Deneb, la stella più luminosa del Cigno

Deneb (Alfa Cygni) è la stella (magnitudine apparente di 1,25) più luminosa della costellazione del Cigno nonché la diciannovesima stella più luminosa del cielo notturno. Trovandosi a declinazioni boreali, la sua osservazione è favorita dall’emisfero boreale. Si tratta di una supergigante bianca di classe spettrale A2I, intrinsecamente molto luminosa. Se appare meno luminosa di stelle come Sirio, Arturo o Vega, ciò è dovuto alla sua grande distanza, che peraltro non è stata ancora determinata con precisione (le stime variano da 1400 a 3200 anni luce). Deneb è in ogni caso fra le stelle di prima magnitudine quella più distante dal Sole. Situata sullo sfondo della Via Lattea, Deneb è facilmente individuabile nel cielo notturno a causa della sua luminosità e a causa dell’appartenenza al più appariscente asterismo del cielo estivo dell’emisfero boreale, il Triangolo estivo, formato, oltre che da Deneb, da Vega della Lira e da Altair dell’Aquila. Deneb quindi forma con Vega la base di un triangolo quasi isoscele, di cui costituisce il vertice più settentrionale. È anche la stella più settentrionale della Croce del Nord, l’asterismo che comprende le stelle più luminose della costellazione del Cigno: assieme ad Albireo (β Cygni), Deneb forma il braccio più lungo di tale Croce. Avendo una declinazione di +45° circa, la sua osservazione è privilegiata dall’emisfero boreale della Terra. Il periodo migliore per la sua osservazione nell’emisfero boreale è nella stagione estiva.Per via della precessione degli equinozi Deneb è passata ad appena 7° dal polo nord celeste circa 18.000 anni fa, e tornerà in quella posizione attorno all’anno 9800.
La luminosità assoluta di Deneb dipende dalla sua luminosità apparente e dalla sua distanza. Essendo la sua distanza incerta, lo è anche la sua luminosità assoluta. Se Deneb si trova alla distanza calcolata dalla seconda riduzione dei dati del satellite Hipparcos, allora la sua  magnitudine assoluta è -6,88. Se invece Deneb si trova alla distanza calcolata nel 2008, allora la sua magnitudine assoluta scenderebbe a -8,38 ± 0,18.  Se valesse questa seconda stima, Deneb sarebbe la stella di prima magnitudine intrinsecamente più brillante e una delle stelle più luminose entro un raggio di qualche migliaio di anni luce dal Sole.
Per quanto riguarda lo stato evolutivo della stella, due scenari sono possibili: si può assumere che Deneb abbia iniziato la sua esistenza come una stella di massa pari a 23 ± 2 M appartenente alle ultime sottoclassi della classe spettrale O e che attualmente stia percorrendo la parte superiore del diagramma H-R in senso orizzontale, da sinistra a destra, portandosi dalla sequenza principale alla zona delle supergiganti rosse; oppure si può ritenere che inizialmente la stella avesse una massa di 20 ± 2 M e che sia in uno stadio più avanzato di evoluzione: dopo essere passata dalla fase di supergigante rossa si starebbe contraendo nuovamente per ritornare ad essere una supergigante blu e quindi starebbe nuovamente percorrendo in modo orizzontale il diagramma H-R, ma questa volta da destra a sinistra.
Tuttavia una massa di 19 M è compatibile solo con il primo scenario. Se infatti si assumesse il secondo, Deneb avrebbe perso molto della sua massa iniziale a causa degli imponenti venti stellari che si dipartono dalle supergiganti e dovrebbe avere ora una massa di circa 11 M. Anche se il rapporto fra l’abbondanza dell’azoto e quella del carbonio farebbe pensare a una stella in uno stato evolutivo più avanzato, il dato può essere riconciliato con il fatto che Deneb non sia ancora diventata una supergigante rossa se si suppone che essa, durante la fase di sequenza principale, sia stata una stella ad alta velocità di rotazione (> 300 km/s), che ha rimescolato già in questa fase i prodotti del ciclo CNO. Se queste ipotesi sono corrette, Deneb non ha ancora iniziato la fusione dell’elio nel suo nucleo, ma sta ancora fondendo l’idrogeno all’interno di un inviluppo che circonda un nucleo di elio ancora inerte. L’accumularsi dell’elio al centro della stella sta spingendo verso l’esterno la shell dell’idrogeno all’interno della quale avvengono le reazioni nucleari. Questa maggiore vicinanza della shell alla superficie comporterà un aumento di dimensioni della stella e una conseguente diminuzione della temperatura superficiale. Una terza stima della massa assume  un raggio di 180 raggi solari, una temperatura superficiale di 8600 K e una luminosità assoluta di 160.000 L.
Usando le tracce evolutive di Heger & Langer (2000) si arriva ad una massa di 20-25 masse solari. In ogni caso Deneb sembra abbastanza massiccia perché possa concludere la sua esistenza in una supernova di tipo II entro qualche milione di anni. Deneb, come tutte le supergiganti, perde massa a ritmi molto elevati a causa del vento stellare emesso. Tuttavia in letteratura si trovano valori molto diversi circa la quantità di massa espulsa dalla stella. Per esempio, Scuderi et al. (1992) stimano una perdita di massa di 3,7 ± 0,8 × 10-6 M all’anno mentre Hensberge et al. (1982) riportano un valore di 1-5 × 10-9 M all’anno.  Fortunatamente i due più recenti ed accurati studi sulle caratteristiche fisiche di Deneb, Aufdenberg et al. (2002) e Schiller & Przybilla (2008), sono in discreto accordo circa le proprietà del vento stellare di Deneb: il primo riporta una perdita di massa nell’ordine di 10-6 – 10-7 M all’anno e una velocità del vento stellare di 225 km/s, il secondo una perdita di 3,1 × 10-7 M all’anno e una velocità di 240 ± 25 km/s. Questo valori sono elevatissimi se paragonati alla perdita di massa del Sole dovuta al vento solare (10 milioni di volte maggiori), ma del tutto normali per una stella supergigante. Nel 2010 è stato analizzato tramite l’interferometro CHARA il vento stellare di Deneb, che è risultato essere asimmetrico e variabile nel tempo. Ciò suggerisce un ambiente circumstellare irregolare e disomogeneo. Tuttavia gli studiosi hanno calcolato che la perdita di massa dovuta al vento stellare non cambia molto nel tempo, il che porta a pensare che le irregolarità siano dovute a perturbazioni nel vento stellare stesso.

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Una macronova per il lampo gamma

Era il 14 giugno del 2006 quando il satellite Swift catturava il lampo di raggi gamma denominato GRB 060614, che si è poi rivelato essere un vero e proprio rompicapo per gli astrofisici. L’emissione di raggi gamma è durata ben 102 secondi, un’eternità in questo tipo di eventi. Subito i ricercatori si sono messi alla caccia della controparte ottica – come si dice in gergo – del GRB, sicuri che dopo qualche giorno dall’evento sarebbe stata identificata anche l’emissione di una supernova, ovvero l’esplosione di una stella di grande massa giunta al termine del suo ciclo evolutivo. Sorprendentemente però, nonostante la batteria di telescopi di prim’ordine impegnati e la durata della ricerca, condotta anche da un team di scienziati tra cui alcuni dell’INAF utilizzando il telescopio VLT dell’ESO, non è emersa alcuna traccia di questo tipo di progenitore. Descrivere cosa avesse potuto innescare il GRB 060614 risultava così davvero difficile. La classificazione ‘standard’ di eventi di questo tipo basata sulla loro durata indica che quelli inferiori ai due secondi vengono definiti brevi, gli altri lunghi. Ma soprattutto, sono differenti i meccanismi che li originano. Quelli brevi si formerebbero dalla fusione di due oggetti compatti, come ad esempio stelle di neutroni, mentre quelli lunghi sarebbero prodotti da eventi legati a supernovae estremamente energetiche. E di supernovae progenitrici, almeno fino a una soglia di luminosità alquanto bassa, non vi era traccia per GRB 060614. In più, ulteriori analisi della sua curva di luce rivelavano proprietà tipiche di lampi di raggi gamma brevi piuttosto che lunghi. Tanto da farlo ribattezzare “the long-short GRB”, ovvero un lampo gamma lungo e corto allo stesso tempo. In questi anni sono state avanzate varie ipotesi per cercare di spiegare cosa avesse prodotto questo insolito evento, magari anche una supernova particolarmente debole o un evento di macronova (anche chiamato kilonova) la cui energia è prodotta dal decadimento radioattivo di elementi chimici pesanti, sintetizzati nel materiale espulso a seguito della fusione di due oggetti celesti molto densi. Ora un nuovo studio appena apparso su Nature Communications, guidato dall’astronoma cinese Bin Yang e a cui ha partecipato Stefano Covino, dell’INAF-Osservatorio Astronomico di Brera, è tornato sul ‘caso GRB 060614’, setacciando e rianalizzando completamente i dati di archivio delle osservazioni del telescopio spaziale Hubble e del Very Large Telescope dell’ESO, a caccia di qualche traccia rivelatrice finora ignorata. E questa traccia, nello specifico un eccesso di radiazione nella componente infrarossa dell’emissione del GRB, registrata circa 13 giorni e mezzo dopo la sua apparizione nel cielo gamma, è finalmente saltata fuori. Il surplus di radiazione infrarossa riscontrato è in disaccordo con le predizioni dell’evoluzione dell’emissione del lampo gamma fornito dal modello teorico oggi comunemente accettato, ma non può essere spiegato nemmeno nello scenario di esplosione di una supernova molto debole. Rimane però in gioco l’ipotesi che, a produrlo, siano stati i processi di decadimento radioattivo del materiale generato in seguito alla fusione di due oggetti compatti. E tra le possibili combinazioni, il team propende per la coalescenza di un buco nero con una stella di neutroni, una macronova, appunto. «E’ possibile che l’insorgere di una macronova sia un processo comune per i lampi di luce gamma corti, o addirittura una caratteristica distintiva di questa categoria di sorgenti» commenta Covino. «Una ipotesi che apre interessantissime prospettive per l’identificazione di GRB corti nel contesto delle grandi survey del prossimo decennio e della ricerca di controparti ottiche di sorgenti di onde gravitazionali. La rivelazione dell’emissione di macronova, oltre a fornire uno strumento di identificazione di questa classe di sorgenti, rappresenta anche un importante esempio di un fenomeno astrofisico dove sono attivi i cosiddetti processi “r”, ovvero processi nucleari ove si formano molti dei metalli pesanti che troviamo anche in piccole quantità sulla Terra, come ad esempio oro e platino».
di Marco Galliani (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)

L’anello mancante delle esplosioni stellari

Grazie ad una serie di osservazioni realizzate con il Very Large Array (VLA), il Giant Meterwave Radio Telescope (GMRT) e l’InterPlanetary Network (IPN), un gruppo di astronomi guidati da Sayan Chakraborti dell’Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) ha trovato una sorta di “anello mancante”, a cui si dava la caccia ormai da molto tempo, che rappresenterebbe il collegamento tra le supernovae ordinarie, dove cioè non si ha emissione di alta energia sotto forma di raggi gamma, e quelle che invece producono raggi gamma (Gamma-Ray Burst, GRB). L’oggetto in questione, osservato nel 2012, mostra una serie di caratteristiche che sono compatibili con la presenza di un meccanismo che genera raggi gamma, anche se un tale evento non si è ancora verificato. I risultati su Astrophysical Journal.
«Si tratta di un risultato sorprendente che fornisce nuovi indizi sul meccanismo che si cela dietro a questi fenomeni violenti ed esplosivi», spiega Chakraborti. «Questo oggetto sembra trovarsi a metà strada tra i GRB e gli altri tipi di supernovae, il che implica l’esistenza di un’ampia varietà di fenomeni che caratterizzano queste esplosioni stellari».
Denominato con la sigla SN 2012ap, si tratta di una sorta di “supernova intermedia” prodotta dal collasso gravitazionale del suo nucleo. Questo evento catastrofico avviene quando le reazioni di fusione nucleare presenti nel nucleo di una stella molto massiccia non sono più in grado di fornire l’energia necessaria per controbilanciare la pressione degli strati più esterni della stella. Perciò, il nucleo collassa diventando o una stella di neutroni super densa oppure un buco nero. Il resto del materiale viene spazzato nel mezzo interstellare a seguito dell’esplosione stellare che dà luogo alla supernova.
Nel caso più comune di esplosione stellare, il materiale viene espulso nello spazio secondo un inviluppo, una specie di “bolla” con una simmetria quasi sferica, che si espande rapidamente anche se con una velocità molto inferiore a quella della luce. Questo evento non dà luogo all’emissione di raggi gamma. Esiste, però, una piccola percentuale di casi in cui il materiale che collassa finisce per formare un disco di accrescimento, di breve durata, che orbita attorno al residuo dell’esplosione stellare (stella di neutroni o buco nero). Questa struttura genera due getti di materia che si propagano verso l’esterno in direzione perpendicolare al disco e con velocità prossime a quella della luce. In questo caso, la presenza simultanea di un disco di accrescimento e di due getti, chiamata “motore centrale”, determina la produzione di raggi gamma.
Dunque, questo studio mostra che non tutti gli oggetti in cui è presente il “motore centrale” producono raggi gamma. «Questa supernova presentava inizialmente due getti relativistici che poi sono stati rallentati rapidamente, come quelli che vediamo nei lampi gamma», dice Alicia Soderberg del CfA e co-autrice dello studio. Infatti, un’altra supernova, osservata nel 2009 (SN 2009bb), presentava ancora dei getti relativistici che successivamente si sono propagati liberamente nello spazio, senza però essere rallentati come nel caso degli oggetti che emettono raggi gamma.
L’espansione libera osservata nella supernova SN 2009bb è simile a quanto viene osservato nelle esplosioni stellari che non presentano il “motore centrale” e ciò indica, molto probabilmente, che i suoi getti dovevano contenere una elevata percentuale di particelle pesanti, a differenza dei getti che caratterizzano i lampi gamma dove invece sono presenti particelle più leggere. Infatti, le particelle pesanti si fanno strada più facilmente attraverso il materiale che circonda la stella.
«Ciò che vediamo è che esiste un’ampia varietà di meccanismi presenti in questo tipo di esplosioni stellari. Quelle che sono caratterizzate da potenti ‘motori centrali’ e da particelle leggere emettono raggi gamma e, al contrario, quelle dove sono presenti ‘motori centrali’ più deboli e particelle pesanti non generano raggi gamma», concluce Chakraborti.
Insomma, lo studio di questa supernova peculiare SN 2012ap suggerisce che la natura del “motore centrale” gioca un ruolo fondamentale nel determinare le proprietà fisiche delle esplosioni stellari.
“L’articolo di Chakraborti e collaboratori – spiega Massimo Della Valle direttore dell’Osservatorio Astronomico di Capodimonte dell’INAF – è un lavoro interessante e rappresenta una conferma significativa, nell’ambito della connessione tra supernovae  e Gamma-ray Bursts (GRBs),  di uno scenario emerso negli ultimi anni, e cioè,  non esiste una separazione netta in classi e sottoclassi tra Supernovae associate a GRBs di alta luminosità, Supernovae associate a GRBs di bassa luminosità, Supernovae di tipo Ibc “iper-energetiche” e Supernovae Ibc “standard”, ma tutte queste diverse “famiglie” sono in realtà collegate attraverso un “continuo” di proprietà. Le ragioni per l’esistenza di questa variegata fenomenologia è uno degli argomenti “caldi” dell’ astrofisica dei GRBs, ed è probabilmente legato alla natura dei progenitori, alla loro massa iniziale, alla binarietà e ad altre variabili come perdita di massa, metallicità e a molto altro. Questi argomenti sono oggetto di vivaci discussioni, all’interno della comunità. Nella recente storia della connessione tra Supernovae e Gamma-ray bursts, ricordo un titolo simile: SN 2008D/XRF 080109: A Link Between Supernovae and GRBs/Hypernovae che sta ad indicare che questa idea, oggi brillantemente confermata da Chakraborti e collaboratori, era già emersa qualche anno fa.”
di Corrado Ruscica (INAF)

Pasto stellare per il buco nero

Quando una stella arriva a una distanza critica da un buco nero supermassiccio (SMBH) le poderose forze mareali deformano la stella creando un flusso di detriti che cadono all’interno del buco nero illuminando lo spazio circostante con una “fiammata” luminosa. E’ questo lo spettacolo a cui ha assistito un gruppo di ricercatori utilizzando un piccolo telescopio – il ROTSE IIIb – presso McDonald Observatory (negli Stati Uniti) per un’analisi durata ben 5 anni. Pubblicando i dati della ricerca su The Astrophysical Journal, gli scienziati sono riusciti a testimoniare il vorace pasto di un buco nero.
Il 21 gennaio 2009 il telescopio ROTSE IIIb ha catturato un evento estremamente luminoso. L’ampio campo di vista consente al telescopio di scattare immagini di grandi porzioni cielo ogni notte alla ricerca di nuove stelle che esplodono. Con una magnitudo di -22,5, l’evento registrato a inizio 2009 è stato brillante e potente come l’esplosione di una supernova superluminosa (le più brillanti esplosioni stellari finora conosciute) scoperta sempre grazie a questo telescopio. L’evento è stato ribattezzato Dougie (nome familiare per i fan di South Park), anche se il suo nome tecnico è ROTSE3J120847.9+430121. Il team di esperti ha pensato si trattasse di una supernova e per questo hanno cercato per molto tempo la sua galassia ospite, impresa impossibile perché sarebbe stata troppo debole da essere vista da ROTSE. Qualche tempo dopo hanno scoperto che la Sloan Digital Sky Survey aveva già mappato una debole galassia rossa proprio nella zona dell’evento Dougie. Utilizzando poi uno dei giganti telescopi Keck alle Hawaii, il gruppo di scienziati è riuscito a capire la distanza della galassia da noi, circa tre miliardi di anni luce.
Il problema successivo è stato quello di definire e caratterizzare l’evento: una supernova superluminosa oppure la collisione tra due stelle di neutroni? Il team ha anche pensato a un lampo gamma o a un evento ancora più distruttivo, cioè proprio quello che stavano cercando. Una stella è stata smembrata, nel vero senso della parola, man mano che si avvicinava al buco nero al centro della sua galassia ospite. Gli esperti hanno poi ripreso le osservazioni, prima all’ultravioletto con il telescopio orbitante Swift e poi raccogliendo dati con il telescopio ottico Hobby-Eberly. Hanno anche usato dei modelli al computer su come la luce di diversi processi fisici potrebbero spiegare il comportamento di Dougie.
Il principale autore dello studio, Jozsef Vinko dell’Università di Seghedino in Ungheria, ha spiegato che monitorando la variazione di luce «abbiamo capito che si trattava di qualcosa che nessuno aveva mai visto prima». J. Craig Wheeler, dell’Università del Texas, ha aggiunto che «l’immensa forza gravitazionale del buco nero tira la stella da un lato più che da un altro provocando strappi che distruggono la stella», dopo averla deformata fino a darle una forma allungata “a spaghetto”. Il ricercatore ha sottolineato, inoltre, che la stella «non cade direttamente al centro del buco nero, bensì dovrebbe formare prima un disco».  Al temine della ricerca gli esperti hanno affermato che Dougie era una stella dalla massa simile al nostro Sole prima di essere “divorata”. In più hanno scoperto che il buco nero ha una massa pari a un milione di soli.
In realtà non è la prima volta che si parla di questo fenomeno, ma è la prima volta che gli astronomi assistono a un evento così raro: la stella “è dura a morire”, a quanto sembra, insomma, si ribella al buco nero. Alcuni modelli sviluppati dal team di James Guillochon di Harvard e di Enrico Ramirez-Ruiz dell’Università della California, Santa Cruz, hanno dimostrato che la materia stellare stava generando così tanta radiazione che ha spinto indietro la stella: dai dati sembra che il buco nero stesse quasi soffocando durante il lauto spuntino.
di Eleonora Ferroni (INAF)

La Mano di Dio a 17 mila anni luce da noi

NuSTAR è un satellite lanciato dalla NASA nel giugno 2012 con lo scopo di esplorare l’universo alle alte energie X e attualmente sta osservando buchi neri, stelle morte ed esplose nonchè altri oggetti estremi appartenenti alla Via Lattea ed esterni ad essa. Uno dei recenti target riguarda i residui energetici di una stella morta, una struttura denominata Mano di Dio per la sua somiglianza ad una mano aperta. Si tratta di una nebulosa posta a a 17.000 anni luce di distanza generata da una pulsar denominata PSR B1509 – 58.

Tale pulsar è tutto ciò che rimane di una stella esplosa come supernova. Essa possiede un diametro di soli 19 chilometri e ruota su se stessa sette volte ogni secondo, disperdendo particelle che vanno ad interagire con il campo magnetico che permea il materiale espulso nell’evento di supernova. Tali interazioni causano l’emissione di raggi X e il risultato è una nube che ha assunto l’apparenza di una mano aperta. Gli astronomi non hanno ancora ben compreso se tale aspetto sia o meno un’illusione ottica. Uno dei grandi misteri di questo oggetto infatti è che non si sa bene se le particelle emesse dalla pulsar interagiscono con il materiale in un modo specifico – che ci appare come una mano – o se il materiale sia di fatto morfologicamente simile ad una mano. Staremo a vedere nel prossimo futuro che vede programmati alcuni studi approfonditi.
Tratto da Le Stelle gennaio 2015 pagina 23

La corona di re Sole, secondo NuSTAR

E’ stato progettato per indagare i fenomeni più violenti che avvengono nell’Universo. Buchi neri, stelle di neutroni, supernovae sono alcuni dei principali obiettivi del telescopio spaziale NuSTAR della NASA. Ma perché, oltre questi remoti oggetti, non dare uno sguardo anche al nostro vicinato? Partendo da questa domanda gli scienziati del team di NuSTAR hanno così deciso di puntare il telescopio in direzione della stella più vicina a noi: il Sole. Ed ecco qui sopra lo spettacolare risultato della sua prima osservazione della corona solare.

Alla ripresa del disco e della bassa atmosfera solare ottenuta dal Solar Dynamics Observatory della NASA nell’ultravioletto (in rosso-arancio) sono sovrapposte quelle di NuSTAR in verde e blu che ci svelano la radiazione di alta energia emessa dalla nostra stella.  Crediti: NASA/JPL-Caltech/GSFC

Alla ripresa del disco e della bassa atmosfera solare ottenuta dal Solar Dynamics Observatory (SDO) della NASA nell’ultravioletto (in rosso-arancio) sono sovrapposte quelle di NuSTAR in verde e blu che ci svelano la radiazione di alta energia (in verde i raggi X tra 2 e 3 kiloelettrovolt, in blu quelli tra 3 e 5 kiloelettronvolt) emessa della nostra stella. A produrla, il gas della corona riscaldato a temperature superiori a 3 milioni di kelvin. Una ripresa mozzafiato dal punto di vista estetico e altrettanto ‘emozionante’ per i fisici solari. La capacità che possiede NuSTAR di osservare nelle alte energie la corona solare può essere decisiva nel catturare finalmente in azione i nanoflare, ovvero mini brillamenti che sono i principali ‘indiziati’ del riscaldamento della corona solare, nettamente più calda della superficie del Sole: qualche milione di kelvin contro meno di 6.000. Se da una parte la nostra stella sembra voler ancora conservare gelosamente i segreti dei mini brillamenti, dall’altra è assai generosa, anche in queste ultime ore, di quelli maxi e assai potenti. L’ultimo, di classe X, la più potente nella scala della classificazione di questi eventi (nei raggi X), è stato registrato sempre da SDO il 19 dicembre scorso. Fortunatamente, pochi i problemi sulla Terra e grande, come sempre, lo spettacolo ai poli, con aurore cangianti e brillantissime.
di Marco Galliani (INAF)

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