto con Chandra, il telescopio a raggi X della NASA, sembrerebbe che questo oggetto vada a completare il quadro di famiglia dei buchi neri. «In paleontologia, la scoperta di alcuni fossili può aiutare gli scienziati a colmare lacune evolutive tra differenti dinosauri», dice Mar Mezcua dell’Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, che ha condotto lo studio. «In astronomia facciamo la stessa cosa, ma dobbiamo andare a scavare in galassie lontane milioni di anni luce per dissotterrare le stelle che stiamo cercando». L’intrigante oggetto di cui stiamo parlando è stato chiamato NGC2276-3c e si trova in uno dei bracci a spirale della galassia NGC 2276, a circa 100 milioni di anni luce dalla Terra. NGC2276-3c sembra avere tutte le caratteristiche per essere ciò che gli astronomi chiamano un “buco nero di massa intermedia”.
Per molti anni gli scienziati hanno trovato prove convincenti dell’esistenza di buchi neri di taglia più piccola, che contengono da cinque a trenta volte la massa del Sole. Abbiamo anche molte informazioni circa i cosiddetti buchi neri supermassicci, che risiedono al centro delle galassie e contengono milioni o addirittura miliardi di masse solari.
Come suggerisce il nome, i buchi neri di massa intermedia rappresentano una classe che si colloca a metà tra questi due gruppi, con masse tra le centinaia e le migliaia di masse solari. Una delle ragioni per cui questi buchi neri intermedi sono importanti è che potrebbero essere i progenitori dei buchi neri supermassicci, formatisi nelle prime fasi di vita dell’universo. «Gli astronomi cercano da molto tempo questi buchi neri di taglia media», ha dichiarato Tim Roberts dell’Università di Durham, co-autore dello studio. «In passato ci sono state indicazioni che potevano esistere, ma si sono sempre comportati come parenti lontani che non hanno alcun interesse ad essere scovati».
Lo studio su NGC2276-3c si è basato su dati Chandra nella banda dei raggi X e su dati dell’European Very Long Baseline Interferometry (VLBI) Network per la banda radio. La sorgente è stata osservata circa per la stessa quantità di tempo nelle due bande, e i dati ottenuti, insieme ai modelli teorici per l’emissione in radio e nelle alte energie da parte di buchi neri, hanno permesso di stimare la massa di questo oggetto. Il risultato è stato una stima di circa 50.000 masse solari, ponendo NGC2276-3c nell’intervallo dei buchi neri di massa intermedia.
«Abbiamo trovato che NGC2276-3c presenta comportamenti analoghi sia ai buchi neri di natura stellare che a quelli supermassici», ha detto Andrei Lobanov del Max Planck Institute for Radio Astronomy di Bonn, co-autore del lavoro. «In altre parole, questo oggetto ci permette di riunire tutta la grande famiglia dei buchi neri».
Oltre alla sua massa, NGC2276-3c ha un’altra proprietà sorprendente: un getto radio che si estende fino a 2.000 anni luce. La regione che si trova davanti al getto sembra priva di stelle giovani per un raggio di circa 1.000 anni luce. Questo conferma che i buchi neri di massa intermedia hanno una forte influenza sull’ambiente circostante, poiché sembra che il getto abbia ripulito la regione dal gas, sopprimendo la formazione di nuove stelle. Studi futuri di questo getto potrebbero fornire preziose informazioni sugli effetti a larga scala di questo tipo di buchi neri sull’universo nelle sue prime fasi di vita.
La posizione di NGC2276-3c lungo un braccio a spirale della sua galassia ci pone davanti a nuove domande. Il buco nero si è formato all’interno della galassia o proviene dalla regione centrale di una galassia nana che ha colliso in passato con NGC 2276?
NGC2276-3c è una delle otto sorgenti note come ultraluminous X-ray sources (ULX, sorgenti ai raggi X ultra-luminose) presenti nella galassia NGC 2276. «Le ULX sono sorgenti non nucleari con luminosità X molto maggiore di quella che ci aspetta per un buco nero di massa stellare», dice Anna Wolter dell’INAF – Osservatorio Astronomico di Brera, «grazie alla “vista acuta” del satellite Chandra abbiamo trovato ben 8 ULX in tutta la galassia NGC 2276, un oggetto spettacolare e attivo in tutte le bande, terzo per numero di ULX ospitate». Si conoscono centinaia di ULX, scoperte nell’arco degli ultimi 30 anni, tuttavia la loro natura è ancora oggetto di dibattito, e per alcune l’ipotesi è che si tratti di buchi neri di massa intermedia.
Le osservazioni di Chandra hanno mostrato che un’apparente ULX vista da XMM-Newton, il telescopio a raggi X dell’ESA, è in realtà formata da 5 diverse ULX, tra cui proprio NGC2276-3c. Lo studio della dott.ssa Wolter ha concluso che NGC 2276 forma ogni anno tra cinque e quindici masse solari sotto forma di stelle. «Nel nostro articolo», prosegue la ricercatrice, «abbiamo stimato che la grande attività e il numero elevato di ULX siano dovuti all’interazione con il gas che circonda l’ellittica centrale del gruppo, NGC 2300, il primo gruppo in cui è stato trovato gas caldissimo, a qualche milione di gradi, proprio per mezzo di osservazioni nella banda dei raggi X. è un risultato che dovrebbe anche farci ragionare su quanto è importante mantenere una capacità di risoluzione elevata per i prossimi telescopi X in costruzione».
di Elisa Nichelli (INAF)

Ammasso Pozzo dei Desideri

NGC 3532 (noto anche come Ammasso Pozzo dei Desideri o con la sigla C 91) è un brillante ammasso aperto situato nella costellazione australe della Carena. Giace in uno dei tratti della Via Lattea più ricchi e luminosi dell’intera volta celeste; può essere osservato solo a sud del Tropico del Cancro, a causa della sua declinazione molto meridionale.

This image of the bright star cluster NGC 3532 was captured by the Wide Field Imager instrument at La Silla Observatory in 2013; some of the stars still shine with a hot bluish color, but many of the more massive ones have become red giants and glow with a rich orange hue. Image credit: ESO / G. Beccari.

Si tratta di un ammasso estremamente ricco, visibile ad occhio nudo come una macchia luminosa allungata in senso est-ovest poco a nordest della brillante Nebulosa della Carena, anche se la notte non è particolarmente buia, come nelle periferie delle città; già un binocolo 10×50 è in grado di risolverlo in una miriade di piccole stelline, distribuite attorno a due punti ben distinti: quello ad ovest, meno ricco e dominato da due stelle di ottava magnitudine, e quello ad est, dominato da una stella doppia di settima. A sud-est è ben visibile la stella di quarta grandezza x Carinae. Attraverso un telescopio amatoriale sono osservabili centinaia di stelle fino alla dodicesima magnitudine, e l’ammasso appare talmente esteso che in oculari di piccolo campo visivo non si riesce a contenere tutto; gli strumenti più adatti pertanto sono binocoli di media potenza o al più un piccolo telescopio. La sua declinazione è fortemente australe e fa sì che quest’ammasso non sia osservabile da molte delle regioni abitate dell’emisfero boreale, come l’Europa e quasi tutto il Nordamerica; da alcune regioni abitate dell’emisfero australe, al contrario, si presenza circumpolare.  Questo oggetto celeste fu notato da Nicolas Louis de Lacaille nel gennaio del 1752, e fu in seguito battezzato con il suggestivo nome di Pozzo dei Desideri, vista la similitudine con le scintillanti monete d’argento che si accumulano sul fondo di un pozzo dei desideri. Tuttavia appare ovvio pensare che un oggetto simile fosse stato osservato in epoche più antiche, data la sua notevole luminosità; inoltre fino all’età classica quest’oggetto si mostrava al di sopra dell’orizzonte mediterraneo, e assunse una posizione più meridionale in seguito, a causa della precessione degli equinozi. Fu in seguito riscoperto da James Dunlop, che lo osservò con suo telescopio dall’emisfero australe, e in seguito da John Herschel, che lo inserì nel suo catalogo. L’ammasso è composto da oltre 670 stelle, la gran parte delle quali sono bianche, di classe spettrale A, ma non mancano stelle di classe F, ossia di colore giallo. La metallicità delle componenti è simile a quella del Sole. NGC 3532 sarebbe distante dal Sole non più di 486 parsec (1584 anni luce), dunque risulterebbe essere lontano dagli altri oggetti di fondo, molto più remoti e giacenti nel Braccio del Sagittario; la sua magnitudine complessiva è pari a 3,0. Le stime sulla sua età attestano un valore sui 300 milioni di anni, il che lo pone a metà via fra le età di M37, di 200 milioni di anni, e dell’ammasso del Presepe, di 400 milioni di anni; la sua massa complessiva è pari a circa 2000 masse solari ed è particolarmente ricco di stelle di classe spettrale A, ossia di stelle bianche. Sono presenti pure un gran numero di stelle doppie, come era stato indicato anche da John Herschel. Lungo la sua linea di vista non sono presenti dense aree di polvere interstellare cosicché la sua osservazione e il suo studio risultino piuttosto facili. Studi volti a riconoscere e a determinare la presenza di nane bianche in alcuni ammassi aperti hanno permesso di individuare quattro possibili membri di quest’ammasso. (This image of the bright star cluster NGC 3532 was captured by the Wide Field Imager instrument at La Silla Observatory in 2013; some of the stars still shine with a hot bluish color, but many of the more massive ones have become red giants and glow with a rich orange hue. Image credit: ESO / G. Beccari*.

Tutti in vacanza su Kepler 186F

Non si tratta di una trovata pubblicitaria. Il logo dell’Agenzia spaziale statunitense è originale. La direzione del Jet Propulsion Laboratory conferma tutto a mezzo stampa. È comunicazione della scienza, bellezza.

HD 40307G: prova la gravità di una Super Terra. Crediti: JPL / NASA.

La NASA ci sorprende ancora una volta con ironia e paradosso: una campagna di comunicazione senza precedenti. Per chi ha preso a noia spiagge tropicali e località esotiche, ecco un pacchetto vacanze che brucia la concorrenza – scherzano gli scienziati del JPL su Planet Quest, il portale NASA dedicato al programma di esplorazione esoplanetaria – con mete, è il caso di dirlo, letteralmente da sogno: Kepler 16B, HD40307G e Kepler 186F. Esopianeti, lontanissimi, forse potenzialmente abitabili.

Rilassati su Kepler 16B: la terra dei due soli. Anche la tua ombra è sempre in buona compagnia. Crediti: JPL / NASA.

Per rendere tutto più credibile i grafici NASA hanno disegnato tre poster pubblicitari, dal gusto retrò, che raccontano con un sorriso le sorprendenti scoperte fatti in questi anni di folle caccia ai pianeti extrasolari. Immagini vintage, registro ammiccante, e addirittura un sedicente Ente del Turismo Esoplanetario, inventato dalla NASA per l’occasione. Provate la gravità di una Super Terra, recita il primo manifesto. Due volte più grande del nostro pianeta, in termini di volume, HD40307G sta a cavallo fra una maxi Terra e un piccolo Nettuno. Gli astrofisici non sanno ancora se la superficie di questo pianeta sia rocciosa o sia nascosta da strati e strati di gas ghiacciato, ma su una cosa non hanno dubbi: la forza di gravità qui è molto più forte dal momento che parliamo di un corpo celeste di massa otto volte superiore a quella terrestre. Il secondo poster ci invita a rilassarci su Kepler 16B (di cui abbiamo parlato anche noi di MediaINAF). Dove persino la nostra ombra trova buona compagnia. Proprio come Tatooine, patria di Luke Skywalker in Guerre Stellari, Kepler 16B orbita attorno a una coppia di stelle. Due soli, due ombre. E non facciamoci ingannare dalla raffigurazione amichevole del pianeta. Kepler 16B potrebbe anche essere un gigante gassoso, come Saturno. Tramonti mozzafiato ma abitabilità scarsa: la temperatura superficiale è simile a quella del ghiaccio secco.

Kepler 186F: dove l'erba del vicino è sempre la più rossa. Crediti: JPL / NASA.

Il terzo e ultimo manifesto recita: Kepler 186F, là dove l’erba del vicino è sempre più rossa. Primo pianeta di dimensioni simili a quelle terrestri ad essere stato scoperto attorno a un’altra stella, nell’orbita di quella che è considerata la fascia di abitabilità, non gode del calore tiepido regalatoci dalla nostra stella, il Sole. Qui la luce è più fresca, tanto che il processo fotosintetico darebbe vita a una vegetazione perlopiù rossastra. Prima di fare le valigie, insomma, leggete bene le clausole scritte in piccolo.
di Davide Coero Borga (INAF)

Meraviglie dell’Universo (2)

La Nebulosa Farfalla (nota talvolta anche come NGC 6302 o con la sigla C 69) è una nebulosa planetaria bipolare visibile nella costellazione dello Scorpione; è una delle nebulose di questa classe più interessanti e complesse conosciute. Lo spettro di NGC 6302 mostra che la sua stella centrale è uno degli oggetti più caldi conosciuti nella nostra Galassia, con una temperatura superficiale superiore ai 200.000 kelvin, implicando il fatto che la stella progenitrice doveva essere molto grande. Questa stella non è mai stata osservata, dato che è circondata da un disco equatoriale particolarmente denso di gas e polveri; questo disco avrebbe causato i getti della stella che oggi formano una struttura bipolare, dalla forma simile ad una clessidra. La struttura mostra diverse caratteristiche interessanti come muri di ionizzazione e addensamenti. Nella foto sotto la Nebulosa Farfalla

NGC 6302 vista dall'HST.

Eta Carinae (η Car / η Carinae, chiamata anche Foramen e Tseen She) è una stella binaria la cui componente principale è una ipergigante blu. Situata nella costellazione della Carena, si tratta di una variabile del tipo S Doradus che, prima della scoperta di R136a1 era la stella più massiccia conosciuta ed una delle più luminose (5 milioni di volte più del Sole). Sotto nella foto Eta Carianae

Immagine scattata dal telescopio spaziale Hubble che mostra Eta Carinae e la Nebulosa Omuncolo che la circonda.

La Nebulosa Clessidra (nota anche come MyCn 18) è una nebulosa planetaria nella costellazione della Mosca. Si tratta di una nebulosa molto giovane situata alla distanza di 8000 anni luce dalla Terra; all’epoca della scoperta, avvenuta ad opera di due scienziate americane, fu catalogata come una piccola e debole nebulosa planetaria. Con l’avvento di telescopi di sempre maggior potenza si è potuta analizzare la sua morfologia, la quale si è rilevata essere di una forma perfettamente simmetrica; si pensa che questa curiosa forma sia dovuta all’espansione del veloce vento solare all’interno della nube, che si espande più lentamente e che si presenta più densa nella sua zona equatoriale, mentre nella zona polare, più rarefatta, è stata spazzata via più velocemente. Nella foto sotto la Nebulosa Clessidra

Nebulosa Clessidra

V838 Monocerotis (V838 Mon) è una stella variabile situata nella costellazione dell’Unicorno a circa 20000 anni luce (6 kpc) dal nostro Sistema solare. Agli inizi del 2002 è stata registrata un’improvvisa esplosione sulla stella; inizialmente si è pensato che fosse una delle tipiche eruzioni delle stelle note come novae, ma si è subito capito che si trattava di qualcosa di sostanzialmente diverso. La causa dell’esplosione è ancora incerta, ma sono state avanzate alcune ipotesi, che includono la possibilità che si tratti di un’eruzione dovuta ai processi che stanno portando alla morte della stella o la fusione di una stella binaria o di pianeti precipitati sulla stella. Successivamente a quell’evento, la temperatura ha iniziato a salire rapidamente e nel 2009 era di 3270 K e la sua luminosità 15.000 volte quella del Sole, mentre il raggio è altrettanto rapidamente diminuito a 380 volte quello del Sole, anche se la materia espulsa ha continuato a espandersi, avvolgendo completamente la compagna di classe B. Sotto la stella V838 Monocerotis

V838 Monocerotis e la sua eco luminosa, immagine del Telescopio Spaziale Hubble scattata il 17 dicembre 2002. Fonte: NASA/ESA

Il grande disco di gas e polvere che circonda la stella Beta Pictoris

L’immagine che vedete qui a fianco ritrae la giovane stella Beta Pictoris (“solo” 20 milioni di anni) ripresa dal telescopio orbitante di NASA/ESA Hubble a distanza di 15 anni, nel 1997 e nel 2012. In tutto questo tempo, come potete vedere, l’aspetto di questo particolare disco di gas, visto di taglio, non è cambiato molto, ma gli esperti hanno potuto catturare più dettagli attorno alla stella. Finora, il disco protoplanetario che circonda la stella Beta Pictoris è l’unico, ripreso direttamente, che ospiti un pianeta giganteBeta Pictoris b, scoperto nel 2009 in luce infrarossa dal Very Large Telescope dello European Southern Observatory. Poiché il periodo orbitale è relativamente breve (gli esperti parlano di un’orbita che dura tra i 18 e 22 anni terrestri), gli astronomi hanno potuto registrare un grande movimento in davvero pochi anni. Questo permette agli scienziati di studiare in un tempo relativamente breve come un grande pianeta distorca il gas e la polvere che circonda la stella. I ricercatori sono concordi nel dire che il responsabile delle anomalie nel disco protoplanetario sia proprio il pianeta gigante. Il disco di Beta Pictoris è più vicino alla Terra (63 anni luce) della maggior parte degli altri sistemi noti. La nuova immagine scattata in luce visibile da Hubble (quella risalente al 2012) è molto più dettagliata rispetto a quella del 1997, perché è riuscita a catturare una porzione di disco maggiore, avvicinandosi alla stella fino a circa 1 miliardo di chilometri (il che è inferiore rispetto al raggio dell’orbita di Saturno attorno al Sole). Confrontando le due immagini scattate da Hubble, gli astronomi ritengono che la distribuzione della polvere del disco sia cambiata solo lievemente in 15 anni, nonostante il fatto che l’intera struttura è in orbita intorno alla stella come una giostra impazzita (18/22 anni sono decisamente pochi in termini astronomici e quindi tutto ruota molto velocemente). Entrambe le immagini sono stata scattate dallo spettrografo di Hubble (Space Telescope Imaging Spectrograph) in modalità cornografo: ciò vuol dire che il bagliore centrale della stella è bloccato (per questo si nota nell’immagine la presenza di una zona scura) in modo che il disco sia visibile. «Alcune simulazioni al computer hanno predetto la struttura complessa del disco interno a causa della forza gravitazionale esercitata dal pianeta gigante e dal suo breve periodo orbitale. Le nuove immagini rivelano il disco interno e confermano queste strutture. La scoperta convalida i modelli e ci aiuterà a dedurre la presenza di altri esopianeti in altri dischi simili», ha detto Daniel Apai della Università dell’Arizona. Nel 1984 Beta Pictoris è diventata celebre come la prima stella attorno alla quale sia stato mai osservato direttamente un disco circumstellare. Da allora la stella è stata una delle protagoniste indiscusse delle osservazioni di Hubble e di molti telescopi terrestri, anche grazie al suo gigante gassoso. Nel 1991 osservazioni spettroscopiche hanno trovato la prova che comete extrasolari spesso sono finite per essere inglobate e distrutte dalla stella. Il disco è facilmente visibile poiché è leggermente inclinato (e asimmetrico) ed è particolarmente luminoso grazie ad una grande quantità di polvere stellare che viene dispersa. Secondo i ricercatori Beta Pictoris è il primo e miglior esempio di come appare un giovane sistema planetario. Il disco Beta Pictoris è estremamente polveroso e ciò può essere dovuto alle recenti grandi collisioni tra corpi delle dimensioni simili a quelle di un pianeta e di un asteroide. Ciò che è risultato da anni di studio sui dischi protoplanetari è che la loro struttura e la quantità di polvere sono fortemente influenzate dalla posizione e dalla massa dei pianeti e di altri corpi all’interno.
di Eleonora Ferroni (INAF)

Il lampo gamma che nasce dall’ipernova

E’ stata l’immane esplosione di una stella di grande massa giunta alla fine del suo ciclo evolutivo – una supernova, o meglio, una ipernova in questo caso – a generare il lampo di raggi gamma denominato GRB130702A, avvenuto il 2 luglio 2013 e individuato dal telescopio spaziale Fermi. La conferma arriva dallo studio condotto da un team in gran parte composto da astronomi dell’INAF, che sono riusciti a caratterizzare in dettaglio le caratteristiche della stella progenitrice e l’energia rilasciata nel cataclisma cosmico.
«Nei rari casi in cui la distanza dall’esplosione stellare non è eccessiva è possibile studiare l’associazione tra GRB e supernova in dettaglio» dice Valerio d’Elia, dell’INAF-Osservatorio Astronomico di Roma, primo autore dell’articolo che descrive lo studio accettato per la pubblicazione sulla rivista Astronomy & Astrophysics. «Questo è stato il caso di GRB130702A, associato alla supernova SN2013dx. L’esplosione, avvenuta a redshift 0.145 – corrispondente ad una distanza di circa 1 miliardo e 600 milioni di anni luce – ci ha consentito un monitoraggio estremamente approfondito. La campagna osservativa ha coinvolto il Telescopio Nazionale Galileo dell’INAF, alle isole Canarie, il Very Large Telescope dell’ESO, a Paranal, in Cile e il Rapid Eye Mount, un telescopio robotico dell’INAF che si trova a La Silla, in Cile. Per più di un mese, tutti questi strumenti hanno consentito di seguire l’evoluzione della supernova fornendo una mole incredibile di dati».
I gamma ray burst (GRB), sono intensi lampi di raggi gamma che possono durare da pochi millisecondi a qualche decine di minuti. Queste esplosioni stellari possono essere osservate fino miliardi di anni luce di distanza, quando l’ universo aveva solo il 4% dell’età che ha oggi. La fenomenologia dei GRB è molto variegata, tuttavia possiamo dividerli grossolanamente in due grandi famiglie: i “corti” che durano meno di due secondi, e si pensa siano prodotti dalla fusione di due stelle di neutroni (o di due buchi neri) e i “lunghi” la cui durata è maggiore di due secondi, associati all’esplosione di stelle massicce, almeno 30-40 masse solari. In particolari condizioni, il collasso del nucleo di queste stelle genera un buco nero o una stella di neutroni che è in grado di espellere energia e materia lungo l’asse di rotazione della stella: due potentissimi getti che producono il lampo gamma. Questa classe di GRB è associata a particolari tipi di supernovae, molto energetiche, le cosiddette supernovae di tipo Ib/c (o ipernovae).
L’evento di supernova SN2013dx ha un andamento temporale molto simile a quello della famosa SN2003dh, associata a uno dei GRB più luminosi mai osservati, GRB030329: «Sebbene sia il 25% meno luminosa e il 10% più rapida nella sua evoluzione – sottolinea Elena Pian, dell’INAF-IASF di Bologna, coautrice dello studio – per quanto riguarda l’evoluzione spettrale, le somiglianze maggiori si hanno con SN1998bw, forse in assoluto la supernova, associata ad un GRB, meglio studiata a causa della sua piccola distanza dalla Terra, circa 120 milioni di anni luce».
Il confronto dei dati acquisiti per SN2013dx con queste supernove campione ha consentito di stimare con grande precisione i parametri fisici della stella progenitrice. Essa ha una massa di circa 25 masse solari, un’energia cinetica di circa 3.5×1052 erg, pari all’energia luminosa emessa da 30 stelle come il sole durante tutta la loro esistenza, e nell’esplosione che ha portato alla supernova ha espulso circa sette masse solari di materia. La campagna di osservazioni spettroscopiche ha anche permesso di ottenere informazioni sull’ambiente in cui è esploso GRB130702A/SN2013dx. La galassia ospite oltre che essere di massa ridotta, come lo sono le tipiche galassie in cui esplodono i GRB, è molto vicina a due galassie più grandi, con le quali potrebbe essere in interazione. «Un fatto estremamente interessante emerso da questo studio – aggiunge Massimo Della Valle, direttore dell’INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte, anch’egli nel team – sono le forti analogie mostrate da questa supernova anche con un’altra ipernova, la 2010ah, che però non era associata ad un GRB. Perché in alcuni casi una supernova riesca a produrre un GRB e in altri no, è una domanda alla quale ancora non sappiamo rispondere con certezza».
Al team internazionale autore di questo studio hanno partecipato ricercatori appartenenti a quattro strutture INAF: Valerio d’Elia, Silvia Piranomonte, Angelo Antonelli (INAF-Osservatorio Astronomico di Roma); Andrea Melandri, Paolo D’Avanzo e Giampiero Tagliaferri (INAF-Osservatorio Astronomico di Brera); Elena Pian, Eliana Palazzi (INAF-IASF Bologna) e Massimo Della Valle (INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte), oltre a ricercatori italiani attualmente in forza ad istituti all’estero, come Milena Bufano del Millennium Institute of Astrophysics di Santiago, Daniele Malesani del Dark Cosmology Center di Copenhagen e Paolo Mazzali della John Moores University di Liverpool.
Redazione Media Inaf

Novae: fabbriche di Litio nell’Universo

Più Litio del previsto nell’esplosione di una nova. E’ quanto riscontrato da un team di astronomi del National Astronomical Observatory of Japan, dell’Università Osaka Kyoiku, dell’Università di Nagoya University, e dell’Università di Kyoto Sangyo che ha condotto uno studio approfondito sulla Nova Delphini 2013, osservata il 14 agosto 2013.  Una nova è un’esplosione che avviene sulla superficie di una nana bianca, una stella compatta e molto calda, quando la sua compagna le cede una grande quantità di materiale. Se le due stelle si trovano abbastanza vicine, la compagna cede materia alla nana bianca attraverso un disco di accrescimento. Il materiale accumulato può scaldarsi fino al punto di innescare una reazione esplosiva che chiamiamo nova. Utilizzando lo spettrografo ad alta dispersione (Hign Dispersion Spectrograph, HDS) montato sul Telescopio Subaru da 8.2 metri, il team di astronomi giapponesi guidato da Akito Tajitsu ha scoperto che l’esplosione di questa nova ha prodotto una quantità di Litio maggiore di quella prevista dalle simulazioni.

Impressione artistica dell'esplosione di nova. Crediti: National Astronomical Observatory of Japan

Il Litio è un elemento chiave nello studio dell’evoluzione chimica dell’universo, poiché è stato prodotto attraverso differenti canali: la nucleosintesi primordiale del Big Bang, le collisioni tra raggi cosmici e il mezzo interstellare, all’interno delle stelle e come risultato delle esplosioni di novae e supernovae. Fino ad oggi le stime ottenute per questi vari processi erano solamente indirette. Questa nuova osservazione fornisce la prima evidenza diretta di un rilascio di Litio nel mezzo galattico da parte di un oggetto stellare. «La correlazione tra novae e la produzione di Litio era stata già evidenziata nel 2008 da un lavoro di George Wallerstein» ci ha spiegato Ulisse Munari dell’INAF – Osservatorio Astronomico di Padova. «In quell’articolo si mostrava che le uniche binarie simbiotiche a mostrare Litio negli spettri erano quelle che avevano subito esplosioni di nova. Lo studio del team giapponese mostra che la produzione di Litio è rilevabile anche in novae che non abbiano una gigante rossa come stella che trasferisce massa ad una nana bianca, ma una più normale nana rossa. Ora la palla passa nel campo dei teorici, per la ricerca e definizione della serie di reazioni nucleari che rendano ragione della diffusa presenza del Litio, normalmente non presente in quantità significative nelle simulazioni teoriche sino ad ora compiute». La speranza è che questa scoperta, insieme alle future osservazioni di altri eventi simili, possa aiutarci a migliorare la nostra conoscenza dell’evoluzione chimica della galassia. Questa ricerca verrà pubblicata sul numero di Nature del 19 febbraio, con il titolo “Explosive lithium production in the classical nova V339 Del (Nova Delphini 2013)”. Nella foto impressione artistica dell’esplosione di nova. Crediti: National Astronomical Observatory of Japan
di Elisa Nichelli (INAF)

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