Il fantasma di una stella morente

Questa sfera straordinaria, illuminata come il fantasma di una stella nel buio inquietante dello spazio, appare quasi soprannaturale e misteriosa, ma è un oggetto astronomico familiare: una nebulosa planetaria, ciò che resta di una stella morente.

Questa sfera straordinaria, illuminata come il fantasma di una stella nel buio inquietante dello spazio, appare quasi soprannaturale e misteriosa, ma è un oggetto astronomico familiare: una nebulosa planetaria, ciò che resta di una stella morente. Questa è la migliore immagine mai ottenuta dell'oggetto, in realtà poco noto, chiamato ESO 378-1: è stata catturata dal VLT (Very Large Telescope) dell'ESO nel nord del Cile. Crediti: ESO

Questa è la migliore immagine mai ottenuta dell’oggetto, in realtà poco noto, chiamato ESO 378-1: è stata catturata dal VLT (Very Large Telescope) dell’ESO nel nord del Cile. Soprannominata la Nebulosa Civetta Meridionale, questa sfera luccicante è una nebulosa planetaria con un diametro di quasi quattro anni luce. Il suo nome popolare la lega alla cugina dell’emisfero settentrionale, la Nebulosa Civetta. ESO 378-1, catalogata anche come PN K 1-22 e PN G283.6+25.3, si trova nella costellazione dell’Idra. Come tutte le nebulose planetarie,  ESO 378-1 è un fenomeno relativamente breve, dato che dura solo qualche decina di migliaia di anni, mentre la vita media di una stella è di svariati miliardi di anni (la durata di una nebulosa planetaria in confronto alla vita della stella è circa la durata di una bolla di sapone rispetto all’età del bambino che soffia). Le nebulose planetarie vengono formate dal gas in espansione, ejettato dalla stella morente. Anche se sono oggetti brillanti e molto interessanti nelle fasi iniziali della formazione, queste bolle svaniscono velocemente quando il gas che le forma si allontana e la stella centrale diviene più fioca. Perchè si formi una nebulosa planetaria, la stella deve avere una massa inferiore a circa otto volte la massa del Sole. Le stelle più pesanti di questo limite finiranno la loro vita in modo più teatrale, con un’esplosione di supernova. Le stelle più piccole, mentre invecchiano iniziano a perdere gli strati esterni del gas a causa dei venti stellari. Dopo che la maggior parte di questi strati si sono dispersi, il nucleo centrale caldo inizia a emettere radiazione ultravioletta che ionizza il gas circostante. La ionizzazione fa risplendere di colori vivaci il gas di queste spettrali bolle di gas in espansione. Dopo che la nebulosa planetaria è svanita, il resto stellare brucerà ancora per un miliardo di anni prima di consumare tutto il carburante rimasto. Diventerà una nana bianca, piccola ma calda e densissima, che si raffredderà lentamente nel corso di miliardi di anni. Il Sole produrrà una nebulosa planetaria tra parecchi miliardi di anni e passerà gli anni della sua vecchiaia come nana bianca. Le nebulose planetarie svolgono un ruolo cruciale nell’arricchimento chimico e nell’evoluzione dell’Universo. Gli elementi come carbonio e azoto, così come alcuni elementi più pesanti, vengono creati da queste stelle e restituiti al mezzo interstellare. Da questo materiale si formano poi nuove stelle, pianeti e, infine, anche la vita. Questo è li motivo della famosa frase di Carl Sagan: “Siamo fatti della stessa materia delle stelle“. Questa fotografia è parte del programma Gemme cosmiche dell’ESO, un’iniziativa di divulgazione per produrre immagini di oggetti interessanti o anche semplicemente belli sfruttando i telescopi dell’ESO a scopi di comunicazione e didattica. Il programma usa i telescopi quando questi non possono essere usati per osservazioni scientifiche. Poichè però i dati potrebbero comunque risultare utili anche per scopi scientifici, vengono messi a disposizione degli astronomi attraverso l’archivio scientifico dell’ESO. Foto: questa sfera straordinaria, illuminata come il fantasma di una stella nel buio inquietante dello spazio, appare quasi soprannaturale e misteriosa, ma è un oggetto astronomico familiare: una nebulosa planetaria, ciò che resta di una stella morente. Questa è la migliore immagine mai ottenuta dell’oggetto, in realtà poco noto, chiamato ESO 378-1: è stata catturata dal VLT (Very Large Telescope) dell’ESO nel nord del Cile. Crediti: ESO
Fonte: ESO

Uno scrigno pieno di nuove stelle

Ecco una nuova e sensazionale immagine scattata dal VST (telescopio per survey del VLT) all’Osservatorio dell’ESO al Paranal in Cile, ed è la veduta finora più dettagliata di questa parte di cielo. Si tratta di un paesaggio stellare nella costellazione meridionale dell’Altare che custodisce, come un tesoro, ammassi stellari, nebulose a emissione e regioni di formazione stellare attiva. La zona di cielo si trova a circa 4.000 anni luce dalla Terra.

Questa immagine, presa con lo strumento OmegaCAM installato sul VST (VLT survey telescope) all'Osservatorio del Paranal, mostra una sezione dell'associazione stellare OB1 dell'Altare. Nel centro dell'immagine si vede il giovane ammasso aperto NGC 6193, mentre sulla destra la nebulosa a emissione NGC 6188, illluminata dalla radiazione ionizzante emessa dalle vicine stelle brillanti. Crediti: ESO

Questa immagine, presa con lo strumento OmegaCAM installato sul VST (VLT survey telescope) all’Osservatorio del Paranal, mostra una sezione dell’associazione stellare OB1 dell’Altare. Nel centro dell’immagine si vede il giovane ammasso aperto NGC 6193, mentre sulla destra la nebulosa a emissione NGC 6188, illluminata dalla radiazione ionizzante emessa dalle vicine stelle brillanti. Crediti: ESO

Al centro dell’immagine si vede l’ammasso stellare aperto NGC 6193, che contiene una trentina di stelle brillanti e forma il cuore dell’associazione OB1 dell’Altare. Le due stelle più brillanti sono giganti molto calde. Insieme, costituiscono la fonte principale di illuminazione della vicina nebulosa a emissione, la Nebulosa Rim (bordo, in inglese) o NGC 6188, visibile a destra dell’ammasso. Un’associazione stellare è un grande gruppo di stelle legate debolmente che non si sono ancora del tutto allontanate dal luogo di formazione iniziale. Le associazioni di tipo OB sono composte per la maggior parte da stelle molto giovani bianco-blu, circa 100.000 volte più luminose e 10 – 50 volte più massicce del Sole. La Nebulosa Rim è il muro di nubi scure e luminose che marca il confine tra una regione di formazione stellare attiva all’interno della nube molecolare, nota come RCW 108, e il resto dell’associazione. Questa nebulosa ha anche un’altra modesta fama tra gli astronomi, poiché una sua precedente immagine è stata usata come copertina del DVD che conteneva la raccolta di software astronomico dell’ESO: Scisoft, la cui versione più recente è stata distribuita qualche settimana fa. Viene perciò anche chiamata la Nebulosa Scisoft.
L’area intorno a RCW 108 è composta per la maggior parte da idrogeno – l’ingrediente primario della formazione stellare. Queste zone sono conosciute anche come regioni H II. La radiazione ultravioletta e i venti stellari intensi dalle stelle di NGC 6193 sembrano condurre una nuova generazione di formazione stellare nelle nubi circostanti di gas e polveri. Quando i frammenti della nube collassano si scaldano e alla fine formano nuove stelle. Mano a mano che la nube crea nuove stelle, viene anche erosa dai venti e della radiazione emessa dalle stelle delle precedenti generazioni e da violente esplosioni di supernova. In questo modo le regioni H II tendono ad avere una durata di soli pochi milioni di anni. La formazione stellare è un processo molto inefficiente: circa il 10 % del materiale disponibile contribuisce al processo, mentre il resto viene soffiato via nello spazio.
Alcuni segnali indicano che la Nebulosa Rim potrebbe essere nella fase iniziale di “formazione di pilastri” e in futuro potrebbe assomigliare ad altre famose zone di formazione stellare, come per esempio la Nebulosa Aquila (Messier 16, che contiene i famosi “Pilastri della Creazione“) e la Nebulosa Cono (parte di NGC 2264). Di recente su Media INAF abbiamo parlato anche della Nebulosa della Carena che presenta queste strutture.
Questa immagine spettacolare è stata creata a partire da più di 500 singole fotografie prese in quattro diversi filtri di colore con il VST (VLT Survey Telescope). Il tempo totale di esposizione è stato di più di 56 ore. Il VST è un telescopio da 2.6 metri di diametro e 1 grado quadrato di campo, dotato di ottica attiva ed esclusivamente dedicato alle survey nel visibile, ancora oggi il più grande esistente nella sua categoria. VST, interamente progettato e realizzato in Italia da INAF e da industrie italiane, è il risultato di una joint venture tra l’ESO e l’INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte a Napoli, che ha prodotto il telescopio con l’assistenza dell’INAF e la collaborazione degli osservatori di Padova e Arcetri.
di Eleonora Ferroni (INAF)

I segreti della Mosca

La Mosca è una costellazione australe formata da un gruppetto di stelle abbastanza deboli (dalla terza magnitudine in giù), perciò poco appariscente, se non avesse dei vicini illustrissimi che permettono di individuarne la collocazione in cielo: la meravigliosa Croce del Sud e la coppia α e β Cen permettono di sapere in ogni istante dove guardare. Peccato che dalle nostre latitudini non sia mai osservabile, così come i suoi vicini illustri. Il nome latino è Musca, che al genitivo fa Muscae, da leggersi con la “c” dolce (e non musche), quando citiamo le stelle della costellazione. Un oggetto deep sky della Mosca è stato addirittura usato per un album dei Pearl Jam, Binaural, nella cui copertina appare questo bell’oggetto celeste.
Questa piccola costellazione presenta al suo interno una delle stelle vicine al nostro Sole, Gliese 440 (nota anche come HIP 57367) che con la sua piccola distanza di 15 a.l. si colloca addirittura al quarto posto nell’elenco delle stelle più vicine al Sole, dopo Proxima e Alfa Centauri e la Van Maanen Star: si tratta di una nana bianca della rara classe spettrale DQ6.
Nel diagramma di confronto tra le poche stelle della Mosca ed altri mostri stellari, ci sono un paio di stelle niente male: la più grande è ε Mus, una gigante rossa di classe spettrale M5 visibile anche ad occhio nudo (è di quarta magnitudine), il cui diametro è di 116 volte quello del nostro Sole. L’altra stella grande è μ Mus, di classe K4 (la stessa di Aldebaran) grande 41 volte il nostro Sole, ma molto più grande della stella più brillante del Toro.
Oggetti deep sky
All’interno di questa costellazione troviamo cinque oggetti molto interessanti, fotografati dal meraviglioso HST. Inizio con la stupenda e inconsueta nebulosa planetaria a spirale denominata NGC 5189. poi passiamo al globular cluster NGC 4833, pieno di stelle e ad un altro globular cluster davvero affascinante, NGC 4372, E poi la cosiddetta Engraved Hourglass Nebula (la nebulosa Clessidra Intarsiata), MyCn 18, una planetaria con un bellissimo ma inquietante occhio azzurro al suo interno. Per finire un altro strano oggetto, non a caso denominato Dark Doodad Nebula (nebulosa dell’oggettino scuro).
Tratto da Le costellazioni della Mosca e dell’Ottante di Pierluigi Panunzi (Astronomia.com). Si ricorda che questa serie di articoli fa uso del Simulatore di costellazioni in 3D. Se si dovessero riscontrare problemi nel caricamento delle pagine, scaricare manualmente l’ultima versione di JRE (Java Runtime Environment) all’indirizzo: http://www.java.com/it/download/index.jsp

Vita e morte di una famiglia di stelle

In questa nuova suggestiva immagine ottenuta all’Osservatorio dell’ESO di La Silla in Cile, giovani stelle in uno stretto abbraccio su uno sfondo di nubi di gas brillante e strisce di polvere. L’ammasso stellare, noto come NGC 3293, era probabilmente solo una nube di gas e polvere circa dieci milioni di anni fa, ma appena le stelle hanno iniziato a formarsi è divenuto il brillante gruppo di stelle che vediamo ora. Ammassi come questi sono laboratori celesti che permettono agli astronomi di capire meglio come evolvono le stelle. Questo bellissimo ammasso stellare, NGC 3293, si trova a circa 8000 anni luce dalla Terra nella costellazione della Carena. È stato individuato per la prima volta dall’astronomo francese Nicolas-Louis de Lacaille nel 1751, durante il suo soggiorno in quello che ora è il Sudafrica, usando un piccolo telescopio di apertura di soli 12 millimetri. È uno degli ammassi più brillanti del cielo australe e si vede facilmente a occhio nudo in una notte buia e serena. Gli ammassi stellari come NGC 3293 contengono stelle che si sono formate più o meno nello stesso periodo, alla stessa distanza dalla Terra e dalla stessa nube di gas e polvere e perciò con la stessa composizione chimica. Ne risulta che questi ammassi sono oggetti ideali per mettere alla prova le teorie sull’evoluzione stellare. La maggior parte delle stelle qui visibili sono molto giovani e l’ammasso stesso ha meno di 10 milioni di anni. È proprio un bambino su scala cosmica, se si considera che il Sole, ancora di mezz’età, ha già 4,6 miliardi di anni. Queste stelle brillanti, giovani e blu sono abbondanti negli ammassi aperti come NGC 3293 e, per esempio, nel più conosciuto ammasso Kappa Crucis, noto anche come Scrigno di Gioie o NGC 4755. Questi ammassi aperti si formano da un nube gigante di gas molecolare e le stelle sono tenute insieme dalla reciproca attrazione gravitazionale. Queste forze non sono in grado però di tenere unito l’ammasso a fronte di incontri ravvicinati con altri ammassi e nubi di gas a mano a mano che il gas e la polvere dell’ammasso stesso si dissipano. Perciò gli ammassi aperti vivono solo qualche centinaio di milioni di anni, diversamente dai loro cugini più grandi, gli ammassi globulari, che pososno sopravvivere per miliardi di anni e contengono un numero ben maggiore di stelle. Anche se qualche indizio suggerisce che la formazione stellare non sia finita in NGC 3293, si pensa che la maggior parte, se non la totalità, della cinquantina di stelle di questo ammasso siano state formate in un unico evento. Ma anche se queste stelle hanno tutte la stessa età non hanno tutte lo stesso aspetto abbagliante di una stella durante la sua infanzia: alcune sembrano decisamente più vecchie, dando agli astronomi la possibilità di esplorare come e perchè le stelle evolvano con ritmi diversi. Si prenda per esempio la stella brillante, di colore arancione, in basso a destra nell’ammasso. Questa enorme stella, una gigante rossa, quando si è formata era probabilmente la più grande e la più luminosa di tutta la cucciolata, ma le stelle brillanti bruciano in fretta. Quando la stella ha terminato il combustibile nel nucleo, la dinamica interna è cambiata e la stella ha iniziato a gonfiarsi e raffreddarsi, diventando la gigante rossa che ora osserviamo. Le giganti rosse sono al termine del loro ciclo vitale ma le sorelline di questa gigante rossa si trovano ancora in quella fase nota come PMS (pre-sequenza principale, dall’inglese “pre-main sequence”) – il periodo che precede il lungo, stabile corso della normale vita di una stella. Vediamo queste stelle nel fiore della vita, calde luminose e bianche, su un sfondo polveroso e rosso. Questa immagine è stata ottenuta con il WFI (Wide Field Imager) installato sul telescopio da 2,2 metri dell’MPG/ESOall’Osservatorio dell’ESO di La Silla nel Cile settentrionale.
FONTE: ESO

L’Associazione di AB Doradus

L’Associazione di AB Doradus è un’associazione stellare formata da una trentina di stelle che possiedono lo stesso moto proprio, muovendosi così assieme nello spazio intragalattico; prende il nome da una delle sue stelle più importanti, la variabile AB Doradus. Queste componenti possiedono un’età e metallicità simile e un’origine comune. Questo gruppo dista circa 20 parsec (circa 65 anni luce) dal nostro sistema solare ed è pertanto il gruppo stellare in movimento più vicino a noi fra tutti quelli conosciuti; si stima che la sua età sia compresa fra i 50 e i 119 milioni di anni. Le sue componenti sono quasi esclusivamente di piccola massa e, a causa della loro vicinanza a noi, appaiono sparpagliate in un’area di cielo vastissima, che va dalle costellazioni dell’Idra, della Poppa e del Dorado fino a quelle di Perseo e Andromeda. Secondo uno studio del 2011, quest’associazione comprende 53 membri, 46 dei quali individuati dal Telescopio Spaziale Spitzer.Nel 2012 un gruppo di astronomi ha annunciato la scoperta di CFBDSIR 2149-0403, un pianeta interstellare, con una massa stimata compresa tra 4 e 7 volte la massa di Giove, che si ipotizza far parte di questa associazione stellare. La sua grande vicinanza a noi rende quest’associazione stellare perfetta per gli studi sulle proprietà stellari condivise, così come il rilevamento delle stelle membri tramite le immagini dirette; questi studi possono a loro volta essere sfruttati ad esempio per definire al dettaglio i modelli sulle giovani stelle.

La Nube del Compasso

La Nube del Compasso è una densa nube molecolare gigante non illuminata situata nella costellazione del Compasso; la sua posizione è facilmente individuabile grazie alla brillante stella α Centauri e si estende per alcuni gradi nella parte centrale della costellazione. Si tratta di una delle nebulose meno studiate in assoluto fra quelle poste entro una distanza di 1000 parsec dal sistema solare; la nube è composta da due addensamenti principali, noti come Circinus-E e Circinus-W, e ospita degli intensi fenomeni di formazione stellare, generanti esclusivamente stelle di piccola e media massa, concentrati soprattutto su Cir-W. La formazione stellare potrebbe essere stata provocata dall’esplosione di una supernova nelle sue vicinanze. La distanza della nube, probabilmente attorno ai 700 parsec (2300 anni luce) coincide con una regione interbraccio fra il Braccio di Orione e quello del Sagittario. La Nube del Compasso si osserva lungo la brillante scia della Via Lattea meridionale, sul bordo meridionale, al centro dell’omonima costellazione; la sua posizione è estremamente facile da individuare, grazie alla presenza della celebre stella α Centauri, la cui magnitudine apparente costituita dalla somma delle sue componenti è pari a -0,27, rendendola così la terza stella più luminosa del cielo ad occhio nudo. Nelle notti più buie la Nube del Compasso può essere individuata come una piccola macchia oscura situata circa 1,5° a sudest di α Centauri, che maschera la luce diffusa della Via Lattea. Con strumenti professionali è possibile scorgere, nella parte sudoccidentale di questa nube oscura, una piccola nube illuminata con al centro una stellina poco appariscente: quest’oggetto è catalogato come vdBH 65a e costituisce una piccola frazione illuminata per riflessione dei gas del complesso nebuloso. La costellazione del Compasso giace ad una declinazione fortemente australe, al punto che dall’emisfero boreale la sua visibilità è limitata alla fascia tropicale e subtropicale; dall’emisfero australe, al contrario, si presenta circumpolare da gran parte delle sue regioni, mentre in prossimità dell’equatore tramonta solo per una decina di ore al giorno. A causa della precessione degli equinozi, il polo sud celeste si sta lentamente spostando nella sua direzione; entro alcune migliaia di anni però il movimento di precessione porterà il polo sud celeste in direzione della Colomba e questa parte di cielo assumerà delle declinazioni sempre più boreali e fra 10-12 000 anni sarà ben osservabile anche da gran parte dell’emisfero nord. Questa regione di cielo è relativamente poco studiata ed è stata trascurata a lungo anche a causa della sua posizione fortemente australe. La nube appare divisa in due parti ben distinte; la parte più orientale è la più estesa, ma è anche la meno studiata, mentre la parte sudoccidentale, più piccola, è stata studiata molto dettagliatamente a causa degli intensi fenomeni di formazione stellare che avvengono al suo interno. Queste due parti sono spesso identificate con le sigle Circinus-E e Circinus-W. I fenomeni di formazione stellare della nube generano esclusivamente stelle di piccola e media massa e sono stati probabilmente favoriti dall’esplosione di una supernova nelle sue vicinanze, come sembra indicare anche la struttura a bolla che si sovrappone alla nube e che si estende anche al di là di questa. La distanza della nube è stata indicata come pari a circa 700 parsec (2300 anni luce); questa distanza corrisponde a una regione esterna al Braccio di Orione, intermedia fra questo e il Braccio del Sagittario o nelle immediate vicinanze di quest’ultimo. In realtà le stime della sua distanza sono scarse e talvolta incerte, indicate anche in una fascia compresa fra 600 e 900 parsec. A questa distanza, la massa totale della nube sarebbe pari a circa 47000 masse solari. Nella nube sono note 23 sorgenti infrarosse catalogate dall’IRAS, gran parte delle quali sono associate a dei getti molecolari individuabili nella banda del CO e coincidenti di fatto con altrettanti oggetti HH; questi getti sono la prova più evidente dell’attività di formazione stellare presente nella regione. Fra gli oggetti più evidenti vi è la sorgente IRAS 14568-6304, situata nella nube Circinus-W; questa sorgente coincide con una stella di Classe I ed è associata alla piccola nebulosa a riflessione vdBH 65a. Una stella probabilmente partecipante all’illuminazione della nebulosa è MOHα 10. Il getto molecolare associato a questa sorgente prende il nome di HH 139 e presenta dei lobi compatti. A brevissima distanza si trova la sorgente IRAS 14592-6311, associata alla nube vdBH 65b e coincidente con una giovane stella Ae/Be di Herbig; questa stella presenta delle notevoli linee di emissione e possiede la sigla di stella variabile DG Circini. A questa stella è associato anche un maser ad acqua leggermente variabile. A pochi minuti d’arco da questa sorgente si trovano quattro getti molecolari, identificati con le sigle da HH 140 a HH 143. Un’altra sorgente notevole è IRAS 14564–6254, situata all’interno di una nube massiccia posta sul bordo settentrionale di Circinus-W; secondo alcuni studi, fa parte di un piccolo raggruppamento di quattro sorgenti, indicate con le sigle da Cir-MMS 1 a Cir-MMS 4, disperse su uno spazio di 0,15 parsec e poste in uno stadio evolutivo differente l’una dalle altre. Nella nube sono state individuate inoltre 47 stelle con emissioni Hα, delle quali una quindicina mostrano delle emissioni accertate. Vedi anche l’articolo “Nascita di stelle nella Nube del Compasso”.
Tratto da Wikipedia

Nascita di stelle nella Nube del Compasso

Quest’immagine ripresa dal Telescopio Spaziale Hubble (già apparsa in una prima versione nel concorso Hubble’s Hidden Treasures) mostra IRAS 14568-6304una giovane stella ammantata d’un velo dorato di polveri e gas. Una debuttante che, come in una precoce danza dei sette veli, annuncia la sua venuta al mondo spargendo brandelli della placenta cosmica da cui ancora si sta nutrendo. Lo scuro sipario cosmico su cui la scena si staglia è la Nube del Compasso (Circinus), una nube molecolare con massa di circa 250.000 volte quella del Sole, noto palcoscenico di formazione stellare. All’interno di questa Nube vi sono due regioni, ciascuna di stazza complessiva attorno alle 5.000 masse solari e informalmente conosciute come Circinus Est e Ovest, dove più frequente è la nascita di nuovi astri. La stella IRAS 14568-6304, qui delicatamente immortalata nel soffuso alone di gas all’interno di Circinus-Ovest, è una delle novizie più promettenti, non fosse altro per il fatto che è alla guida di un getto protostellare, quello che nell’immagine appare come una “coda” sotto la stella. Questo getto è in realtà il residuo non digerito, per così dire, della porzione di nube molecolare da cui si è originata la stella. Mentre la maggior parte di questo materiale ha contribuito a formare la stella e il suo disco di accrescimento (l’anello di gas e polveri che circonda la stella e che può in seguito dare origine anche a pianeti), a un certo punto del suo sviluppo la stella ha cominciato a espellere radialmente ai poli una parte del materiale a velocità supersoniche attraverso lo spazio. Questo fenomeno, chiamato deflusso (outflow), non è solo affascinante a vedersi, ma può anche fornirci preziosi indizi sul processo di formazione stellare. IRAS 14568-6304 è solo una delle diverse protostelle che sono fonte di deflusso dell’ammasso molecolare Circinus-Ovest. Tutte assieme, queste fonti danno origine a uno dei più brillanti, massicci ed energetici deflussi mai segnalati. Tanto che, in omaggio a questa attività, gli scienziati hanno anche suggerito di indicare Circinus-Ovest con il poetico appellativo di “nido dei deflussi molecolari”.
di Stefano Parisini (INAF)

Un incomprensibile grumo gassoso

Un grumo gassoso di monossido di carbonio nel disco di polvere che circonda la stella Beta Pictoris. E’ la scoperta fatta da un team di astronomi grazie ad ALMA, l’Acatama Large Millimeter Array dell’ESO. La sorpresa deriva dal fatto che ci si aspetta che questo gas venga rapidamente distrutto dalla radiazione stellare. Qualcosa – probabilmente le frequenti collisioni tra piccoli oggetti ghiacciati, come le comete – deve continuamente rifornire questa riserva di gas. I nuovi risultati sono pubblicati sulla rivista Science. Beta Pictoris, una stella vicina a noi, facilmente visibile a occhio nudo nel cielo australe, viene considerata l’archetipo dei giovani sistemi planetari. Si sa che ospita un pianeta in orbita a circa 1,2 miliardi di chilometri dalla stella ed è stata una delle prime stelle intorno a cui sia stato trovato un vasto disco di detriti polverosi. Nuove osservazioni con ALMA mostrano che il disco è permeato da monossido di carbonio gassoso. Paradossalmente, la presenza di monossido di carbonio, che è così dannoso per gli esseri umani sulla Terra, potrebbe indicare che il sistema planetario di Beta Pictoris potrebbe a un certo punto diventare un buon habitat per la vita. Il bombardamento cometario che i suoi pianeti ricevono ora potrebbe fornire loro l’acqua necessaria a sostenere la vita. Ma il monossido di carbonio viene facilmente e rapidamente distrutto dalla radiazione stellare – potrebbe durare solo un centinaio d’anni nel punto in cui viene osservato nel disco di Beta Pictoris. Osservarlo perciò in quel disco vecchio di 12 milioni di anni è una vera sorpresa. Da dove viene? E perché è ancora lì? “A meno che stiamo osservando Beta Pictoris in un momento molto particolare, ciò significa che il monossido di carbonio viene continuamente reintegrato”, commenta William R. F. Dent, un astronomo dell’ESO in forza al JAO (Joint ALMA Office) a Santiago in Cile, e primo autore dell’articolo pubblicato dalla rivista Science. “La fonte più abbondante di monossido di carbonio in un sistema planetario giovane è la collisione tra corpi ghiacciati, dalle comete agli oggetti più grandi, della dimensione dei pianeti”. Ma il tasso di distruzione dev’essere molto alto: “Per ottenere la quantità di monossido di carbonio che osserviamo, il tasso di collisione dovrebbe essere veramente impressionante – un grande scontro tra comete ogni cinque minuti” osserva Aki Roberge, astronomo al Goddard Research Center della NASA a Greenbelt, USA, e coautore dell’articolo. “Per ottenere questo numero di collisioni serve uno sciame di comete massiccio e compatto”. Un’altra sorpresa delle osservazioni di ALMA, che non solo hanno scoperto il monossido di carbonio, ma ne hanno anche identificato la posizione nel disco, grazie alla capacità unica di ALMA di misurare simultaneamente sia la posizione che la velocità, è che il gas è concentrato in un unico grumo compatto. Questa concentrazione si trova a circa 13 miliardi di chilometri dalla stella, cioè circa tre volte la distanza di Nettuno dal Sole. Perchè il gas si trovi in questo piccolo grumo così lontano dalla stella è ancora ignoto. “Questo grumo è un indizio importante su cosa stia succedendo nelle zone esterne di questo giovane sistema planetario”, suggerisce Mark Wyatt, astronomo all’University of Cambridge e coautore dell’articolo, che continua spiegando che ci sono due modi per formare un tale grumo: “O l’attrazione gravitazionale di un pianeta ancora non identificato, di massa simile a quella di Saturno, sta attirando le comete in una piccola zona in cui avvengono le collisioni, oppure stiamo osservando il risultato di una singola catastrofica collisione tra due pianeti ghiacciati della dimensione di Marte”. Entrambe queste possibilità inducono gli astronomi a essere ottimisti sul fatto che ci siano molti pianeti che ancora devono essere scoperti intorno a Beta Pictoris. “Il monossido di carbonio è solo l’inizio – ci possono essere altre molecole pre-organiche complesse rilasciate da questi corpi ghiacciati”, aggiunge Roberge.
Fonte ESO

Nel cielo stellato ecco lo Studio dello Scultore

Lo Scultore (in latino Sculptor, abbreviata in Scl) è una delle 88 costellazioni moderne. Si tratta di una costellazione meridionale minore introdotta dall’astronomo francese Nicolas Louis de Lacaille; egli la denominò originariamente come Studio dello Scultore, ma il nome è stato in seguito abbreviato.
Lo Scultore è un’oscura costellazione situata a declinazioni moderatamente australi; occupa la regione di cielo a sud della Balena ed è compresa fra le brillanti stelle Fomalhaut, Deneb Kaitos e Ankaa, pertanto la sua individuazione ne risulta molto facilitata. Le sue stelle più brillanti sono solo di quarta magnitudine e le stelle di fondo sono in numero esiguo, a causa della distanza dalla scia della Via Lattea; in particolare, il polo sud galattico ricade in questa costellazione. Proprio la distanza dal piano galattico fa sì che sia possibile osservare senza ostacoli gli oggetti extragalattici, in particolare le galassie.
Il periodo più propizio per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra ottobre e gennaio, coincidenti con l’autunno boreale; l’emisfero australe è il luogo più adatto per la sua individuazione, ma anche dall’emisfero nord più essere osservata per intero fino alla latitudine 50°N, sebbene la totale assenza di stelle luminose rendano ancor più necessario cercare dei riferimenti in altre

Le stelle principali

  • α Sculptoris è una gigante blu di magnitudine 4,30 distante 672 anni luce; la sua magnitudine assoluta è pari a -2,27.
  • β Sculptoris è una stella subgigante azzurra di magnitudine 4,38 distante 178 anni luce.
  • γ Sculptoris è una gigante arancione di magnitudine 4,41 distante 179 anni luce; si trova fisicamente vicina alla β Sculptoris.
  • δ Sculptoris è una stella bianca di magnitudine 4,59 distante 143 anni luce.

Fra le stelle doppie la più facile è la HD 223991, una coppia formata da una stella bianca di sesta grandezza e da una giallastra di settima, con una separazione di 6,4″, dunque alla portata di un telescopio di medie dimensioni.
Fra le stelle variabili della costellazione ve ne sono alcune osservabili con un binocolo o con un piccolo telescopio. Fra le variabili semiregolari, molto abbondanti, vi è la R Sculptoris, che in fase di massima arriva alla magnitudine 6,1; in circa un anno scende fino all’ottava grandezza, divenendo cos’ visibile sono con un binocolo di media potenza, per poi risalire. Un’altra semiregolare facile da psservare è la Y Sculptoris, che in circa 10 mesi oscilla fra le magnitudini 7,5 e 9,0. S Sculptoris è una Mireide facile da notare; in fase di massima è visibile anche ad occhio nudo come una stella rossastra di quinta magnitudine, mentre in fase di minima è di tredicesima grandezza. Il suo periodo è di un anno quasi esatto.

Profondo cielo

Lo Scultore è sede del polo sud galattico; ciò comporta che gli oggetti extragalattici non vengano mascherati dalle polveri galattiche. La galassia più brillante della costellazione, nonché una delle più luminose del cielo, è NGC 253, nota anche col nome di Galassia dello Scultore; si tratta di una grande galassia spirale barrata vista parzialmente di taglio, ben visibile anche con un semplice binocolo come un fuso luminoso allungato. Anche NGC 55 è una brillante galassia, di forma asimmetrica e vista di taglio, situata sul confine con la Fenice, come pure NGC 289, visibile con piccoli strumenti. Nel settore occidentale dello Scultore si trova NGC 7793, una galassia spirale con un piccolo nucleo e un esteso sistema di bracci di spirale. Nella regione centro-orientale della costellazione si trova anche la Galassia Nana dello Scultore, una galassia nana che fa parte del Gruppo Locale. È presente pure un ammasso globulare, NGC 288, nella parte nordorientale della costellazione.

Alfa Sculptoris

Alfa Sculptoris  è la stella principale nella costellazione dello Scultore. Ha una magnitudine apparente di 4,3 ed è distante 775 anni luce dal sistema solare.
Alfa Sculptoris ha una declinazione di 29°S, il che favorisce gli osservatori posti alatitudini meridionali. Tuttavia, la sua posizione non troppo discosta dall’equatore celeste fa in modo che sia visibile dalla gran parte delle aree abitate della Terra. In particolare essa diventa invisibile solo a partire dal 60°N, escludendo in tal modo l’Alaska, il Canada settentrionale, la Groenlandia, l’Islanda, le regioni scandinavesettentrionali, e buona parte della Russia, mentre è circumpolare a sud del 61°S, cioè solo nelle regioni antartiche. Il periodo più propizio per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra settembre e gennaio, coincidenti con l’autunno boreale.
Classificata come una variabile SX Arietis, varia la sua magnitudine tra 4,3 e 4,38, è una gigante blu 5,5 volte più massiccia e 1700 volte più luminosa del Sole. È classificata come gigante peculiare a causa delle deboli righe di elio presenti nello spettro, che è solo il 45 per cento  del normale, per una stella della sua classe. Al contrario sono presenti in abbondanza silicio, titanio e manganese. La causa è la lenta velocità di rotazione, 14 km/s, molto bassa rispetto ad altre stelle di classe B; la cappa esterna della stella rimane inalterata permettendo che alcuni elementi penetrino all’interno mentre altri affiorino fino in superficie.

Un Lupo che ricorda i perfidi figli di Licaone

Anche se solo parzialmente visibile alle nostre latitudini, ritengo comunque doveroso presentare la costellazione del Lupo, visibile nella prima parte della notte a primavera inoltrata (il Lupo è una delle 88 costellazioni moderne, nonché una delle 48 elencate da Tolomeo nel suo Almagesto; si trova tra il Centauro e lo Scorpione). Facciamo innanzitutto presente che, contrariamente a quanto ci si potrebbe aspettare data la sua declinazione fortemente negativa, il Lupo è una costellazione molto antica e secondo una leggenda sarebbe da mettere in relazione con Licaone, re dell’Arcadia che aveva 50 figli crudeli e perversi; quando Zeus si recò da loro travestito da mendicante, questi lo invitarono a cena mescolando fra le carni di animali quelle di un fanciullo da loro ucciso, quasi volessero mettere a prova la reazione del loro inatteso ospite; Zeus, però, non cadde nell’inganno e profondamente irritato da tanta crudeltà fulminò Licaone e i suoi figli.  Secondo un’altra leggenda, il diluvio universale, al quale scamparono Deucalione e sua moglie Pirra, sarebbe stato proprio la maledizione inviata da Giove a causa di Licaone e dei suoi figli la cui malvagità avrebbe corrotto l’intero genere umano.
In questo caso sono decisamente avvantaggiati gli abitanti dell’estremo sud dell’Italia che possono così sperare di spingere lo sguardo sino alla parte meridionale della costellazione. Tuttavia, anche se culminasse alto sull’orizzonte, il Lupo non sarebbe comunque appariscente, in quanto possiede una sola stella di 2a magnitudo.  La più brillante è la Alfa che però è già situata a una declinazione irraggiungibile dal nord della Penisola; è una stella blu distante poco meno 700 anni luce e quasi 4800 volte più brillante del Sole.
Beta Lupi, situata a metà costellazione e a mezzo grado dal confine col Centauro, è pure una stella bluastra delle prime classi spettrali, distante 360 anni luce e 830 volte più brillante del Sole.
Anche Gamma Lupi è un astro azzurro, distante 160 anni luce e 400 volte più luminosa della nostra Stella. E sempre azzurre sono anche Delta ed Epsilon; la prima è una gigante distante 600 anni luce e oltre 1300 volte più brillante del Sole, mentre la seconda è distante 460 anni luce ed più 700 brillante.
È veramente incredibile la quantità di stelle azzurre che troviamo in questa costellazione: al di sotto della magnitudo 5 se ne contano ben 19 di classe spettrale B! Da quello che ricordo, solo Orione possiede una densità così elevata di stelle calde; ma Orione è situata in una zona ricchissima di nebulose che si può paragonare a un vero e proprio reparto di…neonatologia stellare, mentre non mi risulta che nel Lupo via sia qualcosa di analogo, anche se la parte meridionale è lambita dalla Via Lattea.
Una semplice coincidenza, dunque?
A questa costellazione appartiene una celebre curiosità storica. Tra il 30 aprile e il 1° maggio del 1006 è apparsa, nella costellazione del Lupo, una supernova galattica estremamente brillante, tanto da rendersi visibile in pieno giorno per alcune settimane dopo la sua comparsa. Se si esclude la Luna si può affermare che è stato l’oggetto più luminoso del cielo notturno, con una magnitudo stimata attorno a -7.5.
L’evento è stato registrato da diverse località del pianeta, dall’Egitto alla Cina, dall’Iraq al Giappone. Anzi, si deve proprio al medico e astronomo egiziano Ali ibn Ridwan al-Misri vissuto tra il 988 e il 1060 la descrizione forse più accurata del fenomeno che è successivamente confluita nel Tetrabiblos di Tolomeo. In questa, tra l’altro, si legge che la nuova stella era circa 3 volte più grande del “disco” di Venere e una luminosità pari a un quarto della Luna! È ovviamente facile, in tali circostanze, lasciarsi prendere un po’ la mano e lavorare di fantasia: se infatti l’egiziano si riferiva alla Luna piena — che ha una magnitudo di -12.5 — la supernova avrebbe dovuto brillare di magnitudo -11 (più o meno la grandezza del nostro satellite durante il primo o l’ultimo quarto). Bisognerebbe dunque sapere a quale fase si riferiva, tanto più che all’inizio del fenomeno (calendimaggio, appunto) si era attorno al novilunio.
Che si fosse comunque trattato di una stella insolitamente brillante è confermato anche dai monaci amanuensi dell’abbazia benedettina di S. Gallo (Svizzera nord-orientale), i quali concordavano altresì sulla sua posizione in cielo. Eppure mancano curiosamente le testimonianze di osservatori dell’emisfero australe, nonostante abbiano avuto la supernova praticamente sopra la loro testa! Ma anche nei lunghi secoli successivi sembrava che nel mondo astronomico l’evento fosse caduto nell’oblio per lasciar posto ad altre due supernovae storiche: quella del 1054, osservata da Tycho Brahe, e quella del 1603 osservata da Keplero. L’interesse verso la supernova del Lupo si è riaccesa nel 1965 quando gli astronomi, utilizzando il Parkes Radio Telescope di 64 metri sito nel Nuovo Galles (Asutralia) e completato nel 1961, individuarono una debole radio sorgente in corrispondenza della zona dell’esplosione dove nel 1976 è stato individuato un piccolo guscio in espansione. L’oggetto, noto come PKS 1459-41, si trova alle seguenti coordinate: 05h02m08s, -41°57′. Tuttavia è stato appena pochi anni fa che l’astronomo Frank Winkler esperto di supernovae è stato in grado di calcolarne la distanza, determinando la luminosità della supernovacon un certo grado di precisione. Dallo spostamento doppler che la nebulosa mostra lungo la nostra linea di vista, l’astronomo del Middlebury College ha potuto calcolarne la velocità di espansione; ma una volta nota quest’ultima è abbastanza facile calcolare quanta strada ha effettivamente percorso nello spazio in circa 1000 anni, una volta che se ne è misurata la dimensione apparente. I risultati ottenuti hanno così fornito una distanza di circa 7200 anni luce.  E la luminosità? Altri studi avevano già suggerito che si era trattato di una esplosione tipo Ia che, com’è noto, vengono spesso utilizzate come candele standard, dal momento che tutte quelle osservate in galassie esterno ricalcano con una certa fedeltà la medesima curva. Ebbene, combinando i dati relativi alla luminosità intrinseca con quelli della distanza si è potuto calcolare una magnitudo apparente compresa tra -7.9 e -7.1. Se desiderate osservare in cielo un oggetto di tale luminosità potete solo sperare in un bolide (ce se sono anche di più brillanti!).
Tratto da: Il Galassiere
Vedi anche gli articoli sul nostro sito “Due nane bianche per una supernova” del 26 settembre 2012, “Supernove storiche brillanti” del 15 agosto 2012 e “La Nube del Lupo” del 17 marzo 2011.

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