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Hubble osserva le fasi finali di una stella

NGC 6565, nota anche come ESO 456-70, è una nebulosa planetaria situata a circa 14000 anni-luce nella costellazione del Sagittario. I colori e la stessa nebulosa risultano da un corpo di gas che si sono formati dai venti stellari che hanno spazzato via gli strati più esterni della stella. Credit: credit: ESA/Hubble & NASA, Matej Novak

In questa immagine di NGC 6565, ripresa dal telescopio spaziale Hubble, si osservano le fasi finali del ciclo vitale di una stella. L’agonia può durare solo alcuni “momenti” su scala cosmologica ma la sua scomparsa rimane ancora un processo molto lento per i nostri standard: stiamo parlando di decine di migliaia di anni. Continua a leggere Hubble osserva le fasi finali di una stella

Osservare una supernova con una nuova luce

La supernova 3C 58, osservata inizialmente nell’anno 1181 dagli astronomi cinesi e giapponesi, qui ripresa in banda X dal telescopio spaziale Chandra. Credit: NASA/CXC/SAO

Le supernovae di tipo Ia vengono considerate “candele standard” in quanto servono per determinare le distanze cosmologiche dell’Universo. La domanda è: questi oggetti esplodono allo stesso modo? Per rispondere a questa domanda, gli scienziati devono prima comprendere ciò che causa l’esplosione stellare. Di recente, uno studio realizzato da alcuni ricercatori del California Institute of Technology (Caltech) e del Weizmann Institute of Science fornisce un raro indizio del processo. I risultati sono pubblicati su Nature. Continua a leggere Osservare una supernova con una nuova luce

Nuove molecole attorno a stelle vecchie

Water-building molecule in Helix Nebula. Credit: ESA

Una serie di osservazioni realizzate con il satellite Herschel dell’ESA hanno permesso agli astronomi di individuare alcune molecole fondamentali per la formazione dell’acqua. Quando le stelle di piccola e media taglia, come il Sole, si avvicinano alle fasi finali dell’evoluzione stellare, per poi diventare sempre più dense una volta raggiunto lo stadio di nana bianca, esse spazzano via nel mezzo interstellare gli strati più esterni di polvere e gas creando una sorta di complicatissimo “caleidoscopio” noto come nebulosa planetaria.

ESA: New molecules around old stars

arXiv: Herschel Planetary Nebula Survey (HerPlaNS) – First Detection of OH+ in Planetary Nebulae

arXiv: Herschel spectral-mapping of the Helix Nebula (NGC 7293): Extended CO photodissociation and OH+ emission

Una strana coppia stellare ‘promuove’ Einstein

Un gruppo di astronomi hanno utilizzato il VLT (Very Large Telescope) dell’ESO, insieme a radio telescopi di tutto il mondo, per trovare e studiare una coppia peculiare formata dalla stella di neutroni più massiccia finora conosciuta intorno a cui orbita una nana bianca. Questo strano sistema binario permette di eseguire una serie di test per verificare la relatività generale. Per il momento, le osservazioni sono perfettamente in accordo con le previsioni della teoria di Einstein, mentre non sono consistenti con alcune teorie alternative.

La stella di neutroni, piccola ma particolarmente pesante, ruota su se stessa 25 volte ogni secondo, mentre il periodo di rivoluzione della nana bianca è di due ore e mezza. La stella di neutroni è una pulsar che emette onde radio che possono essere intercettate dai radiotelescopi sulla Terra. Si tratta di una coppia molto interessante di per sè e rappresenta anche una sorta di laboratorio unico per verificare i limiti delle teorie fisiche. La pulsar, denominata con la sigla PSR J0348+0432, è il resto di supernova. È due volte più pesante del Sole, ma è grande solo 20 chilometri. La forza di gravità sulla sua superficie è più di 300 miliardi di volte maggiore di quella terrestre. La compagna nana bianca è leggermente meno esotica: è il resto incandescente di una stella più leggera che ha perso la propria atmosfera e ora si sta lentamente raffreddando. La teoria della relatività generale di Einstein, che spiega la forza di gravità come una conseguenza della curvatura dello spaziotempo dovuta alla presenza di massa ed energia, ha superato tutti i controlli fin dall’epoca della sua pubblicazione, circa un centinaio di anni fa. Ma non può essere la spiegazione finale e alla fine dovrà essere, forse, modificata. I fisici hanno escogitato altre teorie delle gravità che danno previsioni diverse da quelle della relatività generale. Per alcune di queste, la differenza si manifesta attraverso la presenza di campi gravitazionali molto forti che non si trovano all’interno del Sistema Solare. In termini della gravità, PSR J0348+0432 è un oggetto realmente estremo, anche rispetto alle altre pulsar che sono state usate nei test ad alta precisione della relatività generale di Einstein. In questi campi gravitazionali così intensi, piccole variazioni di massa possono portare a grandi cambiamenti dello spaziotempo intorno all’oggetto. Fino ad ora gli astronomi non avevano idea di ciò che sarebbe potuto accadere in presenza di una stella di neutroni così massiccia come PSR J0348+0432 che offre perciò l’opportunità unica di spingere queste verifiche verso nuovi territori dell’astrofisica stellare. Gli scienziati hanno combinato le osservazioni della nana bianca ottenute con il VLT (Very Large Telescope) con una scala temporale molto precisa relativa alle oscillazioni della pulsar che sono state misurate dai radiotelescopi. Un binaria così stretta emette onde gravitazionali e perde di conseguenza energia. Ciò modifica leggermente il periodo orbitale, ma le previsioni della relatività generale e delle altre teorie danno indicazioni diverse sul processo relativo a questa variazione di periodo. Gli astronomi sono stati in grado di misurare una variazione del periodo orbitale di 8 milionesimi di secondo all’anno, esattamente quanto previsto dalla teoria di Einstein. Insomma, si tratta solo dell’inizio di una serie di studi dettagliati di questo oggetto unico e gli astronomi lo utilizzeranno ancora per verificare le previsioni della relatività generale con una precisione sempre maggiore.

ESO: Record-breaking pulsar takes tests of general relativity into new territory
arXiv: A Massive Pulsar in a Compact Relativistic Binary

21 Dicembre 2012, oggi non ci sarà la fine del mondo

L'immagine mostra il momento in cui l'atmosfera solare ingloba la Terra.Courtesy: Discovery Channel
L’immagine mostra il momento in cui l’atmosfera solare ingloba la Terra.
Courtesy: Discovery Channel

Ormai, tutti sanno che la “profezia della fine del mondo” nasce da una interpretazione del calendario Maya in base alla quale in corrispondenza del solstizio d’inverno il 21 Dicembre 2012 inizierebbe il cosiddetto quinto ciclo, cioè un passaggio da un’era ad un’altra, una sorta di rinascita esistenziale. Tuttavia, non ci sarà nessuna fine del mondo anche perchè il calendario Maya non ha mai annunciato il verificarsi di eventi catastrofici. Nonostante ciò, alcuni studiosi ritengono che non esiste, di fatto, nessuna prova reale di un calendario appartenente ai Maya e quando si fa riferimento alla “Pietra del Sole” si commette un errore poichè essa appartiene al popolo azteco. Dunque, durante il 21 Dicembre 2012 non ci sarà alcun allineamento di pianeti, o particolari tempeste solari o ancora impatti dovuti ad asteroidi, eventi che sono stati ampiamente smentiti e scientificamente esclusi. Per un maggiore approfondimento, Vi rimando alla pagina web della NASA Beyond 2012: Why the World Won’t End.

Ma allora, quando sarà, se ci sarà, la fine del mondo? In realtà, dobbiamo dire che la ‘vera’ fine del mondo, ossia il destino della Terra e dei suoi abitanti, è certamente legato al ciclo vitale del Sole. La nostra stella ha dimensioni medio-piccole ed è costituita dal 74% circa da idrogeno, dal 25% circa da elio, più altri elementi pesanti presenti in tracce. La classificazione spettrale del Sole è G2 V, cioè si tratta di una nana gialla: G2 indica che la stella ha una temperatura superficiale di quasi 6000 gradi Centigradi, la V indica che la stella si trova nella sequenza principale, cioè in una lunga fase di equilibrio stabile in cui avvengono nel suo nucleo le reazioni di fusione nucleare per cui l’idrogeno fonde per formare elio. Tale processo genera ogni secondo una grande quantità di energia che viene emessa nello spazio sotto forma di radiazioni elettromagnetiche, flusso di particelle sottoforma di vento solare, e neutrini. La radiazione solare, emessa fondamentalmente come luce visibile ed infrarossi, permette la vita sul nostro pianeta e fornisce l’energia necessaria ad attivare i principali meccanismi che ne stanno alla base. I processi di fusione nucleare fanno sì che la stella rimanga in uno stato di equilibrio, sia idrostatico, ossia non si espande a causa della pressione di radiazione dovuta alle reazioni termonucleari, né si contrae, per via della gravità cui sarebbe naturalmente soggetta, sia termico. Una stella di massa paragonabile a quella del Sole impiega circa 10 miliardi di anni per esaurire completamente l’idrogeno nel suo nucleo. Dunque, quale sarà il destino del Sole? Il Sole si trova a circa metà strada nella propria sequenza principale. Proviamo allora ad immaginare di essere tra cinque miliardi di anni nel futuro. Il Sole entrerà in una fase di forte instabilità, detta gigante rossa: nel momento in cui l’idrogeno del nucleo sarà totalmente convertito in elio, gli strati immediatamente superiori subiranno un collasso gravitazionale dovuto alla mancanza della pressione di radiazione prodotta dalle reazioni termonucleari. Il collasso gravitazionale causerà un incremento della temperatura fino a raggiungere valori tali da innescare la fusione dell’idrogeno negli strati superiori determinando l’espansione della stella fino a superare l’orbita di Mercurio. L’espansione causerà un raffreddamento del gas per cui la stella apparirà di un colore giallo intenso. Quando anche l’idrogeno dello strato superiore al nucleo sarà totalmente convertito in elio, dopo poche decine di milioni di anni, si avrà un nuovo collasso gravitazionale che causerà un aumento della temperatura del nucleo di elio innescando improvvisamente la fusione dell’elio in carbonio e ossigeno. La stella subirà una riduzione delle proprie dimensioni, passando dal ramo delle giganti rosse al cosiddetto ramo orizzontale del diagramma di Hertzsprung-Russell. Ma a causa delle elevatissime temperature del nucleo, la fusione dell’elio si esaurirà in tempi brevi, cioè qualche decina di milioni di anni, e i prodotti di fusione, non impiegabili in nuovi cicli termonucleari a causa della piccola massa della stella, si accumuleranno inerti nel nucleo. Intanto, dato che non sarà di nuovo presente la pressione di radiazione che spingeva verso l’esterno, avverrà un successivo collasso gravitazionale che causerà la fusione dell’elio, nel guscio che avvolge il nucleo, e dell’idrogeno, nello strato immediatamente superiore ad esso. Queste nuove reazioni di fusione nucleare produrranno una quantità di energia talmente elevata da provocare una nuova espansione della stella che raggiungerà così dimensioni prossime a circa 1 UA, ossia circa 100 volte quelle attuali, tanto che la sua atmosfera arriverà ad inglobare molto probabilmente Venere. Rimane ancora incerto il destino della Terra: alcuni studiosi ritengono che anche il nostro pianeta verrà risucchiato dalla stella, altri, invece, ipotizzano che il pianeta potrà salvarsi poiché la perdita di massa da parte della nostra stella potrebbe allargare l’orbita terrestre che si sposterebbe di conseguenza fino a quasi 2 UA. Nonostante ciò, il nostro pianeta sarà ormai morto dato che gli oceani saranno evaporati a causa del forte calore e gran parte dell’atmosfera verrà dispersa nello spazio dall’intensa energia termica che incrementerà l’energia cinetica delle molecole che compongono l’atmosfera consentendo loro di vincere l’attrazione gravitazionale della Terra. Si calcola che tutto ciò avverrà entro i prossimi 3,5 miliardi di anni, ossia ancor prima che il Sole entri nella fase di gigante rossa. Entro 7,8 miliardi di anni, esaurito ogni processo termonucleare, il Sole espanderà i suoi strati più esterni che verranno spazzati via sottoforma di “super vento solare” creando una nebulosa planetaria mentre le parti più interne saranno collassate e daranno origine ad una nana bianca che avrà circa le dimensioni della Terra. Percorrendo le regioni più esterne del Sistema Solare, la nebulosa planetaria spazzerà le atmosfere gassose dei pianeti giganti, quali Giove e Saturno, rendendo visibile solo la parte metallica e rocciosa dei loro nuclei. Ciò che resterà dei pianeti più esterni vagherà nello spazio interstellare dato che la gravità della nana bianca sarà insufficiente per trattenerli in orbita. Intanto, dopo alcuni miliardi di anni, la nana bianca avrà irradiato tutto il suo calore residuo nello spazio al punto da diventare una nana bruna e raggiungere così la stessa temperatura del mezzo interstellare.

Il seguente video mostra, accompagnato dal commento di alcuni astronomi, quale sarà il destino del Sole.

(Courtesy: Discovery TV)

Quale sarà il destino di V445 Puppis?

La lettera “V” nella sigla di V445 Puppis sta ad indicare che si tratta di una stella variabile situata nella costellazione della Poppa, non estremamente brillante, anche se è caratterizzata da una curva di luce complessa, con un periodo caratteristico pari a 15,5 ore. Secondo uno studio recente, V445 Puppis si troverebbe in una fase dell’evoluzione stellare che la porterebbe verso una supernova di tipo Ia.

Nel Dicembre 2000 V445 è diventata una stella nova, anche se le eruzioni stellari sono cominciate nei primi giorni di Novembre in cui il picco di luminosità ha raggiunto il massimo verso la fine dello stesso mese. Il sistema stellare si presume sia composto da una nana bianca e una stella compagna evoluta, perciò si ritiene che la fase di nova sia considerata come la spiegazione più appropriata per spiegare il sistema stellare. Tuttavia, non si è trattato di una normale fase di nova dato che le analisi spettroscopiche hanno mostrato una mancanza di elio che è caratteristica delle novae. Gli astronomi hanno, invece, osservato righe di ferro, calcio, carbonio, sodio e ossigeno che rappresentano i “segnali” associati ad una probabile esplosione. La stella è diventata successivamente sempre più debole oscurata dai resti delle eruzioni superficiali che raffreddandosi hanno formato un disco di polveri. Oggi, la stella è completamente oscurata almeno nella parte visibile dello spettro. La struttura appare bipolare e altre osservazioni suggeriscono che esiste una ulteriore componente lungo la linea di vista che rende la struttura a forma di ciambella. In più c’è da dire che la rapida perdita di massa potrebbe aver modificato l’interazione gravitazionale tra le due stelle facendo sì che la compagna sia stata espulsa dal sistema binario precludendo così la possibilità che in futuro si abbia una supernova. Insomma la conclusione è che V445 Puppis non sembra essere una buona candidata per diventare una supernova dato che le sua attività di eruzione, un pò prematura, avrebbe modificato, per così dire, il suo percorso evolutivo.

ArXiv: The progenitor and remnant of the helium nova V445 Puppis

QU Carinae, il progenitore di una supernova?

Illustrazione di un sistema binario dove la nana bianca (a sinistra) sta accumulando massa dalla compagna, un processo che porterà la nana bianca all’esplosione formando una supernova di tipo Ia.
Credit: David A. Hardy

Le supernovae di tipo Ia rappresentano uno dei fenomeni più violenti ed energetici nell’ambito delle esplosioni stellari. La loro luminosità viene utilizzata come “candela standard” per determinare le distanze cosmologiche a cui si trovano questi oggetti, un metodo che ci ha permesso di scoprire l’espansione accelerata dell’Universo. Nonostante ciò, sappiamo ancora molto poco sui meccanismi fisici che portano alla formazione di questa classe di supernovae. Oggi, però, uno studio condotto da Stella Kafka del Carnegie Institution of Washington ha permesso di identificare una stella, prima della fase esplosiva, che diventerà molto probabilmente una supernova.

Il modello maggiormente accettato che descrive le supernovae di tipo Ia suggerisce che esse si formano in seguito ad esplosioni termonucleari che avvengono in una nana bianca che fa parte di un sistema binario. In questo processo, la massa della nana bianca cresce gradualmente in seguito al trasferimento di massa proveniente dalla stella compagna. Quando essa raggiunge il valore critico di 1,4 volte la massa del Sole, il cosiddetto limite di Chandrasekhar, la stella esplode formando una supernova di tipo Ia. Ma rimangono domande ancora aperte: ad esempio, Qual è la natura della stella donatrice? Come fa la nana bianca ad aumentare la massa? Come fa il processo di trasferimento di massa ad influenzare l’esplosione della stella? Per cercare di rispondere a queste domande, gli scienziati devono trovare dei prototipi o dei sistemi stellari candidati in cui si possano formare, appunti, le supernovae di tipo Ia. Ci sono migliaia di possibili candidati ma nessuno dei quali è stato osservato nella fase di supernova. Alcuni studi recenti hanno permesso di identificare il gas sodio associato alle supernovae Ia. Questo elemento sarebbe espulso dalla stella compagna e rimanere nei dintorni del sistema binario per essere successivamente rivelato una volta che la nana bianca esplode: la presenza di questo gas potrebbe rappresentare un segnale dell’imminente processo di esplosione stellare. Nonostante la rivelazione di questo gas rappresenta un’ardua impresa, Kafka e colleghi hanno identificato nel sistema binario QU Carinae un possibile progenitore di supernova. Qui una nana bianca sta accumulando, ad un ritmo elevato, massa da una stella gigante che, a sua volta, sta immettendo nello spazio il gas sodio attraverso un vento stellare. Quest’ultimo si sta distribuendo attorno al sistema binario. Se la nana bianca esploderà in supernova, il gas sodio dovrebbe essere rivelato con le stesse caratteristiche osservate in altri sistemi stellari. “Siamo molto felici per aver identificato questo sistema stellare” spiega Kafka. “Comprendere questi oggetti, la loro evoluzione e il modo con cui viene trasferita la massa ci permette di avere un quadro completo su come hanno origine alcune tra le esplosioni stellari più energetiche osservate nell’Universo”.

ArXiv: QU Carinae: Supernova Ia in the making?

T Pyxidis, in attesa della supernova ‘vicina’ alla Terra

Il fenomeno delle esplosioni stellari è spettacolare e affascinante e proprio come ogni altra esplosione è meglio tenersi a debita distanza. La stella T Pyxidis, che si trova a oltre 3000 anni-luce, nella costellazione Pyxis, si pensava fosse abbastanza lontana al punto che se fosse entrata nella fase finale del ciclo dell’evoluzione stellare per formare una supernova avremmo potuto affermare di essere al sicuro. Secondo Edward Sion, dell’Università di Villanova, T Pyxidis si può considerare un vero e proprio “congegno ad orologeria” e potenzialmente pericolosa per il Sistema Solare se diventerà una supernova. Tuttavia questo richiederà molto tempo che, secondo i nostri parametri di misura della scala temporale, vuol dire tra almeno 10 milioni di anni.

La stella in esame è quella che gli astronomi chiamano una nova ricorrente. La stella, una nana bianca, sta accrescendo gas dalla compagna. Man mano che il materiale si accresce e aumenta attorno alla nana bianca, può succedere, di tanto in tanto, che il processo arrivi al punto in cui si innescano le reazioni di fusione termonucleare nella stella che, di conseguenza, rigetta nello spazio una grande quantità di materia. Nel corso del monitoraggio di T Pyxidis, sono state osservate almeno cinque diversi outburst avvenuti nel 1890, 1902, 1920, 1944 e 1967 con una media di 19 anni. Se la nova ricorrente continua a rigettare materia nello spazio, allora la nana bianca dovrebbe rimanere abbastanza piccola per procedere con la fase della nova ricorrente. Comunque, se gli strati del gas ripetutamente rigettati dalla stella non portano via una quantità sufficiente di materia, allora la stella potrebbe superare il cosiddetto limite di Chandrasekhar, che di 1,4 volte la massa del Sole, e diventare perciò una supernova di tipo Ia, uno degli eventi più catastrofici che si conoscano nell’Universo.

Dunque, secondo i calcoli di Sion, una supernova di tipo Ia che esplode alla distanza a cui si trova T Pyxidis potrebbe avere degli effetti dannosi per il nostro pianeta in termini di una grossa quantità di flusso di raggi-X e raggi-gamma che potrebbe distruggere lo strato protettivo di ozono e lasciare perciò la Terra vulnerabile ai raggi ultravioletti provenienti dal Sole.