Protoammassi, i dinosauri del cosmo

Sono grandi, grandissimi, immensi. Più di loro c’è solo l’universo. Eppure, per individuarli con certezza, si è reso necessario lo sforzo congiunto dei due gioielli a infrarossi e microonde dell’Agenzia spaziale europea, i satelliti gemelli Herschel e Planck. Stiamo parlando di ammassi di galassie: le strutture gravitazionalmente legate più estese che si possano osservare nel cosmo. O meglio, dei loro antenati, visto che i 234 esemplari rinvenuti – e identificati – dalla coppia di telescopi spaziali dell’ESA nelle profondità della radiazione submillimetrica risalgono a quando l’universo aveva appena tre miliardi di anni. Creature “preistoriche” che gli astronomi chiamano protoammassi di galassie: l’anello mancante fra quelle chiazze colorate che nelle mappe del fondo cosmico a microonde di Planck rappresentano regioni primordiali ad alta densità e gli attuali ammassi di galassie. Per individuarli e identificarli, dicevamo, si è dovuto far ricorso ai “gemelli” Herschel e Planck. Gemelli eterozigoti, occorre sottolineare: lanciati da mamma ESA lo stesso giorno, a bordo dello stesso vettore, per trascorrere la loro breve esistenza operativa fianco a fianco in L2, il punto lagrangiano secondo, Herschel e Planck sono – o meglio, erano, dato che ora sono entrambi in pensione – al tempo stesso profondamente diversi e perfettamente complementari: teleobiettivo a infrarossi il primo, grandangolo a microonde il secondo, messi insieme diventano lo strumento ideale per i paleontologi del cosmo. E così infatti è stato. La prima mossa è toccata a Planck. Capace proprio per l’ampiezza del suo sguardo d’osservare l’intero cielo a lunghezze d’onda millimetriche e submillimetriche (quelle tipiche dei segnali che ci giungono dall’alba dell’universo), ha stilato la lista dei sospetti: un catalogo di 234 zone primordiali ad alta densità di materia barionica, dunque potenziali antichi ammassi di galassie. Candidati protoammassi, in gergo astrofisico. Quindi si è passati alla seconda fase: l’interrogatorio e la conseguente identificazione, uno a uno, di tutti i sospettati. «Abbiamo dato in pasto a Herschel, quand’ancora era operativo, il catalogo di questi candidati protoammassi così da poterli osservare a più alta risoluzione», spiega uno dei coautori dello studio appena pubblicato su Astronomy & Astrophysics, Mattia Negrello, ricercatore all’INAF di Padova, «e questo ci ha permesso di dimostrare che erano di fatto costituiti da tante galassie individuali. Galassie che, com’è emerso analizzando i dati di Herschel, si trovano a distanze molto simili: la loro luce, in particolare, è stata emessa quando l’universo aveva attorno ai 3 o 4 miliardi di anni». Insomma, oggetti veramente primordiali. Una scoperta destinata ad avere importanti conseguenze sui modelli di formazione galattica, questa realizzata grazie alla coppia di gemelli ESA. Il fatto che le galassie presenti nei protoammassi, dunque nelle primissime fasi della loro formazione, potessero già raggiungere tassi di formazione stellare e quantità di polveri così elevate, e in tempi scala così rapidi, è sorprendente. Ricadute per l’astrofisica, dunque, ma anche per la cosmologia. «Anche solo il semplice numero per unità di volume di questi protoammassi», osserva infatti Negrello, «può essere un indicatore a favore d’un modello cosmologico rispetto a un altro, perché l’abbondanza di questi ammassi dipende anche dalla geometria dell’universo».
di Marco Malaspina (INAF)

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Un nuovo studio sulla nebulosa Zampa di Gatto

Un studio su , meglio nota come la nebulosa Zampa di Gatto e che si trova a circa 5.500 anni luce nella costellazione dello Scorpione, ha permesso di analizzare come i campi magnetici influenzano la formazione stellare su regioni spaziali di varie dimensioni, che vanno tipicamente da diverse centinaia di anni luce fino a qualche frazione di anno luce. Si stima che la quantità di materia presente nella nebulosa sia pari a circa 200 mila masse solari e che si stia addensando per formare nuove stelle, fino a 30-40 volte più grandi del Sole.
Le stelle iniziano a formarsi quando la forza di gravità agisce sul materiale attirandolo all’interno di enormi nubi di gas e polveri. Tuttavia, la gravità non è l’unica forza che entra in gioco durante questo processo. Infatti, una serie di fenomeni turbolenti combinati con l’intensa attività dei campi magnetici si oppongono all’attrazione gravitazionale perturbando la dinamica del gas.
I ricercatori sono stati in grado di misurare l’orientamento dei campi magnetici all’interno della nebulosa. «Abbiamo trovato che la direzione del campo magnetico viene mediamente preservata su tutte le regioni che hanno varie dimensioni spaziali, implicando che i fenomeni legati alla turbolenza presenti nella nube non riescono più di tanto ad alterare in maniera significativa la direzione del campo magnetico», spiega Hua-bai Li della The Chinese University of Hong Kong e autore principale dello studio, pubblicato su Nature, che ha condotto le osservazioni ad alta risoluzione. «Anche se sono molto più deboli di quello terrestre, questi campi magnetici cosmici hanno un effetto importante nel regolare i processi di formazione stellare», aggiunge T.K. Sridharan del Center for Astrophysics (CfA) e co-autore dello studio.
Gli astronomi hanno poi analizzato la luce polarizzata dovuta alla polvere presente all’interno della nebulosa utilizzando vari strumenti tra cui, in particolare, lo Smithsonian’s Submillimeter Array (SMA). «La capacità unica di SMA, attraverso cui è stato possibile misurare la polarizzazione con una elevata risoluzione angolare, ci ha permesso di analizzare i campi magnetici su scale spaziali più piccole», dice Ray Blundell, del CfA e direttore di SMA, che non ha partecipato allo studio. «SMA ha portato davvero un grosso contributo in questo campo di ricerca che continua con questo lavoro», osserva Qizhou Zhang del CfA e co-autore dello studio.
Dato che i granelli di polvere si allineano lungo il campo magnetico, i ricercatori hanno sfruttato l’emissione della polvere per determinare la geometria del campo magnetico. L’analisi dei dati indica che i campi magnetici tendono ad allinearsi nella stessa direzione, anche se la dimensione relativa delle regioni spaziali esaminate differisce di qualche ordine di grandezza. I campi magnetici diventano invece disallineati solo su scale più piccole, ossia in quei casi in cui avvengono tutta una serie di processi dinamici più caotici a seguito della formazione stellare.
Il risultato più significativo che emerge da questo lavoro riguarda la misura, per la prima volta, dei campi magnetici in regioni spaziali di varie dimensioni presenti in un oggetto astrofisico. Quando una nube molecolare collassa sotto l’effetto della gravità per formare le stelle, i campi magnetici ostacolano il processo che diventa così più lungo in termini temporali. Come conseguenza di ciò, solo una frazione del materiale contenuto nella nube sarà destinata per la formazione stellare mentre il resto verrà disperso nello spazio dove rimarrà a disposizione per dar luogo a nuove generazioni di stelle.
Infine, secondo gli autori, i risultati di questo lavoro potranno avere delle implicazioni importanti per ricavare altri indizi sulla storia evolutiva della nostra galassia.
di Corrado Ruscica (INAF)

Mercurio? Le comete lo hanno fatto nero

Anche Mercurio usa un opacizzante. Non che abbia la pelle grassa, intendiamoci. Ma vicino al Sole com’è, se non adottasse alcun accorgimento, sai che effetto lucido? E invece guardatelo: il suo bel volto asciutto riflette persino meno di quello della Luna.
Qual è il suo segreto? È già da un po’ che gli astronomi se lo chiedono. Per la precisione, da quando la sonda MESSENGER della NASA, che gli orbita attorno dal 2011, analizzando lo spettro della luce riflessa dalla superficie del pianeta ha confermato l’assenza della riga d’assorbimento a 1 micron: quella caratteristica dei silicati che contengono ferro, presente nella radiazione infrarossa riflessa dalla Luna e dagli asteroidi. Se non c’è quella riga, sostengono i ricercatori, significa che sulla superficie di Mercurio l’ossido ferroso – presente nello strato di polvere nera che abbatte, appunto, la riflettanza della Luna – non supera il 2-3 percento. Troppo poco per giustificarne l’opacità.
E allora? Un “fondotinta opacizzante” alternativo per il volto di Mercurio potrebbe essere la polvere di cometa. O meglio, la polvere di carbonio – perlopiù sotto forma di grafite o amorfo, ma gli scienziati non escludono che almeno una frazione sia costituita da nanodiamanti – portata da micrometeoriti d’origine cometaria. Questa l’ipotesi esplorata e descritta sull’ultimo numero di Nature Geoscience da un team guidato da Megan Bruck Syal, ricercatrice al Lawrence Livermore National Laboratory (LLNL), in California.
Stando ai loro calcoli, il suolo di Mercurio contiene, per unità di superficie, una quantità di materiale ricco di carbonio circa 50 volte superiore a quella presente sul suolo lunare. Questo a causa degli impatti con le comete, ricche di carbonio e presenti in quantità inversamente proporzionale alla distanza dal Sole – dunque con una frequenza delle collisioni assai più elevata su Mercurio che sulla Luna. E ancor di più a seguito d’impatti con micrometeoriti, originati a volta in prevalenza dalle comete, come mostrano le analisi effettuate sui campioni raccolti sulla Terra, in particolare in Antartide. L’ipotesi è stata messa alla prova con una serie d’esperimenti di laboratorio nei quali, avvalendosi dell’Ames Vertical Gun Range della NASA, Syal e colleghi hanno riprodotto impatti a ipervelocità con micrometeoriti, ottenendo una colorazione della superficie di collisione analoga a quella del volto di Mercurio.
di Marco Malaspina (INAF)

Il caso degli ammassi delle Nubi di Magellano

Alcuni ammassi delle Nubi di Magellano presentano una distribuzione piuttosto ampia delle loro stelle nel diagramma colore-luminosità. Questo effetto è stato scoperto quasi per caso nel 2003 da Giampaolo Bertelli e al., delINAF- Osservatorio Astronomico di Padova, utilizzando dati dal Very Large Telescope dell’ESO, ed è stato poi confermato dai dati molto più precisi dell’Hubble Space Telescope. Fino a pochi mesi fa, si riteneva che la spiegazione più naturale di questo effetto fosse la presenza di una grande dispersione delle età delle stelle in questi ammassi. Invece di formare tutte le loro stelle in un unico evento principale, alcuni ammassi più massicci proseguirebbero a formare stelle al loro centro per periodi di diverse centinaia di milioni di anni.
Tale teoria è sembrata crollare negli ultimi mesi, quando due articoli – uno di Li et al. su Nature (vedi http://www.media.inaf.it/2014/12/18/stelle-della-stessa-eta-in-compagnia/), l’altro di Bastian & Niederhofer su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society – hanno “dimostrato” che la dispersione delle stelle era limitata alla fase evolutiva della fusione centrale dell’idrogeno, e si annullerebbe per le fasi evolutive successive, quelle per capirci più instabili. Quindi era nato il sospetto che a causare la apparente dispersione di età fosse la più veloce rotazione delle stelle nelle loro fasi evolutive iniziali, quando le stelle sono più dense e compatte. La loro velocità di rotazione diminuisce quando poi si espandono, esattamente per lo stesso principio fisico per cui un pattinatore rallenta la velocità con cui compie le sue piroette semplicemente aprendo le braccia. Questa spiegazione sembrava aver inflitto un colpo decisivo alla teoria della dispersione di età, ed è stata accolta con un sospiro di sollievo anche dagli esperti di modelli di formazione stellare, che infatti avevano parecchie difficoltà a spiegare questi fenomeni di formazione stellare così prolungata all’interno degli ammassi.
Forse però non è detta l’ultima parola sull’argomento, anzi, le prospettive sembrano ribaltarsi completamente un’altra volta. Uno studio pubblicato su Monthly Notices da Paul Goudfrooij dello Space Telescope Science Institute di Baltimora e a cui hanno partecipato Leo Girardi dell’INAF, Paola Marigo e Phil Rosenfield del Dipartimento di Fisica e Astronomia dell’Universita’ di Padova, Alessandro Bressan della SISSA di Trieste, nonché del bolognese Matteo Correnti ora in forza a Baltimora, dimostra che la dispersione nei diagrammi colore-luminosità di questi ammassi c’è sempre stata, in tutte le loro fasi evolutive, e in quantità tale da essere completamente consistente con l’ipotesi della dispersione di età.
In più, il nuovo studio di Goudfrooij analizza diversi ammassi in modo omogeneo, trovando risultati sempre consistenti con l’ipotesi della dispersione di età, compresi negli ammassi in cui questa dispersione sembra modesta.
«A questo punto, la coincidenza diventa troppo forte per lasciare spazio all’ipotesi della rotazione, e tutti i problemi precedenti ritornano con forza» commenta Girardi. «Sarà interessante scoprire, negli anni a venire, se tali ammassi nelle Nubi di Magellano stiano formando stelle allo stesso modo dei loro ‘bisnonni’, i vecchi massicci ammassi globulari della Via Lattea, nei quali la presenza di popolazioni multiple è già assodata».
Redazione Media Inaf

La misteriosa fascia calda di Venere

Anche se Venus Express, la sonda europea che ha scrutato il “gemello bollente” della Terra per 8 anni, ha cessato definitivamente l’attività lo scorso dicembre, i dati raccolti durante il suo onorato servizio continuano a riservare sorprese. L’ultima in ordine di tempo è svelata sulle pagine di Planetary and Space Science da un gruppo internazionale di scienziati, guidati dall’italiana Arianna Piccialli del LATMOS (Laboratoire Atmosphères, Milieux, Observations Spatiales) di Guyancourt, in Francia.
Durante la compilazione di una mappa termica della parte alta dell’atmosfera nel lato “notturno” di Venere, gli scienziati hanno scoperto uno strato di aria calda nell’atmosfera del pianeta, la cui natura risulta, al momento, ancora sconosciuta.
«Abbiamo misurato le temperature ad altitudini variabili tra 90 e 140 km», spiega uno degli autori dello studio, Denis Belyaev dell’Istituto di ricerche spaziali dell’Accademia russa delle Scienze. «Sul lato non illuminato del pianeta le temperature normalmente tendono ad abbassarsi con l’altitudine, ma noi abbiamo notato un picco nel grafico in corrispondenza della fascia tra 90 e 100 km. Qui l’atmosfera era di 20-40°C più calda di quanto ci aspettassimo».
«Non sappiamo ancora che cos’è che provoca questo riscaldamento», prosegue Belyaev, «ma lo strato di ozono di Venere si trova proprio a questa altitudine, quindi è possibile che ci sia una qualche connessione. Non possiamo affatto escludere che questo fenomeno possa essere spiegato da reazioni chimiche, cioè dalla decomposizione dell’ozono quando viene a contatto con sostanze a base di cloro. Reazioni che sarebbero in grado di rilasciare calore».
«C’è anche un’altra possibile spiegazione per la presenza dello strato di aria calda», aggiunge Piccialli. «Può essere il risultato del riscaldamento adiabatico dovuto alla subsidenza dell’aria – il movimento discendente di una massa d’aria che provoca un riscaldamento per compressione – sul lato notturno del pianeta».
Piccialli e colleghi hanno analizzato i dati ottenuti dallo strumento SPICAV (Spectroscopy for Investigation of Characteristics of the Atmosphere of Venus), uno spettrometro per l’indagine sulle caratteristiche dell’atmosfera di Venere installato a bordo della sonda Venus Express.
La temperature atmosferica viene misurata grazie al canale sensibile agli ultravioletti (UV) di cui è equipaggiato SPICAV, con il metodo dell’occultazione stellare, dove lo spettrometro cattura la luce emessa da una stella proprio quando passa dietro al pianeta. La luce della stella passa attraverso l’atmosfera di Venere, portando con sé le informazioni sulle sue caratteristiche, leggibili dagli esperti nella scomposizione spettrale che SPICAV effettua sulla luce della stella.
E’ un lavoro che richiede pazienza. Prima gli scienziati selezionano le stelle che brillano di più nelle lunghezze d’onda dell’ultravioletto, il campo di lavoro dello spettrometro. Poi durante l’occultazione, che dura pochi minuti prima che la stella scompaia dietro l’orizzonte del pianeta, lo spettrometro esegue una rilevazione ogni secondo. Successivamente gli scienziati determinano la composizione, la densità e la temperatura dell’atmosfera a diverse quote. Dal giugno 2006 al febbraio 2013 sono stati ottenute ben 587 di queste istantanee dall’atmosfera, che hanno fornito una panoramica praticamente completa dell’emisfero non illuminato di Venere.
«In quasi tutte le sessioni di questi sette anni abbiamo rilevato uno strato a 90-100 km di altezza che è di ben 20-40 gradi più caldo di quello che dovrebbe essere, con temperature attorno ai 220-240 gradi Kelvin (tra -53 e -33 gradi Celsius, ndr), mentre dovrebbero risultare anche inferiori a 200° K», ribadisce Belyaev.
I ricercatori hanno inoltre scoperto un’altra peculiarità dell’alta atmosfera di Venere. Venere è un pianeta unico, che non ruota nella direzione del suo movimento lungo l’orbita circumsolare, ma nella direzione opposta, a causa del suo asse di rotazione inclinato di 177 gradi. In più, ruota molto lentamente, impiegando 243 giorni terrestri per una rotazione completa. Tuttavia, proprio a causa del moto retrogrado combinato allo spostamento sull’orbita, tra un’alba e l’altra trascorrono “soltanto” 117 giorni terrestri.
Durante la lunga notte venusiana, la parte superiore dell’atmosfera si raffredda, quindi l’alba venusiana dovrebbe essere più fredda rispetto al tramonto. Invece i ricercatori hanno scoperto che la temperatura atmosferica è di 20 gradi più calda al mattino presto rispetto alla sera, proprio il contrario di quanto si aspettavano.
«Questo è probabilmente dovuto alla circolazione globale dell’atmosfera», commenta Belyaev, «nella quale, ad un’altitudine di circa 100 chilometri, si osserva una transizione dove si sovrappongono due diversi regimi di circolazione: si passa dalla super-rotazione, osservata nella bassa mesosfera, alla circolazione solare-antisolare. In questa zona, sul lato notturno, la massa d’aria scende fino a 70 km, il che può portare al riscaldamento adiabatico dell’atmosfera».
di Stefano Parisini (INAF)

Il giorno di Saturno (10 ore, 32 minuti e 44 secondi)

Quanto dura un giorno su Saturno? Un po’ meno di 11 ore, questo è sicuro. Ma agli scienziati, si sa, non piace accontentarsi di informazioni così approssimative e da anni, studiando il pianeta degli anelli, cercano di ottenere misure accurate del suo periodo di rotazione. Una informazione tutt’altro che marginale o di pura curiosità: conoscere con precisione questo valore può aiutarli a capire meglio altri aspetti del pianeta, come la sua struttura e composizione interna. Il compito però è alquanto difficile perché Saturno è un pianeta gassoso che non possiede strutture solide individuabili, al contrario della Terra o Marte, per esempio, che possono essere prese come facile riferimento per cronometrare in quanto tempo il corpo celeste compie una rotazione completa attorno al suo asse.
Ora però un nuovo metodo per determinare il periodo di rotazione di Saturno arriva dalle pagine dell’ultimo numero di Nature. A metterlo a punto, un gruppo di ricercatori guidato da Ravit Helled, dell’Università di Tel Aviv. La nuova tecnica, che si basa sulle misure del campo gravitazionale di Saturno e delle sue differenti configurazioni lungo gli assi nord-sud ed est-ovest, ha permesso di ricavare che un giorno di Saturno dura 10 ore, 32 minuti e 44 secondi.
«Negli ultimi venti anni, il periodo di rotazione standard di Saturno comunemente accettato è stato quello misurata dal Voyager 2 negli anni ’80 del secolo scorso: 10 ore e 39 minuti, e 22 secondi», spiega Helled. «Ma quando la sonda Cassini è arrivata a Saturno 30 anni dopo, il periodo di rotazione calcolato dalle sue osservazioni è salito di otto minuti. Abbiamo capito così che questo valore non poteva essere dedotto dalle misure delle fluttuazioni di intensità delle onde radio associate al campo magnetico di Saturno, e dunque rimaneva di fatto sconosciuto. Ovviamente, negli ultimi anni, ci sono stati diversi tentativi teorici per trovare una risposta a questo enigma. Noi proponiamo la nostra, che si basa sulla forma e il campo gravitazionale del pianeta. Osservandone le proprietà  globali, abbiamo determinato così il periodo di rotazione».
Il metodo proposto si basa su processi di ottimizzazione statistica che hanno coinvolto diverse soluzioni. Innanzitutto, queste soluzioni dovevano essere in grado di riprodurre nel modo più accurato possibile le proprietà osservative di Saturno, in particolare la sua massa e il suo campo gravitazionale. Le migliori tra quelle ottenute sono state infine utilizzate per ricavare il periodo di rotazione. Come verifica, il team ha applicato il metodo per calcolare il periodo di rotazione di Giove, ottenendo risultati in ottimo accordo con quelli ottenuti con altre tecniche, noti con precisione. Il prossimo passo è quello di estendere questo metodo ad altri pianeti gassosi del Sistema solare, come Urano e Nettuno. E magari anche oltre, fino a pianeti gassosi in orbita attorno ad altre stelle.
di Marco Galliani (INAF)

Attila il buco nero, flagello della galassia

L’urlo nero della galassia è un vento relativistico che si leva impetuoso dal suo cuore. Prende le mosse dal disco d’accrescimento fatto di materia bollente, milioni di gradi, che ruota attorno all’enorme buco nero supermassiccio centrale. Infuria verso l’esterno a velocità inconcepibile, un quarto di quella della luce, spazzando via con la sua onda d’urto tutto ciò che incontra lungo il cammino. Creando attorno a sé il deserto, una landa desolata di spazio interstellare che s’estende per centinaia d’anni luce, entro la quale non potrà nascere più nulla. Questa la scena apocalittica ricostruita da un team d’astrofisici guidati dal marchigiano Francesco Tombesi, ricercatore alla NASA e associato INAF, giustapponendo i dati raccolti dai telescopi spaziali Herschel e Suzaku, europeo il primo (ESA) e frutto d’una collaborazione fra Giappone e Stati Uniti il secondo. Descritta in dettaglio nell’ultimo numero di Nature (numero del quale s’è guadagnata la copertina), la scena si svolge – o meglio si svolgeva, considerando la distanza spaziotemporale – a 2.3 miliardi di anni luce da noi, al centro d’una galassia targata IRAS F11119+3257. Si tratta d’una galassia piuttosto particolare: una ULIRG (Ultra Luminous Infrared Galaxy), la definiscono gli astronomi, ovvero una galassia estremamente luminosa in infrarosso. Ma il “piccolo” Attila che si ritrova nel cuore – un buco nero supermassiccio di circa 16 milioni di masse solari – è all’origine d’un fenomeno più generale: quello appunto dello spegnimento sul nascere della formazione stellare per carenza di “combustibile”, rimosso dalle sferzate del vento relativistico. Un fenomeno sulla cui esistenza gli astronomi avevano già raccolto numerosi indizi, senza però mai riuscire ad addossarne la responsabilità ai buchi neri centrali delle galassie nelle quali avviene. Ora invece la svolta: finalmente è stato possibile stabilire in modo inequivocabile il collegamento mancante, quello fra i venti (outflows) di gas molecolare a grande scala, osservati in infrarosso con il satellite Herschel dell’ESA, e i venti relativistici (ultra-fast outflows) emessi dai buchi neri che ne sono all’origine, osservati in banda X con Suzaku. «Per la prima volta siamo riusciti a confrontare questi due tipi di gas, a vedere che il buco nero riesce a produrre questi venti – inizialmente a velocità molto elevate, fino al 25 percento della velocità della luce – che poi vanno a impattare il mezzo interstellare a distanze estremamente grandi, fino a 1000 anni luce. E questo provoca una riduzione del materiale che sarebbe servito a formare nuove stelle», spiega Tombesi a Media INAF. «Quello che mancava era la prova d’una connessione diretta. Noi siamo andati a scovare la presenza del vento nelle parti centrali, dunque direttamente connesso con il buco nero. E abbiamo visto che la sua energia iniziale è sufficiente a spiegare la formazione dei venti molecolari freddi a scale più grandi». Un lavoro da investigatori, quello condotto dal team di Tombesi. Per inchiodare definitivamente il colpevole hanno prima dovuto scagionare gli altri “sospetti”, scartando le ipotesi alternative. «La prima era che, essendo questa una galassia con un tasso di produzione stellare molto elevato, potessero essere i venti generati dalle stelle stesse, o dall’esplosione delle supernove, a influenzare il gas molecolare bloccando la produzione di ulteriori stelle. Ma in questo caso», osserva Tombesi, «la formazione stellare non era sufficiente a giustificare venti così potenti. L’altra ipotesi era che potesse trattarsi d’un getto molto collimato a velocità relativistica, prodotto anch’esso dal buco nero. Ma questa galassia non presenta alcun getto. Dunque il responsabile non poteva che essere il buco nero supermassiccio». Ora che il colpevole è stato identificato, sorge però un altro dubbio. Anche la Via Lattea, la nostra galassia, ospita al centro un buco nero supermassiccio. Dovesse mai – per qualche improbabile evento – trasformarsi in un Attila pure lui, c’è il rischio che i venti prodotti possano spegnere il nostro Sole? «No, non penso che sia possibile», ci tranquillizza Tombesi, «perché una volta che il gas freddo si è compattato e ha iniziato a formare stelle, l’effetto non è più così forte. Le stelle, essendo molto compatte, hanno un’area ridotta, quindi l’influenza del vento non sarebbe molto elevata. Al contrario di quanto avviene sul gas rarefatto, dunque sul combustibile delle future stelle». Insomma, il Sole e le altre stelle della nostra galassia rimarrebbero comunque accese: tutt’al più, rischierebbero di diventare una specie in via d’estinzione.
di Marco Malaspina (INAF)

Una galassia alla Dorian Gray

Uno studio condotto da un gruppo di ricercatori guidati daCarolina Kehrig, una ricercatrice presso l’Institute of Astrophysics of Andalusia, ha permesso di identificare vaste regioni di elio ionizzato nell’oggetto I Zwicky 18(IZw18), una galassia nana irregolare situata a quasi 60 milioni di anni luce dalla Terra nella costellazione dell’Orsa Maggiore. I risultati, pubblicati su Astrophysical Journal, permettono da un lato di far luce su un problema astrofisico, proponendo una nuova interpretazione sull’origine della radiazione ionizzante presente in questa galassia, e dall’altro di ricavare indirettamente degli indizi sulle condizioni fisiche che caratterizzavano l’Universo primordiale.
Le prime galassie, apparse circa 13,3 miliardi di anni fa, sono composte sostanzialmente da idrogeno ed elio, che rappresentano gli elementi principali formatesi subito dopo il Big Bang. Finora, lo studio di queste galassie primordiali è risultato tecnicamente difficile a causa dell’enorme distanza. Tuttavia, gli astronomi escogitano una sorta di “trucco”: osservare galassie analoghe e più vicine in termini di distanze cosmiche. «Nell’universo locale, IZw18 è la galassia nana che presenta la più bassa abbondanza di metalli ed è quella che assomiglia di più alle galassie primordiali», spiega Carolina Kehrig, una ricercatrice presso l’Institute of Astrophysics of Andalusia e autrice principale dello studio. «Essa ci permette di ricavare preziosi indizi sulle condizioni fisiche che caratterizzavano l’Universo delle origini».
Lo studio ha permesso di trovare in questo oggetto vaste regioni di elio ionizzato, che tende ad essere più frequente nelle galassie più distanti che hanno una bassa percentuale di metalli. La ionizzazione dell’elio implica la presenza di oggetti che emettono una radiazione così intensa da “strappare” gli elettroni agli atomi di elio. «Il nostro gruppo propone una nuova interpretazione sull’origine di questa radiazione nella galassia IZw18, un problema astrofisico che non è stato ancora chiarito», dice Kehrig.
Grazie all’uso dello spettrografo PMAS installato presso il telescopio di 3,5 metri dell’Osservatorio di Calar Alto, i ricercatori hanno ottenuto la prima immagine dettagliata di questa regione di IZw18 per cui è stato possibile analizzare le sorgenti di radiazione ionizzante. Le sorgenti tradizionali di radiazione ionizzante, come le stelle Wolf-Rayet, oggetti massicci che esibiscono violenti venti stellari oppure onde d’urto generate dai resti di supernova, non forniscono quell’energia necessaria per spiegare l’alone di elio ionizzato presente nella galassia IZw18, perciò gli astronomi hanno considerato altre possibilità. «I nostri dati puntano al fatto che le stelle estremamente calde, come quelle supermassicce che hanno un basso contenuto di metalli, o quelle che sono praticamente prive di metalli, possono essere la chiave per risolvere l’enigma dell’elio ionizzato nella galassia IZw18, anche se l’esistenza di queste stelle non è stata ancora confermata dalle osservazioni», continua Kehrig.
Dovremmo parlare di stelle super calde analoghe a quelle della prima generazione, note come stelle di popolazione III, che secondo i modelli teorici sarebbero costituite quasi esclusivamente da idrogeno ed elio e potrebbero essere centinaia di volte più massicce del Sole. Gli scienziati ritengono che queste stelle abbiano giocato un ruolo decisivo nel processo di reionizzazione dell’Universo durante il quale le prime stelle e le prime galassie sono diventate visibili e di cui sappiamo ancora molto poco.
«IZw18 è stata sempre una galassia speciale che attira curiosità perché mostra sempre situazioni estreme», spiega a Media INAF Monica Tosi, Vice Presidente INAF – Osservatorio Astronomico di Bologna. «E’ la galassia più povera di metalli fra quelle con forte formazione stellare in atto. Per giunta contiene un’altissima percentuale di gas e la concomitanza di queste circostanze suggerì, quando fu studiata per la prima volta, una trentina di anni fa (anche se identificata da Fritz Zwicky negli anni ’30), che fosse una galassia giovanissima, appena formata, e quindi praticamente una galassia ‘primordiale’ dietro l’angolo (si fa per dire: si trova comunque a 18 Megaparsec), invece che ai confini dell’Universo. Da allora l’hanno studiata in tanti e non ha mai smesso di stupire. La sorpresa più grande è stata quando l’Hubble Space Telescope mostrò prima indizi concreti (Aloisi et al. 1999), poi prove inoppugnabili (Aloisi et al. 2007Annibali et al. 2013), tutti articoli a firma INAF o di collaboratori INAF, sul fatto che IZw18 non è affatto giovane, ma contiene stelle vecchie di miliardi di anni. Ad un congresso intitolai un mio intervento su di lei ‘IZw18, il ritratto di Dorian Gray’, perché davvero ricorda il protagonista di Oscar Wilde che rimaneva giovane e bello a dispetto del passare degli anni e delle nefandezze che compiva (che però invecchiavano e imbruttivano inesorabilmente il suo ritratto)».
«L’articolo in questione presenta uno studio spettroscopico dell’elio ionizzato e mostra che ancora una volta IZw18 è davvero un caso speciale, perché gli autori hanno misurato un flusso ben superiore a quel che si ci potrebbe aspettare da stelle massicce ‘normali’. La loro ipotesi è che questa emissione anomala sia prodotta da stelle molto massicce (con massa superiore a 300 volte la massa del Sole) e di bassissima metallicità, o addirittura da stelle praticamente senza metalli (con composizione chimica primordiale) che ruotano a velocità elevate. Ipotesi interessanti che vale certamente la pena approfondire con ulteriori studi, sia spettroscopici che fotometrici», conclude Monica Tosi.
di Corrado Ruscica (INAF)

Svelato il mistero dell’esplosione stellare del 1670

Nuove osservazioni con APEX e altri telescopi rivelano che la stella vista comparire in cielo dagli astronomi europei nel 1670 non era una nova, ma un tipo più raro e violento di collisione stellare. È stato così spettacolare da essere visibile facilmente a occhio nudo durante il primo scoppio, ma le tracce lasciate erano così deboli che era necessaria un’analisi accurata con telescopi nella banda submillimetrica per poter risolvere l’enigma, svelato finalmente più di 340 anni dopo. I risultati sono stati pubblicati sulla rivista Nature.

La nova del 1670 registrata da Hevelius. Questa mappa mostra la posizione della nova (in rosso) che apparve nell'anno 1670, fu registrata dal famoso astronomo Hevelius e pubblicata dalla Royal Society in Inghilterra nella rivista Philosophical Transactions. Nuove osservazioni con APEX e altri telescopi hanno rivelato che la stella vista apparire in cielo dagli astronomi europei nel 1670 non era una nova, ma un tipo più raro e violento di collisione stellare, così spettacolare da essere visibile facilmente a occhio nudo durante il primo scoppio. Invece, le tracce lasciate sono così deboli che era necessaria un'analisi accurata con telescopi nella banda submillimetrica per poter risolvere l'enigma, svelato finalmente più di 340 anni dopo. Crediti: Royal Society

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Alcuni dei più grandi astronomi del diciassettesimo secolo, tra cui Hevelius – il padre della cartografia lunare – e Cassini, hanno documentato accuratamente l’apparizione in cielo di una nuova stella nel 1670. Hevelius la descrisse come “nova sub capite Cygni” – una stella nuova sotto il capo del Cigno – ma gli astronomi ora la chiamano Nova Vulpeculae 1670. Questo oggetto si trova entro i confini della moderna costellazione della Volpetta, vicina al Cigno; viene spesso chiamato Nova Vul 1670 o CK Vulpeculae, designazione da stella variabile. Resoconti storici di nove sono rari e di grande interesse per gli astronomi moderni. Nova Vul 1670 è ritenuta sia la più vecchia che la più debole delle nove che si ricordino.
L’autore principale di questo lavoro, Tomasz Kamiński (ESO e Max Planck Institute per la RadioAstronomia, Bonn, Germania), ha spiegato: «Per molti anni si è pensato che questo oggetto fosse una nova, ma più lo si studiava e meno sembrava una nova normale – o comunque un qualsiasi tipo di stella esplosa».
Quando è apparsa per la prima volta, Nova Vul 1670 era facilmente visibile a occhio nudo e ha variato la sua luminosità nel corso di due anni, dopo di che è scomparsa e riapparsa per ben due volte prima di sparire del tutto. Anche se ben documentata per l’epoca, agli astronomi mancavano gli equipaggiamenti necessari per risolvere il quesito della comportamento peculiare della presunta nova. Nel corso del ventesimo secolo, gli astronomi impararono che la maggior parte delle novae potevano essere spiegate dal comportamento esplosivo instabile di binarie strette. Ma Nova Vul 1670 non aderiva a questo modello e rimase perciò un enigma.
Anche con l’aumentare delle capacità dei telescopi, per molto tempo si pensò che l’evento non avesse lasciato traccia e solo intorno al 1980 un gruppo di astronomi trovò una debole nebulosa intorno a ciò che si sospettava fosse rimasto della stella. Anche se queste osservazioni fornivano un collegamento allettante con gli avvistamenti del 1670, non riuscirono a gettare nuova luce sulla vera natura dell’evento comparso nei cieli d’Europa più di tre secoli fa.
Kamiński ha aggiunto: «Abbiamo studiato l’area a lunghezze d’onda sub-millimetriche e radio. Abbiamo trovato che i dintorni del residuo di stella sono immersi in un gas freddo ricco di molecole, con una composizione chimica molto insolita».

Questa immagine mostra ciò che rimane della nuova stella vista nell'anno 1670. È stata composta a partire da una combinazione di immagini in luce visibile del telescopio Gemini (in blu), una mappa submillimetrica di SMA che mostra la polvere (in verde) e la mappa dell'emissione molecolare di APEX e SMA (in rosso). La stella che gli astronomi europei videro nel 1670 non era una nova, ma un tipo molto più raro e violento di collisione stellare, abbastanza spettacolare da essere visibile facilmente a occhio nudo durante il primo scoppio. Invece, le tracce lasciate sono così deboli che era necessaria un'analisi accurata con telescopi nella banda submillimetrica per poter risolvere l'enigma, svelato finalmente più di 340 anni dopo. Crediti: ESO/T. Kamiński
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Oltre ad APEX, l’equipe ha usato anche SMA (Submillimeter Array) e il radio telescopio di Effelsberg per scoprire la compoisizione chimica e misurare il rapporto dei diversi isotopi nel gas. Tutto insieme, ciò ha creato un disegno accurato della composizione della zona, il che ha permesso una valutazione dell’origine di provenienza di questo materiale. Ciò che l’equipe ha scoperto è che la massa della materia fredda era troppo grande per essere il prodotto di un’esposione di nova e inoltre il rapporto isotopico misurato dall’equipe intorno a Nova Vul 1670 era diverso da quello previsto per una nova. Ma se non era una nova, allora cos’era? La risposta è una collisione spettacolare tra due stelle, più brillante di una nova ma meno di una supernova, che produce un oggetto noto come transiente rosso. Questi sono eventi molto rari in cui le stelle esplodono a causa dello scontro con un’altra stella, sparando via nello spazio il materiale dall’interno della stella, lasciando alla fine solo un debole resto incluso in un ambiente fresco, ricco di molecole e polvere. Questa nuova classe, ora riconosciuta, di stelle in eruzione si adatta quasi esattamente al profilo di Nova Vul 1670.
Il co-autore Kark Menten (Max Planck Institute per la RadioAstronomia, Bonn, Germania) ha concluso: «Questo genere di scoperta è il più divertente: qualcosa di completamente inaspettato!».
di Eleonora Ferroni (INAF)
Immagine 1 La nova del 1670 registrata da Hevelius. Questa mappa mostra la posizione della nova (in rosso) che apparve nell’anno 1670, fu registrata dal famoso astronomo Hevelius e pubblicata dalla Royal Society in Inghilterra nella rivista Philosophical Transactions. Nuove osservazioni con APEX e altri telescopi hanno rivelato che la stella vista apparire in cielo dagli astronomi europei nel 1670 non era una nova, ma un tipo più raro e violento di collisione stellare, così spettacolare da essere visibile facilmente a occhio nudo durante il primo scoppio. Invece, le tracce lasciate sono così deboli che era necessaria un’analisi accurata con telescopi nella banda submillimetrica per poter risolvere l’enigma, svelato finalmente più di 340 anni dopo. Crediti: Royal Socie
Immagine 2 Questa immagine mostra ciò che rimane della nuova stella vista nell’anno 1670. È stata composta a partire da una combinazione di immagini in luce visibile del telescopio Gemini (in blu), una mappa submillimetrica di SMA che mostra la polvere (in verde) e la mappa dell’emissione molecolare di APEX e SMA (in rosso).
La stella che gli astronomi europei videro nel 1670 non era una nova, ma un tipo molto più raro e violento di collisione stellare, abbastanza spettacolare da essere visibile facilmente a occhio nudo durante il primo scoppio. Invece, le tracce lasciate sono così deboli che era necessaria un’analisi accurata con telescopi nella banda submillimetrica per poter risolvere l’enigma, svelato finalmente più di 340 anni dopo. Crediti: ESO/T. Kamiński

L’impatto da asteroide più grande del mondo

In Australia centrale sono stati trovati frammenti di un enorme meteorite che, frantumato in due parti, ha impattato con la Terra milioni di anni fa, producendo un cratere di ben 400 chilometri di larghezza (la zona d’impatto più grande mai trovata sul nostro pianeta). Cratere che però è stato nascosto dal passare del tempo.
Nonostante questo i ricercatori hanno però trovato due tracce dell’impatto, come delle cicatrici sulla superficie, nascoste in profondità nella crosta terrestre. Le due zone di impatto coprono l’enorme area di 400 chilometri nel bacino Warburton in Australia centrale e si estendono in verticale nelle profondità della crosta terrestre, che è spessa circa 30 chilometri in questa zona. Il materiale ritrovato è stato classificato come suevite, vale a dire una roccia formata in parte di materiale fuso e che tipicamente contiene vetro e cristallo o frammenti litici, derivante da un impatto violento.
A capo dello studio Andrew Glikson, della ANU School of Archaeology and Anthropology, il quale ha detto che la zona d’impatto è stata scoperta durante una trivellazione nell’ambito di una ricerca geotermica in un’area ai confini con l’Australia Meridionale, il Queensland e la Tasmania. «I due grandi oggetti dovevano misurare 10 chilometri di larghezza», ha detto Glikson. Aver scoperto un evento di tale violenza e portata potrà, in futuro, aiutare i geologi a capire qualcosa di più sulle origini del nostro pianeta. «Grandi impatti come questi possono aver avuto un ruolo nell’evoluzione della Terra molto più significativo di quanto si pensasse prima», ha aggiunto.
Si parla di milioni di anni fa, ma la datazione precisa non è stata ancora raggiunta. Le rocce circostanti hanno dai 300 ai 600 milioni di anni, ma è ancora difficile capire quando questi due meteoriti siano caduti in Australia. Ad esempio, 66 milioni di anni fa un grande meteorite e la sua coda di ceneri incandescenti ha sparso sedimenti sulle rocce di tutto il mondo. E gli esperti credono che questa scia di “morte” abbia portato all’estinzione di un gran numero di esseri viventi che allora vivevano sulla Terra, a partire dai dinosauri. C’è da dire, però, una simile prova non è stata trovata sulle rocce di 300 milioni di anni fa nella zona del ritrovamento in Australia centrale.
E proprio i ricercatori guidati da Glikson si sono imbattuti per caso su questi impatti scendendo a una profondità di oltre due chilometri nella crosta terrestre. Il campione estratto conteneva tracce di rocce che erano state trasformate in vetro a causa dell’estreme temperature e dalla pressione causata dal violento impatto. Modelli magnetici della crosta terrestre hanno rintracciato dei rigonfiamenti (come delle sacche) nascosti nelle profondità della Terra e ricchi di ferro e magnesio (materiali che corrispondo al mantello terrestre – cioè a profondità ben superiori). Glikson ha spiegato che «ci sono due enormi e profonde cupole nella crosta, che si sono formate proprio dai “rimbalzi” della stessa crosta provocati dai numerosi impatti, che hanno anche portato “in superficie” materiale dal mantello sottostante».
Si parla di un mistero: «Non siamo in grado di trovare un evento distruttivo» nella storia degli esseri viventi sulla Terra «che corrisponda a questa doppia collisione. Il mio sospetto è che l’impatto possa essere più vecchio di 300 milioni di anni» ha aggiunto Glikson.
di Eleonora Ferroni (INAF)

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