5.2.1 STELLE E GALASSIE
Science, 19 Mar 93, Vol. 259, pg. 1692 - Ray Jayawardhana - Dalla loro scoperta avvenuta 30 anni fa, i quasars sono stati sempre un enigma. Brillano nei punti più lontani dell’universo emettendo un’energia equivalente a quelle di 100000 galassie. La teoria più accreditata è che l’energia sia fornita da un buco nero della massa di milioni di soli che attira materia dal centro di nuove galassie. Tuttavia altri pensano a spiegazioni più prosaiche: insiemi di stelle massicce che nascono e muoiono in sincronismo esplodendo come supernove dopo aver bruciato tutto il loro idrogeno in 3 - 4 milioni di anni.
Science, 26 Mar 93, Vol. 259, pg. 1867 - David Merrit - Circa un terzo delle galassie osservabili nell’universo rientrano nella classe delle galassie ellittiche. Tutte le altre sono galassie a spirale come la nostra Via Lattea composte da un disco di stelle giovani, gas e polveri ed una struttura con braccia a spirale. Le galassie ellittiche si distinguono solo per la loro luminosità e per il loro apparente rapporto degli assi. Recentemente si è scoperto che le galassie ellittiche ruotano più lentamente di quanto comporta il modello di un corpo fluido. Lo studio di stabilità di un sistema di n-corpi in evoluzione mostra che un modello sferico evolve rapidamente in un sistema triassiale, ma un rapporto assiale maggiore di 3:1 è instabile. La formazione delle galassie ellittiche può essere avvenuta per collasso di materia con bassa velocità di dispersione oppure per unione di galassie a spirale. Quest’ultima ipotesi trova molti sostenitori essendo molti i casi osservati di galassie a spirale in collisione.
Science, 9 Apr 93, Vol. 260, pg. 163 - Ray Jayawardhana - Il 28 marzo è stata osservata in Spagna l’esplosione di una supernova in un braccio della galassia a spirale M81. Il massimo di luminosità si è avuto il 31. La supernova sembra sia del tipo II, la più violenta con forti emissioni di righe di idrogeno. Il tipo I di supernova, meno violento, proviene dall’esplosione di una nana bianca che ha consumato tutto il suo idrogeno. Del tipo II era anche la suspernova esplosa nel 1987 nella Grande Nube di Magellano nell’emisfero australe. Il radiotelescopio gigante del New Mexico e lo Hubble Space Telescope verranno orientati per osservare la supernova.
Science, 9 Apr 93, Vol. 260, pg. 163 - Peter Aldhous - Le nane brune sono oggetti troppo grandi per essere pianeti, ma non abbastanza per divenire stelle e sostenere le reazioni nucleari (< dell’8% della massa solare). Recentemente alla Royal Astronomical Society è stata annunziata la scoperta di circa due dozzine di nane brune nelle Pleiadi. Questi corpi emettono radiazioni infrarosse.
Science, 30 Apr 93, Vol. 260, pg. 618 - Random Samples - Alla fine di marzo il telescopio ottico Keck delle Hawaii da 10 m, il più grande del mondo, ha scoperto la galassia più distante, 12 miliardi di anni luce, che è stata indicata come 4C41.17. Questa galassia è anche una potente sorgente di radio onde e la sua immagine infrarossa è stata ottenuta dopo un’esposizione di circa mezz’ora.
Science, 30 Apr 93, Vol. 260, pg. 625 - Ray Jayawardhana - Dopo 5 anni di osservazioni del getto di materia emesso dal cuore del Quasar 4C 73.18, un gruppo di radioastronomi in Olanda e negli USA hanno concluso che il quasar può contenere due buchi neri giganti ruotanti in orbita stretta. Si avanza l’ipotesi che almeno alcune delle centinaia di quasar note possano avere buchi neri binari creati quando si è avuta la collisione fra due galassie. La coppia di buchi neri ruotando tende ad avvicinarsi fino a venire in collisione creando un’onda gravitazionale di eccezionale potenza. L’evento dovrebbe avvenire fra circa un milione di anni.
Science, 4 Jun 93, Vol. 260, pg. 1425 - Faye Flam - Osservando la galassia NGC 7252 nella costellazione dell’Acquario con lo Hubble Space Telescope si è messo in evidenza una struttura a spirale che ruota in senso opposto al resto della struttura. Sembra quindi che questa galassia si sia formata per collisione di due. Si tratta di una collisione abbastanza recente ideale per studiarne il meccanismo in particolare la formazione di un cluster di stelle e la trasformazione di galassie a spirale in galassie ellittiche.
Science, 18 Jun 93, Vol. 260, pg. 1720 - Ray Jayawardhana - Dieci anni fa è stata scoperta la prima Pulsar con periodo di millisecondi. Le normali Pulsar hanno un periodo di parecchi secondi. Un periodo di alcuni millisecondi richiede una velocità di rotazione molto elevata per la stella di neutroni che è al centro della Pulsar. Si suppone che una normale Pulsar possa ricevere massa e spin da una stella compagna vicina e trasformarsi in Pulsar da millisecondi, oppure che sia una nana bianca a ricevere materia e spin da una stella compagna e collassare in una Pulsar da millisecondi.
Science, 2 Jul 93, Vol. 261, pg, 28 - Ann Finkbeiner - Le strutture più distanti dell’universo sono galassie e quasar con un red shift da 2 a 5 corrispondenti a solo un miliardo di anni dopo il Big Bang. I cluster di galassie più distanti sono anche nella fase più primitiva della loro formazione mentre i cluster più vicini sono quelli più maturi. L’osservazione sembra indicare che i cluster dell’universo primitivo sono molto più numerosi di quanto ci si attenda per un universo che finirà con il collassare. L’errore sulla distanza dei cluster osservati può falsare i risultati e saranno necessarie molte più osservazioni.
Science, 23 Jul 93, Vol. 261, pg, 422 - Random Samples - L’osservazione della galassia di Andromeda con lo Hubble Space Telescope ha rilevato che essa è composta da due distinti nuclei. Si presume che ci siano due galassie in collisione delle quali una è più piccola. Si ritiene che al centro della galassia principale ci sia un buco nero massivo e, poiché anche la galassia più piccola sopravvive, anche questa deve avere un buco nero. Se un giorno i due buchi neri si uniranno, emetteranno un’onda gravitazionale che potrà essere rivelata dalla Terra.
Science, 29 Oct 93, Vol. 262, pg. 657 - Faye Flam - Fra i mostri del cielo, uno strano oggetto ipotizzato è quello detto di Thorne-Zytkow, un ibrido che si forma quando una stella di neutroni affonda all’interno di una gigante rossa. Un tale mostro potrebbe esistere veramente. Si è osservato una sospetta abbondanza di Litio nello spettro di una stella in orbita intorno ad un oggetto massiccio invisibile, stella di neutroni o buco nero. L’interpretazione è che il Litio provenisse da una fase precedente quando la stella di neutroni era all’interno di una gigante rossa. I due astronomi Thorne e Zytkow avevano ipotizzato il processo: in un sistema binario costituito da una gigante rossa e da una stella di neutroni quest’ultima, assorbendo materia dalla compagna, viene frenata e spiralizza fino ad affondare all’interno formando un nucleo di neutroni che attira materia alzando la temperatura e favorendo le reazioni nucleari che portano alla formazioni di elementi pesanti; fra questi si forma una quantità enorme di Litio. La stella sembra una gigante rossa ma, appena esaurisce il combustibile, si contrae ed esplode formando un disco di materia che poi si condensa a formare una nuova stella compagna di seconda generazione. Una seria ricerca di questi oggetti potrà portare ulteriori prove.
Science, 26 Nov 93, Vol. 262, pg. 1414 - D. C. Backer - La radiosorgente Sagittarius (Sgr) A è uno strano oggetto locato forse al centro dinamico della nostra galassia. Le sue dimensioni devono essere inferiori a 3,3 unità astronomiche e dovrebbe essere sede di un buco nero di massa inferiore a 1,5*10E6 masse solari.
Science, 22 Apr 94, Vol. 264, pg. 506 - Johon Travis - L’esistenza di pianeti al di fuori del nostro sistema solare ha trovato una prova dalle osservazioni condotte nel 1990 con il radiotelescopio di Arecibo da 305 m a Puerto Rico. Analizzano i dati raccolti per più di 2 anni su una pulsar (stella di neutroni rotanti che emette in modo periodico onde radio) nella costellazione della Vergine, sono state rilevate variazioni nel periodo di pochi millisecondi con una certa periodicità. Queste variazioni sono state interpretate come effetto di una perturbazione provocata da due corpi di massa tre volte quella della Terra con periodi orbitali di 67 e 98 giorni rispettivamente. Ci potrebbe essere un terzo pianeta delle dimensione della Luna con un periodo di 25 giorni e forse un quarto con orbita molto più larga. Benché siano state abbandonate l’anno scorso le ricerche di radiosegnali da intelligenze extraterrestri, la NASA ha un programma per Astronomical Studies of Extrasolar Planetary Sistems (ASEPS) che, con l’uso di potenti telescopi, cerca di scoprire pianeti delle dimensioni di Giove intorno ad un centinaio di stelle selezionate. La tecnica è oggi in grado di scoprire tali oggetti con l’uso dell’interferometria.
Science, 3 Jun 94, Vol. 264, pg. 1405 - John Travis - L’esistenza di un gigantesco buco nero al centro della galassia M87, distante 50 milioni di anni luce, è stata provata dalle osservazioni dello Hubble Space Telescope. La rivelazione di un buco nero può essere fatta solo attraverso gli effetti della sua enorme gravità sulle stelle e sui gas vicini. Nel 1987 era stata notata una luminosità vicina interpretata come un denso cluster di stelle che orbitavano intorno al buco nero. Ora lo spettrografo dello Hubble ha potuto misurare il moto di un disco di gas caldi ruotanti intorno ad un nucleo. L’effetto doppler da un lato è di avvicinamento e dall’altro di allontanamento e le velocità sono di 1,2 milioni di miglia all’ora. Il campo gravitazionale che può provocare queste velocità è quello di 2 o 3 miliardi di masse solari. La M87 presenta anche un’altra particolarità: un misterioso enorme getto di materia che viene emesso dal centro della galassia ad alta velocità.
Science, 3 Jun 94, Vol. 264, pg. 1405 - Faye Flam - Da 7 anni la supernova 1987A è stata a lungo fotografata, ma le recenti fotografie prese dallo Hubble Space Telescope hanno rivelato ora un doppio alone. I due cerchi non sono centrati intorno alla supernova e questo ha suscitato diverse spiegazioni, ma c’è ancora molto da investigare.
Science, 2 Sep 94, Vol. 265, pg. 1362 - Ray Jayawardhana - La scorsa settimana radio astronomi hanno comunicato l’osservazione di getti di materia emergenti da due oggetti, sorgenti di raggi X, all’interno della nostra galassia con un meccanismo che assomiglia a quello dei quasar. Le due sorgenti di raggi X si crede siano sistemi binari di stelle nelle quali una è collassata in un piccolo buco nero o in una stella di neutroni. Un meccanismo sconosciuto, come nei quasar, spara dai poli getti di materia ad alta velocità apparentemente superiore a quella della luce. Un primo oggetto, scoperto nel 1992 si trova a 40000 anni luce dalla Terra ed è stato seguito con il Very Large Array (VLA) nel New Mexico. Dal 24 marzo al 16 aprile scorso l’emissione aumentò in modo eccezionale ed è stato possibile osservare i due getti di materia che sembrano muoversi al 92% della velocità della luce con una massa di 1/3 di quella della Luna. L’energia in gioco è quella di 100 milioni di soli. Il secondo oggetto è la sorgente Nova Scorpii ad una distanza di 11000 anni luce ed i due getti si allontanano fra di loro a velocità maggiore di quella della luce. Questi due oggetti, detti microquasar, sono fra i più interessanti scoperti negli ultimi anni.
Science, 9 Sep 94, Vol. 265, pg. 1526 - Ray Jayawardhana - Una ricerca al di là delle nubi di polveri della nostra galassia è stata effettuata con il radiotelescopio di Dwingeloo in Olanda sulla lunghezza d’onda di 21 cm emessa dall’idrogeno atomico. Il risultato è stato la scoperta di una massa rotante, probabilmente un insieme di stelle formanti una galassia a spirale. La nuova galassia, chiamata Dwingeloo 1, ruota con una velocità di 100 Km/s e si trova a 10 milioni di anni luce, più lontana quindi della galassia di Andromeda. Si stima che la sua massa sia 1/4 di quella della nostra galassia.
Science, 11 Nov 94, Vol. 266, pg. 974 - Alexander Hellemans - Fra le galassie più lontane sotto osservazione dagli astronomi, quella indicata dal numero di catalogo 8C1435+635 si situa almeno a 12 miliardi di anni luce e quindi nei primi due miliardi di vita dell’universo. Il suo spostamento verso il rosso, misurato dalla posizione delle righe del carbonio e dell’idrogeno, è fra 4,25 e 3,8 e la sua distanza è quindi fra 15 e 12 miliardi di anni luce.
Science, 27 Jan 95, Vol. 267, pg. 456 - John Travis - Uno degli scopi del telescopio orbitante Hubble (HST) è stato quello di poter avere una migliore visione dei quasar che si pensava fossero buchi neri massivi al centro di galassie ben sviluppate che inghiottivano gas e stelle emettendo radiazioni. Invece, dopo la correzione dell’ottica, le osservazioni dello HST hanno mostrato che di 15 quasar solo 4 erano al centro di galassie, la altre erano “nude”. Per molti astronomi questo fa cadere l’ipotesi che i quasar siano buchi neri massivi, ma piuttosto galassie nascenti nelle quali il gas in condensazione e poche stelle nascenti possono essere sufficienti a generare tutta la loro radiazione.
Science, 3 Feb 95, Vol. 267, pg. 617 - John Travis - Il meccanismo dell’esplosione di supernova è stato molto studiato negli ultimi 30 anni e risolto molte volte, ma mai per lungo tempo. In particolare è in discussione quello delle supernove di tipo II. L’evento catastrofico si verifica in una stella di diverse masse solari quando il suo combustibile viene a mancare. Dopo la fusione dell’idrogeno in elio, dell’elio in carbonio e procedendo fino ad arrivare al ferro, finisce la produzione di energia e viene a mancare la pressione di radiazione per bilanciare la forza di gravità. Si ha allora il collasso ed in meno di 1 secondo il raggio della stella passa da migliaia di km a meno di 30. A questo punto i teorici credono che si formi un’onda di shock che fa esplodere gli strati esterni innescandovi nuove reazioni di fusione. Molti pensano che il collasso provoca l’emissione di neutrini e questi hanno una funzione nell’esplosione. I modelli usati sono per il momento bidimensionali e solo un aumento della potenza di calcolo potrà permettere il passaggio al tridimensionale.
Science, 24 Mar 95, Vol. 267, pg. 1768 - John Travis - A distanze superiore di milioni di anni luce, le galassie attive, che si suppone siano formate da buchi neri con masse di milioni di soli, sono difficili da risolvere e ciò rende impossibile lo studio del meccanismo con cui assorbono la materia che li circonda. Ora un team internazionale di astronomi sta studiando una strategia indiretta rilevando le fluttuazioni della luce dovuta all’interferenza fra quella diretta dallo Active Galactic Center (AGC) e quella delle nubi di materia che ruotano intorno. Misurando poi il ritardo fra le radiazioni dello AGC e delle nubi si può creare una mappa della distribuzione, moto e densità delle nubi di materia. Alla fine degli anni ‘80 è stata studiata la galassia NGC 5548 sfruttando misure da terra e con l’International Ultraviolet Explorer (IUE). Le nubi di materia ruotano intorno al nucleo indicando una gravità prodotta da circa 20 milioni di masse solare.
Science, 14 Apr 95, Vol. 268, pg. 203 - James Glanz - Le vaste nubi di idrogeno note come Lyman-alfa, lontane circa 10 miliardi di anni luce, erano ritenute precursori delle galassie perché sembravano prive di elementi pesanti. Recenti osservazioni, con il telescopio Keck da 10 m a Mauna Kea nelle Hawaii, hanno invece rivelato che queste nubi sono contaminate da carbonio, un elemento che si forma nelle stelle. Le misure sono state eseguite sfruttando la luce che proviene da quasar ancora più lontani. Ciò significa che 10 miliardi di anni fa si era già formata la prima generazione di stelle.
Science, 9 Jun 95, Vol. 268, pg. 1439 - Random Samples - Una ciminiera cosmica è stata recentemente scoperta in uno dei bracci della nostra galassia. Essa emette gas idrogeno in direzione perpendicolare al disco galattico. Questo fenomeno che può essere causato da esplosioni di supernove, suggerisce come la materia può essere scambiata fra il disco galattico e l’alone che lo circonda. I teorici discutono ancora se alone e disco si sono formati insieme o se l’alone si è formato successivamente strappando materia al disco.
Science, 21 Jul 95, Vol. 269, pg. 300 - James Glanz - Uno dei tanti misteri dei quasar è l’alta concentrazione di elementi pesanti presente in essi. Dal big bang si sono formati solo i nuclei leggeri e quindi i metalli pesanti presenti nei quasar si sono formati successivamente nel cuore delle stelle. Una nuova teoria di astronomi svedesi fa derivare la produzione di metalli pesanti dalle stelle intrappolate nel disco di accrescimento che circonda il buco nero supermassivo al centro di ogni quasar. Con lo Hubble Space Telescope sono state osservati sciami di stelle che orbitano intorno al disco di accrescimento del buco nero e, attraversandolo, perdono rapidamente energia rimanendo presto intrappolate. Le stelle all’interno del gas del disco si accrescono rapidamente ed esplodono come supernove producendo i metalli pesanti osservati. Queste esplosioni facilitano inoltre la cattura di materia da parte del buco nero ed aumentano la sua emissione di energia.
Science, 11 Aug 95, Vol. 269, pg. 756 - James Glanz - Il destino dell’universo, cioè se si espanderà per sempre o se arriverà al collasso, è determinato dal parametro di decelerazione q0 (da 0 a 0,5 come valore critico). Questo si può misurare rilevando il red shift a varie distanze ed osservando le supernove tipo I come marcatori di distanza. Un altro modo è quello di rilevare la geometria globale dell’universo cioè la curvatura dello spaziotempo prodotta dalla gravità. In particolare l’osservazione degli spazi vuoti fra le galassie e la loro forma con la distanza indica la distorsione prodotta dall’accelerazione. Astronomi di diverse istituzioni stanno ora collaborando per una mappa delle galassie fino a 2 miliardi di anni luce.
Science, 1 Sep 95, Vol. 269, pg. 1223 - Random Samples - Un team di astronomi dell’osservatorio inter-americano di Cerro Tololo in Cile ha osservato, con il telescopio da 4 m, l’esplosione di una supernova avente un red shift di 0,478. Trattandosi di una supernova di tipo Ia di cui è noto il picco di luminosità, è possibile determinarne la distanza in modo indipendente. Questa è di circa 6 miliardi di anni luce e confrontando questi dati (distanza e red shift) con quelli di una supernova più vicina si avrà la possibilità di stimare di quanto l’universo abbia decelerato negli ultimi 6 miliardi di anni, stima critica per stabilire se l’universo si espanderà per sempre o alla fine collasserà.
Science, 29 Sep 95, Vol. 269, pg, 1817 - Alexander Hellermans - Un team di astronomi europei, usando l’European Southern Observatory (ESO) a La Silla in Cile, hanno ottenuto immagini di una galassia con un red shift di 4,4, il più grande fino ad ora misurato; l’ultimo era di 4,25 nella galassia 8C1435+635. L’oggetto esisteva quindi quando l’universo aveva un’età pari al 10% della presente e presenta linee di assorbimento oltre che di idrogeno anche di carbonio, silicio, alluminio e zolfo tutti indice della presenza di stelle, si deve trattare quindi di una galassia.
Science, 20 Oct 95, Vol. 270, pg, 375 - James Glanz - Due astronomi dell’Osservatorio di Ginevra credono di avere trovato un pianeta fuori dal nostro sistema solare in orbita stretta intorno ad una stella, la 51 Pegasi, con una massa almeno la metà di quella di Giove ed un periodo di circa 4,2 giorni. Il raggio dell’orbita dovrebbe essere circa un sesto di quello di Mercurio e questo è un po’ anomalo perché pianeti di queste dimensioni non si formano così vicini alle stelle. La prova dell’esistenza di questo pianeta è data da un’oscillazione della velocità radiale della stella misurata come effetto doppler sulle sue righe spettrali, la velocità di oscillazione è di circa 50 m/s. Una verifica è stata già fatta presso l’osservatorio Lick della California.
Science, 1 Dec 95, Vol. 270, pg. 1435 - James Glanz - Le nane brune sono stelle mancate, oggetti troppo piccoli per innescare la fusione dell’idrogeno; la loro temperatura può essere solo di 1000 gradi e sono difficili da scoprire. La fusione dell’idrogeno si innesca quando la massa della stella è almeno 8% di quella del Sole o circa 80 volte la massa di Giove. Per masse inferiori la luminosità deriva dalla sola energia gravitazionale e gradualmente si va raffreddando. Nell’ottobre del 1994 al telescopio di Monte Palomar si è scoperto il possibile compagno oscuro di una stella a 18,6 anni luce dalla Terra, un’immagine più nitida si è poi ottenuta con lo Hubble Space Telescope (HST). Lo spettro di questo corpo, denominato GI 229B, ha rivelato la presenza di metano dimostrando che si tratta di un oggetto con massa inferiore a quella di una stella con temperatura dell’ordine di 1000 gradi.
Science, 15 Dec 95, Vol. 270, pg. 1759 - Ann Finkbeiner - Gli astronomi della John Hopkins University, usando lo Hubble Space Telescope (HST), hanno osservato la galassia NGC4261ed hanno visto un vortice di materia intorno ad un centro. Il vortice, un disco oscuro di polvere di 800 anni luce di diametro, ruota con una velocità di 1,5 milioni di km/h; la massa al centro deve essere 1000 volte più grande di una normale galassia ellittica e naturalmente tutto fa pensare che si tratti di un buco nero.
Science, 26 Jan 96, Vol. 271, pg. 450 - Donald Goldsmith - Il mese scorso lo Hubble Space Telescope (HST) ha osservato per 10 giorni una zona di cielo vicina al Grande Carro larga 0,04 gradi, sempre visibile mentre si orbita intorno alla Terra, ed ha restituito un’immagine che rivela migliaia di oggetti estremamente deboli, certo galassie del più distante universo. Se immagini simili si trovassero dovunque nel cielo, dovrebbero esistere circa 50 miliardi di deboli galassie e lo HST impiegherebbe un milione di anni per farne la mappa completa.
Science, 2 Feb 96, Vol. 271, pg. 588 - Donald Goldsmith - La NASA ha lanciato un programma di ricerca dei pianeti fuori dal sistema solare detto ExNPS (Exploration of Neighboring Planetary Systems). Fino ad ora sono stati scoperti pianeti giganti come Giove, orbitanti intorno ad altre stelle, con metodi interferometrici che rivelano le oscillazioni gravitazionali della stella. Si pensa ora ad un intrerferometro orbitante con 4 telescopi posti su una distanza di un km con la precisione di pochi ångström. La scoperta di un pianeta come la Terra comporterebbe però interferometri a infrarossi con una base lunga 3 o 4 AU. I pianeti giganti scoperti sono inoltre troppo vicini alle loro stelle perché il processo di formazione sia simile a quello del nostro sistema solare e non si può quindi estrapolare la presenza anche di pianeti come la Terra.
Science, 9 Feb 96, Vol. 271, pg. 759 - Robert Matthews - Uno studio sul red shift di più di 200 galassie ha messo in evidenza che i valori sono concentrati in pacchetti raccolti intorno a valori specifici. La cosa era già stata osservata nel 1976 da William Tifft dell’università dell’Arizona che, osservando un cluster nella costellazione del Coma, trovò che le velocità erano raccolte intorno a multipli di 72 km/s. Le nuove misure mostrano che le velocità sono un multiplo di 37,5 km/s, la metà di quanto osservato da Tifft, e per il momento non c’è spiegazione.
Science, 16 Feb 96, Vol. 271, pg. 915 - Random Samples - Un team di astronomi dell’università delle Hawaii, usando lo Hubble Space Telescope (HST), ha misurato al centro della galassia NGC 3115 una velocità orbitale delle stelle di 1000 km/s, la massa necessaria per consentire tale velocità è equivalente a più di 2 miliardi di Soli. Poiché la massa delle stelle visibili è solo 1/50 di questo valore, la maggior parte della massa deve essere oscura e si deve trattare del più grande buco nero trovato al centro di una galassia.
Science, 8 Mar 96, Vol. 271, pg. 1372 - Giovanni F. Bignami - Le Isolated Neutron Stars (INS) nella nostra galassia sono attive come pulsar per circa 3,3 milioni di anni, un piccola frazione della loro vita valutata a 10 miliardi di anni. Dopo la loro formazione dall’esplosione di una supernova, la temperatura della superficie si mantiene a circa 100000 K durante la loro vita di pulsar e possono essere rivelate anche per le loro emissioni in banda X e UV. Le INS possono subire un accrescimento a spese del mezzo interstellare, ma questo meccanismo è difficile perché la velocità di accrescimento è inversamente proporzionale al cubo della velocità dell’oggetto e le INS sono fra i corpi più veloci della nostra galassia. Delle 700 pulsar note, 20 sono ora visibili a frequenze diverse dalle onde radio, combinando raggi X, raggi gamma, estremo UV e bande ottiche.
Science, 7 Jun 96, Vol. 272, pg. 1417 - Kim Peterson - Dopo quasi 1000 anni da quando gli astronomi cinesi hanno osservato l’esplosione della supernova che ha dato origine alla nebulosa del Granchio M1 (Crab Nebula) a circa 7000 anni luce, lo Hubble Space Telescope (HST) ha registrato un film che rivela settimana dopo settimana le variazioni di luminosità dei gas e detriti eccitati dalla stella di neutroni o pulsar al suo centro. Sul piano equatoriale un’onda di gas ionizzati esce pulsando ad una velocità metà di quella della luce mentre dai poli viene emesso un getto di gas e polveri.
Science, 18 Oct 96, Vol. 274, pg. 343 - Gretchen Vogel - Lo scorso dicembre lo Hubble Space Telescope (HST), puntando in una regione vicino il Grande Carro, ha rivelato la presenza di lontane e deboli galassie a 6 miliardi di anni luce. Recentemente, usando il telescopio Keck da 10 m delle Hawaii, si sono misurati i red shift di queste galassie per risalire alla loro distanza. Si è visto che si raggruppano in circa 6 picchi inframmezzati da zone quasi vuote. Per una visione più completa si deve attendere di completare la mappatura di altre migliaia di galassia a circa la stessa distanza, progetto in corso presso il Keck.
Science, 8 Nov 96, Vol. 274, pg. 954 - Frederic A. Rasio - Sono state studiate le condizioni di stabilità per l’esistenza di pianeti delle dimensioni di Giove in sistemi solari esterni. Secondo il modello corrente la minima distanza a cui si può formare un pianeta di roccia è 0,4 AU ed i pianeti vicini si trovano in orbite quasi circolari. La stella 47 Ursae Majoris B ha un pianeta della massa di Giove a circa 1 AU. Un sistema che abbia due pianeti delle dimensioni di Giove può produrre delle instabilità nelle loro orbite e l’interazione può espellere uno dei pianeti e portare l’altro su un’orbita molto eccentrica che successivamente si circolarizza per effetto marea a pochi raggi stellari con un periodo di pochi giorni. Un’altra alternativa è la collisione diretta fra i due pianeti i cui detriti possono formare poi altri pianeti e satelliti.
Science, 24 Jan 97, Vol. 275, pg. 476 - James Glanz - Il caso più convincente di osservazione di un buco nero deriva dalle misure di radiazioni a microonde emesse dalla galassia NGC4258 distante circa 20 milioni di anni luce. Il meccanismo è quello di molecole di acqua eccitate dalla luce che possono amplificare certe frequenze come un maser. Poiché il disco della galassia ruota, le frequenze subiscono uno spostamento doppler positivo o negativo che indicano come il gas stia ruotando intorno ad un nucleo compatto avente la massa di 36 milioni di Soli. Questo nucleo oscuro è più piccolo di mezzo anno luce e non può contenere un cluster di stelle. Osservazioni simili si hanno al centro di altre galassie ed un censimento eseguito dallo Hubble Space Telescope (HST) ha trovato 15 candidati come buchi neri con masse variabili da milioni a miliardi di Soli. I buchi neri sono stati oggetto di molti studi e fra l’altro è stata simulata l’interazione fra due buchi neri rotanti che cadono in spirale fino a unirsi trasformando i due orizzonti degli eventi in uno. La superficie dell’orizzonte degli eventi rappresenta anche l’entropia del buco nero e questa cresce sempre quando si aggiunge materia o si riuniscono due buchi neri. Inoltre i buchi neri hanno una temperatura ed irradiano energia come ha mostrato Hawking nel 1974; il meccanismo è quello della generazione quantistica di coppie di particelle sull’orizzonte degli eventi in modo che una venga risucchiata dal buco nero e l’altra espulsa. Questa radiazione provoca una lenta evaporazione del buco nero.
Science, 4 Apr 97, Vol. 276, pg. 36 - Tim Appenzeller - Ci sono prove che suggeriscono come le gigantesche mura di galassie lunghe centinaia di milioni di anni luce erano già presenti quando l’universo aveva solo il 15% dell’età attuale. Infatti, riprendendo immagini del cielo attraverso dei filtri, le galassie sono visibili nel rosso e nel verde e non nell’ultravioletto che viene assorbito dall’idrogeno dello spazio attraversato. Catalogando 168 galassie con red shift fra 2,8 e 3,5, corrispondenti a circa 2 miliardi di anni dopo il big bang, si è trovata una distribuzione per grandi allineamenti come oggi. I teorici suppongono che, poche centinaia di migliaia di anni dopo il big bang, quando l’universo era ancora un mare di gas caldo ionizzato, vi fossero delle oscillazioni tipo onde acustiche che avrebbero creato dei picchi di densità stabilizzatisi con il raffreddamento.
Science, 16 May 97, Vol. 276, pg. 1026 - Gretchen Vogel - Uno dei primi risultati dello Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS), installato nel febbraio scorso sullo Hubble Space Telescope (HST), è stata la scoperta di chiari indizi della presenza di un buco nero al centro della galassia M84 lontana 50 milioni di anni luce. Lo STIS ha tracciato una mappa dell’effetto doppler della luce intorno al centro della galassia. La mappa mostra come i gas girano intorno al centro con una velocità di 400 km/s, velocità che presume l’esistenza al centro di una massa di 300 milioni di Soli e quindi le condizioni per un buco nero.
Science, 30 May 97, Vol. 276, pg. 1355 - C. Robert O’Dell - Negli anni ‘80 si sono fatti progressi nell’osservazione delle stelle in formazione con i dischi circumstellari ed i getti di materia che emergono dagli assi polari. Per i primi milioni di anni i dischi intono alle stelle ricevono materia e pompano energia e materia nei getti polari. Il disco è il luogo di formazione dei pianeti e molte stelle sono combinazioni di sistemi doppi o trpli. La nascita delle stelle si osserva in particolare nella Nebula di Orione. Ad occhio nudo si distinguono le 4 stelle del Trapezio con al centro la nebula multicolore. La nebula è circondata da gas ionizzato a temperatura di 10E4 K e avvolta da una densa nube neutra di gas e polvere. Le polveri creano un velo con trasparenza diversa e una varietà di regioni oscure e luminose dove si notano le stelle in formazione. La nebula è ionizzata dalla stella più brillante del Trapezio, la Theta1 C Ori, la cui superficie è a 40000 K, la cui massa è 30 volte quella del Sole e la luminosità 300000 più grande; la pressione di radiazione esercitata sulla polvere interstellare la scaccia dalle stelle in formazione. Vicino al Trapezio vi sono più di 700 stelle con una densità per anno luce cubico 500000 volte più grande di quelle esistente vicino al nostro Sole.
Science, 30 May 97, Vol. 276, pg. 1374 - Roger A. Chevalier - Le supernove sono designate come di tipo II, se hanno nel loro spettro le righe dell’idrogeno, e di tipo I se mancano le righe dell’idrogeno. Le supernove di tipo II si formano da stelle massive di più di 8 masse solari, il collasso che segue l’esplosione provoca l’emissione di neutrini. Con la supernova SN 1897A tipo II nella Grande Nube di Magellano (LMC) si sono rilevati 16 neutrini solo per 10 s perché la formazione di un buco nero ne ha poi interrotto l’emissione; la sua distanza è di soli 165000 anni luce. Dal rilievo dello spettro emesso durante l’esplosione si può risalire alla sua distanza e, combinato con il red shift, si può calcolare la costante di Hubble che in questo caso è stata di 73+/-7 km/s/Mpc. Un’altra supernova tipo II, la SN 1993J, è stata scoperta il 28 marzo 1993 nella galassia M81 a 10 milioni di anni luce dalla Terra.
Science, 30 May 97, Vol. 276, pg. 1378 - Ken’ichi Nomoto - Le supernove di tipo I che non mostrano righe di idrogeno, sono subclassificate come Ia, Ib e Ic sulla base dello spettro osservato nella prima fase dell’esplosione. Le Ia mostrano la presenza di una profonda riga di assorbimento del Si II alla lunghezza d’onda di 6150 Å mentre successivamente lo spettro è dominato dalla riga del Fe. Le Ib e Ic al contrario non mostrano la riga del silicio, ma la Ib si distingue per le righe He I a 5876 Å. La Ia si forma da una nana bianca che si è accresciuta a spese di una stella compagna fino a diventare instabile e le nane bianche provengono da stelle con massa inferiore a 8 masse solari. Le Ia sono candele standard molto buone, ma non perfette, ed anche loro permettono di calcolare la costante di Hubble.
Science, 14 Nov 97, Vol. 278, pg. 1225 - James Glanz - Uno dei fenomeni più spettacolari del cosmo è dato dai getti di materia esplosi da certe galassie; pochi sono quelli che sono diretti verso di noi e ci bombardano con raggi gamma ad alta energia. Uno di questi oggetti, detti blazars, è il Markarian 501ed il suo livello di energia è equivalente a 10 miliardi di Soli. Insieme ai raggi gamma vengono emesse altre radiazioni più lunghe con lo stesso ritmo e ciò significa che sono originate da fasci di particelle cariche accelerate da un buco nero ruotante in presenza di un campo magnetico. I raggi gamma hanno un’energia di trilioni di eV (TeV) e colpendo l’atmosfera terrestre producono un tubo di luce di Cerenkov. Lo spettro in arrivo ha dei picchi alle frequenze ottiche, radiazioni X e raggi gamma. Le frequenze più basse derivano da una radiazione di sincrotrone mentre i raggi gamma derivano dall’urto di elettroni e fotoni. Le rapide variazioni della radiazione indicano che l’emissione si origina in una piccola regione vicino al buco nero di circa un decimo di anno luce.
Science, 19 Dec 97, Vol. 278, pg. 2055 - Alexander Hellemans - I quasar si trovano a miliardi di anni luce dalla Terra e sono sede di enormi buchi neri, ma è stato scoperto un microquasar nella nostra galassia che contiene pure un buco nero con massa pari ad alcune masse solari ed è sede di violenti esplosioni con getti di gas ad alta velocità. Questi getti compaiono e si esauriscono in minuti o ore piuttosto che in milioni di anni come nei veri quasar. L’oggetto è la sorgente a raggi X GRS 1915 che si trova a 40000 anni luce dalla Terra. Si pensa che si tratti di un buco nero con un disco di accrescimento da una stella compagna. L’evoluzione è stata seguita a Manchester, UK, con il MERLIN, il sistema di 6 radiotelescopi integrati elettronicamente. Il getto dopo essersi formato sparisce perché ingoiato dal buco nero quando attraversa l’orizzonte degli eventi.
Science, 30 Jan 98, Vol. 279, pg. 676 - James H. Buckley - Nel 1962 fu scoperto che la sorgente radio 3C-273 non era una stella e dal suo red shift si stabilì che si trovava fra le galassie più distanti. Fu chiamata quasar o oggetto quasi stellare e poi come questa ne furono scoperte molte altre. I quasar fanno parte di una classe di oggetti detti Active Galactic Nuclei (AGN) nei quali un nucleo compatto supera in luminosità di circa 1000 volte quello della galassia di cui fa parte. Osservazioni dello HST hanno mostrato che intorno ad uno di questi nuclei, lo AGN M84, la materia ruota con velocità enormi e ne deriva una massa, concentrata in meno di 20 anni luce di diametro, di 300 milioni di soli, si tratta quindi di buchi neri supermassivi da cui vengono irradiate enormi energie sotto forma di particelle a velocità relativistiche che poi producono cascate di altre particelle e raggi gamma.
Science, 13 Mar 98, Vol. 279, pg. 1627 - Ann Finkbeiner - Il telescopio Keck da 10 m di Mauna Kea nelle Hawaii ha scoperto la galassia più distante detta RD1con un red shift di 5,34 superiore al valore di 4,92 fino ad ora misurato. Lo spostamento è così alto che le righe dell’ultravioletto si trovano ora nell’infrarosso. La galassia ha un’età di meno di un miliardo di anni dalla formazione dell’universo. Mentre le galassie più recenti sono compatte questa sembra più diffusa su un più grande volume. Gli astronomi sperano di trovare molte di queste galassie per chiarire la teoria della loro formazione.
Science, 18 Sep 98, Vol. 281, pg. 1815 - Mark Reid - Si ritiene ormai che siano comuni nell’universo buchi neri massivi che condensano milioni o miliardi di stelle. Tali buchi neri sono anche associati a sorgenti di radio onde di altissima intensità posti spesso al centro di lontane galassie, ma l’analisi di queste radio sorgenti, come quelle del Cygnus A e Virgo A, con i nuovi radio interferometri, ottenuti dall’unione di più telescopi che raggiungono risoluzioni fino a 0,001 arc sec, ha mostrato che la onde provengono da due giganteschi lobi posti in modo simmetrico e ben separate nella galassia. Questi lobi costituiscono strutture gigantesche alcune con distanze di un milione di anni luce. La loro posizione simmetrica suggerisce una connessione e gli astronomi cominciano a supporre che la sorgente sia nei buchi neri massivi. Nel 1997 un radiotelescopio di 8 m messo in orbita dai Giapponesi e collegato con altri telescopi con base a terra ha sintetizzato un interferometro con base di 25000km che ha dato un’immagine dettagliata della Virgo A rivelando delle strutture a getto.
Science, 25 Sep 98, Vol. 281, pg. 1940 - Andrew Watson - Dopo il primo pianeta extrasolare scoperto nel 1975 gli astronomi sono ora decisi a scoprirne altri delle dimensioni della Terra ed analizzare segni di vita. In Europa e USA sono state proposte strategie e missioni per ottenere entro 25 anni l’immagine di una Terra extrasolare. La tecnica è quella dell’interferometria ottica che combina la luce di più telescopi molto distanziati fra loro. I telescopi dovranno essere posti nello spazio ed analizzare le radiazioni infrarosse che rivelino la presenza di ossigeno, ozono ed acqua indici di vita. Nel 2020 si potrà avere un sistema spaziale con una base ampia quanto gli Stati Uniti per tracciare l’immagine di un tale pianeta. Un interferometro spaziale è molto più complesso di uno terrestre, deve poter combinare la luce dei diversi telescopi con un’accuratezza migliore di decimi di micrometri. Una prima prova verrà eseguita con la missione NASA detta Deep Space 3 (DS-3) con due sonde poste a 1 km di distanza fra di loro controllate con la precisione di un cm e con una correzione ottica di 0,1 di milli-arc sec (mas). Per il controllo della distanza le sonde useranno thruster a propellente ionico che necessita di masse modeste (pochi km per un anno), misureranno la distanza con il laser e la correzione fine sarà fatta con elementi ottici attivi come specchi mobili. Un altro progetto della NASA è quello dello Space Interferometry Mission (SIM) costituito da 7-8 telescopi da 35 cm di diametro posti su strutture fisse lunghe 10-15 m. Il SIM non ha lo scopo di generare delle immagini, ma di misurare la posizione delle stelle: paragonando la posizione di due stelle si può ottenere una risoluzione di picco di 0,001 mas, 250 volte quella ottenibile oggi. Oltre a scoprire facilmente grandi pianeti intorno alle stelle, si potrà misurare la velocità di espansione dell’universo, la struttura della nostra galassia, la materia intorno ai buchi neri e verificare la teoria della relatività generale con accuratezza di poche unità per milione, 300-500 volte meglio dell’attuale. L’immagine di pianeti extrasolari è l’obiettivo dei programmi ESA, Infrared Space Interferometer (IRSI), e NASA, Terrestrial Planet Finder (TPF), ancora allo stato iniziale. Il lancio dello IRSI è previsto orientativamente per il 2009 e il sistema sarà costituito da 6 telescopi da 1,5 m di diametro in formazione a una distanza di 50 m ed orbitanti nel punto L2 dell’asse Terra-Sole. Per il TPF la data di lancio è il 2010 e sarà costituito da 4-6 telescopi da 5 m di diametro in formazione a 75-100 m. Ancora più ambizioso è il progetto NASA detto Planet Imager (PI) previsto per il 2020 costituito da uno squadrone di sonde tipo TPF ciascuno con 4 telescopi da 8 m disperse su distanze comparabili alle dimensioni degli Stati Uniti; questo sistema potrà fornire l’immagine di una Terra extrasolare con sufficienti dettagli.
Science, 29 Jan 99, Vol. 283, pg. 625 - Alexander Hellemans - Si ritiene che i cluster di galassie abbiano dei moti di migrazione, ma non si riesce a concordare in quale direzione si muovano. Le osservazioni infatti coinvolgono scale di distanze enormi, centinaia di milioni di anni luce, ed i risultati delle indagini sono stati contraddittori. Due team hanno trovato velocità molto simili per cluster di galassie, ma a circa 90 gradi fra di loro, un terzo team non ha trovato nessuna velocità. Nel determinare il moto comune delle galassie si deve sottrarre quello dovuto all’espansione dell’universo e quindi bisogna determinarne la distanza senza usare il redshift. Un modo è quello di trovare la galassia più brillante di ogni cluster e supporre che abbiano tutte la stessa luminosità assoluta; così nel 1994 si è trovato che tutti i cluster fino a 500 milioni di anni luce in ogni direzione si muovono insieme ad una velocità di 680 km/s nella direzione della costellazione della Vergine mentre per altri il moto avviene verso la costellazione della Vela, circa a 90 gradi. Nel 1993 usando il COBE si è trovato che la nostra galassia si muove a 600 km/s rispetto al background uniforme, ma in una direzione ancora diversa. Si può pensare che la misura delle distanze non sia affidabile ma, se il moto di migrazione è vero, nasce anche il problema di chi lo provoca, si deve pensare che sia prodotto dall’attrazione di un supercluster, ma una variazione delle masse su così larga scala non si concilia con i correnti modelli cosmologici.
Science, 14 May 99, Vol. 284, pg. 1113 - Alexander Hellemans - Da più di 10 anni gli astronomi hanno cercato una spiegazione per una strana emissione di alcune giganti rosse centrata sulla lunghezza d’onda di 21 micrometri nello spettro infrarosso con larga banda (circa 4 micrometri) cosa che implica una sorgente da molecole complesse o solidi. Gli esperti di spettroscopia infrarossa stanno cercando una sostanza che produca uno spettro simile. Dopo il lancio del satellite ISO (Infrared Space Observatory) dell’ESA nel 1995 (che ha finito la sua missione nell’aprile del 1998) il numero di stelle che mostravano il fenomeno è salito a 12 ed è chiaro che è tipico di un preciso stadio di evoluzione nella breve transizione fra la fase di gigante rossa e quella di nebulosa planetaria; in questo stadio la stella emette polveri ricche di composti di carbonio insieme a idrogeno. Alcuni astronomi pensano che l'emissione sia prodotta da molecole come i fullereni idrogenati o da complesse molecole, polimeri o solidi. I fullereni sono formati da 60 atomi di carbonio disposti a forma di sfera e possono essere circondati da 60 atomi di idrogeno; possono essere prodotti dalla decomposizione di idrocarburi aromatici policiclici che esistono nell’atmosfera delle giganti rosse. Altri astronomi attribuiscono l’emissione ai nanodiamanti che si possono formare direttamente dai vapori di carbonio e che, come si è visto in laboratorio emettono i 21 micrometri. L’emissione però è debole e la quantità di nanodiamanti dovrebbe essere molto elevata. Un altro candidato è il disolfito di silicio il cui spettro è molto simile, ma che emette anche a 10 micrometri, frequenza che non è stata osservata nelle 12 stelle.
Science, 15 Oct 99, Vol. 286, pg. 425 - Yervant Terzian - Prima che lo Hubble Space Telescope (HST) fornisse con le sue spettacolari immagini una vasta documentazione della grande varietà di aspetti morfologici con cui si possono presentare le nebulose planetarie prodotte dalla morte di piccole stelle come il nostro Sole, non si sospettava la complessità dei meccanismi che accompagnano la morte di una stella. Una stella fino a poche masse solari, nell’ultimo stadio della sua evoluzione, si espande e diventa una gigante rossa relativamente fredda (circa 2500 K) il cui perimetro esterno può includere l’orbita di Marte. Questa gigante perde una frazione significativa della sua massa sotto forma di vento solare ed il suo nucleo diviene una nana bianca del diametro della Terra con una densità di 10E7 g/cmc ed una temperatura superficiale di 100000 K. Il materiale eiettato forma una nebulosa planetaria che assorbe la luce della nana bianca ed emette nell’infrarosso. Il materiale della nebulosa contiene elementi pesanti prodotti dalla stella nella sua fase finale, ma il meccanismo con cui questi materiali vengono eiettati è ancora misterioso. In nessuna delle immagini fornite dallo HST si vede un semplice bulbo che si espande, molti hanno una struttura bipolare con toro centrale, bulbi multipolari, filamenti tipo jet e simmetrie speculari. Per i meccanismi di formazione gli studiosi hanno considerato l’effetto di rotazione delle stelle, il riscaldamento per fotoionizzazione ed il campo magnetico, i modelli sono risultati interessanti, ma tutti i meccanismi sono sempre poco compresi. La presenza di una stella compagna che agisce con il suo campo gravitazionale può causare la formazione di una struttura bipolare, ma le questioni irrisolte per gli osservatori ed i teorici sono ancora tante.
Science, 5 May 2000, Vol. 288, pg. 813 - Martin Zwaan - Negli anni ‘60 sono state scoperte diverse centinaia di nubi di idrogeno neutro che si muovono con velocità diversa da quella dei gas intergalattici e sono chiamate High Velocity Clouds (HVC). Si è data una spiegazione solo per per la Magellanic Stream, la più grande HVC, che si crede formatasi per l’interazione fra la Via Lattea e la Piccola e Grande Nube di Magellano. Non è facile determinare la distanza di queste nubi, se si trovano fra una stella e l’osservatore questo è confermato dalla presenza di righe di assorbimento nella luce della stella altrimenti la stella è probabilmente più vicina. Una distanza tipica delle HVC è di 30 milioni di anni luce, oltre il Gruppo Locale, e queste nubi dovrebbero allontanarsi per effetto dell’espansione dell’universo mentre invece le misure doppler indicano un avvicinamento. Sulla base della loro composizione si avanzano due modelli di spiegazione. Se i loro spettri non sono contaminati da metalli pesanti, la loro composizione è vicina a quella dell’universo originario e potrebbero essere ciò che rimane dalle nubi protogalattiche dopo la condensazione delle galassie; se sono ricche di metalli pesanti potrebbero derivare da esplosioni di supernove all’interno delle galassie creando un effetto fontana ed in questo caso dovrebbero rimanere nelle vicinanze delle galassie di origine. I risultati delle misure sono però ancora confusi e contraddittori.
Science, 30 Jun 2000, Vol. 288, pg. 2326 - R. P. Fender - Nel 1918 è stata osservata per la prima volta la presenza di un “jet” nella radiogalassia M87. Si tratta di un fascio concentrato di elettroni ad alta energia e con velocità relativistica che emette radiazioni di sincrotrone. Oggi è chiaro che questo enorme flusso di materia ed energia viene emesso da un supermassivo buco nero a spese dell’energia potenziale gravitazionale della materia che attraversa l’orizzonte degli eventi cadendo nel buco nero e per effetto della sua rotazione. Emissioni relativistiche in scala minore si verificano anche nella nostra galassia originate da pulsar, resti di supernove e sorgenti di Gamma-Ray Bursts. Le binarie X-Ray permettono di studiare questi jet a distanze più piccole; questi sistemi sono costituiti da una stella di neutroni o buco nero che cattura materia da una stella compagna. A questo sistema è associato un jet relativistico che emette raggi X ed è anche sorgente di raggi gamma. La distanza relativamente breve di queste sorgenti (2-3 kiloparsec) ha permesso di analizzarli con sistemi interferometrici. I fasci hanno una velocità non inferiore al 20% di quella della luce, la radiazione è generata dagli elettroni veloci, ma per essere neutri essi sono costituiti anche da protoni o da coppie elettroni positroni la cui annichilazione produce la radiazione. Molte osservazioni sono state eseguite dallo EGRET (Energetic Gamma-Ray Experiment Telescope montato sul Compton Gamma-Ray Observatory recentemente perduto dopo il guasto di un suo giroscopio.
Science, 18 Aug 2000, Vol. 289, pg. 1149 - Andrew A. Cole - Si è forse vicini a trovare un accordo sulla distanza della Grande Nube di Magellano (LMC) che è alla base della determinazione delle distanze extragalattiche note sempre con riferimento a questa distanza e quindi con un’incertezza del 10% per i rilevanti errori sistematici. Distanze precise per molte stelle sono ottenute con metodi diretti mediante parallasse. I moderni rivelatori a CCD hanno portato il limite delle misure di parallasse a poche centinaia di parsec ancora troppo basso rispetto alla distanza della LMC. Per questa si deve ricorrete alle variabili Cefeidi ed alla relazione fra periodo e luminosità assoluta relazione scoperta proprio studiando le Cefeidi delle Nubi di Magellano, ma la calibrazione di questa relazione va fatta con le Cefeidi che si trovano entro 100 parsec in modo da misurarne la distanza con la parallasse e sfortunatamente queste sono poche (circa due dozzine con gli ultimi rilevamenti del satellite Hipparcos) ed è sempre alta la discrepanza fra distanze più alte e più basse. Un metodo promettente è quello basato sulle eclissi delle binarie che però richiede la spettrometria ultravioletta ed un buon modello delle atmosfere stellari. Le distanze trovate vanno da 46 a 48 Kparsec, intorno alla media delle più recenti misure e circa 6% più basso del valore ottenuto con lo HST. Nel prossimo decennio una nuova generazione di satelliti promette di ridurre grandemente gli errori di questa distanza. Si tratta di due missioni NASA: il Full-Sky Astrometric Mapping Explorer (FAME) da lanciare nel 2004 e lo Space Interferometry Mission (SIM) da lanciare nel 2006. Il FAME estenderà il lavoro fatto da Hipparcos, aumentando di un ordine i grandezza il numero di Cefeidi misurate con la parallasse, ed il SIM sarà il primo satellite ad usare l’interferometria ottica che per la prima volta misurerà direttamente la parallasse delle Cefeidi della LMC.
Science, 29 Sep 2000, Vol. 289, pg. 2255 - Dana Mackenzie - Per gli astronomi la stella Zeta Geminorum rappresenta il ginocchio di uno dei Gemelli della costellazione, ma è anche una delle più brillanti variabili Cefeidi, stelle gialle giganti che variano la loro luminosità con un periodo di giorni o settimane. Si è supposto che la fotosfera delle variabili si contrae ed espande mentre varia la luminosità ed ora gli astronomi hanno misurato questa pulsazione sulla Zeta Geminorum. Indirettamente si era misurato attraverso l’effetto doppler un moto di avvicinamento ed allontanamento della superficie delle Cefeidi interpretato come una variazione delle sue dimensioni, ma l’effettiva variazione del diametro angolare era fuori dalle possibilità dei telescopi. La Zeta Geminorum ha un diametro angolare di 1,5 millesimi di arc sec, cioè 0,4 milionesimi di grado e la variazione del suo diametro in un ciclo di 10 giorni e circa 1/10 di questo valore. Gli astronomi hanno ora affrontato il problema unendo due telescopi a 110 m di distanza per formare in interferometro capace di risolvere piccoli movimenti di corpi celesti relativamente vicini come quelli di stelle con grossi pianeti orbitanti e anche le pulsazioni delle Cefeidi. Il sistema usato è il Palomar Testbed Interferometer (PTI) che si trova in California, ma il risultato è stato inizialmente negativo a causa del jitter introdotto dalla turbolenza dell’atmosfera. Questa settimana un team del Caltech riferisce di aver raggiunto l’obiettivo perfezionando la misura con tre accorgimenti: accordando gli strumenti su una sola lunghezza d’onda infrarossa, filtrando la turbolenza dell’atmosfera con una fibra ottica e prolungando il tempo di osservazione. Inoltre relazionando la variazione della dimensione angolare con la misura doppler ed il periodo si è ricavato anche il suo valore assoluto e quindi anche la distanza di Zeta Geminorum valutata a 1100 anni luce dalla Terra. Questa misura è di grande importanza perché le Cefeidi sono usate per calibrare la distanza delle vicine galassie e da queste quelle più lontane, quindi la costante di Hubble e l’età dell’universo. L’attuale incertezza nella misura delle distanze è del 10% e questa tecnica potrebbe ridurla a pochi percento. Un nuovo sistema formato da un array di 6 telescopi con distanza di 400 m del Center for High Angular Resolution Astronomy, Mount Wilson, California, verrà dedicato a queste misure a partire dal 4 ottobre prossimo e sarà operativo entro la fine dell’anno.
Science, 3 Nov 2000, Vol. 290, pg. 945 - Sharon Morsink - Le stelle di neutroni si generano nel nucleo di una stella massiva durante l’esplosione di supernova. Il nucleo di un stella di neutroni è molte volte più denso della materia nucleare, ma ancora non collassa in un buco nero. Le maggiori caratteristiche sono un intenso campo magnetico e proprietà di superfluidità e superconduttività; il campo gravitazionale è per intensità secondo solo a quello di un buco nero e si manifestano molti effetti osservabili della relatività generale di Einstein. Il satellite RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer) ha osservato questi effetti fin dal 1995 su stelle di neutroni e buchi neri in sistemi binari. Quando della materia si trasferisce da una stella normale alla stella di neutroni o buco nero di un sistema binario, vengono emessi raggi X con variazioni di luminosità aventi periodi di millisecondi ed oscillazioni in frequenza dell’ordine del kHz nel loro spettro di frequenza dovute al periodo orbitale delle particelle di materia. Impulsi più intensi di raggi X si verificano periodicamente quando sulla superficie della stella di neutroni si è accumulata una quantità di idrogeno sufficiente ad innescare una fusione nucleare. Lo spettro di Fuorier di una stella di neutroni presenta diverse righe caratteristiche influenzate dalla teoria generale della relatività. Una sopra i 1000 Hz corrisponde alla frequenza orbitale della materia che spiralizza al limite del diametro della stella; un’altra riga, di 700-800 Hz, corrisponde alla differenza fra la frequenza orbitale della materia e lo spin della stella stessa; un’altra frequenza più bassa, circa 400 Hz, sembra legata alla frequenza di precessione dell’orbita del disco di accrescimento come predetto dalla relatività generale. La spiegazione di queste frequenze non è tuttavia ancora completamente chiara.
Science, 17 Nov 2000, Vol. 290, pg. 1279 - Robert Irion - Gli astronomi hanno forse assistito la scorsa settimana ad un’esplosione termonucleare di 3 ore prodotta dal carbonio invece che dall’idrogeno o dall’elio. L’esplosione si è prodotta in una coppia di stelle di un sistema binario: una nana che orbita intorno ad una stella di neutroni di solo 20 km di diametro. Il gas di idrogeno ed elio proveniente dalla nana forma una spirale intorno alla stella di neutroni e, quando raggiunge sufficiente pressione e temperatura, esplode periodicamente in un processo di fusione termonucleare, questo si ripete a frequenza di ore o giorni e le esplosioni sono accompagnate da emissioni di raggi X. Lo scorso anno gli astronomi hanno notato però alcune esplosioni molto più intense con durate 500 volte più lunghe ed emissione di energia 500-1000 volte più intensa. I teorici sospettarono che si trattasse di esplosioni basate sulla fusione del carbonio. Le normali esplosioni sono prodotte dalla fusione dell’elio quando diviene spesso 20-30 m, sono molto frequenti e lasciano del carbonio come prodotto della fusione; quando dopo un anno il carbonio raggiunge lo spessore di diverse centinaia di metri, raggiunta la temperatura critica, esplode per ore. L’ultima osservazione è stata quella della binaria 4U 1820-30, ma qualcuno dice che in questo caso il fenomeno si ripeterebbe ogni 100 anni in base al flusso calcolato di trasferimento della materia dalla stella nana.
Science, 1 Jun 2001, Vol. 292, pg. 1631 - Mark Sincel - Questa settimana un team internazionale di astronomi ha rilasciato un filmato che mostra l’emissione di un ammasso globulare di gas da Scopius X-1. L’emissione di jets globulari da parte di stelle di neutroni o buchi neri con velocità vicine a quelle della luce è stata spesso osservata negli ultimi dieci anni e si è visto che è preceduta dall’emissione di un fascio di raggi X. Nel giugno del 1999, per la prima volta, Scorpius X-1 è stato osservato in modo continuo per 56 ore da numerosi radiotelescopi fra cui il Very Long Baseline Array (VLBA) e dall’osservatorio orbitante Rossi X-ray Timing Explorer e le rilevazioni sono state combinate. Un flash di raggi X ha preceduto l’emissione di due globi di gas in due opposte direzioni con velocità pari al 95% di quella della luce. Dopo poche ore il globo di gas raggiungeva un altro ammasso di una precedente emissione ed il fenomeno si ripeteva. Gli astrofisici dovranno scoprire ora cosa causa queste emissioni.
Science, 20 Jul 2001, Vol. 293, pg. 405 - Charles Seife - Il centro della vicina galassia a spirale M33 sembra non avere un buco nero. La nostra Via Lattea ha un buco nero di parecchi milioni di masse solari e così la vicina Andromeda con un buco nero di 50 milioni di masse solari. La posizione e la massa del buco nero viene determinata misurando la velocità di rotazione delle stelle intorno alla singolarità per se stessa invisibile. In genere si è visto che più grande è l’alone della galassia più grande è il buco nero, ma nessuno ne conosce il motivo né come si formano i buchi neri al centro delle galassie. La M33 è una piccola galassia a spirale che si trova a 2,5 milioni di anni luce da noi e non ha alone. Gli astronomi si chiedono se il processo che forma l’alone è lo stesso di quello che forma il buco nero e se questo si forma insieme o dopo l’alone.
Science, 28 Sep 2001, Vol. 293, pg. 2409 - Thierry Montmerle - Gli astronomi chiamano stelle magnetiche quelle che presentano un campo magnetico di parecchi chilogauss (kG) fino a 50 kG (100000 volte quello della Terra). Queste stelle, scoperte da Babcock negli anni ‘40 del 1900, hanno intorno un enorme toro pieno di gas ad alta temperatura che ruota intorno alla stella, risultato del confinamento del vento solare nel campo magnetico dipolare della stella. Per le stelle come il Sole il campo magnetico è confinato vicino, a distanze inferiori al raggio, e si ritiene sia originato dall’effetto dinamo prodotto dai movimenti convettivi degli strati esterni. Per la stelle di grande massa, invece, gli strati esterni irradiano un vento stellare ad alta velocità e non generano un campo magnetico. Anche stelle con massa alcune volte quelle del Sole irradiano con un vento modesto e normalmente non hanno campo magnetico; non è chiaro quindi quando si formano le stelle magnetiche. In principio se la pressione del vento stellare supera la forza di confinamento magnetico le linee di forza sono aperte, invece se la pressione del vento stellare è dominata dal campo magnetico i gas vengono confinati in un toro che costituisce la magnetosfera, cioè la superficie dove le due forze si uguagliano. Il toro può raggiungere i 10 raggi stellari e, se la stella ruota, pure la magnetosfera ruota. Dentro la magnetosfera gli atomi carichi ruotano e collidono e la temperatura raggiunge parecchi milioni di kelvin portando all’emissione di raggi X. Non è chiaro inoltre se la materia confinata viene in parte espulsa dall’equatore dove il campo magnetico è più debole, compensando così quella emessa dalla stella, oppure se all’equatore la materia si raffredda e ricade sulla stella.
Science, 4 Jan 2002, Vol. 295, pg. 66 - Robert Irion - Dopo il lampo del big bang la materia è rimasta oscura per almeno 100 milioni di anni finché la gravità concentrò i gas fino ad innescare il fuoco nucleare ed iniziò il ciclo di nascita e morte delle stelle. Questo trasformò, da una generazione all’altra di stelle, i gas primitivi in un complesso miscuglio di elementi più pesanti. La prima generazione di stelle deve essere sparita dallo spaziotempo a noi accessibile, ma delle tracce devono essere rimaste. Le simulazioni del collasso delle nubi di materia in un primitivo universo senza stelle predicono che all’inizio si siano formate stelle gigantesche ciascuna contenente da 50 a 300 volte la materia del nostro Sole. Queste stelle hanno avuto un’evoluzione rapida ed una morte esplosiva che i nuovi telescopi potrebbero vedere come supernove e Gamma Ray Burst (GRB) ai margini del nostro universo visibile. Dopo aver sparso nuovi elementi nello spazio, a queste prime stelle seguì una seconda generazione della quale ancora rimangono diverse stelle. Fra 10 anni il Next Generation Space Telescope (NGST) dovrebbe essere capace di vedere le stelle primitive e per adesso la ricerca viene fatta sfruttando l’effetto di lente gravitazionale provocato dai cluster di galassie. La prima generazione viene indicata come Population III e deve essere costituita da una miscela di idrogeno, elio e tracce di litio formatesi nel big bang. Le generazioni di stelle sono state classificate per la prima volta 50 anni fa dall’astronomo tedesco Walter Baade che chiamò Population I le stelle come il nostro Sole che contengono tutti gli elementi pesanti a con Population II le stelle più antiche che contengono solo pochi elementi pesanti e dove il ferro è 10000 volte meno abbondante che nel nostro Sole. Nessuno ha visto ancora le stelle di Population III, queste hanno consumato il loro combustibile in pochi milioni di anni e poi sono esplose come supernove estremamente brillanti la cui luce, per l’espansione dell’universo, si trova ora nella gamma dell’infrarosso e potrà essere rivelata dallo NGST il cui lancio è previsto nel luglio del 2002. Una parte di queste esplosioni può aver generato GRB che, a causa della loro velocità di allontanamento dovrebbero sembrare durare più a lungo. Il satellite Swift, che sarà lanciato nel 2003, potrà rivelare un GRB al giorno e l’analisi delle emissioni successive (afterglow) stabilirà dove e quando è stato emesso. La Population II è formata da stelle ancora attive che hanno un contenuto di elementi pesanti 10000 volte inferiore a quello del Sole e devono essere più ricchi di silicio e più scarsi di elementi più pesanti dello zinco. Le emissioni ultraviolette (UV) della Population III hanno provocato la ionizzazione dell’idrogeno intergalattico neutro formatosi 300000 anni dopo il big bang e questo riduce l’assorbimento della luce dei quasar. In attesa del NGST le lenti gravitazionali hanno permesso al telescopio Keck da 10 m nelle Hawaii di distinguere stelle amplificate 30 volte in uno stadio di vita di 2 milioni di anni e a meno di un miliardo di anni dopo il big bang.
Science, 11 Jan 2002, Vol. 295, pg. 283 - Francesco Bertola - Il confronto fra le galassie vicine e quelle più lontane che presentano un redshift maggiore permette di studiare come esse si sono evolute nella scala dei tempi cosmici. Il punto di partenza è la massa della nostra galassia che solo 15 anni fa era stimata essere di un ordine di grandezza inferiore. L’ultima valutazione, includente l’alone oscuro che costituisce la parte maggiore, è di 2*10E12 masse solari ed è stata calcolata dalla velocità radiale dei cluster globulari e delle galassie satelliti. Anche la forma delle galassia è importante; la sua piattezza viene espressa dal rapporto fra l’asse più corto e quello più lungo (per la nostra galassia è circa 0,8). Una questione dibattuta è il processo che ha portato alla formazione delle galassie in particolare se c’è stato prima un collasso gravitazionale monolitico e quindi un’evoluzione isolata o se si sono prodotte della fusione gerarchica successiva di più strutture. I due modelli portano a diverse distribuzioni della massa oscura all’interno delle galassie. Le simulazioni numeriche mostrano che nella fusione gerarchica la materia oscura finisce al centro delle galassia, ma non sempre ciò si concilia con le osservazioni. Il buco nero che si suppone sia presente al centro delle galassie ha una massa che è in relazione a quella dell’intero sferoide, se si tratta di una galassia ellittica, oppure al nucleo centrale se si tratta di una galassia a disco. Si è trovato inoltre che la luminosità intrinseca delle galassie a disco è in relazione alla loro massima velocità di rotazione ma, per le galassie a distanza intermedia (fino a 10 miliardi di anni luce), la pendenza della curva è più bassa, l’analisi però è stata eseguita in uno spazio angolare limitato.
Science, 15 Mar 2002, Vol. 295, pg. 1997 - Robert Iron - Astronomi europei hanno individuato la coppia di nane bianche che si crede siano le più vicine fra di loro orbitando con un periodo di 5 minuti. Molte stelle formano delle binarie e quando hanno una massa come quella del Sole finiscono come nane bianche. Forse vi sono 100 milioni di tali coppie nella nostra galassia; molte orbitano con un periodo di anni, ma le più vicine hanno periodi di ore o minuti. Nelle coppie più vicine la stella più massiva strappa materia dalla vicina e quando collide sulla dominante vengono emessi raggi X. Questa emissione è stata rivelata dal satellite ROSAT nella costellazione del Cancro nel 1990, ma solo nel 1999 gli astronomi si accorsero che il segnale fluttuava con un periodo di 321 secondi svanendo per metà del tempo perché il punto caldo si portava dietro la stella. Fra il 1999 ed il 2001 due team indipendenti hanno studiato il sistema con gli spettrografi del Very Large Telescope (VLT) dell’osservatorio ESO in Cile. Una singola stella di neutroni rotante non poteva spiegare il fenomeno e si è concluso trattarsi di due nane bianche che orbitano ad una distanza reciproca di 80000 km. In dipendenza delle loro masse le due stelle potranno collidere entro 10000 anni o allontanarsi.
Science, 12 Apr 2002, Vol. 296, pg. 238 - Charles Seife - Gli astronomi hanno scoperto due dei più strani oggetti dell’universo. Osservando con il Chandra X-ray Observatory le stelle chiamate RXJ1856 e 3C58 si sono accorti che sono troppo piccole per essere due normali stelle di neutroni e pensano che si debba trattare di due oggetti più esotici formati da materia degenerata di quark, le prime scoperte di questo tipo, chiamate quark stars o strange stars. Queste stelle derivano da stelle di massa maggiore del nostro Sole, ma inferiore a 1,44 masse solari che generano al collasso dei buchi neri. Il collasso gravitazionale provoca prima la fusione di elettroni e protoni formando neutroni ma, se la pressione è sufficiente, la metà dei quark down dei neutroni si trasforma nei quark strange formando una materia più compatta. La stella RXJ1856 si trova a circa 400 anni luce nella costellazione della Corona Australe e, analizzandone la luce, si è trovata la sua temperatura e quindi si è potuto relazionare l’intensità della radiazione X con le dimensioni della stella. Dalle misure del Chandra si è trovato così che la stella è circa il 50% più piccola di una normale stella di neutroni. La stella 3C58 è a circa 10000 anni luce nella costellazione della Cassiopea ed è nata dall’esplosione di una supernova osservata da Cinesi e Giapponesi nel 1181, ma sembra troppo fredda per essere formata da normali neutroni. L’interpretazione potrebbe non essere corretta, se è sbagliata la stima delle dimensioni o del raffreddamento, e potrebbero esserci spiegazioni più prosaiche.
Science, 28 Jun 2002, Vol. 296, pg. 2344 - U. Heber - Una volta consumato l’idrogeno con la fusione nucleare, il 99% delle stelle finiscono la loro vita come nane bianche, altre come stelle di neutroni e occasionalmente come buchi neri. Le nane bianche sono piccole come la Terra e sono costituite da elio (He) o carbonio ed ossigeno (C/O). Nane di elio provengono da stelle di massa meno della metà del nostro Sole, ma queste bruciano molto più a lungo della presente età dell’universo e non ci si aspetta di trovarne e quindi tutte le nane bianche dovrebbero essere del tipo C/O. Le osservazioni tuttavia mostrano che una piccola frazione di nane bianche è del tipo He e quindi ci deve essere un processo diverso di formazione. Il meccanismo più probabile è in presenza di coppie binarie, in questo caso la nana bianca di He deriva dall’interazione fra due stelle vicine. La più grande, dopo aver consumato tutto l’idrogeno si espande e trasferisce materia alla compagna che accelera la formazione di nana bianca di He. Le coppie di nane bianche, sia del tipo He che C/O, sono circa 250 milioni fra i 100 miliardi della nostra galassia e sono destinate ad avvicinarsi e fondersi. Infatti secondo la Teoria Generale della Relatività esse perdono energia emettendo onde gravitazionali e se sono abbastanza vicine devono fondersi in un tempo inferiore all’attuale età dell’universo. Quando la distanza si riduce a pochi diametri terrestri inizia un trasferimento di materia dalla più piccola alla più grande ed in particolare dal tipo He al tipo C/O; si produce un’espansione fino a centinaia di raggi solari e la luminosità raggiunge 10000 volte quella del Sole. Nelle reazioni nucleari si forma azoto e l’involucro dell’esplosione sarà costituito in massima parte da He e quantità inferiori di C, N e O. Nella nostra galassia si sono scoperte alcune dozzine di stelle giganti in questa fase di evoluzione. L’emissione di onde gravitazionali durante la fusione di due nane bianche non è stata ancora rivelata e si attendono i nuovi rivelatori interferometrici. Dato il gran numero di coppie di nane bianche, nel futuro dell’universo si assisterà al risorgere di questo tipo di stelle giganti di elio con luminosità 30 volte quella del Sole ed una vita di 100 milioni di anni.
Science, 27 Sep 2002, Vol. 297, pg. 2199 - Robert Irion - I telescopi orbitanti hanno scoperto l’emissione di potenti ed improvvisi getti di energia nella banda X dalla superficie di alcune stelle di neutroni che si formano dalle esplosioni di supernove. I superburst indicano la formazione di elementi pesanti e si verificano in presenza di sistemi binari dove una stella di neutroni assorbe materia da una stella compagna ed ogni poche ore o giorni il nuovo combustibile nucleare brucia spontaneamente in pochi secondi. In realtà il meccanismo è più complesso. Si formano prima dei prodotti di combustione sotto forma di nuclei pesanti che formano un oceano sulla superficie della stella di neutroni, quando poi la pressione e la temperatura sul fondo di questo oceano raggiunge un certo valore esplode emettendo un’energia 1000 volte superiore a quella prodotta dalla precedente combustione e sembra sia prodotta, non dalla combustione di carbonio come prima si credeva, ma dalla combustione di elementi più pesanti. Le energie in gioco non sono eccezionali ed i superburst si possono osservare solo entro i confini della nostra galassia, ma il fenomeno è interessante per gli astrofisici perché può rivelare come la materia si trasforma ad alte pressioni e densità quasi al limite di un buco nero. Le stelle di neutroni concentrano una massa pari a 1,5 volte quella del nostro Sole in una sfera di 20 km di diametro, solo tre volte le dimensioni di un buco nero della stessa massa. L’idrogeno e l’elio che cadono in una stella di neutroni possono bruciare in due modi: uno stabile appena cadono sulla sua superficie ed il secondo instabile quando si accumulano fino ad innescare una reazione a catena che avvolge tutta la stella in meno di un secondo. I fisici pensavano che questo processo portasse alla formazione di carbonio dall’elio e questo, una volta accumulato sarebbe esploso per produrre elementi più pesanti. I calcoli però predicono che sono necessari centinaia o migliaia di anni perché si formi abbastanza carbonio da provocare la successiva esplosione. Quando dal 1966 si cominciarono ad osservare questi superburst, si trovò che alcune binarie li producevano ogni 4,5 anni ed erano più comuni di quanto ci si aspettava; i teorici cominciarono quindi a riconsiderare il fenomeno. Si trovò che queste stelle producevano anche elementi più pesanti fino allo stagno, antimonio e tellurio di numero atomico da 50 a 52. Secondo i fisici in un oceano di solo carbonio il calore si diffonde molto rapidamente e non si possono creare punti caldi che facilitano l’innesco di altre reazioni termonucleari, invece la presenza di elementi più pesanti rende questo oceano più opaco ed il calore non si diffonde rapidamente. Secondo uno studio recente un oceano che contiene solo il 5-10% di carbonio è sufficiente a innescare una reazione termonucleare ogni pochi anni. Durante l’esplosione di superburst la temperatura raggiunge i 7 miliardi di gradi kelvin nei primi microsecondi e viene emesso un intenso flusso di raggi gamma che produce la fotodisintegrazione dei nuclei pesanti trasformandoli in ferro (numero atomico 26) che è l’elemento più stabile, questo produce più energia della fusione di nuclei leggeri come il carbonio. Una volta innescata la reazione, la velocità di rotazione della stella di neutroni, tipicamente di centinaia di rivoluzioni al secondo, distorce l’area di innesco e l’esplosione si propaga rapidamente lungo l’equatore della stella. Il superburst è quindi l’ultima fase esplosiva perché le ceneri prodotte sono formate da ferro, l’elemento più stabile; successivamente, all’interno della stella questi atomi vengono compressi fino a trasformarsi in neutroni emettendo altra energia in modo graduale.
Science, 24 Jan 2003, Vol. 299, pg. 500 - Robert Irion - Gli astronomi hanno scoperto l’esistenza di pianeti extrasolari dalle perturbazioni gravitazionali della loro stella madre. Un altro promettente metodo è quello del transito del pianeta davanti alla stella che riduce la sua luminosità ad intervalli regolari. Il transito di un pianeta delle dimensioni di Giove è stato osservato nel 1999, ma si trattava di un pianeta già scoperto mediante le oscillazioni dell’orbita della stella. Dal survey sulle variazioni di luminosità di migliaia di stelle eseguito nell’ambito dell’Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE), sono state analizzate 59 stelle, ma per la maggior parte si trattava di stelle binarie e quindi di falsi allarmi, la 56ma stella però ha indicato la presenza di un pianeta che ruotava con un periodo di 29 giorni e quindi in un’orbita 1/14 più stretta di quella di Mercurio. La stella si trova a 5000 anni luce di distanza, 30 volte più distante di altre stelle con pianeti, e ciò aumenta l’ottimismo della ricerca con questo metodo. Il numero delle scoperte potrà aumentare di un fattore 10-100 volte; molti pianeti saranno giganti con periodo orbitali di 10 giorni o meno, detti Hot Jupiter, ma l’obiettivo della ricerca è di trovare pianeti come la Terra che però non potranno essere visti da terra e si attende la fine di questo decennio per utilizzare a questo scopo i satelliti Keplero della NASA ed Eddington dell’ESA.
Science, 4 Apr 2003, Vol. 300, pg. 68 - A. G. G. M. Tielens - Le polveri interstellari di dimensioni submicrometriche ci forniscono informazioni sulla formazione di stelle e pianeti. Molte di queste polveri si formano come emissioni di giganti rosse o supernove e la loro caratteristica è la composizione isotopica che può distinguere polveri presolari da quelle proprie del sistema solare; 15 anni fa sono state isolate le prime genuine polveri interstellari dalle meteoriti in forma di granelli di diamanti nanometrici con certi rapporti isotopici e granelli di SiC con intrappolati gas nobili. Le polveri interstellari sono soprattutto
formate da silicati piuttosto che da carbonati. L’analisi si è concentrata sulle GEMS (Glass with Embedded Metal and Sulfides) identificate come resti di silicati interstellari presolari. Questi sono largamente amorfi con una frazione cristallina al più del 2%. Le comete solari come la Hale-Bopp hanno invece un elevato contenuto di silicati cristallini come risulta dall’analisi spettrometrica dell’Infrared Space Observatory. La transizione amorfo-cristallina dei silicati avviene a circa 1000 K, che però è superiore alla temperatura che si trova nelle comete. Forse il materiale presolare viene processato rapidamente nel disco protoplanetario sublimando e ricondensando i silicati che così perdono le loro caratteristiche presolari, vengono quindi eiettati dal vento delle protostelle convertendole nelle GEMS. Naturalmente le GEMS formatisi nel sistema solare hanno la composizione isotopica solare mentre quelle presolari hanno una composizione isotopica anomala. La missione STARDUST che riporterà a Terra polveri interstellari e cometarie entro il 2006 ci darà molte informazioni ed aiuterà a rispondere a molte domande.
Science, 3 Oct 2003, Vol. 302, pg. 32 - Robert Irion - Stelle di galassie esterne stanno attraversando i nostri confini e una piccola galassia sta per essere assorbita dalla Via Lattea. Gli astronomi hanno seguito la Sagittario Nana, una galassia con una massa di un decimillesimo della nostra, all’estremità del braccio a spirale della Via Lattea dove si trova il nostro Sole. L’ultimo atlante delle stelle recentemente finito, chiamato Two Micron All Sky Survey (2MASS), ha permesso di tracciare gli effetti di marea di questa collisione. Fra circa mezzo miliardo di stelle gli astronomi hanno trovato migliaia di giganti rosse M comuni nella Sagittario nana a 100000 anni luce dal centro della nostra galassia. Gli astronomi possono cercare di identificare le stelle estranee dal loro moto e composizione e ci potrebbe essere almeno una di queste stelle a 100 anni luce dal nostro Sole. Gli astronomi sospettano che le galassie nane sono ricche di materia oscura e questo potrebbe essere interessante per i fisici che la cercano, ma la Sagittario Nana potrebbe anche essere un’eccezione data la rapidità della sua disintegrazione.
Science, 2 Jan 2004, Vol. 303, pg. 30 - Robert Irion - La ricerca di pianeti come la Terra vicino ad altre stelle è resa estremamente difficile dalla grande differenza di luminosità fra oggetti così vicini, da 10 milioni a 10 miliardi di volte. L’uso di speciali telescopi spaziali opportunamente equipaggiati sembra proiettato troppo nel futuro. Ora sembra che astronomi ed ingegneri in Europa e negli USA sono convinti che si possono usare accorgimenti più semplici per cancellare la luce della stella ed anche per analizzare le componenti di luce del pianeta allo scopo di rivelare tracce di vita. Due missioni di ricerca per pianeti terrestri (terrestrial planet hunting) sono previste entro una decade; quella dell’ESA è chiamata Darwin e quella della NASA Terrestrial Planet Finder (TPF). Per rendere possibile una missione entro il 2015 gli astronomi hanno una difficile scelta fra diverse opzioni. ESA e NASA dovrebbero riunire le forze in un singolo progetto per permettersi una spesa di molti miliardi di US$, ma fra le parti ci sono delle differenze di esperienze scientifiche e di idee progettuali. Ad oggi i pianeti extrasolari scoperti sono di grandi dimensioni come Giove e non sappiamo quali stelle hanno pianeti simili alla Terra e se sono numerose. Il TPF può cercare a ragionevoli distanze, forse 50 anni luce, per distanze fino a 100 anni luce è necessario un telescopio più potente, oltre 100 anni luce l’impresa diventa difficile. Il team TPF assume che il 10% delle stelle di lunga vita come il nostro Sole hanno pianeti delle dimensioni della Terra. Se ci sono grandi pianeti si teme che essi possano migrare ed i piccoli pianeti verrebbero espulsi. Per chiarire il problema è necessaria un’indagine su poche centinaia di stelle ed è quello che i ricercatori hanno in mente. Un primo risultato potrebbe venire entro la fine della decade con la missione Kepler della NASA che eseguirà il monitoraggio di circa 100000 stelle rivelando le piccole variazioni di luminosità provocate dal passaggio di pianeti di grandi e piccole dimensioni. Anche una missione francese più piccola, il COROT, sarà basata sullo stesso principio. Ambedue le missioni permetteranno di valutare quanto sono frequenti i piccoli pianeti. Purtroppo l’ESA ha cancellato recentemente l’Eddington che doveva estendere i risultati del Kepler. Nel 2010 un telescopio più sensibile produrrà un atlante delle stelle da analizzare. Si tratta della Space Interferometry Mission (SIM) della NASA che analizzerà 2000 stelle vicine per scoprire dal loro moto la presenza di corpi compagni di dimensioni grandi e medie. Per le 200 stelle più vicine SIM potrà rivelare anche la presenza di corpi come la Terra. Un problema è dato dalla presenza di polveri intorno alle stelle che possono confondere i sensori e per questo lo Spitzer Space Telescope nell’infrarosso può dare queste informazioni. Nei prossimi due anni i team che studiano le missioni Darwin e TPF devono dimostrare la possibilità di costruire un telescopio orbitante capace di vedere una lucciola vicino ad un faro ad una distanza di 1000 km con un po’ di nebbia intorno. Fino pochi anni fa la NASA ha preso in considerazione una sola soluzione: quella interferometrica. In questa soluzione si raccoglie la luce proveniente da più telescopi a riflettori e la si combina per formare una sola immagine. Introducendo dei precisi ritardi di mezza lunghezza d’onda in alcuni riflettori rispetto ad altri si può cancellare la sorgente più forte senza cancellare la luce proveniente da un angolo leggermente diverso come quella di un pianeta vicino, ma recentemente alcuni astronomi ritengono che il TPF può funzionare con un coronagraph, un unico riflettore ellittico largo 3,5 m e lungo 6 m che usa un dispositivo ottico di mascheramento della regione da oscurare. La tecnica è più complessa dell’uso di un disco opaco per oscurare la stella. Si tratta invece di una maschera a pupilla che diffrange la luce al centro ed ai bordi del piano focale e lascia la zona planetaria intorno oscura. Il coronagraph ha il vantaggio di fornire un’immagine diretta. Lo svantaggio è che, essendo il numero dei fotoni emessi dalla stella da un miliardo a 10 miliardi superiore a quelli del pianeta vicino, per separare le sorgenti l’ottica deve essere assolutamente perfetta entro precisioni di un manometro e richiede correzioni spaziali con un sistema di ottica adattiva. L’interferometro invece lavora sulle lunghezze d’onda più lunghe dello spettro infrarosso dove i pianeti hanno la loro massima emissione che è solo 10 milioni di volte inferiore a quella della stella, ma tutto il sistema deve stare a bassa temperature, appena sopra lo zero assoluto. La NASA sta considerando due opzioni. La prima è lunga da 20 a 40 m con quattro riflettori in posizione fissa. La seconda opzione prevede quattro o più riflettori liberi nello spazio (free flyer) in una formazione larga da 70 a 150 m; queste unità invieranno i dati attraverso lo spazio vuoto in modo simile a quanto previsto per il LISA (Laser Interferometer Space Antenna) per rivelare le onde gravitazionali. Tutte le soluzioni misureranno la composizione dell’atmosfera del pianeta, cioè anidride carbonica, vapore acqueo, metano, ossigeno ed ozono. L’abbondanza degli ultimi tre gas rivelerebbe la probabile esistenza della vita e ne potrebbe seguire un’altra missione di Terrestrial Planet Imager per ottenere un’immagine risolubile del pianeta. Gli astronomi europei sono orientati all’interferometro libero nello spazio perché l’interferometria è una delle tecniche più studiate in Europa. Si sono sviluppati i sistemi di controllo di posizione mediante thrusters che emettono minuscolo jet di ioni metallici e si ritiene che lo spettro infrarosso sia quello più promettente, il sistema free flyer inoltre è il migliore se si debbono analizzare da 100 a 500 stelle. Gli Europei sperano di collaborare con la NASA, ma se questa sceglie la soluzione coronagraph la collaborazione può essere diversa ed è ancora troppo presto per decidere sull’architettura finale. Il problema è grosso e nessuno lo può affrontare da solo, c’è il vantaggio che il pubblico capisce ed apprezza gli scopi del progetto e trattandosi di tecniche di avanguardia attira i migliori ricercatori.
Science, 2 Jan 2004, Vol. 303, pg. 27 - Robert Irion - Il nostro sistema solare è vissuto in una zona ospitale della nostra galassia per 5 miliardi di anni, ma altre zone abitabili della nostra galassia possono avere avuto una vita più lunga per sviluppare la vita. Uno studio ha indagato sulle condizioni fisiche richieste per una Galactic Habitable Zone (GAZ), un termine coniato nel 2001dall’astronomo Guillermo Gonzales, ora alla Iowa State University, insieme ai suoi colleghi. Una zona favorevole alla vita è stata identificata in un anello di stelle a metà del disco della nostra galassia dove si trova anche il nostro Sole. I sistemi planetari più vicini al centro galattico sono a rischio per le più frequenti esplosioni di supernove e per il transito di stelle che trascinano comete. Le stelle che si trovano ai confini della galassia invece, non contengono abbastanza elementi pesanti per produrre pianeti come la Terra. Lo studio ha affrontato il problema con metodo rigoroso applicando il modello di come si producono gli elementi pesanti dalle supernove, si sono poi considerati i “distruttori di pianeti”: pianeti giganti che migrano vicini a stelle ricche di materiali pesanti, ed infine si è tenuto conto del tempo necessario allo sviluppo di organismi complessi. Questo ultimo dato non è facile da stabilire, ma si è assunta la scala dei tempi della Terra di 4 miliardi di anni anche se questo non assicura che esista la vita complessa o che sia comune o rara. La simulazione ha stabilito che un anello abitabile di stelle si è formato circa 8 miliardi di anni fa a 25000 anni luce dal centro galattico, circa la distanza del nostro Sole. Si suppone che la GHZ includa meno del 10% delle stelle nate nella Via Lattea. Inoltre circa ¾ delle stelle in questa zona sono più vecchie della Terra, in media di un miliardo di anni. Questo risultato è favorevole allo sviluppo di vita intelligente perché è un tempo molto lungo, ma si conosce molto poco sull’origine della vita e sull’evoluzione di una vita complessa. Se poi la vita complessa richiedesse il doppio del tempo che ha impiegato sulla Terra le stelle più vecchie vicino al centro galattico sarebbero privilegiate nonostante le supernove e le stelle vaganti.
Science, 2 Jan 2004, Vol. 303, pg. 59 - Charles H. Lineweawer - L’evoluzione della vita sulla Terra ed i prerequisiti per la vita in tutta la Galassia possono essere definiti in modo più quantitativo. Il concetto di Galactic Habitable Zone (GHZ) è analogo a quello di Circumstellar Habitable Zone ed è una regione anulare nel piano del disco galattico che possiede gli elementi pesanti necessari alla formazione di pianeti terrestri ed un ambiente adatto che abbia una durata di parecchie miliardi di anni per permettere l’evoluzione biologica di una vita multicellulare complessa. Per stimare quantitativamente posizione, dimensioni e tempi di evoluzione della GHZ si è combinato un modello avanzato dell’evoluzione della Galassia con le condizioni di metallicità tratte dai dati dei pianeti extrasolari. Sono noti gli elementi pesanti che costituiscono i pianeti terrestri e si può misurare la metallicità della Galassia, il modello permette di trovare la distribuzione della metallicità nel corso della storia della Via Lattea. Nell’analisi statistica dei pianeti extrasolari c’è una forte correlazione fra grandi pianeti che orbitano vicino alla loro stella ed un’alta metallicità. Se questi pianeti migrano o vengono perturbati gravitazionalmente possono distruggere pianeti terrestri passando attraverso la circumstellar habitable zone. Con bassa metallicità non si formano pianeti terrestri e si può definire una probabilità di formazione di questi pianeti dipendente dalla metallicità: Pmet. C’è poi un tempo sufficiente a permettere l’evoluzione biologica fino ad una vita complessa e per questo si adotta la scala di tempo terrestre di 4 +/-1 miliardo di anni (Gy) ed una probabilità di evoluzione Pevol(t) con distribuzione media 4 Gy e dispersione 1 Gy. La morte di stelle massive con dimensioni 8 volte la massa del Sole produce supernove la cui radiazione è dannosa ai pianeti terrestri producendo estinzioni di vita più o meno complete e queste possono rallentare o accelerare l’evoluzione della vita. Si definisce un fattore di rischio X(r,t) dove r è la distanza dal centro galattico e t il tempo variabile dalla formazione della Galassia fino ad oggi che è circa 11 miliardi di anni. La probabilità che una vita complessa sopravviva ad una supernova, Psn, è uguale a 0,5 per un fattore di rischio X due volte quello della Terra Xt, inoltre si normalizza (in modo arbitrario) Psn = 0 per X = 4Xt e Psn =1 per X = Xt/2. Si descrive GHZ con una probabilità Pghz(r,t) = SFR*Pmet*Pevol*Psn dove SFR esprime il fatto che se ci sono più nuove stelle in una certa regione ci sono potenzialmente più siti per la vita ma, aumentando SFR, diminuisce anche la probabilità Psn. Il contorno al 68% della probabilità Pghz racchiude circa il 10% delle stelle formatesi nella Via Lattea. La zona abitabile della Galassia è cominciata ad emergere circa 8 miliardi di anni fa (al 68%) ed il 75% delle stelle che possono avere vita complessa sono più vecchie del nostro Sole di 1 Gy. Entro poche decadi si potrà ottenere una distribuzione statistica dei pianeti terrestri in un’ampia regione di distanze galattiche ed altre informazioni potranno migliorare i modelli di evoluzione, ad esempio l’abbondanza di elementi radioattivi come Al-26 che ha un ruolo importante nel riscaldamento dei pianeti.
Science, 16 Jan 2004, Vol. 303, pg. 322 - Ray Jayawardhana - Le nane brune non sono abbastanza massive per essere stelle e nemmeno pianeti nel significato tradizionale, si trovano spesso isolate, ma possono accompagnarsi a stelle; hanno alcune caratteristiche comuni alle stelle ed ai pianeti ed hanno una massa intermedia, fra 75 e 10 volte la massa di Giove. L’identificazione di centinaia di nane brune nelle vicinanze del sistema solare ed in un giovane cluster di stelle ha aumentato l’interesse sulla loro origine. La formazione delle nane brune avviene dalla frammentazione e contrazione in nuclei di nubi di materia così come per le stelle. La massa di Jeans, che è la massa minima di una nube per superare la pressione e provocare il collasso gravitazionale, deve essere almeno di 7 masse di Giove comune a molti pianeti trovati vicini a stelle simili al nostro Sole. La soglia di 13 masse di Giove è quella minima per innescare la combustione del deuterio. In un altro scenario le nane brune sono embrioni di stelle eiettate da nuovi sistemi multipli prima di acquisire massa sufficiente a innescare la combustione dell’idrogeno (75 masse di Giove). Gli embrioni di stelle che si accrescono più lentamente sono quelli che hanno più probabilità venire eiettati per effetto delle interazioni dinamiche da parte di oggetti più pesanti e le nane brune si formano spesso nelle zone gravitazionalmente instabili di giovani sistemi binari. Gli studi sulle nane brune possono permettere di distinguere fra i differenti scenari specie quelli legati al processo di eiezione. Le nane brune si accrescono dal disco che li circonda allo stesso modo delle stelle, ma il processo è più lento di un fattore da 10 a 100 e molti comportamenti sono comuni. Utile allo studio della loro origine è anche l’osservazione nel lontano infrarosso con lo Spitzer Space Telescope e nelle onde millimetriche con i radiotelescopi che permettono di valutare le masse dei dischi che le circondano.
Science, 20 Feb 2004, Vol. 303, pg. 1143 - Edward P. J. Van den Heuvel - Due nuove pulsar scoperte nel 1967 sono delle stelle di neutroni che ruotano rapidamente ed emettono fasci di radioonde che investono la Terra con impulsi a cadenza molto regolare. Questa cadenza ha la precisione dei migliori orologi atomici. Ad oggi si conoscono più di 1500 radio pulsar nella nostra galassia e poche altre sono state trovate nelle vicine galassie come le due nubi di Magellano. Le due pulsar scoperte orbitano fra di loro in 2,4 ore ed una di esse subisce una breve eclisse del fascio radio durante la sua orbita. Stelle di neutroni e buchi neri sono gli oggetti più compatti in natura ed hanno il campo gravitazionale più intenso. Si formano dal collasso di una stella massiva dopo l’esplosione di supernova durante la quale l’involucro esterno viene eiettato violentemente. Una stella di neutroni ha una massa 400000 volte più grande di quella della Terra ed un diametro come quello della città di New York (5-10 km) ed è essenzialmente un gigantesco nucleo atomico tenuto insieme dalla gravità. La forza di gravità sulla sua superficie è 11 ordini di grandezza superiore a quella sulla superficie della Terra. Aver trovato un orologio pulsar che orbita intorno ad un’altra stella di neutroni è una scoperta eccezionale che mette a disposizione un laboratorio unico dove provare molte strane predizioni della teoria generale della relatività di Einstein. Una di queste, dipendente dalla curvatura dello spaziotempo vicino ad una stella di neutroni, è che i due corpi emettono onde gravitazionali e perdono energia. Questo effetto è stato verificato per la prima volta con la pulsar binaria PSR B1913+16 nel 1974. La misura della riduzione dell’orbita, attribuibile all’emissione di onde gravitazionali, è stata la prima prova della loro esistenza e fruttò il premio Nobel in Fisica nel 1993 a Hulse e Taylor per averla scoperta. Allo stesso modo le due pulsar che orbitano a 900000 km dovrebbero avvicinarsi di 7 mm al giorno come risultato delle emissioni di onde gravitazionali. Nel sistema di Hulse-Taylor ed in un’altra mezza dozzina di stelle di neutroni doppie scoperte negli ultimi 30 anni, solo una delle stelle di neutroni è una pulsar e la convinzione che ambedue le stelle siano stelle di neutroni deriva da argomenti indiretti. Nel nuovo sistema le due stelle sono chiamate PSR J0737 3039A e B; la prima pulsar ruota 44 volte al secondo ed il campo magnetico sulla sua superficie è di 7 x 10E9 gauss, valore inferiore a quello normale. La scoperta di una seconda periodicità di 2,8 s dimostra la presenza della seconda stella che ha un campo magnetico normale di 6 x 10E12 gauss dedotto dalla variazione di intensità della radiazione di dipolo magnetico. Le orbite delle due stelle sono misurabili con grande accuratezza e questo permette di misurare il rate di riduzione dell’orbita dovuto all’emissione delle onde gravitazionali. Questo è facilitato dal fatto che il sistema è abbastanza vicino alla Terra (solo 1500 anni luce) e che il piano orbitale giace quasi nella nostra linea di vista. Questo fatto produce anche una periodica eclisse della stella A per pochi decimi di secondo e permette di osservare le proprietà ancora sconosciute della magnetosfera della pulsar anche se la pulsar A è 3600 volte più energetica della B e quest’ultima è distinguibile solo nei 10 minuti in cui le due stelle sono molto vicine. Circa l’evoluzione del sistema si può dire che la A, la più veloce, è stata la prima a formarsi quando ancora la sua compagna era una stella normale e, accrescendo la sua massa a spese della compagna, ha ridotto il suo campo magnetico ed accelerato la sua rotazione. Successivamente la A è entrata nell’involucro della seconda, divenuta una gigante, e la frizione ha avvicinato i due nuclei. Quando la seconda stella è collassata tutta la massa esterna è stata eiettata nell’esplosione di supernova e la seconda stella di neutroni non ha subito altre evoluzioni mantenendo il suo periodo di rotazione ed il suo campo magnetico originale. Per questo la stella di neutroni più vecchia di una coppia è detta “pulsar riciclata” ed è quella che vive più a lungo.
Science, 23 Apr 2004, Vol. 304, pg. 534 - Robert Irion - Alcune strane trasformazioni nell’evoluzione delle stelle creano delle strutture superenergetiche, ma di breve durata, cugine delle pulsar, chiamate magnetars. Come una pulsar una magnetar è una stella di neutroni formatasi al centro di una supernova quando esplode una stella massiva, ma un processo sconosciuto, forse una rotazione estremamente veloce del nucleo della stella morente che collassa fornisce alla magnetar un campo magnetico ultra potente. Questo magnetismo è 1000 volte superiore a quello di una tipica pulsar ed è il più intenso conosciuto nello spazio. Il magnetismo agisce come un freno cortocircuitando la potenza della rotazione e portando la magnetar a quasi fermarsi in diverse migliaia di anni al contrario delle normali pulsar che investono la galassia con fasci di radioonde in rotazione per milioni di anni. Gli astrofisici hanno trovato solo 11 magnetar, ma la loro breve vita e la loro sporadicità fanno pensare ad una popolazione più grande di quella attualmente nota. Probabilmente ci sono centinaia o migliaia i questi relitti non rivelati e non rivelabili ed è possibile che la maggior parte delle stelle di neutroni siano magnetar più che radio pulsar. Robert Duncan dell’università del Texas, Austin, e Christopher Thompson del Canadian Institute for Theoretical Astrophysics in Toronto, Ontario, per primi hanno calcolato come un fortissimo campo magnetico possa frenare una stella di neutroni appena nata, ma il valore del campo trovato, 10E15 gauss, era così incredibile che non si credeva possibile. Per confronto il campo magnetico della Terra è di 0,6 gauss, quello usato nella risonanza magnetica è di 10000 gauss, le radio pulsar hanno 10E12 gauss dedotto dal graduale effetto frenante del magnetismo sulla loro rotazione, ma la potenza emessa dalla pulsar viene dalla sua rotazione non dal magnetismo, questo funziona solo come convogliatore del fascio di radiazioni. Thompson e Duncan compresero che un campo magnetico ultra intenso poteva spiegare molti misteri come quelli dei soft gamma repeaters (SGR), oggetti non identificati che emettevano lampi casuali di raggi gamma morbidi. Nel 1979 un SGR in una galassia vicina ha emesso un gigantesco lampo che conteneva nei primi 0,2 secondi tanta energia quanta il Sole ne produce in 10000 anni e la sorgente era vicina ai resti di una recente supernova. Il lampo poi è andato decrescendo con una periodicità di 8 secondi, troppo bassa per essere quella di una pulsar. Una stella di neutroni, durante i primi 10 secondi della sua esistenza ruota fra 100 e 1000 volte al secondo e Thompson e Duncan hanno calcolato che si innesca un effetto dinamo che produce un campo magnetico di 10E15 gauss ed oltre. Le linee di forza del campo si avvolgono a spirale fino dentro la stella, la superficie si frantuma ed il sommovimento violento scaglia particelle lungo le linee di forza producendo raggi gamma e X. Queste conclusioni sembravano fantastiche a molti, ma alla fine del 1998 il satellite della NASA Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) misurò le pulsazioni periodiche di un SGR che compariva frequentemente con periodo di 7,47 secondi e si notò che questa rotazione rallentava di 0,6 secondi per secolo, una quantità stupefacente che poteva risultare solo dall’effetto freno prodotto da un campo di 10E15 gauss. Il 27 agosto 1998 un fronte d’onda di raggi gamma e X più intenso di quello del 1979 attraversò il sistema solare da una sorgente dentro la nostra galassia. Nonostante la distanza la radiazione ionizzò l’alta atmosfera producendo forti disturbi sulle trasmissioni radio. Con queste osservazioni le magnetar entrarono a far parte della popolazione delle stelle. Negli ultimi anni la famiglia delle magnetar si è allargata. Molti oggi credono che gli oggetti chiamati “anomalous X-ray pulsars” (AXP) che pulsano lentamente nella banda dei raggi X siano un derivato delle magnetar. Le 11 SGR e tutte le AXP ruotano quasi alla stessa frequenza, fra 5 e 12 secondi per ogni rotazione. In una giovane magnetar il periodo di rotazione passa da pochi millisecondi a pochi secondi entro alcuni secoli e, dato questo breve intervallo, è difficile osservare una magnetar di alto periodo. Due nuovi studi suggeriscono che le magnetar sono più comuni di quanto indicano i calcoli statistici. Stelle di neutroni isolate possono essere magnetar morte e metà della popolazione di neutroni è nata come magnetar. Dal punto di vista teorico si cerca un possibile legame fra le magnetar ed i gamma ray bursts (GRB). Molti astrofisici credono che l’innesco per i GRB di lungo periodo, da secondi a minuti, siano le supernove che creano nuovi buchi neri, ma altri pensano che le nuove magnetar possono essere una causa perché la dissipazione dell’energia magnetica è molto efficiente. All’inizio la magnetar scaglia la materia nello spazio quasi alla velocità della luce. Se la magnetar passa in 10 secondi da una velocità di rotazione di circa 1000 periodi al secondo a 300 periodi al secondo la decelerazione libera il 90% dell’energia del sistema. Questa energia è quella di una ipersupernova o di un GRB. Le magnetar potrebbero essere anche la fornace dove si creano i nuclei di alto peso atomico al di là del bismuto in quello che viene detto r-process non ancora spiegato. Un campo magnetico ultra intenso può creare il bagno di neutroni e protoni necessario alla sintesi degli elementi fino all’uranio ed oltre.
Science, 30 Apr 2004, Vol. 304, pg. 689 - Mark R. Morris - Osservazioni recenti molto precise hanno fornito prove abbastanza consistenti che al centro della nostra galassia, la Via Lattea, esiste in buco nero supermassivo formato da 4 milioni di masse solari che esercita una enorme azione gravitazionale sul moto degli oggetti che passano entro parecchi anni luce di distanza. Le dimensioni angolari del dominio del buco nero sono dell’ordine di 30 secondi d’arco come quello sotto cui si vede il vicino Giove. Il vero buco nero è poi ancora più piccolo perché le sue dimensioni sono quelle dell’orizzonte degli eventi, il confine da cui nulla può sfuggire, neppure al luce. In questi termini il raggio del buco galattico è l’8% del raggio dell’orbita terrestre intorno al Sole e questo, alla distanza del centro galattico, corrisponde ad una dimensione angolare di 10 milionesimi di arcosecondi, al di là di ogni nostra capacità di risoluzione. Tuttavia se noi cerchiamo di osservare il buco nero possiamo solo rivelare la luminosità della materia nelle sue immediate vicinanze. Il gas interstellare trascinato intorno al buco nero forma un disco rotante e la velocità di rotazione cresce al diminuire della distanza dall’orizzonte degli eventi. L’interazione viscosa fra i vari strati del disco provoca una perdita di momento angolare ed il gas spiralizza verso l’orizzonte degli eventi. Il gas viene compresso e scaldato ed emette radiazioni dalle onde radio ai raggi X; il processo di emissione è piuttosto complesso perché coinvolge elettroni relativistici, emissioni di sincrotrone e di effetto Compton. Il magnetismo prodotto dal disco collima inoltre l’emissione di un getto di materia ad alta velocità dalla superficie del disco. La regione attiva visibile si estende per poche dozzine di volte il raggio dell’orizzonte degli eventi. Questa regione è di grande interesse perché da essa possiamo imparare qualcosa della fisica dei buchi neri e della fisica dei plasma relativistici nel campo magnetico. Per risolvere le poche centinaia di microarcosecondi la tecnica è quella di una base interferometrica molto lunga (VLBI) alle onde radio con l’uso simultaneo di molte antenne radio distribuite a terra. La struttura di interferenza osservata combinando i segnali ricevuti da coppie di antenne può essere usata per ricostruire la struttura spaziale della sorgente radio. La radio sorgente Sagittario A* associata al buco nero galattico è stata ricostruita per la prima volta con il Very Long Baseline Array (VLBA) dello US National Radio Astronomy Observatory. Il risultato sarebbe stato raggiunto più facilmente senza il disturbo prodotto dalle colonne di gas interstellari parzialmente ionizzate e di densità irregolare che provocano rifrazioni nelle onde radio e l’effetto è simile a quello di turbolenza prodotta dall’atmosfera sulla luce dei telescopi, così anche una sorgente puntiforme appare allargata come un’ellisse. Questa ellisse è proporzionale al quadrato della lunghezza d’onda e quindi l’ottimo si ottiene per le lunghezze d’onda più basse. Le dimensioni intrinseche della zona emittente intorno al buco nero sono 24+/-2 volte l’orizzonte degli eventi, cioè leggermente più grandi dell’orbita di Marte. Con una lunghezza d’onda di 3,5 mm la regione emittente è circa 6 volte la dimensione dell’orizzonte degli eventi e, se la tecnica della VLBI può essere estesa alla lunghezza d’onda di 1 mm o più piccola, diventerebbe paragonabile a quella dell’orizzonte degli eventi.
Science, 24 Sep 2004, Vol. 305, pg. 1899 - Robert Iron - Gli astronomi hanno realizzato una nuova sorprendente mappa del cielo basata non sulla materia che emette, ma sull’antimateria che annichilisce. Le particelle sorgenti non sono ancora note, ma alcuni team europei riferiscono che cluster di antimateria si trovano intorno alle più antiche stelle della Via Lattea. Da 30 anni gli astronomi sanno che la nostra galassia crea uno stabile flusso di positroni, antimateria del comune elettrone. Quando un positrone ed un elettrone collidono nello spazio si distruggono ed emettono due raggi gamma. Il satellite INTEGRAL dell’ESA, lanciato nel 2002, ha registrato questi raggi con sensibilità maggiore delle precedenti missioni. La prima mappa del cielo, rilasciata alla riunione dell’11 settembre dell’American Astronomical Society, High Energy Astrophysics Division, mostra un’area ricca di raggi gamma nel rigonfiamento centrale della galassia formata da antiche stelle; le stelle più giovani non sono interessate. Questo fatto indica due classi di sorgenti. Vecchie stelle in coppie binarie con nane bianche, stelle di neutroni o buchi neri che possono emettere in varie esplosioni, comprese le supernove di tipo 1a le stesse usate per dimostrare l’accelerazione dell’universo. Queste supernove diffondono un’enorme quantità di nikel-56 instabile che emette positroni durante la sua sequenza di decadimento. Un insieme di positroni prodotto ogni poche centinaia di anni richiede poi da 100 mila a 1 milione di anni per annichilirsi. Altri teorici propongono sorgenti più ipotetiche cioè particelle leggere di materia oscura che decadono nell’alone intorno al nucleo della galassia. Dalla mappa di INTEGRAL si può distinguere fra un chiarore diffuso di antimateria che può essere prodotto dalla materia oscura e quello delle sorgenti più puntiformi delle vecchie stelle. INTEGRAL continua a registrare e nel corso della sua missione i dati aumenteranno di 6 volte e la mappa diventerà più dettagliata aprendo la strada all’astrofisica dei positroni.
Science, 17 Jun 2005, Vol. 308, pg. 1733 - Robert Irion - Gli osservatori dell’emisfero nord possono percepire la galassia Andromeda, la più vicina delle maggiori galassie, come una debole macchia, ma se i nostri occhi potessero vederla nella sua completa estensione essa si estenderebbe nel cielo per 12 volte la larghezza della Luna piena, il triplo della dimensione stimata in precedenza. La scansione dei confini di Andromeda con il telescopio delle isole Canarie, l’Isacco Newton da 2,5 m, ha scoperto uno sciame di deboli stelle intorno alla spirale centrale di circa 50000 anni luce di raggio. Queste stelle potrebbero risolversi in un enorme alone, resto di tante piccole galassie divorate da Andromeda e si estendono per 150000 anni luce. Gli astronomi hanno tracciato il moto di 5000 stelle con il telescopio Keck da 10 m di Mauna Kea delle Hawaii. La dimensione estesa giustifica solo il 30% del momento angolare della galassia. La materia oscura, che certo occupa ancora più spazio, ha un ruolo nella sua forma. Altre piccole galassie che entrano in collisione potrebbero scatterare le stelle in tutte le direzioni ed un’antica collisione ha diffuso stelle dentro il disco centrale. Andromeda ci potrà fornire altre sorprese. Sono state identificate stelle a 500000 anni luce dal nucleo di Andromeda, 1/5 della distanza dalla nostra galassia.
Science, 15 Jul 2005, Vol. 309, pg. 390 - Timothy C. Beers - Le primissime stelle si sono formate dopo il big bang circa 13-14 miliardi di anni fa e probabilmente devono essere state molto massive e di vita estremamente breve. Non possono essere rimasti degli esemplari nell’universo di oggi. Tuttavia esse devono aver lasciato la loro traccia producendo una caratteristica distribuzione di elementi nell’atmosfera delle stelle di lunga vita che si sono formate dopo queste progenitrici. Stelle che sono estremamente povere di ferro e molto antiche e quindi possibili candidate per le stelle di seconda generazione. Alcune stelle contengono infatti meno di 1/100000 del ferro osservato nel Sole. Nel più antico universo la fisica della formazione delle stelle deve essere stata molto semplice perché era presente solo idrogeno, elio ed un poco di litio. I modelli di formazione predicono che le prime stelle avevano una massa di centinaia di volte quella del Sole che bruciano il loro combustibile molto rapidamente, in pochi milioni di anni dopo la loro nascita, e quindi esplodono. Gli astronomi sono incerti su quali elementi si siano formati in questa fase esplosiva, ma i calcoli indicano che devono aver eiettato grandi quantità di ferro e solo poco carbonio. Questo è incompatibile con le stelle estremamente povere di metalli , ma probabilmente la distribuzione di massa delle prime stelle era varia fino a 25 masse solari, responsabili dell’abbondanza di elementi nelle stelle di seconda generazione. Due delle stelle molto povere di ferro hanno una massa che è 80% quella del Sole e quindi hanno avuto una vita molto lunga tanto da poter essere ancora viste oggi e probabilmente si sono formate per lo shock provocato dall’esplosione delle stelle massive. La ricerca delle stelle a bassa metallicità è iniziata 50 anni fa e nell’ultima decade si sono individuate nella Via Lattea migliaia di stelle con un contenuto di ferro inferiore all’1% di quello del Sole. Ci si aspettava che la distribuzione del rapporto ferro/ idrogeno in queste stelle fosse continua invece si è trovato un gap fra le stelle con un rapporto di 0,01% (stelle ultra povere di metalli) e quelle con rapporto minore di 0,001% (stelle iperpovere). Gli astronomi stanno moltiplicando gli sforzi per trovare molti più esempi di stelle e con il programma SEGUE (Sloan Extension for Galactic Understanding and Evolution) nei prossimi 3 anni si raccoglieranno i dati spettroscopici di 250000 stelle della Via Lattea e ci si aspetta che 20000 avranno un rapporto ferro/idrogeno inferiore all’1% di quello del Sole. Questo aiuterà a scoprire la storia della creazione degli elementi.
Science, 28 Oct 2005, Vol. 310, pg. 614 - Robert Irion - Gli astronomi sanno che la polvere interstellare deriva dalla morte delle stelle ed ha un legame diretto fra le stelle e la nascita del nostro sistema solare ed in definitiva della Terra. I ricercatori possono dedurre la storia di antichi granuli stellari inclusi per miliardi di anni nei meteoriti e nelle polveri delle comete. Tuttavia gli astronomi hanno scarsi appigli per capire come si sono formate queste scaglie del cosmo. Ora ci sono nuovi strumenti. Il Telescopio Spaziale Spitzer sente il calore infrarosso delle polveri vicine e lontane nella Via Lattea e nelle galassie vicine, ma non ha ancora risolto il punto chiave del problema: se la polvere si condensa dai gas emessi dalle stelle morenti o come risultato delle più rare esplosioni di supernove. I modelli predicono che grandi volumi di polveri, come la massa del nostro Sole, si formano a seguito di una supernova tuttavia gli osservatori hanno trovato che questo è meno dell’1% dei resti di queste esplosioni. Ma, indipendentemente dalla sua origine, la polvere interstellare raramente rimane a lungo nel suo stato originale. Da pochi centesimi di micrometro quando si condensano, i granuli di polveri si disintegrano facilmente in presenza di onde d’urto o intense radiazioni. I granelli si aggregano spesso con l’aiuto di acqua ghiacciata o carbonio non ossidato. Questo insieme costituisce la riserva delle gigantesche nubi molecolari che riempiono dozzine di anni luce. I granelli si compongono in gocce e conglomerati frattali ed entrano a far parte dei vortici di nascenti sistemi planetari intorno a protostelle che catalizzano la formazione di ciottoli più grandi. Esaminando i singoli granuli dei meteoriti primitivi si scopre la memoria della chimica cosmica e l’origine della loro formazione. Per esempio uno dei più primitivi granelli extrasolari è formato da carburo di silicio. Stelle fra 0,8 ed 8 masse solari raggiungono la loro evoluzione in parecchi miliardi di anni. Quando finiscono l’idrogeno nel loro nucleo, cominciano a fondere l’elio. Questa reazione rilascia più energia e trasforma la stella in una gigante rossa; quando poi l’elio comincia a mancare la stella entra in una condizione instabile contraendosi ed espandendosi per centinaia di migliaia di anni e nel diagramma dell’evoluzione stellare si porta nel ramo di Asymptotic Giant Branch (AGB). Nel caso del nostro Sole il suo diametro includerebbe l’orbita di Marte. Nelle fasi di massima espansione la gravità allo strato esterno è così bassa che parte degli strati esterni sfuggono e, raffreddandosi sotto i 2000 K, si formano grandi granuli di polvere. Carbonio ed ossigeno si combinano a formare ossido di carbonio stabile; altro carbonio forma grafite, carburo di silicio e molecole organiche complesse. Le nuove immagini dello Spitzer nella vicina galassia di Andromeda mostrano punti rossi che gli astronomi credono siano stelle nella fase AGB. Ogni AGB di piccola massa è una fabbrica di polveri e sono così numerose che possono essere la sorgente predominante delle polveri cosmiche, ma gli astronomi ritengono che le supernove sono le sorgenti più importanti. Stelle di massa 8 volte maggior di quella del nostro Sole continuano la fusione di elementi sempre più pesanti alla fine della loro vita e si creano intorno al nucleo strati di carbonio, ossigeno, magnesio, silicio, zolfo ed alla fine ferro. Quando la catena delle reazioni termonucleari si ferma al ferro il nucleo implode quindi esplode eiettando il suo ricco insieme di elementi pesanti. Ci vogliono almeno 1,5-2 anni perché la temperature del materiale eiettato si abbassi tanto da fare condensare i granuli e rendere evidente la loro presenza. La migliore prova di questa fresca polvere prodotta da un’esplosione stellare è quella della Supernova 1987A che si è vista nel febbraio 1987 nella Grande Nube di Magellano. Gli astronomi hanno visto tre segni convincenti: un lampo di infrarossi prodotto dal raffreddamento dei granuli, una simultanea riduzione dell’emissione ottica e le linee spettrali che mostravano le polveri ai lati della nube che si espandeva. Resta un serio problema. I dati dalle supernove indicano che si tratta di una piccola quantità di polveri, circa 1/1000 della massa del nostro Sole, 100 o 1000 volte inferiore di quanto predice il modello. La polvere si può nascondere in due modi. Si può raffreddare più rapidamente di quanto atteso sotto il livello di sensibilità del telescopio o raggrumarsi mascherando l’interno alla rivelazione. In un’altra analisi lo Spitzer è stato usato per studiare la Crab Nebula, il resto della supernova dl 1054 d.C., le cui polveri si sono espanse per quasi un millennio. Spitzer ha scoperto la presenza di particelle di grana grossa e non ha trovato polveri sottili diffuse. Forse l’energia irradiata dalla pulsar della Crab ha disintegrato le polveri sottili e questo da valore all’opinione che le supernove distruggano la polvere da loro creata. L’indagine sulla materia interstellare avrà un grande aiuto dopo il 15 gennaio del 2006 quando la missione Stardust della NASA lascerà cadere un capsula nel deserto dell’Utah con una preziosa collezione di particelle raccolte al passaggio ravvicinato con la cometa Wild 2 e ci saranno anche costituenti della nebulosa solare e residui dell’origine del Sole di 4,5 miliardi di anni fa. L’analisi di queste polveri richiederà anni, ma darà una risposta se la nostra materia prima abbia avuto origini pacifiche o catastrofiche.
Science, 20 Jan 2006, Vol. 311, pg. 345 - C. Simon Jeffery - Nell’ultimo decennio si è avuta una rivoluzione nello studio dell’evoluzione stellare e della nucleosintesi, sia per quanto riguarda l’osservazione che la teoria. Tuttavia è stato trascurato il ruolo delle stelle binarie. Le supernove hanno una grande importanza nella produzione di ferro e di molti rari isotopi del carbonio, dell’azoto e dell’ossigeno e l’intera popolazione delle stelle binarie può alterare in modo radicale l’evoluzione del carbonio da una generazione di stelle all’altra. Questo perché le stelle più grandi che si trovano nella Asymptotic Giant Branch (AGB) sono la maggiore sorgente di carbonio e sono anche quelle che interagiscono nei sistemi binari. Le stelle sono le fabbriche cosmiche dove si formano tutti gli atomi più pesanti dell’elio. La distribuzione di questi elementi nello spazio forma il materiale per la generazione successiva di stelle. Gli eventi che provocano questa distribuzione sono le esplosioni di supernova delle stelle massive e la formazioni di nebulose planetarie da parte delle giganti rosse meno massive. La prima generazione di stelle subito dopo il big bang era formata essenzialmente da idrogeno ed elio. Queste non sono state osservate perché probabilmente erano molto massive ed a vita breve e sono morte molto tempo fa. La seconda generazione di stelle, formatasi con i loro resti, è stata identificata con le recenti osservazioni dell’alone galattico. L’individuazione è basata sul concetto di metallicità, dove per metalli vanno intesi tutti gli elementi più pesanti dell’elio e metallicità è la loro frazione percentuale. Per esempio la metallicità del Sole è di 0,015. Più basso è questo valore più antico è il materiale con cui è fatta la stella, ad esempio, subito dopo il big bang, la metallicità era zero. Un surrogato per l’abbondanza di metalli è dato dal rapporto Fe/H che per il Sole è di 10E-5 e molte stelle lo hanno minore di 10E-2,5 che è circa il valore delle stelle di seconda generazione. Le stelle di prima generazione (maggiori di 40 masse solari) hanno prodotto più ferro che carbonio mentre la produzione di carbonio è associata più alle stelle AGB da 1 a 8 masse solari. Per stelle binarie molto vicine, del materiale può passare dall’una all’altra portando via l’involucro e quindi può cambiare la massa di una di esse e la sua evoluzione. In queste binarie si è osservata negli spettri la formazione di Ba e Pb per cattura di neutroni. Il materiale eiettato dalle stelle si congela nello spazio in forma di minuti granelli di pochi micrometri e la loro composizione è caratteristica della stella che li ha formati. Alcuni di questi granelli sono incorporati nei planetesimi del sistema solare, altri cadono sulla Terra come meteoriti, altri sono stati prelevati dalle missioni spaziali come Stardust. L’analisi della composizione di questi granelli mostra che sono più antichi del nostro sistema solare. Uno spettrometro di massa permette di determinare gli isotopi ed il rapporto fra di essi in un singolo elemento indica le condizioni sotto le quali sono stati sintetizzati: se durante le emissioni di supernove o dalle stelle giganti o dalle nove nelle stelle binarie. Le stelle binarie interagiscono con i loro involucri soprattutto quando diventano giganti rosse e si formano le reazioni nucleari che producono praticamente tutti gli elementi, dal litio al bismuto. La teoria è complicata dal fatto che: a) le stelle binarie introducono altri due gradi di libertà nel sistema; b) non c’è più la simmetria sferica che rende la struttura trattabile; c) i processi avvengono su scale di tempi molto brevi. Recentemente l’uso di supercalcolatori in parallelo ha reso possibile calcoli dell’evoluzione stellare completamente tridimensionali e si entra in un campo ancora inesplorato.
Science, 27 Jan 2006, Vol. 311, pg. 453 - Rihard A. Kerr - Applicando la tecnica dell’effetto microlente gravitazionale nella ricerca dei pianeti extrasolari, un superconsorzio di astronomi ha rivelato un corpo di ghiaccio più piccolo di Nettuno in orbita intorno ad un debole stella nel rigonfiamento centrale della nostra galassia. L’effetto di microlente dipende dalla capacità della gravità di curvare i raggi luminosi come predetto da Einstein. Monitorando insieme la luminosità di milioni di stelle, gli astronomi possono dirci quando una stella passa davanti ad un’altra più distante, incurvando la sua luce e rendendola più luminosa come fa una lente di ingrandimento. Se la stella ha un pianeta, anche questo diventerà più luminoso e questo è il solo modo che hanno ora gli astronomi per vedere direttamente piccoli pianeti. Gli altri 170 pianeti massivi sono stati scoperti dalle oscillazioni che inducono gravitazionalmente sulle loro stelle. L’11 luglio dello scorso anno, l’organizzazione OGLE degli astronomi annunziò che una particolare stella cominciava ad aumentare di luminosità. Combinando le osservazioni, il 9 agosto si scoprì, per una mezza giornata, un aumento di luce sovrapposto ad una riduzione. Nell’edizione di Nature di questa settimana, gli astronomi hanno riportato che questo evento era prodotto da un pianeta da 3 a 10 volte le dimensioni della Terra (Nettuno è 17 volte la Terra e Giove 318 volte). L’orbita stava a circa 3 volte quella della Terra ed il pianeta doveva essere freddo come Plutone essendo la stella debole.
Science, 28 Apr 2006, Vol. 312, pg. 539 - E. P. J. Van den Heuvel - Le pulsar sono stelle di neutroni che ruotano velocemente ed emettono fasci di onde radio come fari che, quando colpiscono la Terra, producono impulsi regolari alla cadenza tipica di un secondo. Il loro periodo di rotazione aumenta con il tempo e si è compreso che ciò è dovuto all’effetto di freno del loro campo magnetico che è 10E12 volte più intenso di quello della Terra. La rotazione del campo magnetico produce l’emissione di una radiazione di dipolo magnetico che esercita una coppia frenante sulla rotazione. Si è scoperto che una seconda coppia frenante viene provocata dal flusso di particelle relativistiche che producono le emissioni radio della pulsar. Ora, dopo la scoperta di 1500 pulsar, si è avuta prova dell’esistenza di questa coppia frenante. Le stelle di neutroni ed i buchi neri sono gli oggetti più densi e compatti che esistono in natura e si formano per il collasso del nucleo di stelle massive dopo un’esplosione di supernova durante la quale l’involucro esterno viene violentemente espulso. Le stelle di neutroni hanno una massa 400000 volte quella della Terra ed un diametro di 20 km e sono essenzialmente un gigantesco nucleo atomico tenuto insieme dalla gravità. Benché il loro interno consista in larga parte di neutroni, esse hanno una crosta solida di pochi chilometri formata da un reticolo di nuclei ed elettroni. Questa crosta ha un’elevatissima conducibilità elettrica che imprigiona il campo magnetico consentendo il flusso di elevate correnti. Il campo è essenzialmente dipolare ed il suo asse è leggermente inclinato rispetto al suo asse di rotazione. L’esistenza del vento di particelle relativistiche emesse nello spazio è stata spiegata per l’intenso campo elettrico prodotto dalla rotazione del campo magnetico che produce sulle particelle una forza maggiore di quella gravitazionale che le trattiene. Gli elettroni che sfuggono vengono accelerati a velocità relativistiche e lo stesso succede per le particelle cariche positivamente, seguendo le linee di forza aperte del campo magnetico. Le cariche in accelerazione emettono radiazioni elettromagnetiche e, per le elevate energie, sono nella banda dei raggi gamma. I fotoni gamma, in un campo magnetico si convertono spontaneamente in coppie elettroni-positroni formando un plasma la cui densità è però abbastanza bassa e raramente un elettrone incontra un positrone annichilendosi di nuovo in un fotone gamma. Elettroni e positroni vengono accelerati in direzioni opposte dal campo elettrico e si creano instabilità del plasma che producono le emissioni radio della pulsar. I resti della supernova che forma la Nebulosa del Granchio è piena di un plasma di elettroni relativistici che si muovono nel campo magnetico dalla nebulosa. La pulsar, nota come PSR B1931+24 con un periodo di 0,813 s, ha un comportamento particolare. Periodicamente interrompe le emissioni per un periodo di 25-35 giorni e poi ritorna attiva per 5-10 giorni e, durante la fase attiva, la sua rotazione rallenta. Poiché le emissioni radio sono legate dall’emissione delle particelle cariche relativistiche, queste devono interrompersi nella fase disattiva. Si deve imparare ancora molto sulla morte delle pulsar. La loro rotazione rallenta, ma non si conoscono pulsar con periodo più lungo di 8 s e ciò significa che le pulsar finiscono di emettere quando il loro periodo eccede un certo valore massimo. Questo si verifica per le pulsar vecchie di 10 milioni di anni infatti, quando la rotazione rallenta, diminuisce anche il campo elettrico associato alla rotazione del campo magnetico e le particelle cariche non vengono più accelerate e non producono fotoni gamma di sufficiente energia (>0,5 MeV) per creare le coppie di elettroni-positroni. A questo punto l’emissione radio finisce. La PSR B1931+24 sembra vicina a raggiungere il momento della disattivazione perché rimane spenta per il 70% del tempo. Si pensa che la nostra galassia abbia un miliardo di pulsar spente e queste continuano a rallentare la loro rotazione. Con un campo magnetico di 10E13 G, una pulsar spenta raggiungerà un periodo di 80 s in un miliardo di anni.
Science, 5 May 2006, Vol. 312, pg. 719 - D. J. Price and S. Rosswog - Il decadimento orbitale di un sistema binario di stelle di neutroni dovuto all’emissione di onde gravitazionali è uno degli obiettivi dei rivelatori di queste onde come il Laser Inteferometer Gravitational Wave Observatory o GEO600. In aggiunta si è rafforzata la convinzione che i sistemi binari di stelle i neutroni siano la causa dei gamma ray burst (GRB) di breve durata che si verificano in zone a basso red shift non accompagnate da esplosioni di supernova. La variazione della curva di luce di questi GRB corti è dell’ordine di millisecondi ed indica che il motore va fatto risalire ad una stella di neutroni o ad un buco nero. La produzione dei GRB viene provocata da un forte campo magnetico, ma non si sa quanta intensità raggiunga nel processo di fusione prima di collassare in un buco nero. Recentemente è stata osservata una gigantesca esplosione di energia della magnetar SGR 1806-20 interpretata come un GRB breve. Precedenti simulazioni al computer della fusione di una coppia di stelle di neutroni ha raggiunto un buon grado di realismo, ma non tenevano conto dell’evoluzione del campo magnetico. L’ultima simulazione ne ha tenuto conto e si è visto che il valore iniziale del campo di 10E12 Gauss è stato amplificato di diversi ordini di grandezza entro i primi millisecondi dalla fusione che è molto prima del collasso nel buco nero ed il livello più conservativo raggiunto è di 10E15 Gauss molto più alto di quello osservato nelle magnetar. La simulazione è tridimensionale ed il contatto viene provocato dall’emissione di onde gravitazionali. Si è incluso l’effetto di raffreddamento prodotto dall’emissione di neutrini e dal cambio di composizione delle materia per interazione debole. Le stelle di neutroni da cui si parte sono fredde ed hanno una massa di 1,4 masse solari e sono poste ad una distanza di 48 km con velocità orbitali adeguate intorno al loro centro di massa. Si è iniziato con stelle di neutroni non rotanti e campi magnetici iniziali di 10E12 Gauss. Le due stelle si fondono in un solo oggetto in un periodo orbitale di circa 2 ms. Subito l’eccesso di momento angolare produce un braccio a spirale che forma un disco di accrescimento intorno all’oggetto centrale. La velocità tangenziale subisce un salto, cresce l’instabilità e si forma un vortice. Il campo nel vortice viene amplificato di ordini di grandezza fino a 10E15 Gauss in circa 1 ms, mentre il collasso nel buco nero avviene in 50-100 ms. Il campo produce un’emissione di materia a velocità relativistica che a sua volta genera il GRB. La frequenza stimata delle fusioni di stelle binarie di neutroni va da 4 a 220x10E-6 per anno e per galassia ed è di due ordini di grandezza più grande di quella dei GRB corti osservati. I due meccanismi delle emissioni di neutrini e del processo magnetico hanno diverse evoluzioni temporali e differiscono per le energie in gioco. L’amplificazione del campo magnetico avviene in un tempo più breve e l’emissione del GRB corto deriva da questo processo. Il picco di luminosità dei neutrini avviene 30 ms dopo il primo contatto.
Science, 23 Jun 2006, Vol. 312, pg. 1771 - J. Albert - I microquasar sono stelle binarie che emettono jet relativistici e sono sorgenti potenziali di raggi cosmici. Sono composti da stelle binarie formate da un oggetto compatto di alcune masse solari (stella di neutroni o buco nero) ed una stella compagna che perde massa sul disco di accrescimento che si forma intorno all’oggetto compatto. Il getto relativistico emesso vicino all’asse di rotazione della stella di neutroni o buco nero è uno dei fenomeni astrofisici più spettacolari che tuttavia è ancora poco compreso. Nei microquasar le scale dei tempi dei processi sono più brevi di quelli dei quasar di 6 ordini di grandezza con diversi campi di variabilità e contribuiscono in modo consistente alla densità dei raggi cosmici galattici fra cui i fotoni al altissima energia (VHE). Due sorgenti con intensità di GeV sono stati scoperti dall’Energetic Gamma-Ray Experiment Telescope (EGRET) montato sul sistema spaziale Compton Gamma-Ray Observatory e sono compatibili con i microquasar. Uno di questi è LS 5039 nell’Emisfero Sud misurato dallo High Energy Stereoscopic System (HESS) che opera in Namibia a livelli di TeV. Il secondo è LSI +61 303, studiato nell’Emisfero Nord dal telescopio terrestre Major Atmospheric Gamma-Ray Cherenkov (MAGIC), e formato da una stella principale con un disco localizzato ad una distanza di circa 2 kpc ed un oggetto compatto di massa sconosciuta che gli orbita intorno ogni 26496 giorni con un’orbita ellittica. Si osservano lampi radio ad ogni ciclo orbitale ed emissioni di energia nella banda X. MAGIC si trova a La Palma, nelle isole Canarie ed è un imaging air Cherenkov telescope (IACT), come HESS, che crea un’immagine dei lampi Cherenkov prodotti nell’atmosfera dalle cascate di particelle prodotte dall’arrivo di un raggio gamma; è costituito da un singolo disco di 17 m con 576 fotomoltiplicatori di 3,5° di apertura. La sensibilità del telescopio supera i 100 GeV che rappresenta il 2,5% del flusso della Crab Nebula (usata come calibrazione) in 50 ore di osservazione. La risoluzione angolare di 0.1° può fornire la localizzazione di una sorgente gamma entro una precisione di 2 primi. LSI +61 303 è stato osservato durante 54 ore fra ottobre 2005 e marzo 2006 e MAGIC ha operato anche in presenza della Luna. Le misure mostrano che le emissioni VHE di raggi gamma sono variabili e periodiche suggerendo una sorgente puntiforme e le emissioni radio sono correlate alle emissioni gamma. Diversi modelli sono stati proposti per spiegare le emissioni gamma in presenza dell’interazione fra pulsar e la stella compagna e dei jet che indicano un processo di accrescimento. Il meccanismo è quello dei protoni relativistici del jet che interagiscono con il vento ionico non relativistico della stella producendo raggi gamma con il decadimento dei pioni oppure quello leptonico di elettroni relativistici nel jet che interagiscono con i fotoni sincrotronici. Il massimo flusso di TeV viene rivelato alla sovrapposizione dei lampi di raggi X e quelli radio e non si verifica al periastro (quando i due corpi del sistema binario sono alla minima distanza) e questo sembra favorire il modello leptonico. LSI +61 303 è un eccellente laboratorio per lo studio delle emissioni VHE gamma ed i processi delle binarie a emissione X, inoltre l’eccentricità fra i due corpi da la possibilità di provare diverse condizioni fisiche in tempi inferiori ad un mese.
Science, 1 Dec 2006, Vol. 314, pg. 1398 - A. C. Fabian - Circa 90 anni fa, l’astronomo Heber Curtis osservò la presenza di un curioso raggio diritto emesso dal nucleo della gigantesca galassia ellittica M87. Da allora i ricercatori hanno acquisito immagini ad alta risoluzione di questo famoso jet a tutte le lunghezze d’onda, dalle onde radio alla banda X. In queste immagini il jet appare da un solo lato del nucleo della galassia perché si muove nella nostra direzione ad una velocità vicina a quella della luce; il lato opposto risulta invisibile. Il rapido movimento dei gas e delle stelle dei dintorni indica che la sorgente di energia di questo nucleo è dovuta ad un gigantesco buco nero. Le prime indicazioni di un’emissione energetica di teraelettronivolt (TeV) dalla galassia M87 vennero dal programma High Energy Gamma Ray Astronomy (HEGRA) del 1998, ed osservazioni regolari di M87 sono state fatte con lo High Energy Stereoscopic System (HESS) posto in Namibia. Emissioni gamma di alta energia variano nel tempo di una giornata ed emissioni gamma variabili di TeV sono state viste da altri nuclei galattici con jet noti come blazars. Il meccanismo che accelera la materia e porta a radiazioni di TeV non è chiaro e rimangono un mistero i dettagli con cui i jet relativistici si producono e si accelerano. I jet si osservano generalmente dove si formano dischi di accrescimento intorno a oggetti centrali come stelle o buchi neri. La velocità della materia eiettata è circa proporzionale alla velocità di fuga dall’oggetto. L’emissione radio ed ottica dal jet di M87 è polarizzata ed è prodotta dagli elettroni o positroni che spiralizzano nelle linee del campo magnetico; è incerto se i jet contengono molti protoni e se questi possono produrre le radiazioni gamma ad alta energia osservate. L’accelerazione si verifica vicino al buco nero ed il jet è collimato dal campo magnetico prodotto dal disco di accrescimento. Un buco nero non ha un campo magnetico intrinseco, ma un buco nero ruotante circondato da un campo magnetico può produrre un enorme campo elettrico di più di 10E17 V capace di produrre fotoni da TeV. In termini di energia le emissioni di M87 sono dell’ordine di 10E40 erg/s ed i jet hanno probabilmente una potenza 100-1000 volte più grande. Entro un anno verrà lanciato dalla NASA il Gamma Ray Large Area Space Telescope (GLAST) per rivelare raggi gamma di 0.3 TeV e sarà di complemento ai telescopi Cerenkov di terra come HESS. I blazars saranno i primi obiettivi di questo strumento. Se tutto va bene si capirà il funzionamento dei jet di M87 prima di arrivare al centenario della sua scoperta.
Science, 26 Jan 2007, Vol. 315, pg. 454 - Tom Siegfried - La presenza di quasar multipli, fra di loro vicini, sono molto rari e spesso sono state interpretati come miraggi, viste diverse di un unico quasar. Non è sempre così, dei 100000 quasar conosciuti, circa 100 sono stati riconosciuti come coppie. I quasar sono resi attivi da un buco nero massivo nel loro nucleo e, quando collidono, i due buchi neri per un certo tempo mantengono la loro identità. La collisione di un terzo quasar con una coppia è un caso estremamente raro, ma gli astronomi affermano di aver trovato una tripletta. Due quasar del gruppo sono quelle designate come QQQ 1432-0106 e scoperte prima del 1989. Gli astronomi credettero dapprima che si trattasse di un’illusione creata da un effetto di lente gravitazionale, ma poi si concluse che si trattava di due quasar distinti con redshift 2,1 corrispondente ad un tempo in cui l’universo era vecchio 3 miliardi di anni. Di recente, gli astronomi del Caltech e l’École Polytechnique Fédérale di Losanna, in Svizzera, usando i dati del telescopio Keck delle Hawaii, hanno trovato prove di un terzo quasar vicino più debole ma con lo stesso redshift. Sono stati vani i tentativi di spiegare la tripletta con un fenomeno di lente gravitazionale. Benché un tale sistema sia raro, non è una sorpresa; la luce della tripletta è partita più di 10 miliardi di anni fa, un tempo quando le galassie occupavano un universo più piccolo e più affollato di galassie che collidevano più facilmente. Nelle simulazioni si è visto che quando le galassie collidono e si fondono per formare galassie più grandi, i buchi neri centrali iniziano ad orbitare fra di loro come un sistema di stelle binarie. Alla fine si avvicinano e collassano e prima che ciò accada, un’altra galassia che collide può aggiungere un terzo buco nero nella danza. I tre buchi neri possono interagire in modo imprevedibile e possono anche uscire dal centro della galassia. In questa fuga i buchi neri possono raggiungere velocità di migliaia o decine di migliaia di chilometri al secondo e diventare erranti negli spazi intergalattici. Dalle simulazioni risulta che l’intero processo di fusione e separazione finale può avvenire in circa 100 milioni di anni. Si tratta di un tempo molto lungo da attendere per scoprire il comportamento della tripletta e si può cercare al più l’esistenza di buchi neri isolati erranti.
Science, 23 Feb 2007, Vol. 315, pg. 1086 - Noam Soker - Nonostante le numerose osservazioni delle strutture di nebulose prodotte dall’evoluzione stellare non c’è ancora una teoria accettabile che spieghi la loro formazione. Queste strutture includono sistemi ad anelli multipli, forme a clessidra o a farfalla intorno a stelle morenti tranquille o stelle massive che esplodono come supernove. Il meccanismo di formazione di queste strutture è connesso a complicati problemi dell’evoluzione stellare come ad esempio il ruolo che ha la rotazione quando la materia collassa per formare una stella e come la rotazione si evolve dalla nascita alla sua morte. Un modello è stato proposto per il sistema a triplo anello della supernova SN1987A la cui esplosione è avvenuta 20 anni fa ed è prodotto dalla rapida rotazione della stella di origine dovuta alla stella compagna inglobata dalla principale 20000 anni prima dell’esplosione. La conoscenza del processi non avviene facilmente. Per circa 100 anni, dalla metà del XIX secolo alla metà del XX, il problema maggiore sulla struttura e l’evoluzione stellare era l’origine dell’energia delle stelle. All’inizio del XX secolo divenne chiaro che le reazioni nucleari erano la sorgente di energia del Sole e delle altre stelle. Ci vollero altri 50 anni di sforzi di grandi scienziati come Eddington e Bethe per identificare le principali reazioni nucleari. Negli ultimi 40 anni il maggiore problema aperto è il ruolo della rotazione (momento angolare) nelle stelle e nel disco gassoso intorno ad esse. Ci sono poi gli effetti dei campi magnetici e come si formano i getti di materia emessi dai dischi e come essi sono responsabili dei gamma-ray burst e quale è il meccanismo che sagoma la forma delle nebulose gassose che si formano intorno alle stelle. Queste nebulose gassose alla fine dell’evoluzione stellare si originano dall’inviluppo della stella centrale espulso dal forte vento che emana dalla superficie della stella quando diventa una gigante rossa verso la fine della sua attività nucleare. A questo punto la stella diviene diverse centinaia di volte più grande e la sua temperatura di superficie è di poche migliaia di kelvin. Con la sua grande luminosità e bassa gravità superficiale la stella emette massa in quantità. Stelle come il Sole perdono tutto l’inviluppo e lasciano un nucleo compatto e caldo nella forma di una nana bianca. Questo nucleo ionizza e riscalda i gas emessi a 10000 K formando la nebulosa planetaria. Stelle più massive, di circa 10 volte la massa del nostro Sole, esplodono come supernove ed irradiano la nebulosa che le circonda. La SN1987A aveva una stella 20 volte più massiva del Sole ed esplose il 29 febbraio 1987. Per circa 40 anni i ricercatori hanno dibattuto se una singola stella può generare una struttura non sferica o è richiesta una binaria e, 15 anni fa, la discussione si intensificò con l’analisi delle immagini dettagliate fornite dallo Hubble Space Telescope e da altri grandi telescopi. Ora è chiaro che una stella singola non può ruotare così velocemente da formare nebulose non sferiche ed è richiesta la presenza di una compagna binaria. I processi possibili sono però diversi e sono classificabili in due gruppi. Nel primo la compagna viene inglobata dalla stella principale e spiralizza all’interno dell’inviluppo intorno al nucleo principale; in qualche caso la compagna sopravvive, in altri è distrutta nell’inviluppo. Nel secondo tipo di processo la compagna rimane fuori dall’inviluppo ed influenza il vento stellare della principale. La SN1987A ha seguito il primo scenario ed ha ingoiato la compagna 20000 anni fa prima dell’esplosione. L’aumento della velocità di rotazione indotto ha appiattito l’inviluppo portando alla formazione di due grandi anelli esterni. Questo modello, se è soddisfacente per la SN1987A, non spiega la forma di altre nebulose come la eta-Carinae ed il Rettangolo-rosso e la ricerca degli astrofisici continuerà ancora per decine di anni.
Science, 25 May 2007, Vol. 316, pg. 1166 - Frédéric Bournaud - Quando due galassie collidono, le forze gravitazionali causano l’espulsione di materia dai loro dischi verso il mezzo intergalattico. Questi scarti riciclati formano delle strutture connesse dalla gravità e, poiché la loro massa è tipica delle galassie nane, meritano di essere chiamate galassie, ma secondo la teoria standard differiscono dalle galassie normali per l’assenza quasi completa di materia oscura, mentre le normali galassie nane hanno una massa oscura circa 10 volte quella visibile. Nel modello di universo con costante cosmologica, dominato dalla materia oscura (cold dark matter), questa circonda le galassie in grandi aloni con moti casuali. Le galassie riciclate hanno poca materia oscura perché il loro materiale proviene prevalentemente dal disco rotante. Si è fatto uno studio sulla galassia NGC5291 e le tre maggiori galassie nane, risultato di una collisione, attraverso la cinematica dell’emissione di un anello di idrogeno atomico usando la sua riga a 21 cm con il Very Large Array (VLA) interferometer del National Radio Astronomy Observatory. Usando una simulazione a N-corpi per la dinamica di stelle, gas e materia oscura, si è riprodotta una configurazione simile a quella osservata nella galassia con un arco asimmetrico di galassie nane. Il calcolo delle velocità nel disco fornisce una misura diretta della massa visibile ed oscura del disco. Analizzando le tre galassie nane (riciclate) maggiori, contrassegnate con le lettere N, S e SW, si è trovato che il rapporto fra la componente invisibile della massa e quella visibile è di circa 2, tuttavia si è propensi a credere che anche la massa invisibile sia probabilmente barionica, non nella forma di vecchie stelle a bassa luminosità, che si sa essere assenti, ma come dense nubi di idrogeno molecolare in condizioni difficili da rivelare.
Science, 29 Jun 2007, Vol. 316, pg. 1874 - L. Mayer - Si ritiene che buchi neri supermassivi (SMBH) che pesano miliardi di masse solari risiedano al centro di tutte le maggiori galassie. Le galassie si fondono frequentemente insieme ai loro aloni di materia oscura e gli SMBH si portano al centro della più grande di queste a causa della frizione dinamica ed alla fine formano un sistema binario. Man mano che la separazione fra la coppia binaria diminuisce nello sfondo delle stelle soggette all’interazione dei tre corpi, le stelle che passano vicine i buchi neri vengono catturate o espulse a grande velocità e, continuando ad avvicinarsi i buchi neri, si esalta la perdita di energia a causa dell’emissione di onde gravitazionali. Alla fine i due buchi neri si fondono, ma possono finire di avvicinarsi se prima si esauriscono le stelle le cui orbite sono vicine. Durante il processo di fusione delle galassie, gli SMBH si evolvono insieme al ricco contenuto di gas che li circondano come nel caso delle due galassie nell’infrarosso NGC6240 e Arp220 che contengono gas per 10E9 masse solari e formano turbolenti dischi ruotanti in modo coerente che agiscono sull’evoluzione dei due SMBH con il loro attrito. Una recente simulazione di questo processo è partita da due galassie separate, ognuna con il buco nero al centro ed il disco galattico di gas intorno interagenti gravitazionalmente con azioni mareali sui gas formando code e pennacchi che si evolvono fino al costituirsi della coppia binaria di buchi neri in un intervallo di 6 miliardi di anni. La simulazione è basata su un modello n-corpi ad alta risoluzione comprendente un insieme di particelle idrodinamiche che seguono i due buchi neri da una distanza di 100 kparsec fino a pochi parsec (pc) in un campo di densità di 10 ordini di grandezza e due galassie di uguale massa come la nostra Via Lattea insieme ad un disco di stelle e gas aventi distribuzione di densità esponenziale ed un alone sferico di materia oscura. I due SMBH sono rappresentati da masse puntiformi di 2,6*10E6 masse solari al centro di ciascuna galassia. Nella simulazione le galassie si avvicinano più volte facendo agire la frizione dinamica. Dopo 5 miliardi di anni i due aloni di materia oscura si sono fusi ed i due centri barionici sono separati da 6 Kpc e continuano a spiralizzare. Il 60% dei gas sono concentrati in poche centinaia di kpc ed i due SMBH sono circondati ciascuno da dischi di circa 4*10E8 masse solari. A questo punto si ferma la simulazione e la si riprende con maggiore risoluzione. La nuova simulazione tiene conto della formazione di stelle con una frequenza di 30 masse solari all’anno mentre i due nuclei cominciano a fondersi ed analizza intervalli di 10 milioni di anni. Dopo 5,12 miliardi di anni dall’inizio i nuclei gassosi si sono riuniti in un unico disco con una massa di 3*10E9 masse solari e dimensioni di circa 75 pc ed i due SMBH all’interno del disco che è diventato più massivo della somma dei due dischi progenitori perché altro gas è affluito nell’ultima fase della collisione. La parte dominante della massa si trova però entro poche centinaia di parsec dal centro, i due buchi neri su orbite eccentriche ed il disco fortemente turbolento con una dispersione delle velocità di 100 km/s. I due SMBH si avvicinano da 40 pc a pochi parsec in meno di un milione di anni. A questo punto i due buchi neri sono legati fra di loro gravitazionalmente perché la massa dei gas vicini è inferiore alla loro. L’attrito dinamico li avvicinerà in tempi più lunghi tipicamente dell’ordine di 50 milioni di anni. Per galassie molto distanti (alto redshift) la formazione di SMBH binarie deve essere molto comune e sono fra le maggiori candidate come sorgenti di onde gravitazionali a frequenze di millihertz rivelabili in futuro dal sistema spaziale LISA (Laser Interferometer Space Antenna). Per le galassie maggiori il decadimento può essere più veloce.
Science, 6 Jun 2008, Vol. 320, pg. 1298 - Edward P. J. Van den Heuvel - Le pulsar sono stelle di neutroni che ruotano rapidamente emettendo fasci di onde radio che, se ricevuti dalla Terra, producono impulsi regolari con periodi che variano da 1 ms a 8 s. Delle circa 1600 pulsar note nel disco della nostra galassia, il 5% circa hanno impulsi di periodo inferiore a 10 ms. Molte di queste pulsar da ms hanno una stella compagna che è una nana bianca e tutte queste binarie hanno orbite perfettamente circolari. La scoperta di una pulsar da millisecondi con massa 30% superiore ad altre binarie ed orbita molto eccentrica per una compagna che è probabilmente una stella simile al Sole, fa ora pensare che l’alta eccentricità sia dovuta all’interazione di una terza stella. Le stelle di neutroni ed i buchi neri sono gli oggetti più densi dell’universo ed hanno campi gravitazionali molto intensi. Si formano per il collasso dei nuclei di stelle che superano le 8 volte la massa solare dopo un’esplosione di supernova. Con un peso di 1,4 la massa del Sole ed un diametro di 20 km, una stella di neutroni è essenzialmente un nucleo atomico formato da 10E57 neutroni tenuti insieme dall’attrazione gravitazionale che è di 11 ordini di grandezza superiore a quella esistente sulla superficie della Terra e questa gravità permette una velocità di 1000 rotazione al secondo. Il trasferimento di materia dalla stella compagna alla pulsar tende a ridurre il periodo di rotazione. L’orbita circolare della coppia è l’evoluzione finale della classe di low-mass x-ray binaries (LMXB) formate fa una stella di neutroni ed una compagna con meno di 1,5 masse solari. Il trasferimento di materia può durare centinaia di milioni di anni riducendo il periodo di rivoluzione e circolarizzando l’orbita per effetto delle forze mareali. Alla fine la stella compagna diviene una nana bianca. Per spiegare l’eccentricità osservata nell’ultima pulsar del piano galattico, J1903+0327, si pensa che qualche cosa abbia disturbato l’orbita circolare del sistema. Fra le possibilità c’è quella di un altro corpo e quindi la presenza di tre stelle invece che di due, cosa che però è di tre ordini di grandezza più probabile solo negli ammassi globulari. Ripetendo la cattura di altre stelle, le pulsar degli ammassi globulari accrescono la loro massa fino a 1,8 masse solari. L’azione della terza stella può rendere di nuovo eccentrica la primitiva binaria o creare uno scambio, o farla sfuggire dal cluster. Come spiegazione alternativa si è pensato ad una struttura gerarchica composta da una normale binaria circolare, pulsar da millisecondi e nana bianca, ed una terza stella più lontana che con la sua azione gravitazionale induce eccentricità sulla binaria interna. La nana bianca potrebbe alla fine evaporare per le azioni gravitazionali e fondersi con la pulsar.
Science, 22 Aug 2008, Vol. 321, pg. 1047 - Philip J. Armitage - Una delle caratteristiche nella formazione delle stelle è la sua universalità. Benché possono avere masse che coprono tre ordini di grandezza, la distribuzione delle masse fra le stelle in formazione, detta initial mass function (IMF), è la stessa negli ambienti più diversi della nostra galassia. I teorici pensano che questa universalità viene a mancare in condizioni estreme, come ad esempio per le prime stelle che si sono formate nei gas senza elementi metallici dopo il big bang. Mancano però prove osservative di questa teoria. I. A. Bonnell e W. K. M. Rice dell’università di St. Andrews, in Scozia, hanno eseguito delle simulazioni per studiare la formazione di stelle osservata nelle immediate vicinanze di buchi neri supermassivi. In realtà è sorprendente trovare stelle che si formano nelle vicinanze di buchi neri a causa delle forze mareali che agiscono sulle nubi di gas molecolari. Tuttavia osservazioni al centro galattico rivelano la presenza di due popolazioni di stelle massive la cui corta vita dimostra che si sono formate in tempi relativamente recenti. La prima popolazione di stelle di tipo S più vicine al buco nero hanno un periodo orbitale di circa 10 anni. Il monitoraggio delle orbite su un lungo periodo è stato usato per misurare la massa del buco nero con alta precisione per rivelare gli scostamenti dalla legge di Newton per effetto relativistico. Più distante dal buco nero è la seconda popolazione di circa 100 stelle di grande massa formatasi circa 6 milioni di anni fa. Queste stelle orbitano il buco nero in un singolo disco ed il loro IMF contiene molte più stelle massive di quanto ci si aspetta in una normale formazione. L’idea proposta per una spiegazione è che si sono formate in un normale ambiente prima di spiralizzare intorno al buco nero. Le stelle di tipo S si sono formate come binarie e poi separate durante il flybye con il buco nero ed una è stata eiettata fuori dal centro galattico. Questo scenario è confermato dall’identificazione di stelle iperveloci in altri punti della Via Lattea. Un modello alternativo postula che una nube molecolare, ancora a distanza dal buco nero da non risentire delle forze che la rendono instabile, forma dei dischi eccentrici dove si formano le stelle. Molta della nube molecolare dentro i 100 anni luce dal buco nero si allontana dal centro e le simulazioni dovrebbero vedere quanta parte si porta lontano da traiettorie convergenti.
Science, 2 Jan 2009, Vol. 323, pg. 45 - David R. Soderblom - Determinare da quanto tempo si è formata una stella, è più difficile di quanto sembra. A volte si vuole sapere l’età delle stelle che hanno dei pianeti e vogliamo sapere quanto tempo un sistema planetario ha avuto per formarsi ed evolvere. Su più grande scala, si vuole conoscere la storia della nostra Via Lattea: se l’alone della nostra galassia si è formato all’origine o dai frammenti delle galassie satelliti catturate. Se il disco si è formato dopo l’alone o contemporaneamente. Molti problemi di base possono essere risolti se potessimo stabilire le età delle stelle in modo affidabile. Lo stato fisico delle stelle, dimensioni, temperatura ed energia totale emessa, è determinato dalla loro massa, dalla composizione chimica e dall’età. L’età è importante perché le reazioni nucleari alterano la composizione cambiandone la struttura. Noi posiamo misurare direttamente la massa di una stella che ha una compagna e determinare direttamente la composizione della sua superficie analizzandone lo spettro. Possiamo però misurare solo l’età esatta del nostro Sole perché siamo in grado di analizzare la materia del sistema solare in laboratorio, cosa che non si può fare per le altre stelle. Il Sole è importante perché dal suo modello si possono scoprire i dettagli dell’interno di altre stelle. La nostra comprensione dell’evoluzione delle stelle è legata strettamente allo studio dei cluster di stelle, gruppi di centinaia di migliaia di stelle che hanno tutte forse la stessa composizione ed età. Alcuni astrofisici hanno scoperto con lo Hubble Space Telescope (HST) popolazioni di singoli cluster globulari che sono fra i più antichi componenti della Via Lattea. L’età di molte stelle dipende dal modello ed ha molte incertezze (10-20%). Più affidabile è l’età relativa e questo spiega perché i cluster globulari sono così interessanti. Nella nostra galassia, l’età delle stelle più antiche viene stimata dal decadimento del torio o dell’uranio, ma è l’età di quando si sono formati gli isotopi, non necessariamente l’età della stella e rimane sempre incerta l’abbondanza iniziale degli elementi. Altre stime dell’età sono empiriche. Per esempio stelle come il Sole perdono con il tempo momento angolare e stelle convettive, come il Sole, generano campi magnetici attraverso l’interazione della convezione e della rotazione. Il campo magnetico di un stella si riduce nel tempo e può essere calibrato. Questi indicatori possono essere calibrati attraverso i cluster che hanno stelle di età ben determinata. Una soluzione è offerta dall’Astrosismologia. La missione CoRoT dell’ESA ed il Kepler della NASA faranno delle misure ultraprecise delle variazioni di luminosità delle stelle di tipo solare in modo da determinare le oscillazioni stellari. Si potranno determinare solo i modi di ordine più basso, la parte che cambia di più con l’età delle stelle e con la fusione dell’idrogeno in elio. Questo fatto rende l’astrosismologia un potente metodo per ricavare l’età delle stelle se il modello è quello delle stelle solari. Per le altre interviene la dipendenza dal modello.
Science, 16 Jan 2009, Vol. 323, pg. 323 - Yudhijit Battacharjee - Per comprendere l’evoluzione complessiva dell’universo, gli astronomi vogliono sapere con quale frequenza le galassie vengono in collisione. Alla riunione annuale dell’American Astronomical Society, un team ha presentato un rapporto su un nuovo metodo per scoprire l’unione delle galassie: osservare la danza della fusione dei due buchi neri centrali. Quest’idea rafforza l’ipotesi che dalla fusione delle galassie si formano i quasar. Tradizionalmente gli astronomi scoprono le galassie che si fondono dalla loro forma strana o dal fatto che sono molto vicine sul punto di fondersi. Poiché la maggior parte delle galassie hanno dei buchi neri supermassivi nel loro centro, si è pensato che le galassie che si sono fuse recentemente hanno i loro buchi neri che spiralizzano al centro. Se essi hanno intorno abbastanza gas, questo collassa nei buchi neri rilasciando energia e converte uno o ambedue i buchi neri in nuclei galattici attivi (AGN) o quasar. Gli astronomi così ricercano gli spettri delle galassie fino a 8 miliardi di anni fa con il DEEP2 Galaxy Redshift Survey per scoprire i segnali di AGN escludendo quelle che sono nella fase di formazione di stelle perché hanno emissioni simili. Le galassie nella fase di fusione hanno i centri che si muovono più rapidamente con uno shift doppler più alto e, poiché i due nuclei si muovono in senso contrario, ne risulta un doppio picco nello spettro. Questo è ciò che i ricercatori hanno trovato in due delle 107 galassie selezionate, concludendo che si trattava di coppie di AGN. In altre 35 galassie si è trovato un solo picco, ma spostato rispetto a quelle normali, indicando che si trattava di un AGN che spiralizzava intorno ad un buco nero. Il risultato è un totale di 37 galassie che si sono fuse recentemente fra 4 e 7 milioni di anni fa, più di un terzo del totale esaminato.
Science, 16 Jan 2009, Vol. 323, pg. 323 - Yudhijit Battacharjee - Chi si è formato prima, la galassia o il buco nero? Molte galassie hanno un buco nero massivo al centro; esso potrebbe essere il seme intorno a cui si è formata la galassia oppure è nato dopo la sua formazione. Il risultato di uno studio, presentato alla riunione annuale dell’American Astronomical Association, è che i buchi neri sono venuti prima e questo porterà ad una migliore comprensione di come sono nate la galassie. Le galassie dell’universo vicino sembrano essere quasi uniformemente 700 volte più massive di buchi neri nel loro centro. Si è partito da questo per stabilire se i buchi neri guidano l’accrescimento delle galassie o viceversa. I ricercatori hanno osservato le galassie più lontane, come quelle nate un miliardo di anni dopo il big bang, usando il Very Large Array radio telescope del New Mexico ed il Plateau de Bure Interferometer in Francia. Osservando i segnali radio emessi dalle nubi di gas in 4 di queste galassie, si sono calcolate le loro masse e quindi confrontate queste con quella del loro buco nero ottenuta usando telescopi ottici. Si è trovato che le galassie avevano solo circa 30 volte la massa del loro buco nero. Se le galassie del primo universo avevano un rapporto di massa così basso rispetto al loro buco nero, in confronto a quello delle galassie più recenti, si deduce che i buchi neri si sono formati prima delle galassie e le hanno fatte crescere intorno a loro. Il risultato sembra essere in contraddizione con il fatto che l’enorme energia irradiata dal buco nero attivo dovrebbe impedire alla galassia di accrescersi. Sono necessari ulteriori studi su come buchi neri e galassie si influenzano fra di loro e ci sono quelli che criticano le conclusioni perché dedotte non dal moto delle stelle ma dei gas che, dipendendo anche da forze non gravitazionali, come i campi magnetici, portano a sottostimare la massa delle antiche galassie.
Science, 6 Feb 2009, Vol. 323, pg. 719 - Barbara Whitney - I processi che dominano la formazione delle stelle sono la gravità, la rotazione e ed i campi magnetici che agiscono sulle nubi di gas e di polveri. I campi magnetici e la pressione dei gas impedisce il collasso gravitazionale, ma una volta che la nube di gas è diventata abbastanza densa, dominano gravitazione e rotazione. Al centro si forma il nucleo di una stella che si accresce con i gas che convergono. Questo è solo meccanica classica formulata da Isaac Newton 300 anni fa. Per una stella con massa simile al nostro Sole, la teoria della sua evoluzione fino alla fusione dell’idrogeno è stata ben sviluppata e provata dalle osservazioni. Per le stelle con massa da 20 a 100 volte la massa solare avvengono processi più sofisticati. Mark R. Kumholz ed altri del Dipartimento di Astronomia dell’Università di California, Santa Cruz, hanno introdotto un modello dipendente dal tempo per spiegare i processi fisici che intervengono nella formazione delle stelle massive. Per le stelle di circa 20 masse solari, si deve tenere conto della pressione esercitata dai fotoni sui grani di polvere. I calcoli mostravano che questa pressione arresta l’accumulo di materia, tuttavia sono state osservate stelle di 120 masse solari. In realtà il calcolo assumeva una geometria sferica che è monodimensionale; se si introduce la rotazione, con la formazione di un disco si passa ad un modello bidimensionale e con questo si dimostra che l’accrescimento delle stelle si ferma a 40 masse solari. Utilizzando invece un vero modello tridimensionale, intervengono processi come le instabilità che permettono la formazione di stelle più massive. Kumholz ha descritto una simulazione tridimensionale che ha funzionato per i primi 50000 anni del collasso di una nube di gas e polveri avente 100 masse solari in lenta rotazione. Una lenta rotazione a grande distanza diviene rapida durante il collasso per la conservazione del momento angolare e la nube collassa rapidamente nei primi 4000 anni. A causa della concentrazione della materia nel piano del disco, si formano instabilità con due braccia a spirale nel piano del disco dopo circa 20000 anni e queste permettono l’accumulo di altro materiale e l’accrescimento ulteriore della massa. Dopo circa 17000 anni, quando il nucleo centrale ha raggiunto le 17 masse solari, la pressione di radiazione comincia a superare la forza di gravità in direzione perpendicolare al disco formando dei bulbi, ma altro materiale si va accumulando dal piano del disco. Questo meccanismo è quello delle instabilità di Rayleigh-Taylor ben studiato nella meccanica classica dei fluidi. La velocità con cui la massa cade verso il centro è variabile e può provocare la formazione di una seconda stella più piccola nel disco. Alla fine della simulazione le masse delle due stelle sono di 33 e di 47 masse solari con altre 20 masse solari ancora nel disco ed un futuro ancora incerto. Comprendere la formazione delle stelle massive è un fondamentale obiettivo dell’astronomia. Dalle stelle massive si formano gli elementi più pesanti all’interno del nucleo e durante le esplosioni di supernova. Si modifica la composizione dei gas e delle polveri nello spazio e si stimola la formazione di nuove stelle. La simulazione di Kumholz ha impegnato 40 giorni di tempo di calcolo su 256 computer che lavoravano simultaneamente. Questa è solo la prima di molte altre simulazioni più sofisticate che seguiranno perché rimangono ancora molte domande senza risposta. Fra queste come si evolve la protostella centrale, come inizia la combustione dell’idrogeno nel nucleo mentre la superficie continua a ricevere materia, in quale momento il vento della pressione di radiazione comincia a spazzare il disco che l’avvolge, come il disco sopravvive a lungo in modo da formare i pianeti e se la formazione dei pianeti è possibile solo per le stelle di piccola massa come il nostro Sole.
Science, 12 Jun 2009, Vol. 324, pg. 1396 - Michael Kramer - Le stelle di neutroni sono fra gli oggetti dell’universo che ruotano più velocemente. Essi hanno un diametro di circa 20 km e possono ruotare fino a 43000 volte al secondo portando la velocità all’equatore a valori superiori al 10% di quella della luce. Si sono avute prove di uno scenario di evoluzione nella formazione di questi oggetti estremi corrispondenti alle radio pulsar di millisecondi. Si è osservata una stella di neutroni binaria con un periodo di radioimpulso di 1,69 ms ed una compagna ottica di piccola massa. Pochi anni fa questo sistema era stato identificato come una binaria di piccola massa a raggi X (LMXB=Low Mass X Binary), membro di una classe creduta da tempo come la progenitrice delle radio pulsar da millisecondi. La storia inizia con la scoperta della prima pulsar binaria, la PSR B913+16, fatta da Hulse e Taylor nel 1974. Questa pulsar fornì la prima prova dell’esistenza di una radiazione gravitazionale facendo guadagnare agli scopritori il premio Nobel nel 1993 e suscitò un grande interesse sull’evoluzione di questi sistemi. Essa era non solo una pulsar di un sistema binario, ma il suo periodo di rotazione (59 ms), la sua età (100 milioni di anni) ed il suo campo magnetico modesto (10E10 G) la rendevano diversa dalla popolazione delle pulsar nota a quel tempo. Fu proposto che queste proprietà potevano essere spiegate da una storia evolutiva che aveva accelerato la sua rotazione con il trasferimento di massa dalla sua compagna. Fu trovata una pulsar ancora più rapida a 1,56 ms senza prova della presenza di una compagna perché probabilmente questa era stata distrutta nel processo. Questo scenario è stato confermato dalla successiva scoperta di pulsar da 100 ms delle quali più di due terzi erano sistemi binari. La maggior parte delle compagne erano nane bianche con masse di 0,2 masse solari. Nello scenario standard dell’evoluzione per le pulsar da millisecondi una stella di sequenza principale con massa superiore a 8 masse solari è in orbita con una stella di circa una massa solare ed evolve in una supergigante che esplode in una supernova e forma una stella di neutroni visibile come radio-pulsar. La pulsar di tipo standard finisce di emettere onde radio dopo alcune decine di milioni di anni. La sua compagna di massa ridotta evolve più lentamente, ma poi espande finché una parte della sua massa sfugge gravitazionalmente attratta dalla pulsar e si accumula sulla sua superficie emettendo raggi X e formando una LMXB. In questo processo aumenta il momento angolare della pulsar che porta il suo periodo nel campo dei millisecondi. Fermatosi l’accrescimento, riprende l’emissione radio come pulsar da millisecondi. Rimangono ancora alcuni punti oscuri. Non sappiamo fino a quanto il periodo della pulsar può ridursi con l’accrescimento. Fino ad oggi il periodo più piccolo misurato è di 1,39 ms. Altri processi, come la radiazione gravitazionale può ridurre l’accrescimento del momento e quindi la massima frequenza di rotazione. La caccia alle pulsar inferiori al millisecondo è in corso e per il momento il modello trovato è corretto.
Science, 24 Jul 2009, Vol. 325, pg. 399 - Mitchell Begelman - Un buco nero ingoia materia e spesso emette un getto di plasma che può raggiungere velocità vicine a quelle della luce. Nella gigantesca galassia ellittica M87, distante 50 milioni di anni luce, le osservazioni delle emissioni radio hanno indicato che questi jet partono da una distanza di 100 raggi dall’orizzonte degli eventi. I raggi gamma rivelati dal jet provano che le particelle sono accelerate a energie molto alte, ma la scarsa definizione angolare dei telescopi a raggi gamma, impedisce una diretta determinazione di dove sono emesse le particelle. In un intervallo di pochi giorni, all’inizio del 2008, tre indipendenti array di rivelatori a raggi gamma, hanno indicato un improvviso aumento della radiazione della M87. La banda VHE, cui corrisponde un’energia dei fotoni di circa un teraelettronvolt (TeV) è stata misurata a terra rivelando la radiazione di Cherenkov emessa dai fotoni che attraversano l’atmosfera. Allo stesso tempo il Very Long Baseline Array (VLBA) ha notato un aumento delle radio emissioni dal buco nero e, la coincidenza è una prova che i due fenomeni sono connessi. I raggi gamma VHE possono essere assorbiti dai fotoni infrarossi e luminosi per creare coppie elettroni-positroni e questo succede nei quasar vicino ai buchi neri. Molti teorici hanno concluso che la radiazione si produce lontano dal buco nero a centinaia di migliaia di raggi dall’orizzonte degli eventi. Un’altra curiosa caratteristica dell’emissione di M87 è che il jet non punta verso di noi, ma è spostato di un angolo fra 15 e 30° della nostra linea di mira. Il jet produce radiazioni non solo alle lunghezze d’onda radio e gamma, ma a tutte quelle intermedie. I raggi gamma sono dominanti, ma c’è un secondo largo picco di radiazioni a lunghezze d’onda più lunghe. Non è chiaro come si producono queste radiazioni, le più lunghe si possono produrre come radiazione di sincrotrone degli elettroni nel campo magnetico del jet, le più lunghe per scattering Compton degli elettroni energetici, ma non si sa se i fotoni, per il processo di scattering, vengono dalla radiazione di sincrotrone o da altra sorgente. Un altro problema è quale sia la sorgente di potenza, se quella contenuta dal gas, che spiralizza prima di essere inghiottito, o dall’energia rotazionale del buco nero stesso. Non si sa pure se il jet è costituito da normale plasma di protoni ed elettroni o da un mix esotico di elettroni e positroni. L’astronomia dei raggi gamma dovrà risolvere questi problemi non solo con l’array di terra da TeV, ma anche con il Fermi Gamma-Ray Space Telescope lanciato nel 2008, che sarà operativo alla fine dell’anno.
Science, 18 Sep 2009, Vol. 325, pg. 1494 - Yudhijit Bhattacharjee - Il 23 aprile di quest’anno, l’astrofisico Nial Tanvir dell’università di Leicester, UK, ricevette al suo telefono cellulare un messaggio automatico che lo avvertiva della rivelazione di un gamma ray burst (GRB) dal satellite Swift della NASA. Gli astronomi coinvolti nei GRB ricevono da 2 a 3 avvisi la settimana su nuovi GRB e si affrettano a puntare i telescopi terrestri per osservare l’andamento delle emissioni che si attenuano fino a sparire in ore o giorni. Molti GRB provengono dal vicino universo, ma altri provengono da distanze di miliardi di anni luce e sono una finestra sul primo universo. Il GRB osservato da Tanvir, il GRB090423, è stato il più lontano mai visto dagli astronomi. Nei rapporti di Tanvir e del team competitore dell’astronomo italiano Ruben Salvaterra, il GRB aveva un redshift di 8,2, e quindi proveniva da 625 milioni di anni dopo il big bang, quando l’universo aveva solo il 5% della sua presente età. La luce aveva impiegato più di 13 miliardi di anni per arrivare fino a noi. L’universo ebbe inizio con le prime stelle, poche centinaia di milioni di anni dopo il big bang, e quindi il GRB viene da un’epoca molto vicina al magico inizio della “prima luce”. Subito dopo aver ricevuto l’avviso, Tanvir conversava per e-mail con i suoi colleghi del Joint Astronomy Centre (JAC) di Hilo delle Hawaii per usare l’United Kingdom Infrared Telescope (UKIRT) sulla sommità di Mauna Kea. Le osservazioni sarebbero state possibili, ma c’era vento con raffiche fino a 80 km/ora e le immagini sarebbero risultate inutilizzabili. La notte era vicina e alla JAC decisero di provare per 20 minuti, 21 minuti dopo l’avviso; oltre risultò impossibile. Tanvir era anche in contatto con il telescopio di 8 m del Gemini Observatory, pure a Mauna Kea, che aveva iniziato le osservazioni nella banda ottica entro 2 minuti dall’avviso. La luce visibile era stata spostata del redshift nel vicino infrarosso e la luce ultravioletta della sorgente, spostata nella banda ottica, era stata assorbita dall’idrogeno intergalattico e quindi non si era osservato nulla. Il sensore all’infrarosso del Gemini, che iniziò 75 minuti dopo l’avviso, confermò il redshift elevato che impediva di vedere la banda ottica. L’immagine sfocata dell’UKIRT permise di valutare con lo spettroscopio il redshift compreso fra 7 e 9. Una seconda possibilità era di usare il Very Large Telescope (VLT) da 8,2 m dell’ESO in Cile, ma bisognava attendere che sul posto si facesse notte. Per Tanvir sarebbero state le 1:30. Un problema tecnico sul VLT provocò un ulteriore ritardo e, solo 17,5 ore dopo l’avviso, iniziarono le osservazioni e si cominciarono a rilevare gli spettri con l’Infrared Spectrometer And Array Camera (ISAAC). Nel frattempo i ricercatori del Max Planck Institute (MPI), in Germania, avevano misurato un redshift di 8 dalle immagini prese, 15 ore dopo l’avviso, con il telescopio da 2,2 m di MPI ed ESO, alla Silla Paranal, in Cile. Nel frattempo, il team italiano concorrente dell’Istituto di Astrofisica di Merate, diretto da Salvaterra, aveva iniziato l’analisi spettrale dei dati raccolti dal Telescopio Nazionale Galileo da 3,6 m a La Palma nelle isole Canarie, 3 ore prima del VLT. I dati del redshift di 7,6 furono messi in rete alle 4:00 a.m.. Alle 8:20 a.m., Tavier mise in rete i suoi risultati, con un redshift di 8,2, dimostratosi il più accurato. La gara fra i due team era stata vinta dal team italiano in ordine temporale, ma da Tavier per il dato più accurato. Gli astronomi sanno di avere più possibilità di pubblicare le loro scoperte sulle migliori riviste combinando le osservazioni e i due team si accordarono per questo. Rimaneva da decidere chi doveva essere il primo autore e su questo mancò l’accordo. Ambedue liberarono separatamente ma simultaneamente i due rapporti il 9 giugno. Salvaterra avanzò la supposizione che la stella esplosa avesse elementi più pesanti dell’idrogeno ed elio e quindi non apparteneva alla prima generazione di stelle. Tavier affermò che i dati spettroscopici non potevano supportare questa conclusione, Gli astronomi ora sperano di scoprire altre GRB più lontane e di essere in grado di eseguire le analisi con maggiore rapidità.