Venti molecolari a 1000 km al secondo

La scena è grosso modo questa: un’auto accelera a Milano, e in meno di un secondo la nuvola del gas di scarico investe Reggio Calabria. Ora, mettete al posto dell’auto una popolazione di stelle, al posto dell’Italia un’intera galassia e, fatte le debite proporzioni, avrete un’immagine abbastanza fedele del fenomeno descritto per la prima volta sull’ultimo numero di Nature: raffiche di vento molecolare sparate a milioni di chilometri all’ora nel mezzo interstellare, con una potenza d’urto tale da precludere la formazione di nuove stelle, alterando così il processo evolutivo della galassia stessa. La galassia in questione si chiama SDSS J0905+57, ed è una galassia compatta nella quale è in corso, appunto, un’intensa attività di formazione stellare. A registrare il fenomeno, tracciando con le sei antenne dell’interferometro millimetrico di Plateau de Bure – sulle Alpi francesi – gli spostamenti delle molecole di monossido di carbonio (sì, proprio loro, quelle del gas discarico), un team di radioastronomi guidato da James Geach, della University of Hertfordshire, nel Regno Unito. La scoperta è avvenuta un po’ per caso, racconta Geach: «Eravamo partiti con l’intenzione di misurare nient’altro che la quantità di gas denso presente in SDSS J0905+57. Ma quello che ci siamo trovati davanti è sorprendente: buona parte del gas viene sparata fuori dalla concentrazione di stelle presenti al centro della galassia stessa. Stiamo assistendo a un’interruzione violenta del processo di formazione stellare, e il meccanismo che vi sta dietro offre un nuovo e importante indizio per comprendere l’evoluzione delle galassie». In realtà, di venti galattici sufficientemente potenti da innescare una retroazione (un feedback negativo, lo chiamano gli scienziati), abbassando così la “fiamma” della galassia e dunque riducendo il ritmo di formazione stellare, già se n’erano osservati anche altrove. La novità, in questo caso, sta nella sorgente dell’emissione: non un buco nero supermassiccio e iperattivo, bensì le stelle stesse. «Assistiamo da alcuni anni al “rincorrersi”, fra galassie starburst (galassie con intensa formazione stellare) e nuclei galattici attivi, per il ruolo di causa principale della formazione dei venti molecolari diffusi su scale galattiche e ad alta velocità, nonché del cosiddetto feedback cosmologico. Le evidenze osservative mostrate in questo lavoro», commenta Massimo Cappi, astrofisico all’INAF-IASF Bologna, «tenderebbero a favorire la prima ipotesi, ossia che sono le zone di formazione stellare ad accelerare questi venti molecolari massicci, fino ad oltre 1000 km/s, e ben oltre le dimensioni standard della galassia stessa». «Il passo successivo dovrebbe essere quello di cercare d’escludere che non vi sia tutt’ora, o non vi sia stato in passato, un nucleo galattico attivo al centro della galassia, in grado anch’esso di accelerare questi venti molecolari per diversi milioni di anni, e a queste importanti velocità. Sarebbe interessante, per esempio», suggerisce Cappi, «capire se questa galassia mostri evidenza ad altre lunghezze d’onda – come i raggi X – di venti di gas ad alta velocità, come ultra-fast outflows o analoghi. Ma si tratta comunque di un risultato interessante per capire meglio il meccanismo di accelerazione e rifornimento di questi venti molecolari, e il loro impatto potenziale per la formazione delle galassie».
di Marco Malaspina (INAF)

La formazione delle stelle

Una stella puo’ essere definita come un’enorme sfera autogravitante di gas caldissimo (principalmente idrogeno ed elio), che produce energia attraverso un processo di fusione nucleare e la riemette sotto forma di radiazione.  Le stelle si trovano a distanze immense dal nostro sistema solare, cosi’ ci appaiono come piccoli puntini luminosi nel cielo. Esse costituiscono la componente principale delle galassie, che sono agglomerati di miliardi di stelle grandi e piccole, di nubi di gas e polvere.

Le stelle ci appaiono sulla sfera celeste raggruppate in insiemi, detti costellazioni. A molte stelle gli astronomi hanno attribuito nomi propri, per lo piu’ di origine greca, araba o latina. Altre vengono classificate con il nome della costellazione a cui appartengono e una lettera dell’alfabeto greco, che indica la luminosita’ relativa a quella delle altre stelle della stessa costellazione. Ad esempio, Alfa Tauri e’ la stella piu’ brillante della costellazione del Toro, Beta Tauri la seconda, e cosi’ via. Altre ancora prendono il nome da particolari cataloghi nei quali sono classificate. I piu’ moderni cataloghi, compilati con l’aiuto delle osservazioni di satelliti artificiali, contengono anche milioni di stelle, oltre ad altri oggetti, galattici ed extragalattici.
La formazione delle stelle
Le stelle si formano per collasso gravitazionale di una nube interstellare di gas (prevalentemente idrogeno, con tracce di altri gas) e polvere. Le nubi di gas interstellare sono molto grandi, con masse di gas fino ad un milione di volte quella del Sole, e hanno temperature molto basse, da circa una decina a poche centinaia di gradi sopra lo zero assoluto (cioe’ da -263 oC a pochi gradi centigradi sotto zero). Queste nubi si trovano normalmente in equilibrio, nel senso che la forza di gravita’ che tenderebbe a farle collassare su se stesse e’ controbilanciata dalla pressione creata dal moto delle particelle al suo interno. A volte pero’ questa pressione non e’ sufficiente, in certi punti la densita’ aumenta e la nube si contrae spontaneamente e lentamente sotto l’azione della propria gravita’. E’ probabilmente attraverso questo meccanismo che si formano le stelle di piccola massa, all’interno di nubi molto dense e oscure. Le stelle piu’ massicce sembra che si formino invece nel collasso di nubi meno dense, causato da fattori esterni. Uno di questi puo’ essere la compressione della nube da parte di materiale espulso ad alte velocita’ da stelle evolute (nebulose planetarie o supernovae). Oppure, la collisione casuale tra due nubi durante il loro moto all’interno della galassia, e il successivo collasso di una parte di esse. In realta’, le nubi di gas interstellare sono molto grandi e il loro collasso non da’ origine ad una stella sola, ma ad un insieme di stelle (cioe’ un ammasso stellare ), dopo aver subito una frammentazione in nubi piu’ piccole. A loro volta, i frammenti possono dare origine o ad una stella singola o ad un sistema di piu’ stelle che orbitano attorno ad un baricentro comune. Nella nostra galassia, poer esempio, le stelle singole sono all’incirca la meta’ del totale. Le restanti sono raggruppate in sistemi doppi (la maggioranza) o anche multipli: sono stati osservati sistemi multipli composti di 6 stelle! Le stelle doppie prendono anche il nome di sistemi binari.  Quando la nube si contrae, al suo interno le particelle di gas si muovono piu’ rapidamente e il nucleo si riscalda. In questa fase, che prende il nome di protostella, la nube emette energia sotto forma di radiazione, anche se molto piu’ debolmente di una stella; cio’ avviene a spese della sua energia gravitazionale, che viene convertita in radiazione. Durante questa fase, la protostella ha una temperatura superficiale di 2-3.000 gradi ed e’ ancora immersa nella nube di gas e polvere dalla quale si e’ originata. Generalmente si forma un disco di gas attorno alla protostella, gas che piano piano cade su di essa. La stella, a sua volta, emette dei getti gassosi dalle regioni polari, lungo l’asse di simmetria del disco. La struttura disco + getti e’ molto comune nelle prime fasi della vita di una stella.   In questa fase la protostella e’ oscurata dal materiale circostante e percio’ poco luminosa; la polvere della nube circostante assorbe la radiazione emessa dall’oggetto, e la riemette a sua volta a frequenze piu’ basse, nella regione infrarossa dello spettro, percio’ le protostelle si possono rivelare in questa banda di lunghezze d’onda.  Durante la fase di protostella, detta anche di pre-sequenza principale, la stella attraversa delle fasi di instabilita’, accompagnate da variazioni di luminosita’ sporadiche. Si hanno quindi le cosiddette variabili T Tauri, dal nome di una stella di questo tipo nella  costellazione del Toro. Il gas e la polvere che circondano la stella vengono gradualmente spazzati via dai getti di gas e dal vento che essa emette.
La vita delle stelle
La contrazione della protostella continua finche’ al suo interno non vengono raggiunte temperature abbastanza alte da poter dare inizio alla fusione nucleare, che sara’ il suo mezzo di sostentamento per milioni o miliardi di anni; la protostella e’ diventata una stella. A questo punto, l’energia che essa emette non e’ piu’ prodotta a spese della propria energia gravitazionale, ma a spese della propria massa: le reazioni termonucleari consistono infatti nella fusione di piu’ nuclei atomici in un nucleo solo, di massa leggermente minore rispetto alla somma delle masse dei nuclei di partenza. La massa che viene persa nel processo e’ quella che si trasforma in energia secondo la legge E = m c2. Le moderne teorie dell’evoluzione stellare, unite alle osservazioni di come le stelle si distribuiscono nei vari intervalli di massa, hanno fissato questo limite inferiore a circa 0.08 volte la massa del Sole. Analogamente, esiste un limite superiore per la massa di una stella, al di sopra del quale essa subisce delle instabilita’ e non puo’ esistere in equilibrio. Questo limite e’ probabilmente compreso tra 100 e 120 volte la massa del Sole. Il numero di stelle di una data massa rispetto al totale delle stelle che si formano dipende dai meccanismi con i quali le nubi protostellari si frammentano prima del collasso; la probabilita’ che una stella di una certa massa si formi e’ inversamente proporzionale alla massa, cioe’ si formano piu’ stelle piccole e meno stelle grandi.  Una stella si puo’ pensare come una struttura stratificata, come una sorta di “cipolla”, in cui ogni strato e’ possiede un dato valore di temperatura, di densita’ e di pressione. Questi valori aumentano andando dalla superficie della stella verso il centro. Questa struttura di gas si trova in equilibrio tra due forze opposte: quella gravitazionale diretta verso l’interno, cioe’ il “peso” degli strati esterni su quelli piu’ interni, e la pressione della radiazione prodotta nel nucleo della stella, che e’ diretta verso l’esterno. Durante tutta la vita della stella, che puo’ durare anche decine di miliardi di anni, questo equilibrio viene sempre mantenuto, attraverso dei meccanismi di autoregolazione.   Nelle condizioni di altissime temperature e pressioni che si trovano all’interno delle stelle, tutto il gas e’ ionizzato. I nuclei del gas sono molto vicini tra loro e si urtano ad alte velocita’. La fusione di due o piu’ nuclei avviene quando la pressione e la temperatura sono abbastanza alte perche’ essi possano vincere la loro mutua repulsione elettromagnetica (dovuta al fatto che hanno una carica elettrica dello stesso segno). Le reazioni di fusione nucleare richiedono quindi due condizioni: una sufficiente abbondanza dell’elemento combustibile e una temperatura abbastanza alta per vincere la repulsione di nuclei.  Ogni elemento chimico richiede una temperatura diversa per la fusione: tanto piu’ pesante e’ l’elemento, tanto maggiore e’ la temperatura richiesta.   La piu’ semplice reazione nucleare che avviene all’interno di una stella e’ la fusione dell’idrogeno: quattro nuclei di idrogeno vengono fusi in un nucleo di elio, e la lieve differenza di massa viene convertita in energia. Q uesta reazione puo’ avvenire solo a temperature di almeno dieci milioni di gradi, e sostenta la stella per la maggior parte della sua vita.  La stella mantiene il suo equilibrio di pressione attraverso un meccanismo termostatico: quando la produzione di energia nel centro diminuisce, essa si contrae, la temperatura interna cresce e le reazioni di fusione, che dipendono dalla temperatura del gas, accelerano. Durante questa fase la stella diventa piu’ calda e quindi emette radiazione di lunghezza d’onda inferiore rispetto a prima.  Viceversa, quando l’energia prodotta e’ eccessiva, la stella si espande per aumentare la superficie dalla quale puo’ dissiparla. L’espansione fa si’ che al centro della stella la pressione e la temperatura descrescano, e quindi le reazioni di fusione rallentino. Durante questa fase, la stella diventa piu’ luminosa perche’ aumenta la superficie emittente, ma gli strati esterni sono piu’ freddi e quindi emettono radiazione a maggior lunghezza d’onda.
Quando l’idrogeno, che e’ il costituente principale della stella, comincia ad esaurirsi nel suo centro, la produzione di energia per fusione nucleare cala; la stella e’ costretta ad aumentare la sua temperatura interna per accendere la fusione di un combustibile piu’ pesante e potersi sostentare. Diversamente, essa verrebbe schiacciata sotto il peso degli strati esterni e collasserebbe.   Dopo l’idrogeno, la stella innesca la fusione dell’elio. Tre nuclei di elio si uniscono per formare un nucleo di carbonio, rilasciando energia. Dopo l’elio, il carbonio si fonde per formare elementi piu’ pesanti e cosi’ via. Si formano cosi’ via via l’ossigeno, il neon, il magnesio, il silicio, lo zolfo, l’argon, eccetera.   Le stelle sono dunque delle importantissime sorgenti di evoluzione chimica: a partire dall’idrogeno, che e’ l’elemento piu’ abbondante nell’universo, nelle stelle vengono sintetizzati gli elementi piu’ pesanti. Durante la sua evoluzione, una stella restituisce parte di questo materiale allo spazio interstellare, o attraverso processi lenti e continui come il vento stellare, o nel corso di fenomeni esplosivi (nebulose planetarie, supernovae); da questo gas si formeranno poi delle nubi, delle nuove stelle ed eventualmente dei pianeti. Le stelle che si formano da questo gas hanno una composizione chimica diversa da quelle che si formano da gas non arricchito. Sulla base di questa differenza, gli astronomi classificano le stelle in due gruppi: le stelle “di prima generazione” prendono il nome di stelle di popolazione II, mentre quelle che si sono formate successivamente da gas arricchito in elementi pesanti, sono le stelle di popolazione I.
L’energia delle stelle
Durante una reazione di fusione termonucleare, come abbiamo visto, i nuclei atomici si uniscono in un nucleo piu’ complesso, e la differenza tra la massa finale e la somma delle masse di partenza viene convertita in neutrini e in radiazione. I neutrini sono particelle sub-atomiche prive di carica elettrica, che non interagiscono con la materia e percio’ sfuggono facilmente dalla stella, disperdendosi nello spazio. Essi vengono prodotti in grandissime quantita’: si pensi che ogni secondo, la Terra e’ investita da un flusso di 107 neutrini solari per cm2 e per secondo.  La radiazione si muove verso l’esterno in “pacchetti” di energia detti fotoni, i quali vengono assorbiti e riemessi in continuazione dagli atomi di gas. Prima di giungere alla superficie della stella ed essere liberati nello spazio, i fotoni devono compiere un percorso a zig-zag tra un atomo e l’altro, che dura alcuni milioni di anni !  Ad un certo punto, muovendosi verso la superficie, il cammino dei fotoni diventa cosi’ lento che l’energia deve trovare un altro mezzo per fluire all’esterno: si sviluppano cosi’ dei moti convettivi nel gas, cioe’ delle bolle di gas caldo che si muovono verso l’esterno raffreddandosi e facendo da veicolo per l’energia. Se questa restasse intrappolata all’interno della stella, l’equilibrio verrebbe meno.  Una volta arrivata alla superficie, la radiazione viene emessa in tutte le direzioni dello spazio. Poiche’ fino a quel momento essa e’ stata in equilibrio con il gas della stella, le sue caratteristiche dipendono da quelle del gas. Ovvero, la radiazione emessa ha una frequenza tanto maggiore quanto piu’ alta e’ la temperatura del gas negli strati superficiali della stella. In realta’, la stella emette luce di tutte le lunghezze d’onda, ma con intensita’ diversa; la lunghezza d’onda che possiede la massima intensita’ caratterizza il “colore” della stella, ed e’ tanto piu’ piccola quanto piu’ caldo e’ l’astro.  Questo fatto e’ espresso dalla legge di Wien, la quale stabilisce che il rapporto tra la temperatura superficiale di una stella e la frequenza alla quale l’intensita’ della radiazione e’ massima, e’ costante.
Le proprieta’ delle stelle
Le proprieta’ caratteristiche di una stella sono la massa, le dimensioni, temperatura superficiale (che determina il “colore” della stella) e la luminosita’, che viene descritta da una grandezza chiamata magnitudine.  La massa di una stella, come abbiamo visto, puo’ variare da circa un decimo a circa 100 volte la massa del Sole, cioe’ da 2 1029 a 2 10 32 Kg. Le dimensioni variano invece in un intervallo piu’ ampio; il diametro di una stella e’ sempre piuttosto difficile da determinare, e puo’ essere misurato solo per stelle vicine. Esso puo’ variare da pochi Km per una nana bianca a cento milioni di Km per una supergigante rossa.  Il colore, la luminosita’ e la temperatura delle stelle vengono studiate dalla spettroscopia e dalla fotometria astronomica. L’analisi di un gran numero di stelle ha permesso di individuare delle caratteristiche comuni e di suddividerle in classi, dette tipi spettrali e in classi di luminosita’ .  Alcune stelle mostrano delle variazioni di luminosita’ nel tempo: alcune hanno variazioni regolari, periodiche e di entita’ relativamente piccola, e vengono chiamate stelle variabili, altre hanno variazioni enormi ed improvvise di brillantezza, dovute a fenomeni di tipo esplosivo che modificano la loro struttura: le novae e le supernovae.
I moti stellari
Anticamente si pensava che le stelle fossero fisse sulla volta celeste, mentre in realta’ esse si spostano relativamente a noi, in conseguenza sia del loro moto di rotazione attorno al centro della nostra galassia, sia del moto stesso del Sole (e quindi del Sistema Solare). Il moto delle stelle, pur essendo relativamente rapido, ci appare lentissimo a causa delle enormi distanze coinvolte. La stella piu’ vicina a noi oltre al Sole, chiamata Proxima Centauri, dista infatti ben 4.2 anni luce (pari a circa 38mila miliardi di chilometri !). I movimenti delle stelle sulla volta celeste, detti “moti propri” sono dunque quasi impercettibili se osservati su tempi scala molto piu’ brevi della vita di una stella, come quello della vita umana. Esse percorrono nel cielo distanze angolari raramente superiori ai 5 secondi d’arco all’anno.
Approfondimenti Inaf

Troppo vento nelle galassie starburst, le stelle non si accendono

L’accensione di una nuova stella è sempre accompagnata da un certo sconquasso nel suo ambiente circostante. Venti stellari e una intensa radiazione ultravioletta ‘spazzano’ letteralmente via i resti della culla di gas e polveri in cui si è formato l’astro.  Capita però che, in certe galassie particolarmente attive, di nuove stelle se ne formino quasi contemporaneamente a milioni. È allora chiaro che questi venti, sommandosi, possono acquistare energie enormi, propagandosi in tutta la galassia ospite ed interagendo con essa. E addirittura spingendo i suoi effetti anche oltre, arrivando a ionizzare il gas fino a 650.000 anni luce dal suo centro, ovvero più di venti volte più lontano della dimensione visibile della galassia stessa. Sono questi in sintesi i risultati di un nuovo studio realizzato da un team internazionale di ricercatori in corso di pubblicazione sulla rivista The Astrophysical Journal.  È questa la prima prova osservativa degli effetti prodotti dalla forsennata accensione di nuove stelle – un processo che gli addetti ai lavori chiamano starburst  – sul gas circostante la galassia che le ospita. Una interazione che può essere decisiva per regolare i processi evolutivi della galassia e sul tasso con cui continuerà a produrre nuovi astri. “La materia che si estende oltre le galassie è davvero difficile da studiare, poiché è estremamente tenue” dice Vivienne Wild, dell’Università di St. Andrews, che ha partecipato al lavoro. “Tuttavia è estremamente importante, in quanto può rivelarci come le galassie si accrescono, trasformano massa ed energia e infine si estinguono. Stiamo davvero esplorando una nuova frontiera nell’evoluzione delle galassie!” Il team ha analizzato con il Cosmic Origin Spectrograph (COS) a bordo del telescopio spaziale Hubble la luce proveniente da 20 galassie vicine, alcune delle quali note per la loro intensa attività di starburst. E proprio queste galassie sono state quelle dove più marcato è il fenomeno della ionizzazione nel gas che compone il loro alone, interpretato dai ricercatori come il risultato dell’impatto degli intensi venti stellari prodotti da giovani stelle. Scontri così violenti, estesi e prolungati possono avere conseguenze notevoli nell’evoluzione delle galassie ospiti, che si accrescono fagocitando il gas presente nello spazio attorno ad esse e trasformandolo infine in nuove stelle. Poiché i venti stellari ionizzano quelle che sono le ‘riserve’ di gas attorno alle galassie, si riduce drasticamente la disponibilità del principale costituente delle nuove stelle, con la conseguenza di un crollo della natalità stellare. “Gli starburst sono fenomeni fondamentali che non solo regolano l’evoluzione di una singola galassia, ma influenzano il ciclo della materia e dell’energia nell’intero universo” sottolinea Timothy Heckman, della Johns Hopkins University. “I gusci delle galassie sono l’interfaccia tra queste strutture e il resto dell’universo e stiamo iniziando ad esplorare in dettaglio quello che succede al loro interno”.
di Marco Galliani (INAF)

Un muro davanti a Betelgeuse

Betelgeuse è una delle stelle meglio visibili ad occhio nudo e inoltre rappresenta un oggetto molto prossimo alla  definitiva trasformazione in supernova. Essa ha un diametro pari a 1000 volte quello del Sole e brilla 100 000 volte di più. Gli archi che si allontanano da lei sono segni della sua fine imminente e rappresentano materia che è già stata espulsa durante la fase di supergigante rossa.
In particolare ciò che ha visto recentemente Herschel sono gli effetti del vento stellare che impatta contro il mezzo interstellare ad una velocità di circa 30 km/sec. Queste onde d’urto si vedono soprattutto davanti alla stella nella direzione del suo moto spaziale. Attorno alla stella si nota anche un inviluppo di materia di forma asimmetrica. Certe caratteristiche possono essere viste solo nel lontano infrarosso.
Ciò che però nessuno si aspettava è quella specie di linea verticale a breve distanza dagli archi della stella. Sembra una specie di “muro” di polvere e gas che niente ha a che vedere con la stella moribonda. Si pensa che sia un filamento legato al campo magnetico galattico o il bordo di una nube interstellare, illuminato dalla stessa Betelgeuse.
Facendo un po’ di conti, l’arco più esterno associato alla supergigante colliderà con il muro tra circa 5000 anni. La stella si scontrerà con lui 12500 anni più tardi, sempre che non sia già esplosa prima…
di Vincenzo Zappalà (astronomia.com)

Superbolla superbrillante

Si trova lassù, nella Grande Nube di Magellano (una piccola galassia satellite a circa 160 mila anni luce di distanza da noi), una fra le regioni più inquiete dell’universo locale. Avvolto dalla nebulosa N44, l’ammasso stellare noto come NGC 1929 sforna stelle massicce senza tregua. E queste, a loro volta, emettono radiazioni a gogò e fiotti di materia ad alta velocità, per poi esplodere come supernove. Sembra paradossale, ma proprio nel bel mezzo di quest’inferno di luce e gas si trovano anche immense zone vuote, seppur tutt’altro che quiete. A produrle sono le stesse supernove: le tremende onde d’urto delle loro emissioni creano infatti nel gas circostante enormi cavità che gli astronomi chiamano “bolle”.
Ebbene, è proprio osservando le  bolle presenti all’interno di NGC 1929 che il telescopio spaziale Chandra della NASA ha messo fine a uno fra gli enigmi dell’astrofisica delle alte energie: l’abbondanza anomala, rispetto a quanto suggerivano i modelli, di radiazione X proveniente da alcune fra le bolle più grandi, o “superbolle”. Un eccesso non giustificato dai processi già noti, come l’emissione dovuta ai gas caldi prodotti dal vento stellare e dai resti di supernove. Ciò che Chandra ha scoperto è che a questi processi si aggiungono altri due meccanismi alla base della produzione di radiazione ad alte energie. Ed entrambi hanno a che fare, appunto, con le superbolle. O meglio, con le loro pareti. Quest’ultime, infatti, emettono a loro volta raggi X sia a seguito della sollecitazione dovuta alle onde d’urto delle supernove, sia per l’evaporazione della materia calda che le forma.
Una di queste superbolle è ora stata immortalata in tre diverse bande dello spettro elettromagnetico – infrarossa, ottica e X – grazie, rispettivamente, al satellite Spitzer della NASA, al telescopio MPG da 2.2 metri (a La Silla, in Cile) dell’ESO e, appunto, a Chandra. A ognuno dei tre è stato assegnato un colore per dipingere, su di un’unica tela, ciò che aveva osservato. L’opera a sei mani che ne è risultata, resa pubblica oggi, è un meraviglioso affresco multibanda denso d’informazioni scientifiche. Il bagliore della nebulosa, prodotto dall’incontro fra il gas e la radiazione ultravioletta emessa delle stelle più giovani, è ritratto nei toni gialli dell’MPG. Le pennellate blu di Chandra evidenziano le regioni più calde, quelle sottoposte allo stress del vento stellare e delle onde d’urto. Infine, esaltati dal tocco rosso di Spitzer, gli addensamenti di gas e di polveri.
di Marco Malaspina (INAF)

Il destino di Deneb è segnato: sarà una supernova di Tipo II

Nel cielo estivo spicca la stella Deneb, alfa Cygni.  Deneb ha una magnitudine apparente di 1,25.  Deneb, insieme a Vega della Lira e Altair dell’Aquila costituisce il cosiddetto Triangolo estivo, asterismo molto appariscente, e per questo ottimo punto di orientamento per l’osservazione della volta celeste. Si tratta, a differenza di Vega ed Altair, di una stella intrinsecamente più luminosa ma molto più distante, una delle più luminose in assoluto poste ad una distanza inferiore ai 2000  anni luce dal Sistema Solare. 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.
Deneb è la più settentrionale delle stelle del Triangolo estivo e  il periodo migliore per la sua osservazione nell’emisfero boreale è nella stagione estiva.
In realtà, Deneb è molto più luminosa di quello che sembra: ha una magnitudine assoluta di circa -7, il che ne fa una delle stelle più luminose conosciute. Appare nel nostro cielo come una stella “normale” solo a causa della sua distanza elevatissima che la situa a circa 1.500 anni luce, il che si traduce in una luminosità di circa 54.000 volte quella del nostro Sole. Questo nuovo valore è stato ottenuto rielaborando i dati del satellite Hipparcos nel 2007. La distanza reale di Deneb continua comunque ad essere ancora oggetto di dibattiti; prima delle osservazioni di Hipparcos era valutata essere di 3200 anni luce circa, valore più che dimezzato con le riduzioni di parallasse di Hipparcos, ma uno studio spettroscopico del 2007 che tiene conto di modelli evolutivi differenti e considera che la misura del parallasse su stelle pulsanti e a queste distanza possano non essere completamente affidabili pone Deneb ad una distanza superiore, a 803 parsec (2600 a.l.), cambiando, con la distanza, anche le caratteristiche intrinseche della stella. Da questo studio Deneb risulterebbe avere un raggio 203 volte quello del Sole, una massa 19 volte superiore, ed una luminosità vicina a 200.000 volte quella solare]. Basandosi invece su stime dirette del suo diametro angolare (appena 0,002 secondi d’arco) Deneb sarebbe “solo” 114 volte più grande del Sole, con una massa 15,5 volte superiori. Se si trovasse al centro del sistema solare, la stella occuperebbe circa la metà dell’orbita terrestre. Il Satellite Gaia, successore di Hipparcos e che dovrebbe essere lanciato nel 2013, potrebbe dirimere definitivamente la questione della distanza di Deneb.
In ogni caso Deneb è la più brillante e distante delle stelle di prima magnitudine e se fosse alla distanza di Vega, che dista 25 anni luce da Terra e che le è apparentemente vicina in cielo, avrebbe una magnitudine di -7,8, e sarebbe 15 volte più luminosa di Venere alla sua massima luminosità.
Deneb perde una quantità di massa pari a un milionesimo di massa solare all’anno causa il suo forte vento stellare, una perdita di massa  40 milioni di volte maggiore di quella del Sole, e si sta avviando nell’ultima parte della sua esistenza. Dopo aver iniziato la sua vita poco più di una decina di milioni di anni fa come una calda stella di classe O, ha già terminato la combustione dell’idrogeno nel suo nucleo, ed in futuro continuerà ad espandersi diventando una supergigante rossa, e, entro pochi milioni di anni, terminerà la sua esistenza esplodendo in una brillante supernova di tipo II.
Fonte: tratto da Wikipedia

Nuove stelle in Cygnus X

Il telescopio spaziale Spitzer, della NASA, ha sfruttato la sua vista agli infrarossi per vedere attraverso le polveri di una grande nube interstellare e cogliere nuove stelle in fase di formazione. Si tratta di una regione della Via Lattea estesa più di 600 anni luce, che ne dista da noi circa 4500: contiene 10 volte più gas di quanto ce ne sia nella Nebulosa di Orione, una quantità sufficiente a formare 3 milioni di stelle come il Sole. Denominata Cygnus X, è una sorta di nido d’infanzia stellare fra i più turbolenti e produttivi a oggi conosciuti. Al suo interno la radiazione e i venti stellari delle stelle giovani e più massicce spazzano via le polveri circostanti: queste vanno così a creare bozzoli e nubi più concentrate, lasciando le stelle al centro di bolle rarefatte. All’interno dei bozzoli polverosi possono venire a crearsi le condizioni adatte alla formazione di nuove stelle come confermato dalle osservazioni di Spitzer, dalle quali sono emersi dettagli che gli strumenti ottici non avrebbero potuto vedere. In alcuni casi, ad esempio, stelle appena formate sono racchiuse all’interno di colonne di polvere: perfettamente nascoste se osservate nel visibile, ma evidenti nelle immagini agli infrarossi. CygnusX, così come ci appare attraverso gli occhi di Spitzer, è una regione estremamente turbolenta: un ribollire di polveri e gas che si addensano e si diradano, stelle che si formano e altre che sono sul punto di farlo prima che il materiale intorno a loro venga spazzato via, stelle giovani che, emettendo vento stellare e radiazione energetica, fanno pulizia tutto intorno. È probabile che la maggior parte delle stelle oggi più “adulte”, forse anche il nostro Sole, abbia trascorso le prime fasi della propria infanzia in un ambiente simile, anche se un po’ meno estremo. Nel corso del tempo, infatti, regioni come Cygnus X si diluiscono nello spazio: polveri e gas non utilizzati nella formazione stellare vengono dissipati e le giovani stelle possono allontanarsi le une dalle altre. Spitzer ha svelato molti lati nascosti di una regione estremamente interessante, ma di lavoro da fare per capire nel dettaglio cosa succede al suo interno ce n’è ancora molto: il legame fra le varie strutture di polvere, che assomigliano a pilastri o a filamenti, i meccanismi attraverso i quali le stelle giovani inneschino il processo che porta a formarne di nuove sono punti ancora da chiarire.
di Elena Lazzaretto (INAF)

Gli astronomi la chiamano Local Fluff

Posto nella periferia galattica, e precisamente nel Braccio di Orione della Via Lattea, il Sistema Solare è composto dal Sole che ne rappresenta la stella centrale e da una serie di corpi celesti che gli orbitano intorno e che in base alla nomenclatura ufficiale della UAI possono essere riassunti come segue: otto pianeti (Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano, Nettuno); un pianeta nano (Cerere); quattro plutoidi (Plutone, Eris, Makemake e Haumea); più di 140 satelliti; milioni di asteroidi; miliardi di comete; un numero indecifrato ed elevatissimo di meteoroidi.
La maggior parte degli asteroidi è racchiusa in una zona tra Marte e Giove, nota come Fascia Principale degli asteroidi. Le comete, invece, provengono da due sacche distinte, note come Fascia di Kuiper, più vicina, e Nube di Oort, più remota.
Intorno a questi oggetti, lo spazio è definito mezzo interplanetario ed è composto di gas e polvere che interagisce in continuazione con il vento solare, uno sciame di particelle emesse dal Sole che viaggiano nel Sistema Solare alla velocità di svariate centinaia di chilometri ogni secondo. Proprio l’effetto di questo vento stellare serve a definire i confini del nostro Sistema Solare. Laddove il vento solare riesce a produrre effetti con la sua presenza, si parla ancora di Sistema Solare e le zone raggiunte dal vento solare formano l’eliosfera. Il confine che segna l’ultima distanza raggiunta dal vento solare si chiama eliopausa oppure termination shock.
L’eliosfera è la regione dello spazio nella quale la densità di energia del vento solare è superiore a quella del mezzo interstellare. L’eliopausa è il limite convenzionale dell’eliosfera, lungo il quale la densità di energia del vento solare è in equilibrio con quella del mezzo interstellare.
L’eliosfera, quindi, rappresenta tutto il campo raggiunto dal vento solare. Gli scienziati che elaborano i dati della sonda Voyager2 hanno osservato prorpio questa bolla di vento solare che circonda il sistema solare, descrivendone una forma non circolare ma schiacciata.
Gli scienziati riportano che il Voyager2 ha attraversato questo confine più vicino al Sole di quanto ci si attendesse, suggerendo quindi che l’eliosfera in questa regione è stata spinta avanti, più vicina al Sole, da un campo magnetico interstellare. Queste scoperte aiutano a costruire una immagine di come il Sole interagisce con il mezzo interstellare circostante.
Quanto è grande l’eliosfera e, quindi, quanto è grande il Sistema Solare?
Nello spazio non ci sono confini precisi, come ha avuto modo di appurare proprio la sonda Voyager, quindi non si può procedere ad una stima accuratissima delle dimensioni del Sistema Solare. Nettuno orbita a circa 30 UA dal Sole (quindi trenta volte la distanza Sole-Terra, che ammonta a circa 150 milioni di chilometri), ma il Sistema Solare accoglie anche gli oggetti trans-nettuniani e si espande fino alla Fascia di Kuiper, una fascia ricca di nuclei cometari, posta a circa 50 UA dal Sole. Oltre questa, inoltre, c’è la Nube di Oort che si estende approssimativamente fino a 50.000-100.000 UA dal Sole.
Ogni corpo del Sistema Solare si muove secondo la Legge di Gravitazione Universale, proprio come ogni corpo dell’universo fa altrettanto. Quindi, non solo i pianeti, ma anche asteroidi, comete e meteoroidi rispettano le stesse leggi ed il loro moto sarebbe del tutto prevedibile, dopo una osservazione ripetuta per un tempo sufficiente a stabilirne le regole. La Legge di Gravitazione Universale e le Tre Leggi di Keplero ci insegnano che il Sole occupa uno dei fuochi delle ellissi tracciate da ogni corpo in orbita, e che tutti i corpi – grandi o piccoli che siano – seguono il movimento che rappresenta lo sforzo minore nel loro cammino. La dislocazione dei pianeti e dei corpi minori come gli asteroidi all’interno del Sistema Solare può essere approssimata tramite la Legge di Titius-Bode.
Il Sistema Solare sta passando attraverso una nube interstellare che secondo gli scienziati non dovrebbe esistere. Nel numero di Nature del 24 dicembre 2009, un team di scienziati rivela la soluzione di un mistero da parte della sonda Voyager della NASA, che con il programma televisivo ha la sola sventura di condividere il nome.
Utilizzando i dati provenienti dal Voyager è stato scoperto un forte campo magnetico esterno al Sistema Solare.  Questo campo magnetico tiene insieme la nube interstellare e svela finalmente il motivo per il quale questa nube esiste.
La scoperta ha implicazioni per il futuro, quando il Sistema Solare andrà a passare in altre nubi simili presenti nel braccio della nostra Galassia. La nube nella quale stiamo passando è chiamata dagli astronomi Local Fluff, come abbreviazione di Local Interstellar Cloud. E’ larga circa 30 anni luce e contiene un misto di atomi di idrogeno ed elio alla temperatura di circa 6000°C. Circa 10 milioni di anni fa, una supernova è esplosa nelle vicinanze creando una gigante bolla di gas a milioni di gradi di temperatura. La nube è completamente circondata da questo involucro di gas caldo. La temperatura osservata e la densità della nube non sono abbastanza elevate da far fronte all’azione del gas caldo circostante. Come fa, allora, a sopravvivere questa nube? La sonda Voyager ha scoperto la ragione. I dati, infatti, mostrano che la nube è molto più magnetizzata di quanto finora sospettato, tra 4 e 5 microgauss. Questo campo magnetico può fornire una pressione extra, richiesta per resistere alla distruzione dall’esterno.
Le due sonde Voyager della NASA attualmente non si trovano nella Local Fluff, ma si stanno avvicinando. La nube è tenuta a bada al di la dei confini del Sistema Solare dal campo magnetico del Sole, che viene gonfiato dal vento solare in una bolla magnetica di oltre 10 miliardi di chilometri di larghezza, nota come eliosfera. Questa bolla agisce come uno scudo che protegge il Sistema Solare interno dai raggi cosmici galattici e dalle nubi interstellari. Le due Voyager si trovano nello strato più esterno dell’eliosfera, dove il vento solare è rallentato dalla pressione del gas interstellare. Il Voyager 1 ha raggiunto questa zona nel dicembre del 2004, mentre la Voyager 2 ha fatto il suo ingresso nell’agosto del 2007.
La dimensione dell’eliosfera è determinata da un bilanciamento di forze: il vento solare soffia nella bolla dall’interno mentre la Local Fluff la comprime dall’esterno. Una parte della pressione effettuata dall’esterno è magnetica, come riportato dal team di scienziati.
Il fatto che la Local Fluff sia così fortemente magnetizzata implica che anche  le altre nubi nelle vicinanze potrebbero esserlo. Eventualmente, il Sistema Solare andrà a finire in qualcuna di esse ed i campi magnetici potrebbero comprimere l’eliosfera più di quanto stia facendo la Local Fluff. Una compressione maggiore consentirebbe a più raggi cosmici di raggiungere il Sistema Solare interno, portando conseguenze anche sul clima terrestre e sulla vivibilità dello spazio vicino alla Terra. D’altro canto, lo spazio interstellare sarebbe più vicino e le sonde non dovrebbero viaggiare tanto quanto le Voyager per raggiungerlo. Questi eventi potrebbero verificarsi nello spazio di decine di centinaia di migliaia di anni, il tempo necessario al Sistema Solare per raggiungere le altre nubi.