Guardando la Terra ‘seduti’ su Giove

Sfruttare un raro allineamento planetario per osservare, in modo indiretto, alcune caratteristiche dell’atmosfera terrestre impresse nella luce solare riflessa da Giove. Un’indagine senza dubbio fuori dagli schemi e che ha mostrato alcuni aspetti sorprendenti, realizzata da un team di ricercatori guidato da Paolo Molaro, astronomo dell’INAF presso l’Osservatorio Astronomico di Trieste. I dati sono stati raccolti il 5 gennaio 2014, giorno in cui si è verificato l’allineamento tra Sole, Terra e Giove. L’allineamento di due pianeti rispetto al Sole è un evento raro: Venere e Terra si trovano esattamente nella stessa direzione della nostra stella solo una volta ogni 105,5 o 121,5 anni, mentre per il prossimo allineamento Sole-Terra-Marte bisognerà aspettare fino al 2084. In questi allineamenti, il pianeta più esterno vede l’altro sfilare davanti al Sole. Durante il transito del 5 gennaio 2014 un osservatore su Giove avrebbe quindi visto passare la Terra passare davanti al disco solare. Impossibile dunque seguire da noi l’evento. Anzi, non proprio, se si ‘osserva’ il transito usando il pianeta esterno come uno specchio. Così hanno pensato Molaro e i suoi colleghi, che hanno studiato gli effetti del transito della Terra davanti al Sole usando la luce solare riflessa da Giove. Una impresa non nuova a questi scienziati, che avevano utilizzato lo stesso principio in occasione del transito di Venere nel 2012, in quel caso sfruttando la luce riflessa dalla Luna. «Nel caso del transito del 2014, è stato un po’ come osservare il passaggio della Terra davanti al Sole standosene comodamente seduti su Giove. O più precisamente, su una delle sue lune – Ganimede o Europa – perché il pianeta gigante, a causa della sua elevata velocità di rotazione e della sua turbolenta atmosfera , non si può certo definire uno specchio ideale» dice Molaro, primo autore dello studio, i cui risultati sono stati pubblicati sulla rivista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. L’obiettivo scientifico delle osservazioni era di rilevare l’impronta dell’atmosfera terrestre nella luce solare riflessa e di misurare un piccolo spostamento nelle posizioni delle righe spettrali provocato dalla occultazione di una parte del disco solare. Effetti che verranno utilizzati per studiare le proprietà dei pianeti extrasolari durante i transiti davanti alla loro stella. Le osservazioni sono state effettuate presso il Telescopio Nazionale Galileo dell’INAF a La Palma, sulle Isole Canarie, e al telescopio da 3,6 metri dell’Osservatorio Australe Europeo (ESO) di La Silla in Cile, gli unici al mondo in grado di osservare il transito grazie a spettrografi con la precisione necessaria. Con loro grande sorpresa, il gruppo di astronomi si è trovato ad osservare anche un nuovo fenomeno, del tutto imprevisto. Invece della prevista diminuzione della luminosità dovuta alla parziale eclissi solare, in realtà è stato registrato un aumento. «All’inizio abbiamo pensato di aver commesso un errore durante le osservazioni, o che qualcosa nella strumentazione non avesse funzionato correttamente. Abbiamo ricontrollato tutte le possibili cause senza trovare nulla di insolito o sbagliato» ricorda Molaro. «Finalmente, dopo quasi un anno, ci siamo resi conto di cosa fosse successo, e passo dopo passo siamo riusciti a interpretare ciò che aveva visto: un nuovo effetto fisico mai misurato prima». «Ricordate l’immagine in cui si può scorgere l’aumento di luce che circonda l’ombra della testa degli astronauti sulla Luna?» commenta Mauro Barbieri, dell’Università di Atacama. «Beh questo è più o meno quello che è successo anche durante le nostre osservazioni. Un effetto particolare che si verifica perché le lune di Giove Europa e Ganimede non hanno atmosfera e la luce dalla sorgente, ossia il Sole, viene da dietro l’osservatore che sta sulla Terra. L’aumento della luminosità osservato avviene solo quando l’allineamento è perfetto. Durante il passaggio davanti al disco solare, la Terra si è comportata come una lente virtuale, aumentando l’intensità della luce solare proveniente dalle zone del Sole immediatamente intorno la sua immagine proiettata. L’effetto sulle linee spettrali è stato esattamente l’opposto di quello provocato da un’eclissi, e di gran lunga più forte. «Il nostro modello spiega le osservazioni in ogni dettaglio», ha detto Simone Zaggia, astronomo dell’INAF-Osservatorio di Padova e co-autore del lavoro. «Il prossimo allineamento tra il Sole, la Terra e Giove si verificherà nel 2026, e speriamo di avere una seconda possibilità di seguire questo nuovo allineamento per confermare le nostre teorie con il nuovo spettrografo ad alta risoluzione dell’European Extremely Large Telescope di 39 m di diametro, in costruzione sulle Ande Cilene», conclude Lorenzo Monaco, dell’Università Andres Bello a Santiago del Cile.
di Marco Galliani (INAF)

 

Qui Titano: via col vento polare

La sommità dell’atmosfera di Titano rilascia circa sette tonnellate di idrocarburi e nitrili ogni giorno, ma, ad oggi, non si è stati in grado di spiegarne il motivo. Un nuovo studio dimostra il perché di questo fenomeno. La nuova ricerca, appena pubblicata su Geophysical Research Letters, spiega che questa perdita atmosferica è guidata da un vento polare, la cui energia proviene dall’interazione tra la luce solare, il campo magnetico del Sole e le molecole presenti nell’atmosfera più esterna.
Gli scienziati dell’University College London (UCL) hanno osservato, infatti, che un diffuso vento polare sta trasportando gas nell’atmosfera della luna maggiore di Saturno, Titano. Il team ha analizzato i dati raccolti durante sette anni dalla sonda internazionale Cassini e ha potuto constatare che le interazioni tra l’atmosfera di Titano da una parte, e il campo magnetico e la radiazione solare dall’altra, creano un vento di idrocarburi e nitrili che, originandosi nelle regioni polari, viene allontanato verso lo spazio. Questo fenomeno è molto simile a quello che si verifica per i venti polari terrestri.
Come la Terra e Venere, e al contrario della Luna, Titano presenta una superficie rocciosa e un’atmosfera molto spessa. E’ l’unico corpo nel sistema solare, oltre alla Terra, su cui è possibile trovare dei fiumi, delle precipitazioni e dei mari. Inoltre, è più esteso di Mercurio.
Grazie a queste caratteristiche uniche, Titano è stato studiato più approfonditamente di qualsiasi altra luna che non fosse quella della Terra, attraverso numerosi fly-by della sonda Cassini e l’atterraggio, nel 2004, del lander Huygens. A bordo di Cassini c’è uno strumento in parte progettato all’University College London, il CAPS (Cassini Plasma Spectrometer), che è stato utilizzato durante questo studio.
«L’atmosfera di Titano è costituita principalmente di azoto e metano con una pressione che equivale al 50% in più di quella della Terra», ha detto Andrew Coates del Laboratorio di scienza spaziale dell’UCL. «I dati di CAPS di qualche anno fa hanno rivelato che la sommità dell’atmosfera di Titano rilascia circa sette tonnellate di idrocarburi e nitrili ogni giorno, ma non sono stati in grado di spiegarne il motivo. Il nostro nuovo studio dimostra il perché di questo fenomeno».
Gli idrocarburi sono una categoria di molecole che include il metano e altre sostanze a noi molto comuni come il petrolio, il gas naturale e il bitume. I nitrili sono molecole costituite di azoto e carbonio saldamente legati tra loro.
«Sebbene Titano sia dieci volte più lontano dal Sole rispetto alla Terra, la sua atmosfera è comunque immersa nella luce» afferma Coates. «Quando la luce colpisce le molecole nella ionosfera di Titano, emette elettroni carichi negativamente, provenienti dalle molecole di idrocarburi e nitrili, e lascia dietro di se particelle cariche positivamente. Questi elettroni, conosciuti come fotoelettroni, hanno un’energia molto specifica di 24,1 elettronvolt, il che significa che possono essere rintracciate da CAPS, e facilmente distinti dagli altri elettroni, dato che si propagano attraverso il campo magnetico circostante».
A differenza della Terra, Titano non ha un campo magnetico proprio, ma è circondato da un campo magnetico, generato dalla rapida rotazione di Saturno, con una forma simile alla coda di una cometa. Nei 23 sorvoli compiuti sia attraverso la ionosfera di Titano che attraverso la sua coda magnetica, CAPS ha identificato quantità misurabili di questi fotoelettroni, distanti da Titano fino a 6,8 volte il suo raggio, dato che possono facilmente viaggiare lungo le linee del campo magnetico.
Il team ha scoperto che questi fotoelettroni carichi negativamente, sparpagliandosi attraverso la ionosfera e la coda di Titano, generano un campo elettrico. Questo campo è forte a sufficienza per attirare le particelle di idrocarburi e nitrili cariche positivamente nella porzione di atmosfera irraggiata dalla luce solare, dando origine a un diffuso vento polare che gli scienziati hanno potuto osservare.
Questo fenomeno è stato osservato precedentemente sulla Terra solamente nelle regioni polari, dove il campo magnetico è aperto. Siccome Titano, come si è già detto, è privo di un campo magnetico proprio, lo stesso fenomeno può verificarsi anche in regioni più ampie, non necessariamente vicino ai poli. Un simile vento polare molto diffuso si pensa possa esistere anche su Marte e Venere, i due pianeti del sistema solare che più assomigliano alla Terra. Ciò fornisce ulteriori evidenze di come Titano, nonostante la sua ubicazione in orbita attorno a un gigante gassoso nella periferia del sistema solare, possa essere considerato uno dei corpi, per certi aspetti, più simili alla Terra.
di Martina Fantini e Federico Scutti (INAF)

Nube Interstellare Locale

La Nube Interstellare Locale è una nube interstellare estesa per circa 30 anni luce attraverso la quale si sta muovendo attualmente il Sistema solare. Non è del tutto chiaro se il Sole si trovi proprio immerso nella nube o se si situi nella regione dove la nube interagisce con le strutture confinanti.
Si ritiene che il Sole sia entrato in questa nube in un periodo compreso tra 44 000 e 150 000 anni fa e che vi resterà per i prossimi 10 000 – 20 000 anni.
La nube ha una temperatura (in condizioni standard) di circa 6000 K,[2] più o meno la stessa temperatura della superficie del Sole. Tuttavia la sua capacità termica specifica è piuttosto limitata a causa della densità estremamente bassa, stimata in 0,26 atomi al centimetro cubo, inferiore a quella del mezzo interstellare della nostra Galassia (0,5 atomi/cm3), ma circa cinque volte quella della Bolla Locale (0,05 atomi/cm3) che circonda la nube.[3][4] Per raffronto, l’atmosfera terrestre, in condizioni standard, ha una densità di 2,7 × 1019 molecole al cm3, e ancora di 52 milioni a 150 km.[5].
La nube si è formata a partire dall’incontro tra la Bolla Locale e la Bolla Anello I. La Nube Locale circonda anche altre stelle, tra cui Alfa Centauri, Altair, Vega, Fomalhaut e Arturo.
La nube si sta muovendo verso l’esterno dall’Associazione Scorpius-Centaurus, un’associazione stellare caratterizzata da una notevole formazione stellare.[6] Le interazioni tra la nube e la Terra sono schermate dal vento solare e dal campo magnetico solare.[2] L’interazione con l’eliosfera è oggetto di rilevazione da parte dell’Interstellar Boundary Explorer (IBEX), un satellite della NASA dedicato alla mappatura del confine tra il sistema solare e lo spazio interstellare.

Carina Nebula in dettaglio

Un gruppo di ricercatori della Rice University sta conducendo una nuova survey su una delle regioni di formazione stellare più attive del nostro vicinato galattico, la Nebulosa della Carena (7500 anni luce da noi), per comprendere meglio i processi che possono aver contribuito alla formazione del Sole 4,57 miliardi di anni fa. Questa nebulosa, che si trova nella parte australe della nostra Via Lattea, ha dimensioni che superano i 100 anni luce ed è anche visibile a occhio nudo (soprattutto dall’emisfero australe della Terra) perché è molto luminosa. Oltre a migliaia di stelle dalla massa simile al Sole, questa nebulosa contiene più di 70 stelle di tipo O, ciascuna con una massa compresa tra 15 e 150 volte quella della nostra stella madre. La stelle massicce di tipo O bruciano molto velocemente e muoiono giovani, in genere non vanno oltre i 10 milioni di anni. E sono fondamentali nel loro ambiente, perché bruciando così in fretta rilasciano nel “vicinato” polvere e gas stellare vitale per altre stelle meno massicce simili al Sole che così possono (o potrebbero) formare un disco protoplanetario. «La maggior parte delle stelle si forma in nubi molecolari giganti, dove la densità della materia è sufficiente affinché gli atomi di idrogeno si accoppino e formino molecole H2», ha detto Patrick Hartigan, professore di fisica e astronomia alla Rice University e primo autore dello studio pubblicato su The Astrophysical Journal. «La Nebulosa della Carena è il  luogo ideale per osservare come questo accade perché ci sono decine di esempi di stelle in via formazione in vari stadi di sviluppo». Nello studio Hartigan ha anche specificato che le stelle di tipo O hanno una profonda influenza sulle nubi molecolari da cui provengono. «La radiazione ultravioletta proveniente da queste stelle calde e massicce ionizza l’idrogeno molecolare e quando la radiazione comincia a spazzare via la nube molecolare, le stelle di tipo O scolpiscono pilastri di polvere e gas liberando lo spazio attorno alle stelle più piccole che esistono nelle vicinanze», ha detto. Proprio come i famosi Pilastri della creazione fotografati dal telescopio spaziale Hubble. Quindi, mentre vengono a crearsi queste bellissime figure, che si possono vedere anche nell’immagine qui sopra, la nube molecolare viene letteralmente fatta a pezzi, distrutta dai venti radioattivi per far spazio alle stelle che nasconde. Molto spesso una giovane stella con un disco protoplanetario è presente al vertice di un pilastro o all’interno di un globulo che si è staccato dalla nube molecolare. L’intero processo di evaporazione dura circa un milione di anni e gli astronomi credono che sia un aspetto essenziale per la creazione di sistemi solari come il nostro. E la Nebulosa della Carena mostra differenti stadi di questo complesso e lungo processo. «C’è grande varietà di stelle nella nebulosa, in parte perché è così grande», ha detto Hartigan. «Si estende più di un grado su un lato, il che significa che copre una porzione di cielo più grande di quattro lune piene messe insieme. Inoltre, Carena è abbastanza giovane da contenere una grande quantità di stelle in via di formazione. Ma è anche abbastanza vecchia visto che la maggior parte delle stelle massicce hanno spazzato via molto del materiale per rivelare una vertiginosa serie di globuli e pilastri». Per osservare e fotografare l’intera area coperta dalla nebulosa, il gruppo coordinato da Hartigan ha utilizzato l‘Extremely Wide-Field Infrared Imager e la Mosaic Camera montati sul Blanco Telescope ( Cerro Tololo in Cile) del National Optical Astronomy Observatory. Entrambe le camere (una che opera nel vicino infrarosso e l’altra) hanno usato rivelatori di grande formato per ottenere scatti ad alta risoluzione di vaste porzioni di cielo. Guardando a queste lunghezze d’onda separatamente e nell’insieme, Hartigan e i suoi colleghi sono stati in grado di penetrare la polvere di Carena studiando nello specifico i pilastri e le stelle di tipo O. Hartigan ha aggiunto che sono stati osservati «due cluster di stelle in cui questi pilastri sono stati scavati dall’interno» dai venti radioattivi «provenienti da stelle appena formate all’interno dei pilastri stessi. Sembra proprio che le stelle all’interno dell’agglomerato esistessero ancor prima che le stelle di tipo O distruggessero la nube molecolare». Hartigan ha detto che le nuove immagini rivelano dettagli sulla fisica di base della regione mai visti prima: «Le nostre immagini sono più nitide e guardano più nel profondo di quelli precedenti».
di Eleonora Ferroni (INAF)

Formazione e futuro del Sistema Solare

Escludendo qualche fenomeno imprevisto, si ipotizza che il sistema solare come lo conosciamo oggi durerà per altri 5 miliardi di anni circa, quando il Sole aumenterà gradualmente la propria luminosità di circa il 10% oltre i livelli attuali; tale aumento di radiazione renderà la superficie della Terra inabitabile, mentre la vita potrà ancora resistere negli oceani più profondi. In questo periodo è possibile che la temperatura della superficie di Marte aumenti gradualmente e l’anidride carbonica e l’acqua attualmente congelate sotto la superficie del suolo vengano liberate nell’atmosfera creando un effetto serra in grado di riscaldare il pianeta fino ad ottenere condizioni paragonabili a quelle odierne della Terra e fornendo una futura dimora potenziale per la vita. In circa 3,5 miliardi di anni le condizioni climatiche della Terra saranno simili a quelle che oggi caratterizzano Venere: gli oceani saranno evaporati e la vita – nelle forme che oggi conosciamo – sarà impossibile.

La Nebulosa anello, una nebulosa planetaria simile a quella in cui il Sole si evolverà
In circa 5,4 miliardi di anni, il Sole terminerà le riserve di idrogeno. In circa 7,59 miliardi di anni da oggi il Sole entrerà nella fase di gigante rossa iniziando a bruciare gli strati di idrogeno più esterni dell’inerte nucleo di elio formatosi, espandendosi a circa 256 volte l’attuale diametro, 1.2 AU. Con l’espansione del Sole, Mercurio e Venere verranno inghiottiti. Il destino della Terra è possibile che sarà il medesimo, anche se ci sono alcuni studi che parlano di un allontanamento dell’orbita terrestre dal Sole a causa della graduale perdita di massa di quest’ultimo. Durante questo periodo è possibile che corpi esterni in orbita attorno a Fascia di Kuiper, su cui è presente ghiaccio, ad esempio Plutone e Caronte, possano raggiungere condizioni ambientali compatibili con quelle richieste dalla vita umana.
Successivamente l’elio prodotto nello strato esterno cadrà nel nucleo della stella aumentandone la densità fino al livello sufficiente per innescare la fusione dei nuclei di elio in nuclei di carbonio. A questo punto il Sole dovrebbe contrarsi ad una dimensione poco maggiore dell’attuale e consumare il proprio elio per circa altri 100 milioni di anni. Nuovamente andrà poi incontro ad un’espansione come gigante rossa in cui consumerà l’elio degli strati più esterni per altri 100 milioni di anni e successivamente collasserà di nuovo espellendo una grande quantità di materia nello spazio attorno a sé, formando un guscio di gas noto come nebulosa planetaria.
Sarà una transizione relativamente tranquilla, niente di paragonabile ad una supernova, dato che la massa del nostro Sole è ampiamente insufficiente per arrivare a quel livello. Se vi saranno ancora terrestri per osservare il fenomeno, registreranno un massiccio incremento del vento solare, ma senza che questo provochi la distruzione del pianeta.
Ciò che infine resterà del Sole sarà una nana bianca, un oggetto straordinariamente caldo e denso, di massa circa metà di quella originale, ma compressa in un volume simile a quello della Terra. Visto dalla Terra apparirà come un punto di luce grande poco più di Venere ma dalla luminosità di centinaia di soli.
Con la morte del Sole verrà indebolita la sua attrazione gravitazionale sugli altri oggetti del sistema solare; le orbite di Marte e degli altri corpi andranno espandendosi. La configurazione finale del sistema solare sarà raggiunta quando il Sole avrà completato la sua trasformazione in nana bianca: se la Terra e Marte esisteranno ancora, sarà su un’orbita approssimativamente simile a quella 1,85 e 2,80 UA. Dopo altri due miliardi di anni il nucleo del Sole, costituito da carbonio, inizierà a cristallizzare trasformandosi in un diamante di dimensioni planetarie, destinato a spegnersi e cessare di splendere in qualche altro miliardo di anni.

Storia delle ipotesi sulla formazione del sistema solare

Verso la fine del XIX secolo l’ipotesi della nebulosa di Kant-Laplace fu criticata da James Clerk Maxwell, che sosteneva l’impossibilità della materia di collassare a formare pianeti coesi se la materia fosse stata distribuita in un disco attorno al Sole, per via delle forze indotte dalla rotazione differenziale. Un’altra obiezione era il momento angolare del Sole, inferiore a quanto previsto dal modello di Kant-Laplace. Per molti decenni la maggior parte degli astronomi preferì l’ipotesi della “mancata collisione”, ovvero della formazione dei pianeti a partire dalla materia che una stella in transito vicino al Sole avrebbe perso e avrebbe strappato al Sole per azione reciproca delle loro forze di marea. Furono avanzate obiezioni anche all’ipotesi della “mancata collisione” e, durante gli anni quaranta i modelli matematici a sostegno dell’ipotesi nebulare furono migliorati e convinsero la comunità scientifica. Nella versione modificata si assunse che la massa della protostella fosse maggiore e la discrepanza di momento angolare attribuita alle forze magnetiche, ovvero alle onde di Alfvén, attraverso cui il neonato Sole trasferisce parte del suo momento angolare al disco protoplanetario e ai planetesimi, come osservato avvenire in alcune stelle, per esempio T Tauri. Negli anni cinquanta il russo Immanuil Velikovskij pubblicò il libro “Mondi in collisione”, ripreso molto tempo dopo dall’americano John Ackerman. I due ricercatori hanno proposto un controverso modello secondo il quale il sistema solare avrebbe avuto origine da un impatto di enorme potenza sul pianeta Giove. Il modello della nebulosa riveduto e corretto fu basato interamente su osservazioni condotte sui corpi del nostro sistema solare, in quanto l’unico conosciuto fino a metà degli anni ’90. Non si era del tutto certi della sua applicabilità ad altri sistemi planetari, benché la comunità scientifica fosse ansiosa di verificare il modello a nebulosa trovando nel cosmo altri dischi protoplanetari o persino pianeti extrasolari. Nebulose stellari e dischi protoplanetari sono stati osservati nella nebulosa di Orione e in altre regioni di formazione delle stelle grazie al telescopio spaziale Hubble. Alcuni di questi dischi hanno diametri maggiori di 1 000 UA. Nel gennaio 2006 risultano scoperti 180 pianeti extrasolari, che hanno riservato numerose sorprese. Il modello della nebulosa ha dovuto essere rivisto per spiegare le caratteristiche di questi sistemi planetari. Non c’è consenso su come spiegare la formazione degli osservati pianeti giganti su orbite molto vicine alla loro stella (“hot Jupiters“), anche se tra le ipotesi possibili vi sono la migrazione planetaria e il restringimento dell’orbita dovuto ad attrito con i residui del disco protoplanetario. In tempi recenti è stato sviluppato un modello alternativo basato sulla cattura gravitazionale, che nelle intenzioni dei suoi propugnatori dovrebbe spiegare alcune caratteristiche del sistema solare non spiegate dalla teoria della nebulosa.

Gli asteroidi troiani di Giove

Il campo gravitazionale di Giove, insieme a quello del Sole, controlla un sistema di asteroidi, detti asteroidi troiani, che si trovano in corrispondenza di alcuni punti di equilibrio del sistema gravitazionale Sole-Giove, i punti di Lagrange, in cui è nulla la risultante tra l’attrazione gravitazionale complessiva esercitata da questi due corpi celesti e la forza centrifuga apparente. In particolare, il maggiore addensamento di asteroidi si ha in corrispondenza dei punti L4 ed L5, poiché il triangolo di forze con vertici Giove-Sole-L4 oppure Giove-Sole-L5 permette ad essi di avere un’orbita stabile. Gli asteroidi troiani si distribuiscono in due regioni oblunghe e curve attorno ai punti lagrangiani, e possiedono orbite attorno al Sole con semiasse maggiore medio di circa 5,2 UA. Il primo asteroide troiano, 588 Achilles, fu scoperto nel 1906 da Max Wolf; al 2011 se ne conoscono 4.916, ma si ritiene che il numero di troiani più grandi di 1 km sia dell’ordine del milione, quasi uguale a quello previsto per gli asteroidi più grandi di 1 km della fascia principale. Come accade nella maggior parte delle cinture asteroidali, i troiani costituiscono delle famiglie. I nomi degli asteroidi troiani di Giove derivano da quelli degli eroi che, secondo la mitologia greca, presero parte alla Guerra di Troia; i troiani di Giove si dividono in due gruppi principali: il campo greco (o gruppo di Achille), posto sul punto L4, in cui gli asteroidi hanno i nomi degli eroi greci, e il campo troiano (o gruppo di Patroclo), sul punto L5, i cui asteroidi hanno il nome degli eroi troiani. Tuttavia, alcuni asteroidi non seguono questo schema: 617 Patroclus e 624 Hektor vennero denominati prima che venisse scelto di operare questa divisione; di conseguenza, un eroe greco appare nel campo troiano e un eroe troiano si trova nel campo greco.
I nomi degli asteroidi troiani di Giove derivano da quelli degli eroi che, secondo la mitologia greca, presero parte alla Guerra di Troia; questo sistema di nomenclature fu ideato dall’astronomo austriaco Johann Palisa, che fu il primo a calcolare con accuratezza le loro orbite.
Le stime sul numero totale dei troiani sono basate su indagini approfondite di porzioni relativamente limitate di cielo. Si ritiene che il numero di oggetti presenti in L4 sia compreso tra le 160.000 e 240.000 unità per quanto riguarda gli oggetti di dimensioni superiori a 2 km, e ammonti a circa 600.000 per i corpi più grandi del chilometro; ipotizzando, secondo le stime, che in L5 sia presente un numero equivalente di oggetti simili, il numero complessivo degli asteroidi troiani supererebbe il milione, un numero raffrontabile con quello degli asteroidi della fascia principale. La massa totale dei troiani è stimata in 0,0001 masse terrestri, un quinto della massa totale della fascia principale.
Due studi recenti indicano però che le cifre sopra riportate potrebbero sovrastimare il numero dei troiani di diversi ordini di grandezza; tale sovrastima sarebbe imputabile: all’assunto che tutti i troiani avrebbero una bassa albedo – circa 0,04 –, mentre i corpi più piccoli potrebbero in realtà avere un’albedo media di almeno 0,12; ad un errore nel considerare la distribuzione dei troiani nel cielo. Sulla base delle nuove stime, il numero complessivo dei troiani di diametro maggiore di 2 km equivarrebbe a 6,3 ± 1,0 × 104 in L4 e a 3,4 ± 0,5 × 104 in L5, cifre che potrebbero essere ridimensionate di un fattore 2 qualora i troiani più piccoli fossero più riflettenti degli asteroidi maggiori. Tali dati rispecchiano una disparità di distribuzione degli asteroidi tra i due gruppi: infatti, il numero di troiani scoperti in L4 è superiore a quello in L5; tuttavia, dal momento che il numero dei troiani più brillanti mostra delle minime variazioni tra le due popolazioni, tale disparità sarebbe da imputarsi ad errori sistematici nelle rilevazioni. Alcuni modelli dinamici sembrano inoltre indicare una maggiore stabilità del gruppo in L4 rispetto a quello in L5, il che potrebbe giustificare la differente distribuzione degli oggetti.
Il più grande dei troiani di Giove è 624 Hektor, che ha un raggio medio di 101,5 ± 1,8 km.  Gli asteroidi di grandi dimensioni sono solamente una piccola parte rispetto alla popolazione totale; prendendo in considerazione le dimensioni, si nota che il numero di troiani cresce velocemente al diminuire delle dimensioni sino a 84 km, molto più grandi di media rispetto a quelli della fascia principale. Il diametro di 84 km corrisponde alla magnitudine assoluta 9,5, assumendo un’albedo di 0,04. Considerando diametri compresi tra 4,4 e 40 km, la distribuzione delle dimensioni dei troiani ricalca invece quella della fascia principale. La mancanza di dati significa che non si conosce nulla sulle masse dei troiani più piccoli;[8] questa distribuzione induce a ritenere che i più piccoli troiani derivino da collisioni tra i troiani più grandi.
L’individuazione di famiglie collisionali all’interno dei troiani è più difficoltosa che nella fascia principale a causa del fatto che i troiani sono vincolati all’interno di una fascia più stretta di possibili posizioni rispetto alla fascia principale; questo sta a significare che le singole famiglie di asteroidi tendono a sovrapporsi e a fondersi con il gruppo complessivo. Tuttavia sino al 2003 sono state individuate all’incirca una dozzina di famiglie collisionali; si tratta di famiglie più esigue rispetto a quelle della fascia principale: il gruppo di 1647 Menelaus, il più cospicuo, consiste infatti di appena otto membri.
I troiani di Giove sono degli oggetti scuri di dimensioni irregolari. La loro albedo geometrica varia generalmente tra il 3 e il 10%, con valori medi che si aggirano sui 0,056 ± 0,003;  l’asteroide con la più alta albedo (0,18) è 4709 Ennomos. Tuttavia, si sa molto poco circa le masse, la composizione chimica, la rotazione o altri parametri fisici degli asteroidi troiani di Giove.
Il termine “troiano” è utilizzato genericamente per identificare dei corpi minori che presentano relazioni simili ai troiani di Giove con corpi più grandi: esistono quindi dei troiani di Marte e dei troiani di Nettuno. Le simulazioni suggeriscono che Saturno ed Urano possiedano un numero irrisorio di asteroidi troiani, forse addirittura nullo.
Sono state scoperte nei punti lagrangiani L4 e L5 della Luna due nubi di polveri chiamate nubi di Kordylewski che sono a tutti gli effetti satelliti troiani della Luna. È invece inappropriato il riferimento di alcuni fonti a 3753 Cruithne come asteroide troiano della Terra.
Tratto da Wikipedia

Una visione d’insieme del Sistema Solare

Il Sistema Solare è formato da quell’insieme di corpi che sono legati gravitazionalmente al Sole, Per evitare fraintendimenti è bene vedere esattamente la definizione di pianeta, pianeta nano e corpo minore così come stabilite il 24 agosto 2006 dalla XXVI assemblea generale dell’Unione Astronomica Internazionale tenutasi a Praga. Per poter essere definito pianeta, un corpo celeste del Sistema Solare deve possedere queste proprietà: deve essere in orbita attorno al Sole; deve avere una massa tale da essere in equilibrio idrostatico (la gravità domina la forma); ha “spazzato” via dalla propria orbita corpi di dimensione simile.

I corpi che rispettano solo i punti 1 e 2 sono i pianeti nani, mentre quelli che rispettano solo il punto 1 sono corpi minori.
Attorno al Sole orbitano otto pianeti conosciuti con i loro satelliti, alcuni pianeti nani (Cerere, Plutone, Haumea, Makemake ed Eris), qualche migliaio di comete, centinaia di migliaia di asteroidi, un’innumerevole quantità di granelli di polvere interplanetaria e atomi o ioni sparsi del vento solare. Collettivamente comete e asteroidi compongono la popolazione dei corpi minori del Sistema Solare.
Le orbite dei pianeti, come scoprì l’astronomo e matematico tedesco J. Kepler nel 1609, sono delle ellissi a piccola eccentricità (di cui il Sole occupa uno dei due fuochi), che non si discostano di molto, al più qualche grado, dal piano dell’orbita terrestre (noto come piano dell’eclittica).
Tratto da “Un cielo pieno di comete” di Albino Carbognani pagina 16

L’acqua sulla Luna? Colpa del Sole

A portare l’acqua sulla Luna non sarebbero state le comete ma il bombardamento di particelle trasportate dal vento solare. Una nuova conferma a questa ipotesi arriva da uno studio compiuto da due ricercatori francesi Alice Stephant e François Robert, del Centro Nazionale della Ricerca Scientifica (Cnrs) di Parigi e pubblicato sulla rivista dell’Accademia delle Scienze Americana “Pnas”.
I ricercatori hanno analizzato le molecole d’acqua nei campioni lunari riportati a Terra dalle missioni Apollo 16 e 17 per trovare conferma se questa, individuata anche dalle sonde in orbita, abbia origine dal vento solare o possa essere di origine esogena ossia portata dalle comete, composte prevalentemente da polveri e ghiaccio. Esaminando il deuterio che è un isotopo ossia un atomo stabile dell’idrogeno contenuto nei campioni, i ricercatori hanno visto che l’idrogeno ha una sua propria firma che è quella del vento solare.
«Quella dell’acqua proveniente dal vento solare è una vecchia ipotesi formulata qualche anno fa», spiega Maria Cristina De Sanctis dell’Istituto Nazionale di Astrofisica (Inaf-Iaps) di Roma «e questo articolo ne dà conferma. I ricercatori hanno eseguito delle analisi molto complesse cercando di discriminare quale delle due origini riguardo l’acqua lunare fosse la più probabile. Hanno così trovato che, il meccanismo principale, è quello del bombardamento di ioni di vento solare che arrivando sulla superficie lunare interagiscono con l’ossigeno formando molecole d’acqua».
di Paolo D’Angelo (INAF)

Il cielo di settembre: uno scrigno di stelle nel Pegaso

L’ammasso globulare Messier 15 (M15) si trova nella costellazione del Pegaso, alta nel cielo verso sud nelle sere di settembre. Osservare questo oggetto celeste non è facile, anche se già con un binocolo si può identificare come una macchiolina di luce diffusa. Per ammirarlo in tutta la sua magnificenza, data dallo sfavillio delle oltre 100.000 stelle che lo compongono, c’è bisogno di strumenti potenti. E ancora una volta la migliore visione di questo ammasso ce la rende il telescopio spaziale Hubble, con le immagini che stanno scorrendo. Distante da noi 35.000 anni luce, M15 è stato scoperto dall’astronomo italiano Giovanni Domenico Maraldi nel 1746 ed esattamente 250 anni fa fu osservato da Charles Messier che lo inserì nel suo catalogo di oggetti nebulari. Questo ammasso è probabilmente il più denso tra quelli che si trovano nella nostra Galassia, e da alcuni anni, proprio studiando le immagini del suo nucleo ottenute da Hubble, gli astronomi sospettano che lì possa annidarsi un efficiente attrattore gravitazionale, sotto forma di un gruppo compatto di stelle di neutroni o perfino un buco nero di massa intermedia. Volete individuare facilmente l’ammasso globulare Messier 15, le costellazioni e i pianeti visibili nel cielo notturno di settembre? Allora non vi resta che guardare il video sul sito INAF.
di Marco Galliani (INAF)

La preistoria del Sistema Solare

E luce fu, su questo non ci piove. Avvenne 4,567 miliardi di anni fa, giorno più giorno meno. Da allora la nostra amata stella – seppur fra alti e bassi, come ben sa chi è reduce dalle ferie in questa pigra estate – non ha più smesso di brillare. Ma prima? Cosa c’era, dalle nostre parti, prima che s’accendesse il Sole? Quali passaggi hanno scandito la preistoria del Sistema solare?
Per ricostruire il racconto prenatale della nostra stella e dell’ambiente in cui s’è formata, un gruppo di ricercatori guidato da un’astrofisica italiana, Maria Lugaro, s’è avvalso d’una serie di cosmocronometri, una sorta d’orologi naturali recapitati sulla Terra a bordo di meteoriti. Orologi il cui regolarissimo ticchettio, prodotto dal decadimento radioattivo di particolari isotopi, ha permesso di assegnare con precisione una data e una durata alle fasi principali di quell’era oscura – in senso letterale – in cui il Sole ancora doveva venire alla luce. Ricerca coordinata da un’astrofisica italiana, dicevamo, ma da anni residente all’estero. Nata e cresciuta a Torino, dove si è laureata e dove tutt’ora vivono i suoi amici e la sua famiglia, Maria Lugaro si è poi trasferita per il dottorato in Australia, a Melbourne, dove ora è ricercatrice presso il Monash Centre for Astrophysics. E dove noi di Media INAF l’abbiamo raggiunta per farci raccontare cos’ha scoperto.
Nel vostro articolo citate due date chiave della preistoria del Sistema solare: 100 milioni di anni e 30 milioni di anni prima che il Sole si accendesse. Cos’è accaduto di così importante in quelle due occasioni?
«Cento milioni di anni prima della nascita del Sole è stato aggiunto alla materia del Sistema solare l’ultimo pizzico di argento, oro, e platino. Circa l’1% dell’oro presente negli anelli che portiamo al dito arriva da quest’ultima iniezione di elementi preziosi da parte di una supernova».
E la seconda tappa, invece?
«Trenta milioni di anni prima della sua nascita è stato incorporato, nella materia del Sistema solare, l’ultimo 1% delle terre rare, quelle che che costituiscono una parte essenziale dei nostri smart phones. Elementi provenienti da una gigante rossa. Siamo riusciti a determinare queste date perché, insieme all’oro e alle terre rare, queste stelle hanno prodotto nuclei radioattivi i cui decadimenti possono essere utilizzati come cronometri per determinare i tempi scala di queste ultime iniezioni».
Fra questi nuclei utilizzabili come cronometri naturali, nel vostro studio ne citate uno del quale non si sente parlare spesso: l’afnio. Di che si tratta? Perché proprio l’afnio? Cos’ha di speciale per comprendere la storia del Sole?
«L’afnio, come elemento, è usato nell’industria dell’elettronica. Ma il tipo di afnio che interessa a noi è diverso: è radioattivo e non esiste sulla Terra, a meno di non venire prodotto artificialmente. Il nucleo dell’afnio ha sempre 72 protoni, ma può avere numeri diversi di neutroni. In particolare, se ha 110 neutroni vive solo 9 millioni di anni prima di decadere e di trasformarsi da afnio-182 a tungsteno-182. Ed è esattamemte questo decadimento che ci ha permesso di ottenere i tempi scala dell’ultima aggiunta di terre rare alla materia del Sistema solare».
E questo a che risultati ha portato?
«Siamo riusciti a datare a non più di 30 milioni di anni una delle ultime iniezioni di elementi da parte di stelle nella materia del Sistema solare. Ciò significa che stiamo cominciando a capire cos’è successo prima che si formasse il Sole, come e dove. La nostra stima non esclude che il Sole possa essere nato in una nebulosa insieme a migliaia di altre stelle. In definitiva, stiamo cominciando a capire le circostanze che hanno portato alla nascita della nostra stella e del nostro Sistema solare. E questo ci aiuterà anche a comprendere la formazione di altri sistemi planetari».
Tornando qui sulla Terra: continuerà a far ricerca in Australia, o c’è anche l’Italia nel suo futuro?
«Be’, a fine anno mi trasferirò a Budapest, grazie al supporto dell’Accademia delle Scienze ungherese. Quanto all’Italia, per ora ho ottenuto l’abilitazione come professoressa universitaria di
seconda fascia. Vedremo se si presenterà un’opportunità concreta per tornare».
di Marco Malaspina (INAF)

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