Fabrizio Mazzucconi
Società Astronomica Italiana
La nuova Astronomia
Da circa due decenni l’astronomia tende sempre più a identificarsi con le osservazioni eseguite dallo spazio, anche se i nuovi
grandi strumenti cominciano a equivalere, in prestazioni, alle
osservazioni spaziali
17/09/2016
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Emissione di corpo nero
Un corpo riscaldato emette radiazione,
la cui distribuzione in lunghezza
d’onda ha una forma ben definita, che
dipende unicamente dalla temperatura.
Il massimo dell’emissione avviene ad
una lunghezza d’onda caratteristica e
questo determina il colore del corpo.
Per questo il Sole appare giallo (anche
se in effetti è Verde), Vega appare blu e
Betelguese rossa.
Quindi un corpo caldo sarà visibile a
tutte le lunghezze d’onda, uno freddo
solo alle lunghezze d’onda maggiori.
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F. Mazzucconi
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Domanda:
Perché, se il Sole ha il picco di emissione nel colore verde, e l’occhio ha il
massimo di sensibilità nel verde, vediamo il Sole “bianco”?
Spettro
del Sole
Spettro
sensibilità
dell’occhio
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La figura mostra le curve che
rappresentano la distribuzione di
energia di tre stelle con diversa
temperatura, sovrapposte allo spettro luminoso percepibile con i nostri
occhi, ossia lo spettro visibile.
Si vede benissimo, a sinistra, una
stella con il picco nel blu e, a destra,
una stella con il picco nel rosso.
di
F. Mazzucconi
4
Perché non vediamo le stelle verdi?
Spett
ro del
Sole
Quella di mezzo ha il picco di luminosità nel verde,
proprio come il Sole, che noi invece vediamo bianco!
Non basta. Nella parte bassa della figura vi è anche
la curva che rappresenta la sensibilità dell’occhio
umano, che è massima proprio nel verde.
Ed allora …
Spettro di
sensibilità
dell’occhio
• se nel verde ci vediamo meglio;
• se esistono anche stelle verdi,
Perché non vediamo le “stelle verdi”?
Sembra proprio uno scherzo di cattivo
gusto!
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La fisiologia dell’occhio
Cerchiamo di capire cosa succede, senza entrare nei dettagli
complicati della fisiologia degli occhi.
Essi ricevono la luce attraverso delle cellule della retina (chiamate
“coni”) che percepiscono come segnali elettrici i fotoni inviati dalle
stelle, i quali hanno il picco nei tre colori fondamentali: rosso, verde e
blu.
In parole semplici, ogni cono “vede” solo la radiazione corrispondente
ad questi 3 colori, ma non in ugual misura
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Risposta dell’occhio
Ogni cono trasmette una certa
quantità di segnale in base alla curva
di sensibilità che ha un picco nella
lunghezza d’onda è specializzato.
In effetti la sensibilità si estende
anche agli altri colori, ma in misura
diversa
Questi segnali vengono trasferiti al
cervello che elabora l’informazione
producendo la sensazione di “colore”
complessivo.
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Per una stella blu?
Il cervello mischia i vari contributi e
dà luogo a sensazioni diverse a
seconda delle percentuali di segnale
in arrivo.
In conclusione, cosa succede se riceve
la luce di una stella blu, ossia di un
astro che ha il picco di intensità nel
blu?
La sensazione finale è ancora blu, dato che il contributo degli altri coni è
molto basso. La stessa cosa capita se la stella è rossa.
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Per il Sole invece…
Per una stella come il Sole,
la distribuzione di energia è
centrata nel verde, ma raccoglie un’importante contributo da tutti e tre i coni
(3800 – 6800 Å) e quindi
tutti e tre i coni si attivano,
mescolando tutti i colori.
In queste condizioni la sensazione di colore risultante sarà quella del
bianco.
Questo è ciò che succede per il nostro Sole.
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Al di sotto dell’atmosfera
Purtroppo le nostre osservazioni dei corpi celesti
vengono limitate anche
dalla composizione della
nostra atmosfera, che
assorbe le radiazioni in
alcune parti dello spettro,
specialmente alle corte
lunghezze d’onda (UV, X
e Υ)
e alle lunghezze d’onda IR
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Radiazioni
pericolose
Effetto
serra
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Hubble Space Telescope
Per questo, un grande balzo nell’astronomia si è avuto dall’uso
degli strumenti spaziali, primo
fra tutti l’Hubble Space
Telescope (HST).
Questo strumento ha permesso di
superare tutti i limiti che l’atmosfera poneva alle osservazioni e
ha fatto fare passi da gigante
all’Astrofisica e resta uno
strumento importantissimo
nell’ottico
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Era pre-spaziale
Ma l’ambizione degli
astronomi era di poter fare
osservazione nelle due zone
dello spettro impenetrabili
da terra e per questo si sono
usati molti metodi,
dai palloni sonda
ai razzi.
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Chandra
Negli ultimi tempi sono stati lanciati moltissimi
telescopi in tutte le bande, di cui ne citerò due:
il Chandra, lanciato nel 1999 dallo shuttle su di
un’orbita molto ellittica (da 9.600 km a 138.000
km), che con i suoi 8 specchi ha migliorato le
osservazioni X di circa 25 volte.
Questo ha permesso di migliorare in modo notevole
le nostre conoscenze su supernove, ammassi stellari,
ma soprattutto ha dato per la prima volta la
possibilità di distinguere una stella di neutroni da
un buco nero e ha dato la prima prova diretta
dell’esistenza della materia oscura
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Spitzer
E lo Spitzer lanciato nel 2003 su di
un’orbita eliocentrica con uno specchio di 85
cm, raffreddato a -267°C, che osserva tutti i
corpi a bassa temperatura; quindi per lo
studio delle nane brune, della formazione
planetaria e del mezzo interstellare.
Questi nuovi strumenti hanno permesso lo
studio comparato, a diverse lunghezze
d’onda degli oggetti astronomici
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Lo spettro elettromagnetico e la temperatura dei corpi il cui massimo
dell’emissione corrisponde a quella lunghezza d’onda
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La prima osservazione non ottica
Nikola Tesla nel laboratorio a Colorado Springs
registrò onde cosmiche emesse da nuvole
interstellari e da stelle giganti rosse. Osservò nel
suo ricevitore segnali ripetuti e annunciò in alcune riviste
scientifiche del tempo di aver ricevuto segnali radio extraterrestri.
La comunità scientifica non gli diede credito, principalmente
perché la ricerca di segnali cosmici non esisteva (quella che è oggi
nota come radioastronomia), e scartò i dati di Tesla.
Egli spese gli ultimi anni della propria vita cercando di captare
segnali da Marte. (primi anni del ‘900)
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La scoperta delle radioemissioni
La prima scoperta (1933) sulla fonte delle onde
radio extraterrestri fu fatta da Karl Guthe
Jansky, un ingegnere presso i laboratori della Bell
Telephone, nei primi anni '30.
La prima sorgente realmente individuata fu il
centro della Via Lattea, seguita dal Sole
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La riga a 21 cm
Fu Jan Oort che scoprì che gran parte dei segnali provenivano
dall'esterno del sistema solare, più precisamente in direzione del
centro della Via Lattea. Egli previde che nel caso fossero state
linee di emissione nello spettro radio, ciò avrebbe portato a
grandi progressi nelle ricerche astronomiche.
Parlò di questo con Hendrik van de Hulst, il quale nel 1944
scoprì che l'idrogeno neutro (HI) poteva produrre radiazione alla
frequenza di 1420,405 MHz (21,1 cm), ogni 10 7anni.
La riga a 21 cm fu captata per la prima volta nel 1951 dagli
astronomi Harold Irwing Ewen e Edward Mills Purcell
dell'Università di Harvard.
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Idrogeno neutro nelle galassie spirali
Immagine ottica
mappa a 21 cm con il
radiotelescopio
WSRT
Il gas di idrogeno
neutro è tipicamente
molto più esteso delle
stelle
NGC 6946
Galassia spirale M81
Idrogeno neutro
Gruppo di M81 nell’ottico
dinamica
Mosaico VLA (12 puntamenti)
M81: rotazione del disco
blu ruota verso di noi
rosso ruota lontano da noi
Le osservazioni nella riga dell’idrogeno neutro a 21cm danno informazioni
sulla dinamica delle galassie
Microonde
Questa regione dello spettro elettromagnetico è fondamentale in
cosmologia .
L’assorbimento atmosferico in questa regione non è cruciale.
Tuttavia, l’ambiente circumterrestre crea un rumore di fondo molto
elevato in questa banda, e per questo motivo è fondamentale osservare
dallo spazio.
Regione
spettrale
Lunghezza
d'onda
Tipo di assorbimento
Microonde
1 mm – 30 cm Bande di assorbimento di H2O, O2,
ecc
Metodi di
osservazione
In parte dalla
superficie terrestre
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Microonde
Emissione di riga
• Molecole semplici (OH, CO, H2O,….) e complesse……
Emissione Termica
• Emissione di un gas caldo (ad es., regioni del gas interstellare
ionizzate – regioni HII)
• Radiazione cosmica di fondo (microonde)
Radiazione Cosmica di Fondo
La radiazione cosmica di fondo è il residuo della radiazione prodotta
dal Big Bang che ancora pervade l'Universo.
Già prevista teoricamente, è stata scoperta in modo involontario
nel 1965 da A. Penzias e R.
Wilson dei Laboratori Bells nel
tentativo di scoprire la causa di
un eccesso di rumore misurato su
un'antenna su cui stavano
lavorando.
Grazie a questa scoperta, Penzias e Wilson ottennero il premio
Nobel per la Fisica nel 1978, cioè 13 anni dopo.
Disaccoppiamento materia-fotoni
La radiazione cosmica di fondo che ancora si osserva si riferisce alla
cosiddetta “epoca di disaccoppiamento”, circa 380.000 anni dopo il BigBang, con riferimento al fatto che da questo momento in poi c'è stato il
disaccoppiamento tra la materia e la radiazione.
La temperatura dei
protoni e degli elettroni è diminuita (la materia si raffredda più
rapidamente della radiazione) e i fotoni,
disaccoppiati
dalla
materia, hanno avuto
spazio libero nell'Universo.
Forma dell’emissione
La radiazione si osserva
oggi nel campo delle microonde, a una temperatura
che, a causa dell'espansione
dell'Universo, è scesa da
circa T = 3000 K a T =
2,725 K.
La temperatura della radiazione cosmica di fondo è estremamente uniforme in tutte le
direzioni dell'Universo.
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Estrema omogenità
Ciò è in effetti una conferma che la radiazione è il residuo del Big
Bang (se la radiazione fosse prodotta da una sorgente locale, non
potrebbe avere tali caratteristiche).
Piccole fluttuazioni di temperatura
(dell'ordine di una parte su centomila,
mostrate nella figura) sono state scoperte
nel 1991 dal satellite COBE.
Esse sono interpretate come la traccia della successiva formazione delle
galassie e sono relative a regioni dell'Universo più dense delle altre,
quindi a temperatura maggiore, sede appunto della formazione delle
galassie.
Universo infrarosso
La radiazione infrarossa si estende dal visibile (7800 Å) fino al radio (1
mm).
E' una fascia molto ampia, e per questo motivo si è soliti distinguerla in
diverse sotto-regioni spettrali.
Regione
spettrale
Lunghezza
d'onda
Tipo di assorbimento
Metodi di
osservazione
IR vicino
0.78 - 5 μ
Bande di assorbimento di H2O,
CO2, ecc
In parte dalla
superficie terrestre
IR medio
5 - 40 μ
Bande di assorbimento di H2O,
CO2, ecc
In parte dalla
superficie terrestre
IR lontano
40 μ - 350 μ
Forte assorbimento molecolare
Da palloni e satelliti
artificiali
IR estremo
Submillimetrico
350 μ - 1 mm
Forte assorbimento molecolare
Dalla superficie
terrestre, ad alta quota
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Collocazione telescopi
Poiché la radiazione infrarossa è, essenzialmente, radiazione “calda”, i telescopi
infrarossi (che sono praticamente identici ai
telescopi ottici) devono essere raffreddati con
azoto liquido per poter eliminare il rumore
dovuto alle sorgenti termiche e formare
l'immagine.
Questo è il motivo per cui molti telescopi
infrarossi sono installati in Antartide.
Comunque, in misura maggiore che per i telescopi ottici, lo spazio è di gran
lunga il luogo ideale per il loro uso.
Chi emette nell’IR
L’IR è la regione spettrale in cui emettono
molte sorgenti cosmiche che emettono a
basse temperature: le nubi galattiche, le
stelle giovani e vecchie, i pianeti in
formazione.
Inoltre, nell'infrarosso vicino, sono presenti
molte righe di assorbimento e bande di
emissione interessanti, come quelle
dell'acqua e di composti organici.
31
Inoltre…..
La radiazione infrarossa non viene
assorbita dal mezzo interstellare e quindi
permette d’indagare più a fondo oggetti
nascosti alla vista dei sensori ottici
come, per esempio, protostelle in via di
formazione dentro le nubi molecolari, i
processi di formazione delle galassie
primordiali, e studiare pianeti in
formazione.
Le stelle del centro della Galassia
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Un esempio
Nei mesi invernali la costellazione più appariscente del
cielo è senz’altro quella nota con il nome di un mitico
cacciatore: Orione
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Aumentando l’ingrandimento
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Aumentando ancora
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Ad un telescopio astronomico
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La nebulosa attorno alla stella z Ori
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F. Mazzucconi
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Nube
molecolare
Nube molecolare
Le osservazioni nell’infrarosso
ci consentono di vedere che, alle
spalle delle stelle della costellazione. si cela una grande nube
molecolare, che non emette nel
visibile, e che nasconde all’interno il materiale per formare
una quantità enorme di stelle.
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F. Mazzucconi
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Mappa a 21 cm
Le osservazioni radio a
21 cm mettono in
risalto la distribuzione
dell’H nella zona.
Si riconoscono la
Nebulosa di Orione e
l’anello di Barnard
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Mappa a 2,6 cm
La distribuzione
dell’emissione del CO a
2,6 cm, mette in risalto
il complesso di nubi
molecolari che si
estendono da Orione a
Monoceros e dietro la
Nebulosa di Orione, in
corrispondenza del
picco di intensità a
destra
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F. Mazzucconi
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Emissioni molecolari
La prima emissione radio di una molecola osservata fu, come
anniamo visto, quella a 21 cm dell’HI (Jansky 1931), poi furono
rilevate le emissioni di molte altre molecole:
Nel 1963 l’emissione a 18 cm dell’HO
Poi dell’ammoniaca, del CO, CN, formaldeide, alcool metilico,
acido formico ……
Come possono formarsi?
Come fanno a sopravvivere?
17/09/2016
F. Mazzucconi
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La Nebulosa di Orione dall’HST
In questa immagine dettagliata, dovuta all’HST,
si vede in dettaglio la
struttura centrale della
nebulosa, in cui si evidenziano le quattro stelle
centrali, denominate q1,
che illuminano una parte
della nebulosa,
17/09/2016
F. Mazzucconi
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Le stelle del trapezio
17/09/2016
F. Mazzucconi
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L’ammasso del Trapezio
L’ammasso del Trapezio è
formato da circa 1.000
stelle giovani (meno di un
milione di anni), molto
calde e di massa notevole
concentrate in uno spazio
di 4 al, grosso modo la
distanza fra il Sole e a
Cen.
17/09/2016
F. Mazzucconi
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Cosa si deduce?
Polvere, gas molecolare, gas neutro e gas ionizzato dalle calde
stelle del Trapezio formano un’unica grande nube
Al bordo di questa grande nube molecolare (massa 105 masse
solari) frammista a polvere, dalla nostra parte, vi è una nube di
gas ionizzato dalle caldissime e giovani (105-106 anni) stelle del
Trapezio
La pressione della nube ionizzata, evidenziata dalla barra di
ionizzazione, addensa la nube nelle zone di confine.
17/09/2016
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Diagramma schematico della regione
La formazione delle stelle del Trapezio (il passaggio dell’anello di
Barnard?), ha formato una zona di ionizzazione, la cui pressione crea
nuovi addensamenti
17/09/2016
F. Mazzucconi
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Il quadro si complica
Analizzando la zona attorno a BN si trova che il gas è in
grande movimento
Molte sorgenti infrarosse attirano il gas che fa aumentare la
loro massa e la loro temperatura
Ma attorno alla sorgente più intensa ,IRC2 il movimento è
invertito
Probabilmente la protostella è in una fase più avanzata, la
sua pressione, sotto forma di un intenso vento stellare, sta
allontanando il gas da lei
17/09/2016
F. Mazzucconi
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La sorgente IRC2
Quella che ormai è una vera
stella è abbastanza calda
da ionizzare il gas attorno
a lei e creare una nuova
nebulosa ad emissione, che
non possiamo ancora vedere
perché immersa nella densa
nube molecolare
17/09/2016
F. Mazzucconi
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Pur senza poterla ancora vedere, stiamo
assistendo alla nascita di una nuova stella e
di una nuova brillante nebulosa
17/09/2016
F. Mazzucconi
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L’Universo nell’UltraVioletto (UV)
L'universo ultravioletto è l'universo "caldo”.
Regione
spettrale
Lunghezza
d'onda
Tipo di assorbimento
Metodi di
osservazione
UV lontano
100 - 3100 Å
Assorbimento delle molecole
dell'aria
Fuori dall’atmosfera
(satelliti artificiali)
UV vicino
3100 - 3800 Å
Parziale assorbimento
dell'atmosfera terrestre
Dalla superficie
terrestre
La radiazione ultravioletta riesce parzialmente a bucare l'atmosfera, nella
sua componente - nota come vicino ultravioletto - compresa tra i 3100 Å e i
3800 Å.
Per tutto il resto occorre uscire dall'atmosfera terrestre, e si ricorre ai
telescopi orbitanti.
50
L^osservazione nell’UV
Le osservazioni nell’ultravioletto consentono di determinare:
• la composizione chimica, la densità e la temperature del mezzo
interstellare e delle stelle molto calde, in genere quelle grandi o in
alcuni stadi finali della loro evoluzione;
• informazioni essenziali in merito all'evoluzione delle galassie.
La radiazione ultravioletta è tipica di oggetti molto più caldi,
tipicamente nelle fasi iniziali e terminali della loro evoluzione.
51
Emettitori UV
Le emissioni ultraviolette da parte dei corpi celesti derivano quasi
totalmente da emissione termica di corpi molto caldi, le stelle blu e
calde di classe spettrale O e B, con la temperatura di questi oggetti
che può variare da un minimo di 10.000 °K fino a 100.000 °K.
Tra le sorgenti celesti che sono forti
emettitori in questa banda di energia
inseriamo le galassie a spirale la cui
emissione ultravioletta è dovuta alle stelle
O e B presenti nei bracci a spirale, ciò è
anche intuibile dalle immagini delle galassie
a spirale riprese nell’ultravioletto ove i
bracci appaiono più luminosi del nucleo
centrale.
M81 osservata nell’UV da GALEX
52
Le aurore planetarie
Nei pianeti provvisti di atmosfera e campo magnetico le particelle del
vento solare intrappolate nella magnetosfera possono penetrare
nell’atmosfera planetaria nei pressi dei poli magnetici ionizzando o
eccitando i gas costituenti l’atmosfera che, combinandosi
successivamente, emettono radiazione ultravioletta : lr aurore polari.
Fenomeno aurorale manifestatosi sul
pianeta Giove e ripreso nell’UV. Credit:
NASA
Ovale aurorale al polo di Saturno,
visibile nell’UV. Credit NASA
53
Il cielo Ultravioletto
Osservare il cielo nell'ultravioletto - quindi studiandone il lato caldo fornisce un’immagine del cielo molto meno stellata rispetto a quella che
siamo abituati a vedere con i nostri occhi che vedono solo la luce “visibile”.
Il cielo UV visto dal
satellite l’International
Ultraviolet Explorer
(IUE), nel 1977
l’Extreme
Ultraviolet
Explorer (EUVE), 1992
54
L’Universo visto ai Raggi X
L’universo visto ai raggi X è un universo torrido.
La radiazione X è la porzione dello spettro elettromagnetico le cui
lunghezze d'onda sono comprese più o meno tra 0,01 e 100 Å.
Dato l'ampio spettro, si usa suddividere tra raggi X molli e raggi X duri,
secondo lo schema seguente:
Regione
spettrale
Lunghezza
d'onda
Tipo di radiazione
Raggi X
<1Å
Raggi X duri
Raggi X
>1Å
Raggi X molli
55
Breve storia dell’Astronomia X
• Il primo satellite X fu Uhuru, lanciato nel dicembre 1970,
• Ad esso seguì il satellite Ariel 5
• Poi il satellite HEAO-1 (EINSTEIN), lanciato nel 1977
• Il cui lavoro fu proseguito dal satellite europeo EXOSAT, lanciato
nel 1983
Il problema di questi primi satelliti era dato dall'incapacità di
determinare la direzione del raggio e la sua provenienza se non con un
errore di parecchi gradi.
Era quindi impossibile determinare, con una precisione attendibile, il
corpo celeste responsabile dell’emissione.
56
Risultati di Chandra
Chandra, portato nello spazio il 23 luglio 1999 a bordo
dello Space Shuttle Columbiaò fornisce immagini di
definizione almeno 25 volte maggiori dei precedenti
Le scoperte riguardano una maggiore comprensione
delle supernove, dei buchi neri, degli ammassi stellari e
delle galassie.
Nel 2006, Chandra ha evidenziato le prime prove
dirette dell'esistenza della materia oscura.
NGC 1399 in banda X
NGC 1399 nell’ottico
SN di Keplero
1604
Immagine combinata
57
Proprietà delle sorgenti X
1. I raggi X sono il risultato di processi di alta ed altissima energia, che
richiedono enormi accelerazioni e velocità, cioè di campi gravitazionali molto intensi.
1. Le sorgenti X sono variabili su tempi scala brevi (giorni, ore per i
nuclei attivi delle galassie, ma anche frazioni di secondo per alcune
"stelle" della nostra galassia) e quindi devono essere relativamente
piccole.
• Nane bianche
Stelle compatte
• Stelle di neutroni
• Buchi neri
58
Nane Bianche
Stelle di Neutroni
hanno dimensioni simili a quelle della terra
(raggio di circa 6000 km) ma masse
paragonabili a quella del sole!
hanno dimensioni ancora più estreme:
dimensioni di poche decine di km e ancora
masse solari! un cucchiaino della materia che
forma una stella di neutroni peserebbe come
tutto l'Himalaia!
Buchi Neri
questi corpi celesti sono addirittura più
compatti di una stella di neutroni. Solo che in
questo caso non si può definire una superfice
solida. Un buco nero non ha superfice.
59
Altre tipologie di sorgenti X
• Sole e stelle di sequenza principale, soprattutto
dalla corona.
Quasi tutte le stelle normali hanno una radiazione
X che segue l'andamento della corona solare.
Immagine X della corona
solare (Satellite SOHO)
• Resti di supernova.
I resti delle esplosioni di supernova sono le
stelle di neutroni e i buchi neri che, come
abbiamo visto, sono i siti dove più efficacemente
si producono raggi X.
Crab Nebula in
luce X
60
Quasar e Galassie Attive
Nelle regioni centrali di molte galassie c’è un’alta densità di stelle, ed è lì
che si formano molte stelle di neutroni e buchi che, scontrandosi tra di loro,
danno origine ad un buco nero, sempre più massiccio, al centro della
galassia, fino a raggiungere masse di milioni di masse solari.
Parte del gas può venire attratto dal loro intenso campo gravitazionale e
formare un disco di accrescimento, in cui si possono produrre moltissimi
raggi X, assieme a raggi ultravioletti e ottici.
Si stanno accendendo le così dette
“Galassie Attive” e, nel caso di
galassie primordiali, i primi
“quasars”.
61
Ammassi di galassie
Gli ammassi di galassie sono uniti da un legame gravitazionale.
Grazie a queste emissioni è possibile calcolare anche la presenza di materia
oscura tra le galassie.
Ammasso di galassie nella Chioma di
Berenice, contenente un gran
numero di galassie ellittiche.
Immagine in raggi X dello stesso
ammasso, in cui è visibile il gas caldo
presente nello spazio intergalattico. Il
gas è più denso e più luminoso verso le
parti centrali dell'ammasso.
62
Astrofisica delle alte energie
Lo studio dei fenomeni più violenti dell’Universo
Ciò è stato possibile solo quando si è stati
in grado di portare i telescopi e rivelatori
al di fuori dell'atmosfera.
L'unica differenza tra i fotoni gamma e i
fotoni X è la loro origine:
• i fotoni gamma derivano dalla diseccitazione energetica di nuclei
instabili che liberano l'energia in eccesso; sono dunque prodotti a seguito
di riequilibri energetici del nucleo;
• I fotoni X hanno invece origine da riequilibri energetici del mantello
elettronico dell'atomo.
64
Alla ricerca dei raggi Gamma
• Solo agli inizi degli anni '70 si riuscì ad avere la certezza della
presenza di questa radiazione emessa da corpi celesti. Il merito fu dei
satelliti Small Astronomical Satellite n°2 (SAS-2) e COS-B.
• SAS-2 fu lanciato nel 1972 e funzionò per soli sei mesi, osservando
una emissione gamma proveniente dall'equatore galattico,
soprattutto in prossimità del centro della Via Lattea.
• Il COS-B, lanciato nel 1975, riuscì a captare la stessa emissione ed
operò per più di cinque anni, fino al 1982, invece dei due messi a
preventivo. Durante questo tempo furono osservate sorgenti gamma
non identificabili con oggetti visibili, oppure legate a nubi (resti di
supernova) oppure con galassie attive.
68
Sorgenti Gamma
• Entrambi confermarono l'esistenza del sottofondo di raggi gamma,
producendo la prima mappa dettagliata del cielo alle lunghezze
d'onda gamma e scoprirono un certo numero di sorgenti puntiformi.
• Tuttavia, la bassa risoluzione degli strumenti a bordo rese impossibile
identificare la maggior parte di esse con singole stelle o sistemi
stellari.
69
Gamma Burst
Come spesso accade, motivi militari
spinsero gli USA a mandare in
orbita, nel 1973, i satelliti Vela,
finalizzati a scoprire eventuali
esplosioni nucleari clandestine sopra
l'atmosfera
Proprio questi satelliti fecero invece
una delle scoperte più inaspettate di
tutta l'astrofisica, osservando lampi
prodotti da sorgenti lontanissime.
Si parlò per la prima volta di gamma
burst, e da allora tutta l'astronomia
gamma è incentrata su questi lampi.
70
Beppo-Sax
Il satellite italo-olandese Beppo-SAX fu
lanciato nel 1996 e fatto rientrare
nell'atmosfera nel 2003.
Anche se fu progettato per studiare i raggi X,
riuscì ad osservare anche i Gamma Ray Burst.
Identificando la prima controparte di un Gamma Ray Burst in un'altra
lunghezza d'onda, Beppo-SAX aprì la strada per una precisa
localizzazione e osservazione in banda ottica dei loro evanescenti resti
in galassie lontane.
71
.
La prima identificazione
La svolta si ebbe nel 1997 quando, BeppoSAX dallo spazio ed il Keck da
Terra, individuarono la provenienza del raggio nella zona periferica di
una lontana galassia, distante circa 8 miliardi di anni luce.
A quella distanza, l'energia di pochi secondi è pari cento volte quella
emessa dal Sole in 10 miliardi di anni!
Il fatto che la sorgente si trovasse
nella zona periferica di una
galassia, poi, induce a pensare che
non si tratti dell'attività di un
buco nero super-massiccio, ma di
un fenomeno simile ad una
supernova oppure al collasso e
fusione di due stelle di neutroni.
72
Limiti alle osservazioni in luce gamma
Limite alle “basse” energie gamma:
• Contaminazione dai raggi cosmici non gamma
Limite alle “alte” energie gamma:
• Numero di fotoni gamma che possono essere rivelati, in quanto il
flusso di fotoni decresce secondo una legge di potenza
all'aumentare dell'energia.
Per migliorare le osservazioni in luce gamma sarà necessario:
• ridurre la contaminazione da raggi cosmici di natura non gamma
(prevalentemente protoni);
• Costruire rivelatori con superfici maggiori.
73
Immagini gamma
Immagine dell’emissione gamma a 511
KeV, generata dall’annichilamento di
coppie “elettrone – positrone” nel centro
della Via Lattea.
Emissione gamma del resto di supernova
1987A, nell’intervallo 65 – 82 KeV, dovuta al
decadimento del Titanio-44 a 67.9 KeV e 78.4
KeV.
Sono presenti anche altre due emissioni gamma
la cui origine è però diversa:
• la Pulsar PSR B0540-69;
• il buco nero nella binaria LMC X-1.
Immagine gamma dell’universo
ottenuta con il telescopio Fermi,
il 07/03/2012.
In questo giorno, un brillamento
del sole, lo rende circa 1000
volte più brillante rispetto alla
sua normale emissione gamma.
Immagine SWIFT dei lampi
gamma rivelati nell’universo.
I colori diversi si riferiscono ai
diversi anni, come indicato
nella legenda in basso.
75
Gli argomenti
Dei molteplici fenomeni studiati ed osservati dai telescopi spaziali,
ne prenderò in considerazione due fra i più interessanti:
• La ricerca e lo studio delle supernovae storiche
• Le galassie attive e interagenti
17/09/2016
F. Mazzucconi
76
M1
La nebulosa, che occupa il primo posto nella classificazione Messier, è
quello che rimane di una supernova esplosa nel 1054 d.C. ed è il primo
caso in cui è stato individuato il resto di una supernova storica
17/09/2016
F. Mazzucconi
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In tutte le salse
UV
Visibile
Infrarosso
X
Al centro della nebulosa c’è una pulsar, resto del nucleo
della stella esplosa, che emette un segnale radio
periodico ogni 33 msec: di che oggetto si tratta?
17/09/2016
F. Mazzucconi
78
La fine di una
piccola stella
17/09/2016
F. Mazzucconi
82
Nebulose planetarie
Avremo una nebulosa di forma quasi sferica, attorno al vecchio nucleo, una
stellina di piccola massa, concentrata in un piccolo
volume, ma, trattandosi del nucleo della vecchia
stella, a temperatura molto elevata, una nana
bianca, che lentamente si raffredderà, spengendosi.
Dato che le stelle di piccola massa sono oltre il
settanta per cento delle stelle, questa è la fine di
gran parte delle stelle,
Ma in effetti esse risultano abbastanza rare,
perché difficili da vedere!
17/09/2016
F. Mazzucconi
83
Le nane bianche
I motivi sono due:
la durata della vita delle piccole stelle e il fatto che si spengono abbastanza
velocemente.
Per trovarle occorre andarle a cercare
nelle struttura più vecchie, come gli
ammassi globulari.
Ma anche alcune stelle a noi vicine
hanno delle compagne quasi
invisibili che risultano essere delle
nane bianche, come Sirio e Procione
Nel nucleo di M4 nello Scorpione
17/09/2016
F. Mazzucconi
84
Composizione e struttura
L'immagine mostra il sistema di Sirio, in basso a sinistra è visibile la nana
bianca Sirio B - La composizione chimica di una nana bianca dipende dalla
sua massa originaria.
Le stelle meno massicce possiedono un core
di elio, circondato da una tenue atmosfera
costituita da idrogeno quasi puro. Quelle
più massicce hanno un nucleo totalmente
costituito da carbonio e ossigeno, la
porzione esterna dell'oggetto è ricoperta
da una tenue atmosfera di elio e idrogeno.
Comunque nelle nane bianche rimangono
valide sia la nostra Fisica che la Chimica
17/09/2016
F. Mazzucconi
85
Sommario di evoluzione stellare - 5
Invece stelle di grande massa, riusciranno ad innescare la fusione del He in C,
poi del C in O e via di seguito, in una alternanza di fasi di equilibrio e di
contrazione.
Ma viste dall’esterno si vede l’atmosfera espandersi sempre più
sotto l’effetto della pressione dei vari strati che stanno
bruciando, la stella diventa una supergigante.
Questa situazione si protrae fino a quando si
forma un nucleo di Fe. A partire dal Fe non ci
sono reazioni in grado di fornire l’energia per
sostenere la struttura della stella
17/09/2016
F. Mazzucconi
87
Conclusione
la stella crolla esplodendo.
Gran parte del materiale viene espulso, formando una nebulosa in rapida
espansione, mentre la parte centrale si concentra fino a superare la resistenza
della struttura atomica, gli atomi si
disintegrano, gli elettroni cadono sulle particelle nucleari, neutralizzando i protoni:
rimangono solo neutroni, le uniche
particelle in grado di avvicinarsi fino al
contatto
Si forma un oggetto strano, formato di soli
neutroni.
In questo caso la Chimica scompare, ma
Cassiopea A
rimane valida ancora la Fisica
17/09/2016
F. Mazzucconi
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Possiamo vedere una stella di neutroni?
Una stella di neutroni isolata, senza alcuna materia attorno ad essa, è
praticamente invisibile:
la sua altissima temperatura la porta ad emettere radiazione visibile,
ultravioletta, X e gamma, ma data la sua piccolezza la luce emessa è molto
poca e, a distanze astronomiche, non rilevabile.
Le stelle di neutroni ruotano in modo molto rapido dopo la loro creazione, a
causa della legge di conservazione del momento angolare: appena nata può
ruotare molte volte al secondo (quella nella Nebulosa del Granchio, nata
appena 950 anni fa, ruota 30 volte al secondo).
17/09/2016
F. Mazzucconi
90
Da stelle di neutroni a buchi neri
La massa limite raggiungibile da una stella di neutroni non è ancora
esattamente conosciuto, si ritiene però che vi sia un limite che prende il nome
di limite di Oppenheimer-Volkoff e corrisponderebbe a 3,8 M☉.
Oltre questo limite la velocità di fuga raggiunge la velocità della luce e
abbiamo quindi un oggetto da cui niente può uscire, neanche la luce: un buco
nero.
I buchi neri stellari costituiscono l'esempio "più leggero" di questa classe di
oggetti; infatti sono stati scoperti diversi altri tipi di buchi neri ben più
pesanti: buchi neri di massa intermedia, che si trovano al centro degli
ammassi globulari, e buchi neri supermassicci, che si troverebbero nel nucleo
di tutte le galassie.
17/09/2016
F. Mazzucconi
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Il centro della Galassia
17/09/2016
F. Mazzucconi
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Chandra vede la differenza
Finora era impensabile riuscire a distinguere un buco nero da una stella di
neutroni , entrambi producevano gli stessi effetti gravitazionali e la risoluzione
degli strumenti X non permetteva di percepire l’unica differenza: quando la
materia cade su di un buco nero, la radiazione emessa tende ad arrossarsi ed ad
affievolirsi sempre più, fino a quando, giunta all’orizzonte degli eventi ogni
emissione sparisce, quindi un buco nero è formato da un disco di accrescimento
con un vuoto al centro.
Invece in una stella di neutroni, anche se la struttura del disco di accrescimento
rimane la stessa, la materia che cade sulla stella emette un lampo di radiazione
X che esce all’esterno e può essere rilevato dai sensibili strumenti di Chandra.
Questo è il primo metodo diretto di selezione fra i due tipi di oggetti.
17/09/2016
F. Mazzucconi
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Le supernove storiche
Gli strumenti di Chandra e Spitzer
hanno permesso di identificare i
resti di molte supernove storiche,
cioè segnalate da osservatori.
Noi siamo abituati a pensare a
quella del Granchio (costellazione
del Toro) esplosa nel 1054 d.C.,
ma anche di questa abbiamo
ottenuto molti maggiori dettagli
17/09/2016
F. Mazzucconi
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HST + Chandra
La combinazione dell’immagine ottica
dell’HST (le parti in rosso) con quelle X
di Chandra (blu) mostrano chiaramente
la struttura del nucleo rimasto della
stella esplosa, formata principalmente
di H e He,
Tutto il materiale è ad una temperatura fra gli 11.000 e i 18.000 °K, mentre l’emissione X è dovuta soprattutto
all’emissione di sincrotrone degli
elettroni che spiraleggiano nel campo
magnetico della stella di neutroni
17/09/2016
F. Mazzucconi
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393 d.C.
Fra le supernove segnalate negli annali cinesi (stelle ospiti), ce n’è una che ha
creato moltissimi problemi di identificazione, quella del 393 d.C, posta nel
Sagittario.
Si è a lungo dibattuto se la debole struttura
ottica fosse veramente il resto di questa
supernova, questo perché la pulsar al centro
della nuvola ruotava troppo lentamente, che
viene spesso interpretata come dovuta ad
una età molto più elevata.
Chandra a dimostrato che la pulsar si trova
esattamente al centro della nuvola e quindi
la supernova è recente e le dimensioni coincidono con l’osservazione
17/09/2016
F. Mazzucconi
98
IC 443
Questo è un esempio lampante
dello spostamento fra resti di
supernova e pulsar
Questa è l’immagine, ripresa da
terra, in falsi colori, dei resti di una
supernova nella costellazione dei
Gemelli, distante 5.000 a.l., ma
molto più vecchia della precedente,
In casi come questo è molto difficile
individuare i resti del nucleo, sia esso
costituito da una stella di neutroni o
da un buco nero.
17/09/2016
F. Mazzucconi
Giallo = ottico - Blu = X
Eta Gem
99
IC 443 + B1957 + 20
Combinando le immagini HST e
Chandra è stato
possibile individuare la pulsar
corrispondente, che
ormai ha quasi lasciato la struttura.
Normalmente infatti le pulsar tendono ad allontanarsi dai resti molto
velocemente, come
dimostra questa
pulsar
17/09/2016
F. Mazzucconi
100
B1957 + 20
La cui velocità (circa un milione di
Km all’ora) è facilmente
visualizzata in questo
ingrandimento, composizione fra
l’immagine ottica (blu e verde) di
HST e quella X (Rosso e bianco) di
Chandra.
La pulsar (il punto bianco) emette
una nube di particelle ad alta
energia (la nuvola rossa), la cui
forma è allungata dall’impatto con
la materia circostante, in cui crea un
fronte d’urto (la struttura verde)
17/09/2016
F. Mazzucconi
101
SN 1006
La supernova osservata nell'anno 1006, è stato
l'evento stellare con magnitudine apparente più
brillante di cui esistano registrazioni storiche.
La supernova ha lasciato come
Apparsa nella costellazione del Lupo, la nuova stella
resto una nebulosa molto debole,
fu descritta da osservatori in Cina, Giappone e
che venne scoperta nel 1965
dall’astronomo egiziano Ali ibn Ridwan.
analizzavando lo spettro radio di
Essa
raggiunsediuna
una porzione
cielomagnitudine
nei pressi apparente di circa
-7,5,
volte
piùLupi.
luminosa di Venere . Fu visibile di
della tre
stella
Beta
giorno per quasi un mese e sembra che fosse in grado di
notte di fare ombra.
17/09/2016
F. Mazzucconi
102
SN 1006
Nel 1976 vennero trovate le controparti
nei raggi X e in ottico. Per l'onda di
La sua presenza
presuppone che tutta la
espansione
si è determinata
stella sia esplosa,
senza lasciare
un nucleo
recentemente
una distanza
di 7.000
a.l.,
centrale.
un
diametro di circa 70 a.l. ed una
La sua grandissima
luminosità
fa supporre
velocità
di espansione
di 2800 km/s.
checentro
appartenga
ad un tipo
di
Al
delle nebulosa
ci sidiverso
aspettava
supernova,
tipo oI,dimolto
più
la
presenza chiamato
di una pulsar
un buco
energetico
e la cui non
origine
è in
un ancora
sistema
nero,
che tuttavia
sono
stati
binario. anzi la nube di gas rivela la
osservati,
presenza di Fe, che normalmente rimane
all’interno del nocciolo della stella.
17/09/2016
F. Mazzucconi
103
I progenitori delle Sn di tipo I
Riprendiamo un sistema noto: Sirio e la sua
compagna Sirio B,una nana bianca, la cui
struttura è retta dalla struttura atomica dei
nuclei che la costituiscono, che sono in grado
di reggere solo perché la massa residua della
piccola stella è abbastanza limitata.
Quando Sirio A avrà terminato il suo H
nucleare e comincerà ad evolvere come gigante
rossa, gran parte della materia esterna finirà
per cadere su Sirio B e questo porterà alla sua
evoluzione, o come nova o come supernova,
17/09/2016
F. Mazzucconi
Sirio A e B
osservato nei raggi X
104
Fine del sistema
La differenza fra nova e supernova dipende dal fatto che la massa che cade
sulla nana le faccia o no superare il limite di Chandrasekhar (1,44 Mʘ) , oltre
il quale il nuovo materiale non essere supportato dalla struttura degli atomi.
In questo caso abbiamo l’esplosione completa della stella e quindi una
supernova molto più energetica.
17/09/2016
F. Mazzucconi
105
Supernove di tipo I e II
17/09/2016
F. Mazzucconi
106
Aspetto dei resti
Le osservazioni con
Chandra dei resti di
17 supernove ha
hanno permesso di
formulare un criterio
per distinguere fra le
due possibili origini
del fenomeno:
I resti delle supernove
di tipo Ia, originate
dall’esplosione di
una nana bianca che raggiunge il limite di 1,44 M ʘ, sono di forma simmetrica e
circolare, mentre quelle di tipo II, derivanti dal collasso del nucleo di una stella,
sono molto più asimmetriche.
17/09/2016
F. Mazzucconi
107
La supernova di Thyco
Il 6 novembre 1572 in Cassiopea apparve una nuova stella (Tycho la osservò
l’11 novembre) luminosissima, di colore bianco, che per due settimane fu
visibile anche di giorno. La stella rimase visibile per un anno e mezzo,
cambiando colore, passando dal giallo, all’arancione e poi al rosso.
Con il telescopio fu cercata invano a lungo, fino a quando, nel 1952 fu
captata un’intensa emissione radio nella direzione corrispondente a quella
indicata da Tycho
Successivamente fu rilevata anche un’emissione X
a dimostrazione che si trattava dei resti di una
supernova, distante 10.000 a.l., che si stava
espandendo alla velocità incredibile di 9.000
km/sec. (contro i 1,000 della nebulosa del
Granchio)
17/09/2016
F. Mazzucconi
108
Nuova visione della Sn di Tycho
Chandra è stato in grado
di mettere in risalto la
stella di neutroni centrale e la combinazione con
l’immagine X (Biancoblu), visibile (giallo) di
HST e IR (rosso) di
Spitzer ci permettono
finalmente di vedere i
resti di quella che
probabilmente è la
supernova più energetica
osservata in tempi
storici
17/09/2016
F. Mazzucconi
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La Sn di Keplero
Nel 1604 anche Keplero potette assistere
alla comparsa di una stella nova nella
costellazione di Ofiuco, che divenne più
luminosa di quasi tutti i pianeti, e rimase
visibile per 18 mesi.
per poterne ritrovare i resti si è dovuto
scomodare il telescopio da 2,5 m di Monte
Wilson.
Solo i telescopi spaziali hanno fatto
meglio
17/09/2016
F. Mazzucconi
110
La Sn di Keplero
Ai diversi colori corrispondono
regioni di diversa temperatura.
Verde indica la radiazione X
(Chandra) a più bassa energia (emessa dalla materia nelle regioni
più dense all’interno del “guscio”
formato dai materiali scaraventati nello spazio dall’esplosione),
il colore blu evidenzia gli
elettroni ad alta energia prodotti
dall’onda d’urto con le regioni più
dense
di
gas interstellare,
regioni che appaiono anche colorate in giallo (HST) .
Il rosso indica la temperatura relativamente fredda delle polveri che
accompagnano l'onda (Spitzer).
17/09/2016
F. Mazzucconi
111
Cassiopea A o 3 Cas?
Nel 1947 i radioastronomi trovarono nella costellazione di Cassiopea la
più intensa sorgente radio extrasolare che venne denominata Cassiopea A e
nel 1950 fu trovata la controparte ottica in una debole nebulosa, che
sembra essere il resto di una supernova.
Calcolando la velocità di espansione, si trovò, con
sorpresa, che la supernova doveva essere esplosa attorno
all'anno 1667, non notata dagli astronomi di quell'epoca.
Tuttavia, William Ashworth ha scoperto nel 1980, che Flamsteed nel
1680, aveva inserito nel suo catalogo una stella “3 Cassiopeiae„ vicino alla
sua posizione, non riconoscendola come “nuova stella”. Successivamente ,
non trovando conferma questa osservazione, 3 Cas fu considerata un
abbaglio
17/09/2016
F. Mazzucconi
112
G111.7-2.1 Cas A 3C 461)
Vista la distanza relativa (si
stima attorno a 11.000 a.l.) per
non essere visibile la supernova
doveva essere fortemente
oscurata da polveri .
Chandra ha rilevato che questa
struttura sembra un flipper al
cui interno gli elettroni,
rimbalzando nel campo
magnetico, sono accelerati fino a
velocità relativistiche,
risultando una delle fonti
principali di raggi cosmici .
17/09/2016
F. Mazzucconi
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Cassiopea A
L’immagine composita rivela che
c’è un involucro esterno di polvere
a 25° (Spitzer), filamenti di
materiale a 10.000° (HST), mentre
Chandra mostra filamenti a 10 7 °
(blu) riscaldati dall’urto del gas
emesso dalla stella alla velocità di
70.000 km/s, molto inferiore a
quella prevista.
Si pensa che gran parte dell’energia
sia assorbita dalla accelerazione di
particelle più pesanti, come protoni
e ioni, soprattutto di Si e Fe
17/09/2016
F. Mazzucconi
114
Cassiopea A
Questa è un’interpretazione di artista della stella di neutroni scoperta da
Chandra nel centro di Cas A, dimostrando la natura di questo oggetto.
Sorprendentemente questa stella di neutroni non mostra alcuna variazione X
o radio.
17/09/2016
F. Mazzucconi
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G 1.9 + 0.3
A lungo Cas A è stata considerata l’ultima supernova esplosa nella nostra
Galassia poi, andando ad investigare con Chandra su di una potente
radiosorgente trovata dal VLA ad una distanza di 25.000 a.l., è stato
scoperto che le dimensioni erano notevolmente cambiate
Mappa radio 1985
17/09/2016
F. Mazzucconi
Emissione X 2007
116
G1.9+0.3 - L’ultima SN galattica
La struttura si stava allargando alla velocità di un quinto della velocità
della luce.
Calcolando il momento
dell’esplosione si trova
che questa è avvenuta
140 anni fa (1868) e
probabilmente non è
stata osservata perché in
direzione del centro
galattico dove le polveri
e le nubi di gas sono
molto estese e solo la radioastronomia e le osservazioni X riescono a penetrarle
17/09/2016
F. Mazzucconi
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Se volete potete partecipare
G1.9 è nota al popolo americano come la supernova più recente, come
sostiene la NASA fin dalla sua scoperta, spiegazione che alcuni
scienziati russi ritengono "assurda", perchè sottolineano,
correttamente, che se fosse una supernova esplosa nel nostro Sistema
Solare alla metà del 1800, sarebbe stata visibile da tutta la Terra, e
sarebbe stata ampiamente documentata.
Vi invitiamo a sostenere questi scienziati russi, che affermano che
G1.9 non è mai stata una supernova, ma che sia un nuovo pianeta nel
nostro sistema solare o una nana bruna“
Ad una distanza di 26.000 a.l. ha un diametro di 1,2 primi d’arco
17/09/2016
F. Mazzucconi
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Toro
Per chiudere questo
argomento voglio mostrarvi
un oggetto che è il test per
un bravo astrofilo e un’altra dimostrazione che gli
oggetti celesti sono spesso
più grandi di quanto non si
creda
17/09/2016
F. Mazzucconi
119
Si comincia a vedere
17/09/2016
F. Mazzucconi
120
Simeis 147
Resti di una supernova esplosa circa 40.000 anni fa a 4.800 a.l. di distanza
17/09/2016
F. Mazzucconi
121
La “Nebulosa dell’Aquila” osservata
in diverse bande spettrali
Ammasso
della Vergine
L’ammasso della Vergine è il membro principale del superammasso
a cui appartiene anche
la Via Lattea.
Essendo in una zona
abbastanza sgombra, le
sue galassie sono facilmente accessibili.
È costituito da circa
2.000 galassie di tutte
le forme e dimensioni
poste a circa 60 milioni
di a.l.
17/09/2016
F. Mazzucconi
123
M87
La galassia dominante l’ammasso è
M87, una galassia ellittica gigante
di 1000 10 9 Mʘ.
Il suo nucleo, che si stima sia
costituito da un buco nero di 3 10 9
Mʘ, costituisce una potente radio
sorgente, ad indicazione che in esso
avvengono catastrofici fenomeni ad
alta energia.
A dimostrazione di questo vi è anche uno strano
getto di materia che emerge per 100.000 a.l. e che
sembra costituita da una emissione di sincrotone
causata da elettroni che viaggiano a velocità
prossime a quella della luce disposte su un campo
di forza di un campo magnetico
17/09/2016
F. Mazzucconi
124
M87 - Jet
Il jet è costituito da una serie
di noduli, risultato di
emissioni successive da parte
del nucleo.
Le osservazioni nelle varie
lunghezze d’onda
permettono di capire meglio
la struttura del jet.
Ma le particolarità non si
fermano qui
17/09/2016
F. Mazzucconi
125
M87 jet
Il jet di M87 ha finalmente
fatto osservare un evento
evolutivo in una galassia
Nel 2002 abbiamo assistito al
rapido intensificarsi di uno dei
noduli del jet, fino a superare in
luminosità il pur massiccio
nucleo della galassia.
La presenza di HST e Chandra hanno permesso l’osservazione di questo
fenomeno, che altrimenti da terra avremmo osservato solo l’aumento di
luminosità del nucleo, senza capire da che cosa fosse causato
17/09/2016
F. Mazzucconi
126
M87 jet
Per stupire ulteriormente, alcune
misure fatte sulle strutture del jet
portano a rilievi particolarmente
interessanti:
Alcuni noduli del jet “sembrano”
muoversi ad una velocità pari a
circa sei volte la velocità della
luce!
17/09/2016
F. Mazzucconi
127
NGC 5128 – Centaurus A
NGC 5128, nota anche in radioastronomia come Centaurus A, è una galassia del Centauro.
Appartiene alla classe intermedia tra
le galassie ellittiche e quelle spirali, di
tipo lenticolare; è una galassia
gigante appartenente al gruppo di
M83, con una distanza pari a 15
milioni di anni-luce .
È visibile anche con un binocolo, ma appare come una macchia chiara senza
particolari attrattive, e non appare la sua caratteristica più notevole, ossia
la presenza di una larga banda scura che divide la galassia in due parti: si
pensa possa trattarsi della conseguenza di una fusione con qualche sua
galassia satellite.
17/09/2016
F. Mazzucconi
128
Centaurus A
Il centro di NGC 5128 è
una delle più forti radiosorgenti conosciute (Cen
A). Dai due poli della
galassia partono due
emissioni di onde radio a
getto della lunghezza di
diversi milioni da anniluce.
17/09/2016
F. Mazzucconi
129
Centauro A
Anche Centaurus A emette un
getto di particelle molto energetiche alla velocità della luce, solo
gli strumenti di Chandra hanno
permesso di entrare all’interno
della galassia e osservare che il
getto è emesso dal nucleo.
L’emissione X registrata è il
risultato dell’urto delle particelle
con il gas della galassia
17/09/2016
F. Mazzucconi
130
Cen A – a varie lunghezze d’onda
L’immagine composita mostra varie
nubi in differenti lunghezze d’onda.
In rosso le onde di bassa energia dovute alla polvere. In verde i jets a
lobi a radio onde . In giallo l’immagine ottica composta principalmente
dalle stelle che compongono la galassia. In blu le osservazioni di
Chandra nei raggi X, che mostrano
archi di gas molto caldo espulsi dal
centro in un’esplosione che dovrebbe
essere avvenuta circa 10 milioni di anni fa.
Un’ipotesi che potrebbe spiegare il tumultuoso aspetto di Cen A potrebbe
essere il fatto che sia stata inglobata una piccola galassia, circa 100 milioni di
anni fà.
17/09/2016
F. Mazzucconi
131
Scontro di galassie
L’interazione e lo scontro fra galassie non è un evento raro, facendo parte di
gruppi, più o meno numerosi, le galassie finiscono prima per disturbarsi a
vicenda e poi per scontrarsi e molto spesso inglobarsi.
Non si deve però credere che questo evento dia origine a scontri catastrofici
fra stelle, essendo lo spazio vuoto all’interno di una galassia molto superiore
allo spazio occupato dalle stelle, le stelle difficilmente finiscono per urtarsi.
Però l’evento risulta sconvolgente per l’assetto delle due galassie, distorte
dalle forze di marea reciproche, inoltre le onde d’urto dell’evento forniscono
l’energia necessaria al compattamento delle nubi di polvere e gas contenute,
dando origine ad un vero e proprio fuoco d’artificio di nuove stelle che si
accendono
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SagDEG
Se osserviamo una
mappa della Via
Lattea, si nota un
anello di emissione
che sembra contornare tutta la
Galassia.
Probabilmente si
tratta di quello che
resta di una galassia nana che sta dissolvendosi
distribuendo stelle nell’alone galattico:
Sag DEG = Galassia Ellittica Nana del
Sagittario
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Lo studio delle galassie
Nella costellazione dell’Orsa Maggiore ci sono
numerosissime galassie fra cui spicca M81 distante
12 106 a.l. accompagnata dalla galassia irregolare
M82, la cui forma sembra sia dovuta ad un
incontro con la sorella maggiore avvenuto solo
qualche milione di anni fa.
In effetti le due galassie distano
fra loro solo 200.000 a.l.
Lo scontro ha causato lo scambio
di molto materiale fra le due
galassie che ha prodotto molta
attività
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M81
Attività messa in risalto da Spitzer e Chandra
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Holmberg IX
Riprendiamo la prima immagine delle due galassie: probabilmente dallo
scontro è nata una nuova galassia nana
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Galassia Cartwheel – “Ruota di Carro”
Distante 500 106 a.l. nella costellazione dello Scultore, questo è
forse uno degli esempi migliori di
interazione di galassie.
La strana struttura si pensa sia
stata originata dal passaggio
della piccola galassia a sinistra
attraverso una normale galassia a
spirale circa 200 106 anni fa.
Questo ha prodotto un’onda
d’urto che ha compresso il
materiale galattico verso il bordo
(distante 150.000 a.l.) in cui è
iniziato una intensa attività di
formazione stellare
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E non è la sola
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NGC 2207 + IC 2163
Anche queste galassie, distanti 129 106 a.l., sono interagenti, infatti IC 2163
(a destra) è deformata dall'interazione mareale con NGC 2207, che ha causato
anche la fuoriuscita di un lungo getto di stelle e gas sul lato opposto rispetto
quest'ultima. Probabilmente IC 2163 sta girando attorno a NGC 2207 in
senso antiorario. Si stima che la distanza minima fra le due galassie fu
raggiunta circa 40 milioni di anni fa.
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NGC 2207 + IC 2163
Poiché IC 2163 è intrappolata nel "pozzo gravitazionale" di NGC 2207, essa
continuerà ad oscillare attorno a quest'ultima finché le interazioni mareali
non le disgregheranno entrambe: la fusione fra i due oggetti darà vita, fra
circa un miliardo di anni, ad una galassia ellittica.
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M51 - Vortice
Nella costellazione dei Cani da
Caccia, visibile anche con un
semplice binocolo c’è la galassia
M51, distante circa 30 106 a.l.
Si pensa che la sua struttura a
spirale logaritmica sia determinata
dalle distorsioni causate dalla
galassia NGC 5195 a sinistra.
Probabilmente l’interazione fra le due galassie è la causa della grande
attività che si può notare nelle due galassie. In effetti M51 è considerata
fra le galassie più attive che si conoscano.
HST ne ha fotografato le parti centrali, mettendo in risalto i bracci a
spirale, le grandi nubi e l’intensa attività di formazione stellare.
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Arp 194
In questo campo celeste,
invisibile ai piccoli
telescopi c’è un gruppo
di galassie distanti 600
106 a.l.
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Arp 194
Che hanno rappresentato l’immagine
pubblicata da HST per celebrare il 19°
anno di attività.
L’interazione fra le due ha formato un
ponte di giovanissimi ammassi stellari
formati da stelle giganti giovanissime
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NGC 4038-4039 - Galassie antenne
Difficili da vedere e deludenti quando trovate, queste galassie sono note per
le spettacolari immagini fornite dai grandi telescopi e dai telescopi spaziali
La loro distanza è incerta,
secondo stime recentissime
dovrebbe aggirarsi attorno
a 45 106 a.l.
Si tratta di due galassie
interagenti, così chiamate
da due lunghi bracci di
spirale che si dipartono in
direzione opposta
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NGC 4038-4039 – Galassie Antenne
Osservazioni, ottiche e X, dei
telescopi spaziali hanno mostrato che nelle due galassie,
in interazione da alcune centinaia di milioni di anni le
intense onde d'urto hanno
provocato in entrambe un'esplosione nei fenomeni di formazione stellare e i loro nuclei producono centinaia di
superammassi di stelle giovani e massicce che secondo alcune teorie potrebbero diventare degli ammassi globulari.
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NGC 3314
Dopo tante galassie interagenti,
due galassie sovrapposte che
invece non interagiscono affatto
Quella davanti è a una distanza
di 140 106 a.l., e le due sono
divise da 25 106 a.l.
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Una sorte simile potrebbero avere, in un lontano futuro, anche
la nostra Via Lattea e la Galassia di Andromeda.
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Il gruppo locale
Il gruppo locale di galassie è costituito da circa 50 galassie ed è
dominato da due spirali giganti,
la Via Lattea e M31 (Andromeda), con i loro sistemi di galassie
satelliti.
I moti all’interno del gruppo
sono abbastanza noti e non
sono esclusi incontri fra i suoi
membri, in futuro e nel passato,
anzi si pensa che parte delle
stelle delle galassie maggiori
derivino dalla cattura di piccole
galassie satelliti
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Via Lattea - Andromeda
Ma anche i due membri più
importanti del gruppo finiranno
per incontrarsi e dare vita ad una
galassia gigante, infatti anche se
sono divise da una distanza enorme
di 20,8 1018 km, le due galassie si
stanno avvicinando alla velocità di
500.000 km/h, fra circa 3 miliardi di
anni finiranno per incontrarsi, dando
origine ad un balletto che finirà per
fonderle in un’unica galassia.
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FINE
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