Il Catalogo Messier per costellazione

Andromeda tre oggetti: M31 galassia spirale, M32 galassia ellittica nana, M110 galassia ellittica nana;

Acquario tre oggetti: M2 ammasso globulare, M72 ammasso globulare, M73 quattro stelle;

Auriga tre oggetti: M36, M37 e M38 ammassi aperti;

Cancro due oggetti: M44 e M67 ammassi aperti;

Cani da Caccia cinque oggetti: M3 ammasso globulare, M51, M63, M94 e M106 galassie spirali;

Cane Maggiore un oggetto: M41 ammasso aperto;

Capricorno un oggetto: M30 ammasso globulare;

Cassiopea due oggetti: M 52, M103 ammassi aperti;

Balena un oggetto: M77 galassia spirale;

Chioma di Berenice otto oggetti: M53 ammasso globulare, M64 galassia spirale, M85 galassia ellittica, M88 galassia spirale, M91 galassia spirale barrata, M98 galassia spirale, M99 galassia spirale, M100 galassia spirale;

Cigno due oggetti: M29 e M39 ammassi aperti;

Gemelli un oggetto: M35 ammasso aperto;

Ercole due oggetti: M13 e M92 ammassi globulari;

Idra tre oggetti: M48 ammasso aperto, M68 ammasso globulare, M83 galassia spirale;

Leone cinque oggetti: M65 galassia spirale, M66 galassia spirale, M95 galassia spirale barrata; M96 galassia spirale; M105 galassia ellittica;

Lepre un oggetto: M79 ammasso globulare;

Lira due oggetti: M56 ammasso globulare, M57 nebulosa planetaria;

Unicorno un oggetto: M50 ammass0 aperto;

Ofiuco sette oggetti: M9, M10, M12, M14, M19, M62, M107 ammassi globulari;

Orione tre oggetti: M42 nebulosa ad emissione, M43 nebulosa ad emissione, M78 nebulosa a riflessione;

Pegaso un oggetto: M15 ammasso globulare;

Perseo due oggetti: M34 ammasso aperto e M76 mebulosa planetaria;

Pesci un oggetto: M74 galassia spirale;

Poppa tre oggetti: M46, M47 e M93 ammassi aperti;

Freccia un oggetto: M71 ammasso globulare;

Sagittario 15 oggetti: M8 nebulosa ad emissione, M17 nebulosa ad emissione, M18 ammasso aperto, M20 nebulosa ad emissione, M21 ammasso aperto, M22 ammasso globulare, M23 ammasso aperto, M24 nube stellare, M25 ammasso aperto, M28, M54, M55, M69, M70 e M 75 ammassi globulari;

Scorpione quattro oggetti: M4 ammasso globulare, M6 e M7 ammassi aperti e M80 ammasso globulare;

Scudo due oggetti: M11 e M26 ammassi aperti;

Serpente due oggetti: M5 ammasso globulare e M16 ammasso aperto;

Toro due oggetti: M1 resto di supernova e M45 ammasso aperto;

Triangolo un oggetto: M33 galassia spirale;

Orsa Maggiore sette oggetti: M40 stella doppia, M81 galassia spirale, M82 galassia peculiare, M97 nebulosa planetaria, M101 galassia spirale, M108 galassia spirale, M109 galassia spirale barrata;

Vergine undici oggetti: M49 galassia ellittica, M58 galassia spirale, M59 galassia ellittica, M60 galassia ellittica, M61 galassia spirale, M84 galassia ellittica, M86 galassia ellittica, M87 galassia ellittica, M89 galassia ellittica, M90 galassia spirale, M104 galassia spirale;

Volpetta un oggetto: M27 nebulosa planetaria;

N.B. M102 errore di posizione.

 

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Le costellazioni nel mese di giugno

Appena fa buio, nel cielo di giugno non c’è più traccia delle costellazioni invernali, ad eccezione dei Gemelli e dell’Auriga che, subito dopo il tramonto, ci mostrano ancora le loro stelle principali. Verso Nord-Ovest infatti possiamo ammirare la brillante Capella e la coppia formata da Castore e Polluce, prima che vengano inghiottite dalle luci all’orizzonte. A Sud troviamo le costellazioni primaverili: il Leone, che ogni giorno che passa volge sempre più verso l’orizzonte ovest, il Boote, la Vergine e la Bilancia. Alla sinistra del Boote la Corona Boreale con la brillante stella Gemma che ricorda davvero la pietra più preziosa di un diadema. Ad Est della Bilancia si riconosce l’arco delle chele dello Scorpione con la rossa Antares a delineare il torace dell’animale; con l’avanzare della notte tutto il corpo si eleva sopra l’orizzonte, fino a mostrare la coda e l’aculeo. Ad Est della Corona arriviamo alla costellazione di Ercole, nel quale anche con un binocolo si può osservare l’ammasso globulare M13. Verso Est tre stelle brillanti formano il grande triangolo estivo, attraversato dalla tenue nebulosità della Via Lattea; l’asterismo è formato da tre costellazioni: la Lira con la brillante stella Vega, il Cigno di cui si riconosce bene la coda rappresentata dalla stella Deneb e l’Aquila con la stella Altair. Le stelle del triangolo ci accompagneranno per tutta l’estate, approfittatene per osservare, con un telescopio, la stella che rappresenta il capo del Cigno, Albireo, che è una bellissima doppia e, nella Lira, la nebulosa planetaria M57. Il cielo settentrionale è, come sempre, caratterizzato dalle due Orse. Volgendo lo sguardo verso la stella polare che nell’Orsa Minore ci indica la direzione del Nord, vedremo l’Orsa Maggiore dominare il cielo a Nord-Ovest. Dalla parte opposta rispetto alla Polare, a Nord-Est, possiamo riconoscere Cassiopea, dalla forma a “W”, e Cefeo con la sua singolare forma a casetta dal tetto appuntito.
di Stefano Simoni (Astronomia.com)

Cassini si avvicina a Iperione, la luna spugnosa

Domenica 31 maggio avremo qualcosa da festeggiare, perché Cassini effettuerà l’ultimo flyby (passaggio ravvicinato) attorno alla luna di Saturno Iperione, l’irregolare satellite naturale di Saturno. Di recente la sonda, lanciata nel 1997 (ed entrata in orbita attorno a Saturno il primo luglio 2004), ha fotografato anche l’orizzonte della luna Rea.
Cassini (NASA/ESA/ASI) passerà sopra Iperione a una distanza di circa 34 mila chilometri alle 15:36 e il team di ricercatori alla guida della sonda spera di ricevere le prime immagini e dati tra le 24 e 48 ore successive. Cosa cercano gli esperti? Iperione è formato da diversi tipi di materiali superficiali, studiati in precedenti sorvoli e l’obiettivo è di classificarli e osservarli nel dettaglio. Iperione (270 chilometri di larghezza) è un corpo essenzialmente imprevedibile, la sua orbita (come la sua struttura) è irregolabile, caotica. Per questo l’ultimo flyby sarà – per così dire – alla cieca: è difficile individuare in anticipo un target verso cui dirigersi. Nei precedenti approcci Cassini, infatti, si è spesso imbattuto nella stessa faccia della luna (dalla superficie porosa, ruvida e decisamente atipica).
Una luna, almeno dall’aspetto, “spugnosa” a causa della sua densità insolitamente bassa, soprattutto se si pensa a un oggetto così grande (è il corpo irregolare più grande del sistema solare dopo Proteo – una luna di Nettuno). Questa densità (circa metà di quella dell’acqua) rende Iperione abbastanza poroso, con una debole gravità superficiale. Cosa vuol dire? Ogni oggetto che impatta con la superficie crea un profondo cratere e parte del materiale (non trovando resistenza gravitazionale) viene espulso dalla luna. Iperione presenta, inotre, un’albedo bassa (0,3), essendo ricoperto da uno strato di materiale piuttosto scuro.
L’immagine che vedete qui sopra risale al 2005 (presa da una distanza di 62 mila chilometri) e la risoluzione è 362 metri per pixel. Iperione appare piuttosto rossastra se vista in colori naturali: in questa immagine in falsi colori, però, il colore rosso è stato attenuato, mentre gli altri colori sono stati enfatizzati, in modo da rendere più evidenti le sottili variazioni di colore sulla superficie.
Il successivo flyby di Cassini è previsto per il 16 giugno, quando la sonda passerà 516 chilometri sopra la luna di ghiaccio Dione e si tratterà del penultimo passaggio ravvicinato della missione per quella luna. A ottobre Cassini volerà ancora due volte attorno alla luna Encelado per studiarne i potenti getti di ghiaccio, avvicinandosi fino a 48 chilometri nel passaggio finale. Cassini partirà dal piano equatoriale di Saturno (da dove le lune sono più visibili) a fine 2015 per iniziare un anno di preparazione tecnica al gran finale: gettarsi – letteralmente – tra gli anelli di Saturno per gli studi finali.
di Eleonora Ferroni (INAF)

Supernovae e buchi neri: una partnership cosmica

Le supernovae potrebbero rappresentare una sorta di “impresa di pulizie” dell’Universo. Pare che le esplosioni stellari, che segnano la fine del ciclo vitale di una stella, lavorino “a braccetto” con i buchi neri supermassicci per spazzare via il gas arrestando così i processi di formazione stellare. Uno studio recente, guidato dagli astronomi della Michigan State University, ha trovato che i buchi neri localizzati nel cuore delle galassie creano delle vere e proprie “fontane” di particelle cariche che rimescolano il gas in tutta la galassia interrompendo, se pur temporaneamente, la nascita di nuove stelle. I risultati su Astrophysical Journal Letters. A meno che non intervenga un altro processo, il gas alla fine si raffredda e determina nuovamente la creazione delle stelle. Tuttavia, enormi e violente esplosioni di alta energia proveniente dal buco nero centrale potrebbero far innalzare a sufficienza la temperatura del gas intergalattico al punto tale da far sì che le supernovae prendano il sopravvento spazzando via il caos che si viene a creare. Questi “spazzini cosmici” potrebbero aiutare gli astronomi a comprendere il perché alcune galassie ellittiche massicce abbiano smesso di generare nuove stelle miliardi di anni fa. «Una nostra precedente ricerca ha mostrato che le emissioni violente di radiazione provenienti dai buchi neri possono limitare in qualche modo i processi di formazione stellare nella galassie massicce, anche se esse non possono estinguerla completamente. Qualcosa d’altro è richiesto per spazzare via il gas che le stelle morenti scaricano continuamente nelle galassie perciò crediamo che la ‘pulizia’ prodotta dalle supernovae sembra essere il meccanismo più adeguato per fare questo», conclude Mark Voit della Michigan State University e autore principale dello studio.
di Corrado Ruscica (INAF)

Crateri a perdita d’occhio su Rea, la luna ghiacciata di Saturno

Continuano ad arrivare i dati inviati dalla sonda NASA/ESA/ASI Cassini relativi a Rea, il secondo satellite naturale di Saturno e il nono del Sistema solare, di cui abbiamo parlato su Media INAF già qualche mese fa. Di recente la sonda, lanciata nel 1997 (ed entrata in orbita attorno a Saturno il primo luglio 2004), ha fotografato l’orizzonte della luna Rea: dall’immagine qui a fianco si evince che il profilo è leggermente irregolare e decisamente ammaccato, visti gli innumerevoli crateri sulla superficie dell’oggetto ghiacciato (1527 chilometri in larghezza). Il satellite naturale del sesto pianeta del Sistema solare, infatti, è stato scolpito da diverse collisioni, la cui storia è scritta proprio in questi crateri che non vengono disturbati da erosioni, vulcani o movimenti tellurici (come accadrebbe sulla Terra) proprio perché Rea è un oggetto relativamente “tranquillo”. La regione illuminata che si vede nella foto è l’emisfero “finale” di Rea, vale a dire quello che si trova dalla parte opposta rispetto alla direzione dell’orbita. Questa luna di Saturno è prevalentemente composta da ghiaccio d’acqua. Un emisfero è brillante ed è qui che c’è la maggior parte dei crateri (il cui diametro – in alcuni casi – può anche superare i 40 chilometri), mentre l’altro è costituito da una serie di strisce chiare su fondo scuro.

Crediti: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute
Qualche dettaglio sull’immagine: il Nord su Rea è in alto e ruotato di 12 gradi verso destra e l’immagine è stata scattata dalla narrow-angle camera (NAC) in luce visibile lo scorso 10 febbraio 2015 durante l’ultimo flyby da una distanza di circa 56mila chilometri. Da qualche mese, infatti, la sonda è tornata ad orbitare attorno al piano equatoriale di Saturno e dopo due anni può di nuovo osservare e studiare le lune: prima Cassini volava in prossimità dei poli di Saturno con un’orbita molto inclinata, denominata Rev 213 al centro di controllo della missione.
di Eleonora Ferroni (INAF)

Un po’ di luce sull’epoca oscura

Sono tre stelle antichissime, di circa 13 miliardi di anni fa e dalle inattese proprietà nella loro composizione chimica. A scoprirle è stato un gruppo di ricercatori guidato dall’italiano Piercarlo Bonifacio dell’Osservatorio astronomico di Parigi e a cui hanno partecipato gli astronomi dell’INAF Paolo Molaro (dell’Osservatorio Astronomico di Trieste), Marco Limongi e Alessandro Chieffi (dell’Osservatorio Astronomico e IAPS di Roma, rispettivamente) e Simone Zaggia (dell’Osservatorio Astronomico di Padova). I tre astri appartengono all’epoca della cosiddetta Epoca oscura (in inglese Dark Ages), che va da 380.000 a un miliardo di anni dopo il Big Bang. In quel tempo l’Universo era composto da gas neutro e privo di elementi chimici più pesanti dell’idrogeno e dell’elio (che in astronomia vengono genericamente chiamati ‘metalli’) e non esistevano ancora le stelle a irradiare luce. Proprio in questo periodo hanno cominciato a formarsi le prime stelle che hanno sintetizzato i primi elementi chimici e, concludendo il loro ciclo evolutivo come supernovae, li hanno disseminati nello spazio circostante. Questi metalli sono andati a mescolarsi al gas da cui si sono formate altre  stelle delle generazioni successive, in un ciclo continuo che ha portato al progressivo arricchimento degli elementi  nell’Universo. Le tre stelle sono state individuate passando al setaccio un campione iniziale di oltre 182.800 astri appartenenti al catalogo della Sloan Digital Sky Survey. Via via la ricerca si è affinata, fino a ridursi a un centinaio candidati su cui sono state condotte osservazioni spettroscopiche con gli strumenti X-Shooter e UVES installati al Very Large Telescope dell’ESO. Dai risultati è emerso che due di queste stelle possiedono una abbondanza di ferro bassissima, circa  centomila volte più bassa di quella del Sole e quindi originatesi da gas quasi primordiale. Per i ricercatori è la caratteristica che le rende le stelle più antiche che conosciamo. Le stelle scoperte dal team di ricercatori hanno però una caratteristica sorprendente. Pur essendo vecchissime e perfettamente collocabili dal punto di vista temporale nell’epoca oscura, la loro massa è più piccola di quella del nostro Sole. Per Piercarlo Bonifacio «la sola   esistenza di queste stelle dimostra che il meccanismo di formazione delle primissime generazioni stellari   deve necessariamente portare anche all’origine di stelle di piccola massa come il nostro Sole e anche più piccole già nell’epoca oscura, cosa che non ci aspettavamo fosse possibile». Scandagliando le abbondanze relative degli altri elementi emerge invece che le tre stelle di contro possiedono una elevatissima abbondanza di carbonio accompagnata da una sostanziale assenza di elementi più pesanti del ferro. «Queste stelle antichissime appartengono ad una classe speciale di astri, con molto carbonio ma poco o nulla di elementi pesanti a cattura neutronica. Una classe di stelle di cui con Bonifacio abbiamo scoperto il prototipo nel 1998. E ammetto che mi piace molto l’idea che tutte le stelle più antiche formatesi nell’Universo appartengano a questa classe » commenta Paolo Molaro. La presenza di un’elevata quantità di carbonio sembra essere un ingrediente fondamentale per agevolare la formazione di stelle di piccola massa, grazie alla sua capacità di raffreddare il gas nella fase di contrazione gravitazionale. Ma anche in questo caso c’è un’eccezione: la stella SDSS J102915+172927, scoperta dallo stesso gruppo nel 2011, a ricordarci che le cose non sono sempre semplici. Lo studio degli elementi chimici in questi oggetti primordiali apre nuovi scenari sulla formazione delle prime stelle.  Esse non si sono formate da sole ma a gruppi, in piccoli aloni di gas. Quando le stelle più massicce hanno terminato il loro ciclo evolutivo con esplosioni, alcune di queste sono state relativamente deboli. In questo caso la gran parte della materia è ricaduta nel buco nero originato dal nucleo stellare mentre la materia sfuggita appartiene agli strati esterni composti principalmente da  elementi leggeri come il carbonio o ossigeno.

Schema dell'epoca delle "Dark Ages"  corrispondente alle prime centinaia di milioni di anni della storia dell'universo, dall'epoca della ricombinazione (da cui proviene la radiazione cosmica di fondo)  alla reionizzazione dell'universo ad opera delle prime stelle.   Immagine di  Amanda Smith

Questi sono precisamente gli elementi che si osservano in grande abbondanza nelle tre nuove stelle. Mistero risolto quindi? Solo in parte. L’indagine mostra che, in queste stelle, a mancare non sono solo gli elementi chimici pesanti, ma anche il litio, che   è l’elemento più leggero dopo l’elio. Secondo le teorie che descrivono la formazione dell’Universo, nei primi tre minuti dal Big Bang si sarebbe prodotta una frazione significativa di litio, che dunque avrebbe dovuto essere presente nelle atmosfere di queste stelle, pur antichissime. Cosa che invece non trova riscontro nelle due stelle scoperte. «Un ulteriore mistero che rende ancora più affascinanti queste stelle che provengono dal più remoto passato» conclude Marco Limongi. Nella foto lo schema dell’epoca delle “Dark Ages” corrispondente alle prime centinaia di milioni di anni della storia dell’Universo, dall’epoca della ricombinazione (da cui proviene la radiazione cosmica di fondo) alla reionizzazione dell’Universo ad opera delle prime stelle. Immagine di Amanda Smith
di Marco Galliani (INAF)

La galassia più luminosa dell’Universo

Grazie ad una serie di osservazioni condotte con il satellite della NASA WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) gli astronomi hanno scoperto una galassia davvero distante la cui luminosità è pari almeno a quella di 300 mila miliardi di Soli. Si tratta della galassia più luminosa che sia mai stata osservata fino ad ora e appartiene ad una nuova classe di oggetti che sono stati recentemente identificati da WISE, cioè le galassie ultra luminose all’infrarosso o ELIRGs (Extremely Luminous InfraRed Galaxies). «Ciò che stiamo osservando è una fase molto intensa dell’evoluzione galattica», spiega Chao-Wei Tsai del Jet Propulsion Laboratory (JPL) della NASA e autore principale dello studio pubblicato su Astrophysical Journal. «Questa luce così abbagliante potrebbe essere causata dall’intensa attività del buco nero centrale». Denominata con la sigla WISE J224607.57-052635.0, la galassia super brillante potrebbe, infatti, contenere un buco nero gigante nel suo nucleo che si sta rifornendo di gas ad un ritmo elevato. Sappiamo che i buchi neri supermassicci catturano il gas e la materia da un disco di accrescimento che li circonda. Questo processo di accrescimento fa innalzare la temperatura del disco fino a milioni di gradi con conseguente emissione di radiazione di alta energia che si manifesta sotto forma di luce visibile, ultravioletta e raggi X. Inoltre, la radiazione viene bloccata da una serie di “bozzoli” di polvere circostanti e quando essa viene riscaldata emette luce infrarossa. I buchi neri di grossa taglia sono molto comuni nei nuclei galattici ma trovarne uno così grosso e così distante rappresenta un caso molto raro. Dato che la luce ha viaggiato per circa 12,5 miliardi di anni prima di raggiungere i nostri rivelatori, gli astronomi stanno osservando l’oggetto come era nel passato. Il suo buco nero aveva già una massa miliardi di volte quella del Sole già all’epoca in cui l’Universo aveva un’età pari a un decimo di quella attuale (13,8 miliardi di anni). Nel loro articolo, gli autori mettono in evidenza sostanzialmente tre ipotesi che potrebbero spiegare il perché i buchi neri di questa particolare categoria di galassie ultra luminose all’infrarosso evolvono in modo tale da diventare così massicci. La prima idea si basa sul fatto che i buchi neri sono nati già grandi. In altre parole, i buchi neri in fase embrionale potrebbero essere molto più grandi di quanto ipotizzato. «Come si fa ad avere, ad esempio, un elefante?», si chiede Peter Eisenhardt project scientist di WISE e co-autore dello studio. «Forse, un modo potrebbe essere quello di iniziare da un baby-elefante». Le altre due ipotesi riguardano, invece, la violazione di un limite teorico noto come limite di Eddington. Nel processo di accrescimento della materia, il gas che cade verso il buco nero si riscalda emettendo radiazione. A sua volta, la pressione di radiazione ostacola il gas, allontanandolo, e ciò stabilisce un limite al ritmo con cui un buco nero è in grado di attirare continuamente la materia circostante. Se viene violato questo limite, il buco nero può, in linea di principio, aumentare la sua dimensione ad un ritmo vertiginoso. In generale, sono già stati osservati dei casi in cui i buchi neri violano questo limite ma quello del presente studio lo avrebbe ripetutamente violato per diventare sempre più grande. La terza alternativa si basa sul fatto che i buchi neri potrebbero in qualche modo aggirare questo limite. «Un altro modo per cui un buco nero può diventare così grande è quello di supporre che si sia alimentato ad un ritmo estremamente elevato, più di quanto gli è consentito», dice Tsai. «Ciò può accadere se il buco nero non ruota così velocemente». «Se un buco nero ruota abbastanza lentamente, non rifiuterà tanto il suo “pasto” e alla fine potrà catturare più materia rispetto ad un buco nero che ruota più velocemente. I buchi neri massicci che troviamo nelle galassie ultra luminose all’infrarosso potrebbero alimentarsi di una quantità maggiore di materia per un periodo più lungo», aggiunge Andrew Blain della University of Leicester e co-autore dello studio. «E’ un pò come vincere una gara a chi mangia più hot-dog ma su un intervallo di tempo dell’ordine di qualche centinaia di milioni di anni». Nel 2010, WISE ha permesso di identificare già diversi oggetti “stravaganti” nelle immagini realizzate sull’intera volta celeste. Perciò, osservando tutto il cielo con una sensibilità migliore il satellite della NASA è stato in grado di catturare questi rari esemplari cosmici che altrimenti non sarebbero stati rivelati. Questo studio riporta un totale di 20 nuove galassie ultra luminose all’infrarosso, inclusa WISE J224607.57-052635.0 che è la più luminosa finora identificata. Questi oggetti non sono stati rivelati prima essendo sono troppo distanti ma anche perché la polvere trasforma la loro intensa luce visibile in una straordinaria emissione di radiazione infrarossa. «In un altro studio realizzato sempre con WISE, abbiamo trovato che circa la metà delle galassie particolarmente luminose si osservano molto bene nell’infrarosso», conclude Tsai. Certamente saranno necessari altri dati per risolvere l’enigma di questa particolare classe di galassie. Il passo successivo sarà ora quello di determinare accuratamente la massa dei buchi neri centrali. Infatti, conoscere meglio i loro parametri fisici permetterà ai ricercatori di studiare la loro evoluzione, così come quella delle altre galassie, in questo capitolo cruciale della storia cosmica.
di Corrado Ruscica (INAF)

Nasty 1: una stella più unica che rara

Grazie al telescopio spaziale Hubble della NASA un gruppo di astronomi ha scoperto nuovi indizi sorprendenti su una stella massiccia in rapido invecchiamento. La stella ha mostrato un comportamento talmente strano, rispetto alle altre che conosciamo nella nostra galassia, che gli astronomi l’hanno soprannominata “Nasty 1” (letteralmente “brutta” o “sciatta”), un gioco di parole sul nome catalogo di NaSt1 che deriva dalle prime due lettere di ciascuno dei due astronomi che la scoprirono nel 1963: Jason Nassau e Charles Stephenson. Nasty 1 potrebbe rappresentare una fase transitoria dell’evoluzione delle stelle molto massicce.
Nasty 1 è stata identificata come una Wolf-Rayet, ovvero una stella in rapida evoluzione con una massa molto maggiore rispetto a quella del nostro Sole. Questo tipo di stelle perdono i propri strati esterni ricchi di idrogeno esponendo il nucleo estremamente brillante e caldo, composto essenzialmente da elio.
Eppure Nasty 1 non sembra una tipica stella Wolf-Rayet. Quando gli astronomi l’hanno osservata utilizzando il telescopio Hubble si aspettavano di vedere due lobi di gas simmetrici, simili a quelli osservati attorno alla stella massiccia Eta Carinae, una candidata Wolf-Rayet. Invece Hubble ha rivelato un disco di gas ampio circa 3.200 miliardi di km che potrebbe essersi formato da una stella compagna poco visibile, posizionata lungo l’inviluppo esterno della neonata Wolf-Rayet. In base alle stime attuali, la nebulosa che circonda le stelle ha poche migliaia di anni di età, e si trova a meno di 3.000 anni luce dalla Terra.
«Ci siamo molto entusiasmati nel vedere questa struttura a disco, perché potrebbe essere la dimostrazione che una stella Wolf-Rayet si può formare da un sistema binario interagente», ha detto Jon Mauerhan della University of California, a capo dello studio. «È molto difficile osservare questo processo in azione, poiché questa fase è di breve durata, forse che dura solo un centinaio di migliaia di anni, mentre i tempi entro cui un disco prodotto da questo tipo di processi rimane visibile potrebbero addirittura arrivare a 10 mila anni o meno».
Secondo lo scenario proposto dagli autori del lavoro, una stella massiccia evolve molto rapidamente e appena comincia ad essere a corto di idrogeno si espande. Il suo involucro esterno di idrogeno è dunque più debolmente legato e vulnerabile all’attrazione gravitazionale o ad altri tipi di cannibalismo stellare da parte della compagna. Durante questo processo, la stella più compatta finisce con l’aumentare la propria massa, e la stella originariamente massiccia perde il proprio inviluppo di idrogeno esponendo il nucleo di elio e diventando una stella Wolf-Rayet.
Un altro canale attraverso il quale si pensa si possano formare le Wolf-Rayet è quando una stella massiccia espelle il proprio inviluppo esterno di idrogeno attraverso un forte flusso di vento stellare. Il modello di interazione binaria, in cui è presente una stella compagna, sta guadagnando maggiore credibilità perché gli astronomi si sono resi conto che almeno il 70% delle stelle massicce sono membri di sistemi a due stelle. La sola perdita di massa, inoltre, non può spiegare la frazione di Wolf-Rayet rispetto ad altre stelle massicce meno evolute all’interno della galassia.
«Stiamo constatando che è difficile formare tutte le Wolf-Rayet che osserviamo attraverso il meccanismo del vento stellare, perché in questo caso la perdita di massa non è efficace come pensavamo», ha detto Nathan Smith della University of Arizona a Tucson, co-autore del nuovo lavoro su NaSt1. «Lo scambio di materiale nei sistemi binari sembra essere di vitale importanza per la formazione di stelle Wolf-Rayet e per le supernovae a cui danno vita. Catturare immagini di stelle binarie che attraversano questa breve fase ci aiuterà a capire meglio questo processo».
Ma il processo di trasferimento di massa nei sistemi binari non è sempre efficace. Una parte della materia strappata alla stella massiccia può essere espulsa durante il tira e molla gravitazionale tra le stelle, creando un disco attorno al sistema binario. «Questo è quello che pensiamo stia accadendo a Nasty 1», ha detto Mauerhan. “Pensiamo che ci sia una stella Wolf-Rayet sepolta all’interno della nebulosa, e pensiamo che la nebulosa sia stata creato da questo processo di trasferimento di massa. Questo tipo di cannibalismo stellare “sciatto” rende il soprannome di Nasty 1 piuttosto adatto».
Osservare nel dettaglio Nasty 1 non è stato facile. Il sistema è circondato da grandi quantità di gas e polvere, che impediscono persino ad Hubble di avere una visione nitida delle stelle al suo interno. Il team di Mauerhan non è quindi stato in grado di stimare con precisione la massa di ogni stella, la distanza che le separa, o la quantità di materiale che viene trasferito sulla stella compagna.
Tuttavia, grazie ad osservazioni precedenti abbiamo alcune informazioni sul gas presente nel disco. Il materiale viaggia a circa 35.000 km all’ora nella nebulosa esterna, una velocità bassa rispetto a stelle simili. Una velocità relativamente lenta indica che la stella ha espulso il suo materiale attraverso un evento non molto violento, se confrontato alle esplosioni di Eta Carinae, il cui gas ha velocità di centinaia di migliaia di km all’ora.
Nasty 1 potrebbe anche diffondere il materiale in modo sporadico. Studi precedenti effettuati nella banda infrarossa hanno evidenziato un addensamento compatto di polvere calda, molto vicino alle stelle centrali. Recenti osservazioni di Mauerhan e colleghi dell’Università dell’Arizona, realizzate con il telescopio Magellan al Las Campanas Observatory in Cile, hanno permesso di rivelare la presenza di un addensamento di polveri a temperature più basse e di dimensioni più estese che potrebbe essere responsabile della dispersione della luce proveniente dalle stelle centrali. L’osservazione di polvere a temperature intermedie implica che questa si è formata in tempi recenti, forse a getti, a causa dello scontro del materiale chimicamente arricchito dei due venti stellari, si è quindi miscelata, e poi si è allontanata raffreddandosi. La struttura con addensamenti e spazi vuoti osservata nelle regioni esterne del disco potrebbe anche spiegarsi con cambiamenti sporadici dell’intensità del vento o del tasso con cui la stella compagna attira a sé gli strati esterni di idrogeno della stella principale.
Per poter misurare i venti supersonici di ciascuna stella, gli astronomi hanno richiesto tempo osservativo con il telescopio Chandra X-ray Observatory della NASA. Le osservazioni hanno rivelato la presenza di plasma ad altissime temperature, forte indicatore del fatto che i venti delle stelle che compongono il sistema sono effettivamente in collisione. Questi risultati sono coerenti con ciò che gli astronomi hanno osservato in altri sistemi di Wolf-Rayet.
L’attività di trasferimento caotico di massa cesserà nel momento in cui la stella Wolf-Rayet esaurirà il proprio materiale. In seguito, il gas nel disco si dissiperà fornendo una visione chiara del sistema binario.
«Quale percorso evolutivo intraprenderà la stella non è ancora chiaro, ma sicuramente non sarà noioso», ha detto Mauerhan. «Nasty 1 potrebbe evolvere in un altro sistema del tipo di Eta Carinae. Per arrivare a compiere questa trasformazione, la stella compagna che guadagna massa potrebbe ad esempio sperimentare un grande eruzione, a causa dell’instabilità dovuta all’acquisizione di materia. In alternativa, la Wolf-Rayet potrebbe esplodere come una supernova. Un altro possibile scenario è la fusione tra le due stelle a seguito dell’evoluzione orbitale del sistema. Il futuro potrebbe essere pieno di possibilità esotiche, che dipendono dal fatto che il sistema esploda o meno, dalla durata del trasferimento di massa, e dal tempo di sopravvivenza del sistema al termine del trasferimento di massa».
di Elisa Nichelli (INAF)

L’ammasso globulare 47 Tucanae

Il telescopio spaziale Hubble di NASA/ESA, ormai 25 enne, continua instancabile a regalarci immagini mozzafiato, come questa che vedete qui a fianco che ritrae l’ammasso globulare NGC 104, meglio conosciuto come 47 TucanaeSi tratta di uno degli ammassi globulari più grandi conosciuti, nonché il più brillante dopo Omega Centauri. Per la prima volta gli astronomi sono riusciti a censire migliaia e migliaia di giovani nane bianche che hanno iniziato la loro “migrazione” dall’affollato centro del cluster verso la periferia. Le nane bianche sono costrette ad uscire dal denso centro dell’ammasso a causa delle interazioni gravitazionali con stelle più massicce. Ricordiamo che le nane bianche sono stelle che hanno completato il processo di fusione dell’idrogeno in elio, e non avendo più “carburante” vanno inesorabili verso la loro fine. Nonostante ciò, anche se le nane bianche hanno esaurito il combustibile a idrogeno che le fa brillare, i loro nuclei caldi rimangono esposti, il che le rende molto luminose se osservate con la luce ultravioletta. E solo Hubble – dalla sua posizione privilegiata a quasi 600 chilometri di distanza dalla superficie terrestre – può rilevare queste stelle perché la luce ultravioletta è bloccata dalla nostra atmosfera e quindi non raggiunge i telescopi a terra. Usando Hubble gli esperti hanno tracciato la posizione di ben 3000 nane bianche in questo ammasso globulare. Un fitto sciame di puntini luminosi e freddi nella Via Lattea. 47 Tucanae si trova, infatti, nella Costellazione del Tucano, a 13400 anni luce dal Sistema solare, ma è abbastanza luminoso da poter essere visto anche ad occhio nudo dalla Terra. «Prima di tutto abbiamo visto l’immagine finale: nane bianche che sono emigrate verso orbite più lontane al di fuori del nucleo», ha spiegato Jeremy Heyl della University of British Columbia, in Canada, primo autore dello studio pubblicato su The Astrophysical Journal. «Questa ricerca comprende circa un quarto di tutte le ‘giovani’ nane bianche del cluster, ma in realtà abbiamo catturato le stelle nel processo di migrazione verso l’esterno e la loro distribuzione in base alla massa». Il risultato ottenuto è stato tramite la funzionalità a ultravioletto della Wide Field Camera 3 montata su Hubble e gli astronomi sono riusciti a rintracciare diverse popolazioni di nane bianche di età diverse, stimate attraverso i colori delle stelle stesse. Tramite il colore è possibile stabilirne anche la temperatura. Un gruppo di sei milioni di anni stelle ha appena iniziato il suo viaggio dal centro del cluster, mentre un’altra popolazione di nane bianche ha circa 100 milioni di anni ed è già arrivata nella sua nuova posizione, a 1,5 anni luce dal suo punto di partenza. «Prima di diventare nane bianche, le stelle che stanno migrando sono state tra le più massicce del cluster, più o meno massiccio come il Sole», ha spiegato la co-autrice del paper Elisa Antolini dell’Università degli Studi di Perugia. «Sapevamo che con la perdita di massa si sarebbe verificata una migrazione verso l’esterno. Per questo non è stata una sorpresa. Ciò che, invece, ci ha sbalordito è che le nane bianche più giovani nane bianche hanno appena intrapreso il loro viaggio. Questa potrebbe essere la prova che le stelle perdono gran parte della loro massa in una fase successiva della loro vita, il che è una scoperta emozionante». Circa 100 milioni di anni prima che stelle diventino nane bianche, queste si gonfiano entrando nella fase di giganti rosse. Finora molti astronomi hanno ritenuto che le stelle perdevano la maggior parte della loro massa proprio in questa fase. Ma è evidente che se così fosse le stelle verrebbero espulse dal centro dell’ammasso globulare nella fase di gigante rossa. Con il nuovo studio, infatti, questa teoria è stata ribaltata: «Le nostre osservazioni con Hubble hanno condotto a nane bianche che hanno appena iniziato la loro migrazione verso orbite più ampie», ha spiegato Harvey Richer, ricercatore anche lui presso la University of British Columbia. «Questo rivela che la migrazione delle stelle dal centro e la perdita della loro massa cominciano più tardi nella vita della stella rispetto a quello che si è sempre pensato. Queste nane bianche perdono una grande quantità di massa appena prima di diventare nane bianche e non durante la fase di giganti rosse». Cosa vuole dire? I nuovi risultati implicano che le stelle in realtà perdono dal 40 al 50 per cento della loro massa “soli” 10 milioni di anni prima di diventare delle nane bianche.
di Eleonora Ferroni (INAF)

Il modello cosmologico standard (2)

Sul sito Astronomia.com segnaliamo l’articolo: Il modello cosmologico standard ΛCDM – Parte II: quanta materia ed energia oscura? di Enrico Corsaro. Dopo aver visto cos’è e come si ricava il modello cosmologico standard ΛCDM, in questa seconda parte vedremo di capire come ottenere il bilancio energetico tra materia ed energia oscura che oggi conosciamo, sfruttando una particolare categoria di dati a nostra disposizione, le distanze ottenute dalle cosiddette candele standard. Introdurremo brevemente le Supernovae di Tipo Ia e vedremo di capire come una misura di distanza ottenuta dalle stesse si può legare all’effetto prodotto da materia ed energia oscura sull’espansione dell’Universo.

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