Nano brune: stelle mancate

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Kua nelle Hawai, qualcuno nel maggio scorso notò una stella con una luce più fiacca delle altre e pensò di trovarsi di fronte a qualcosa di molto speciale. Oggi sappiamo che aveva ragione. Forse perché l'osservatrice dietro il telescopio, non era proprio una dilettante, ma l'astronoma Anna Frebel dell'Australian National University. E la stella "fioca" è una stella primitiva, forse una delle prime a comparire nell'universo.
Analizzando la luce e le radiazioni emesse da questo corpo celeste, gli scienziati hanno scoperto che la sua composizione chimica è unica: ha un'abbondanza di elementi leggeri e una piccola quantità (la minore mai registrata finora) di elementi pesanti - come il ferro - molto comune, invece, nelle stelle finora osservate e nel Sole.

Un, due, tre... Stella. E proprio per le sue singolari caratteristiche chimiche la HE1327-2326, come è stata ribattezzata, potrebbe essere una stella molto antica, che ha cominciato a brillare addirittura subito dopo la formazione dell'universo, circa 13,7 miliardi di anni fa. Secondo Frebel gli elementi leggeri che la compongono in massima parte erano presenti nei gas incandescenti che si sono formati nei 15 minuti successivi al Big Bang . E solo molto tempo più tardi si sono formate stelle con una maggiore quantità di ferro. Il Sole è una di queste stelle “giovani” che, secondo alcune stime, si è formato circa 5 miliardi di anni fa. «La scoperta segna un importante passo avanti nella ricerca - afferma Frebe - è il più basso livello di ferro mai registrato in una stella».
Lo suo studio di questo vero e proprio "relitto" stellare, potrebbe avere una grande rilevanza nella ricerca sulla formazione delle stelle.





Tratto da: Focus

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Stelle neonate:
Gli astronomi del telescopio spaziale Hubble hanno utilizzato l'Advanced Camera for rveys per scrutare a fondo la piccola Nube di Magellano, una galassia satellite della Via Lattea, visibile a occhio nudo nella costellazione meridionale del Tucano, che dista 210mila anni luce dalla Terra.

Grazie ai sorprendenti mezzi del telescopio spaziale Hubble gli astronomi hanno scoperta un ammasso di stelle neonate, celate nella nebulosa NGC 345, in lenta formazione a partire da nubi di gas in fase di collasso gravitazionale. Gli astronomi hanno calcolato che la più piccola di queste stelle ha solamente la metà della massa totale del nostro Sole e non ha neppure iniziato a bruciare il proprio idrogeno.

Le galassie nane assieme alla piccola Nube di Magellano sono considerati fenomeni celesti molto importanti per lo studio dell'evoluzione delle galassie e la nascita delle stelle nell'universo primordiale. Esse vengono considerate “mattoncini” da costruzione delle galassie “adulte”.

Stelle magnatar:
Le magnetar sono speciali stelle di neutroni con elevatissime proprietà magnetiche, da 1014 a 1015 Gauss. Un recente studio, svolto da astrofisici del Marshall Space Flight Center della NASA, ha appurato che questi oggetti cosmici, che sono in grado di smagnetizzare una carta di credito a una distanza di 150 mila chilometri, sono molti di più di quanto si credeva.



L'individuazione delle magnetar è stata fatta dopo aver osservato e analizzato esplosioni provenienti da una potentissima stella a neutroni all'interno della Via Lattea. I dati analizzati sono stati trasmessi dai dispositivi astronomici MM-Newton dell'ESA e Rossi X-ray Timing Explorer della NASA. Le magnetar individuate nella nostra galassia sono una decina ma, secondo gli astrofisici statunitensi e canadesi che compongono il team di studio, potrebbero essercene anche molte altre centinaia. Sono le loro particolari caratteristiche di questo tipo di stelle, come ad esempio l'attivarsi e il disattivarsi in continuità senza mai raggiungere una luminosità stabile, a indurre gli studiosi nel azzardare una tale ipotesi.



Campo magnetico superficiale di Tau Scorpii (una stella massiccia), ricostruito tramite la tecnica dello Zeeman-Doppler imaging.
Gli astrofisici stanno attualmente studiando una stella che, con ogni probabilità, diventerà una magnetar. Si tratta della stella 1E 2259+586, situata nella costellazione di Cassiopea, a una distanza dalla Terra di circa 18.000 anni luce. I risultati dello studio sono stati divulgati nel corso del recente convegno dell'American Astronomical Society ad Atlanta.

Quotidiano Ecplanet - Mercoledì 16.4.2008 - Index

Campo magnetico superficiale di SU Aurigae (una giovane stella T Tauri), ricostruito mediante l'uso della tecnica dello Zeeman-Doppler imagingLe stelle T Tauri sono una tipologia di stelle pre-sequenza principale che sono riscaldata dalla contrazione gravitazionale e non hanno del tutto iniziato a fondere l'idrogeno in elio nel proprio nucleo.
Si tratta di stelle variabili che mostrano una grande attività magnetica. Si ritiene che i campi magnetici di tali stelle interagiscano con i forti venti stellari da esse prodotti, trasferendo il proprio momento angolare al disco protoplanetario circostante; ciò permette alla stella di rallentare la propria velocità di rotazione mentre essa collassa.

Le piccole stelle di classe M (con masse comprese tra 0,1 e 0,6 masse solari) che mostrano rapidi ed irregolari fenomeni di variabilità sono dette stelle a brillamento.
Gli astronomi ritengono che tali fluttuazioni siano causate dai flare, nonostante l'attività magnetica complessiva risutli più forte relativamente alle dimensioni della stella, i flare di questa categoria di stelle arrivano ad estendersi nello spazio per oltre il 20% della circonferenza stellare ed irradiano gran parte della propria energia nelle lunghezze d'onda del blu e dell'ultravioletto.

Le nebulose planetarie si originano quando una gigante rossa espelle nello spazio i suoi strati esterni, formando un guscio di gas in espansione.
Resta però un mistero il perché tali gusci non sempre appaiano simmetricamente sferici.
L' 80% delle nebulose planetarie inoltre non ha una forma sferica, bensì bipolare o ellittica.
Una possibile spiegazione a tale fenomeno è riscontrabile nel ruolo rivestito dal campo magnetico della stella: anziché espandersi in ogni direzione, il plasma espulso tende a sfuggire lungo i poli magnetici della stella.
Le osservazioni delle stellle centrali in almeno quattro nebulose planetarie ha confermato che esse possiedono dei forti campi magnetici.

Al termine del proprio ciclo vitale, alcune stelle massiccie esplodono come supernovae e lasciano come residuo un oggetto compatto, costituito da neutroni, che prende il nome di stella di neutroni.
Le stelle di neutroni conservano buona parte del campo magnetico della stella progenitrice, ma, a causa del collasso cui è andata incontro, il loro campo magnetico risulta enormemente potenziato.
La stella di neutroni ruota rapidamente sul proprio asse, manifestandosi come pulsar, vale a dire una sorgente di onde radio che emette fasci di energia che periodicamente possono essere puntati verso un osservatore, che li percepisce come pulsazioni di onde radio.
Una forma estremamente magnetizzata delle stelle di neutroni prende il nome di magnetar, che si formano a seguito dell'esplosione di una supernova di tipo II. L'esistenza di tali stelle fu confermata nel 1998, tramite le misurazioni della stella SGR 1806-20.
Il campo magnetico di tale stella ne ha incrementato la temperatura superficiale sino a 18 milioni di K e rilascia grandi quantità di energia in gamma ray burst.

Fonte di ricerca: Pagina principale - Wikipedia

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Science ha informato che gli scienziati del Max Planck Institute for extraterrestrial physics di Gharching hanno simulato il completo meccanismo di formazione di un corpo celeste con l'ausilio di un supercomputer.



La sperimentazione ha preso spunto dalla teoria che 5 miliardi di anni fa, il Sole era composto inizialmente da una massa oscura raccolta in una sorta di globulo che in seguito di trasformò in una protostella, una sfera di gas dentro la quale stava incominciando una fusione di idrogeno e elio. La luminosità della stella neonata era molto più accentuata di allora. Gli scienziati non presero molto in considerazione l'evento ritenendo che l'intensità della luminosità fosse doppia di quello attuale.



Grazie alla simulazione col supercomputer, gli astronomi tedeschi hanno scoperto che il nostro astro, quando aveva un'età di un milione di anni, aveva una lucentezza quattro volte quello attuale con una temperatura nella superficie di 500 gradi più calda.

La scoperta è ritenuta importantissima perché permette di comprendere in maniera esaudiente il meccanismo che governa la nascita, la formazione e l'età delle stelle.

Visto che per determinare l'età di una stella giovane gli astronomi si basano sulla sua lucentezza e temperatura, Sorge spontaneo un dubbio: se la luminosità di una protostella è più intensa, anche la sua età potrebbe essere sottostimata.

I risultati di questo importante studio aiutano pure nella ricostruzione del clima primordiale della Terra. A quei tempi, il Sole era una stella giovane (aveva pochi milioni di anni), dopo qualche centinaio di milioni di anni avrebbe perso la sua luminosità e conseguentemente una parte del suo calore. Paradossalmente secondo i geologi, la temperatura della Terra rimase tiepida.

La soluzione al dilemma è Vicina: forse il Sole, anche se perdeva forza e calore, nato con una forza maggiore del previsto, poteva ancora riscaldare la Terra.

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Eta Carinae (η Carinae) è una stella molto massiccia (100-150 volte più del Sole) e molto luminosa (4 milioni di volte più del Sole), nella costellazione della Carena (ascensione retta 10h 45.1 m, declinazione -59°41m). La stella è circondata da una nebulosa grande e luminosa, conosciuta come Nebulosa di Eta Carinae, o Nebulosa Buco della Chiave, o NGC 3372.

Un aspetto molto peculiare di Eta Carinae è la sua luminosità variabile; infatti la stella è annoverata tra le variabili del tipo S Doradus. Quando fu catalogata per la prima volta nel 1677 da Edmond Halley, era di quarta magnitudine. Negli anni successivi divenne più luminosa, raggiungendo il massimo nell'aprile 1843 quando, nonostante la sua enorme distanza (7000-10000 anni luce), con una magnitudine di -0,8 era la seconda stella più brillante del cielo (dopo Sirio). In seguito si affievolì, e tra il 1900 e il 1940 era solo di ottava magnitudine, quindi invisibile ad occhio nudo. Riprese poi a salire lentamente, ed oggi (2004) è di magnitudine 5 o 6, dopo un inatteso raddoppio della sua luminosità tra il 1998 e il 1999.



L'ambiente attorno ad Eta Carinae mostra tracce di grandi esplosioni, l'ultima avvenuta attorno al suo massimo di luminosità nel 1841. La ragione è sconosciuta, ma la possibilità più accreditata è che si verifichino a causa della pressione di radiazione accumulata dall'enorme luminosità della stella. Il materiale soggetto a questi fenomeni energetici forma una nebulosa che circonda la stella, che in una spettacolare immagine del telescopio spaziale Hubble ha la forma di una grande clessidra. Tale forma è tipica di nebulose formate per espulsione di materia dalla stella: la direzione preferenziale è dai poli, ed essi precedono come in una trottola, descrivendo un cerchio nello spazio. La materia espulsa dai poli nord e sud va quindi a creare una nube a forma di clessidra. La nebulosa più esterna, che i primi astronomi descrissero a forma di "buco di una chiave", è invece ben più lontana e non è stata formata da Eta Carinae. La luce della stella però la illumina (rendendola una nebulosa a emissione), e i suoi cambiamenti di luminosità hanno causato anche una variazione nell'aspetto della nebulosa.

Stelle molto grandi come Eta Carinae consumano molto velocemente il loro "carburante" nucleare, e la vita prevista per questa stella è di appena un milione di anni, dopo i quali terminerà come una supernova (per confronto, il Sole ha una vita prevista di 10 miliardi di anni, la metà dei quali sono già passati).

Osservazioni recenti sembrano indicare che Eta Carinae sia in realtà una stella binaria, con una compagna non troppo vicina che le orbita attorno in 5 anni e mezzo.

ESO

Come individuare le stelle del cosmo?
Sappiamo che occorre molto tempo prima che la luce dalle stelle distanti raggiunga la Terra. Se prendiamo in considerazione una stella molto lontana, quando la sua luce giunge a noi, lei si sarà spostata e quindi non è possibile determinare esattamente la sua posizione. Responsabili di questo possono essere gli strumenti usati che hanno indice di rifrazione negativo.

Un materiale con l'indice di rifrazione negativo trasmette diversamente la luce o altra energia che uno con l'indice di rifrazione positivo. Quando una luce attraversa un materiale naturale viene deviata e la quantità di spostamento dipende da quanto il materiale ritarda la velocità del fascio. Nei mezzi negativi con velocità di fase negativa, lo spostamento è nel senso opposto.

Recentemente scienziati dell'università di California San Diego, guidati dal Dott. Akhlesh Lakhtakia hanno trovato un metamateriale che presenta un indice di rifrazione negativa per le microonde, ed in questo modo hanno dimostrato che esistono materiali con fase negativa almeno per quanto riguarda la regione delle microonde dello spettro elettromagnetico. Dopo questi studi si potrà forse creare una lente senza distorsioni da usare in dispositivi di trasmissione ottici mentre nell'universo questi materiali possono impedire la localizzazione di una stella, dato che nello spazio la luce attraversa molti materiali differenti.

Donata Allegri

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Vediamo in concreto come è possibile che una stella pulsi per migliaia di anni, sempre con la stessa ampiezza.

Immaginiamo una stella inizialmente in equilibrio idrostatico e comprimiamone la superficie : al suo interno aumenterà la pressione, la temperatura e quindi il numero di reazioni nucleari.

L'energia che si sprigiona, oltre all'aumentata pressione del gas, tenderà ad arrestare la compressione ed a far dilatare gli strati esterni, dilatazione che, per inerzia, proseguirà oltre la posizione di equilibrio.

Dilatandosi la stella, diminuiranno le reazioni nucleari al suo interno, per cui ad un certo istante le forze gravitazionali prevarranno sulle forze di espansione e la dilatazione si arresterà, la stella tornerà a contrarsi ed inizierà un nuovo ciclo.

La stella quindi oscillerà periodicamente con un'ampiezza ed un periodo che dipendono dalle configurazioni geometriche e fisiche della stella (l'entità dell'oscillazione nell'animazione è volutamente esagerata per chiarezza).
Questa pulsazione però, a causa degli inevitabili attriti interni, tenderà ad arrestarsi (come un oscillatore armonico smorzato), a meno che non esista un meccanismo che fornisca, per ogni ciclo, la spinta sufficiente a vincere gli attriti interni (proprio come un'altalena).

Già negli anni '20 S.A. Eddington, cercò di elaborare un sistema che descrivesse questo meccanismo, ma i progressi maggiori sono stati fatti da S.A. Zhevakin, J.P.Cox e R.F.Christy sviluppando innumerevoli modelli con l'aiuto del calcolatore. Il meccanismo è relativamente semplice e, come come giustamente intuito da Eddington, deve svilupparsi sotto gli strati superficiali delle stelle.

Questo, similmente ad una valvola, impedisce l'uscita dell'energia nella fase di contrazione (quando aumenta la temperatura), per rilasciarla in fase di espansione, fornendo così la spinta necessaria a completare il ciclo. Se questo meccanismo è ben bilanciato, l'astro continuerà a pulsare per lunghissimo tempo.

Dalle misure osservative risulta che la parte (superficiale) della stella coinvolta nelle pulsazioni copre una regione di circa il 10-15 per cento del raggio cioè circa 1/1000. Questi strati superficiali che partecipano alla pulsazione si possono dividere in tre parti:

Parte superficiale: più o meno profonda, costituita da idrogeno ionizzato.
Zona sottostante: di elio ionizzato una volta, dove si manifesta il meccanismo a valvola.
Strato interno, più denso, in cui si smorzano le pulsazioni.
Vediamo ora come funziona questo meccanismo a valvola :

Tre effetti contribuiscono ad eccitare la pulsazione:

Effetto gamma.
Questo effetto ha luogo nello strato di elio parzialmente ionizzato. La contrazione libera energia che, invece di riscaldare lo strato, va spesa per ionizzare ulteriormente l'elio; quindi la temperatura diminuisce e lo strato diventa sempre più freddo di quelli adiacenti (dove per la contrazione, la temperatura è aumentata), per cui deve riassorbire energia.
Durante la successiva espansione, l'elio si ricombina liberando l'energia che aiuta lo strato a vincere gli attriti interni.



Effetto kappa.
Se nello strato ci fosse gas normale, il coefficiente di assorbimento dell'energia da parte del gas stesso (valore dato da una formula nota come espressione di Kramer):

diminuirebbe se la temperatura aumentasse per la contrazione. L'energia prodotta verrebbe quindi dissipata più facilmente.
L'elio invece, fornisce al gas una grande quantità di elettroni che possono assorbire questa energia, senza dissiparla, per poi usarla nella successiva espansione. La presenza degli elettroni aumenta quindi l'opacità del gas.

Effetto raggio.
Un ulteriore apporto di energia all'elio da ionizzare, in fase di contrazione, si ha dal fatto che questo strato arrivando più vicino al centro della stella subisce un'ulteriore aumento della temperatura, cioè altra energia da liberare in fase di espansione. Data però la piccola ampiezza della pulsazione, questo terzo effetto contribuisce in maniera trascurabile.
Il meccanismo a valvola è dovuto alla somma di questi tre effetti.

Lo strato di elio in cui ha luogo questo meccanismo, però deve essere ad una profondità ben stabilita; se si trovasse più in profondità, le pulsazioni (che hanno luogo nelle parti superficiali della stella) sarebbero smorzate in tale strato, per poter dare luogo all'effetto valvola.

Viceversa se fosse troppo in superficie, la sua densità sarebbe così bassa da non consentire un'efficace oscillazione. Per cui se lo strato di elio deve avere determinate caratteristiche perchè abbia luogo la pulsazione, ne deriva che quest'ultima può avvenire soltanto in una particolare zona del diagramma H-R (la zona cioè dove l'astro possiede una determinata configurazione fisica).

Infatti se l'astro è troppo caldo, lo strato deve trovarsi troppo vicini alla superficie, se è troppo freddo, deve essere più in profondità.
Questa zona del diagramma H-R dove ha luogo la pulsazione è detta fascia di instabilità delle Cefeidi, ed è stata determinata sviluppando al calcolatore vari modelli di queste stelle, basandosi su dati osservativi.


Questa fascia, come si vede dalla figura a sinistra, attraversa il diagramma H-R partendo dalla zona delle supergiganti, fino alla zona principale.

Tutte le stelle che nel loro ciclo evolutivo attraversano questa fascia, sono costrette a pulsare, ipotesi questa, confermata dalle osservazioni.

Un fenomeno che si osserva durante la pulsazione è il phase lag o ritardo di fase. Si nota cioè che le variazioni di luminosità della stella sono in ritardo di circa 1/4 di periodo rispetto alla variazione del raggio:

Questo significa che la stella non è più luminosa quando è più grande e viceversa.
Una spiegazione di questo fenomeno potrebbe essere che durante la pulsazione i vari strati della stella no rigidamente collegati tra loro.

Così quando l'espansione cessa e la stella comincia a contrarsi, gli strati esterni proseguono nella loro corsa per inerzia, fermandosi in realtà solo quando la contrazione è già in stato avanzato. Per cui si crea un ritardo tra il massimo di luminosità ed il massimo delle dimensioni raggiunte dalla stella.

Astro-link

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Ecco quando sono nate le stelle:
500 milioni di anni dopo il Big Bang
Un paio d'anni fa gli studiosi hanno stabilito l'età dell’Universo: 13,7 miliardi di anni



L'Universo 380.000 anni dopo il Big Bang
MILANO - ll'origine e i primi passi dell'Universo sono stati posti tre punti fermi che chiariscono un dibattito fin qui incerto. Il risultato è frutto di cinque anni di osservazioni del satellite WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) della Nasa il quale, compiendo un balzo ulteriore rispetto al predecessore satellite Cobe, valutava le differenze di temperatura del cosmo quando aveva appena 380 mila anni. Tali fluttuazioni misurate con le microonde rivelano una media di 2,725 gradi Kelvin (zero assoluto), cioè -270 gradi centigradi e "fotografano" ciò che stava nascendo. Già un paio d'anni fa l'osservatorio orbitale aveva permesso di stabilire con precisione l'età dell’Universo: 13,7 miliardi di anni e certificava l'esistenza dell'energia oscura. Allora si dava conto anche di altri aspetti fondamentali, ma era l'inizio del lavoro che ora, completato, rivela elementi nuovi.
■ Guarda la «mappa» dell'universo
■ Come è cambiata la materia dell'universo







PRIMO RISULTATO - Il primo risultato fornisce la prova che un mare di neutrini permeava l'universo. Quello che era stato chiamato "cosmic neutrino background", cioè il fondo cosmico di neutrini, esiste davvero e in origine era molto più consistente rispetto ad oggi rappresentando il 10 per cento. Il rimanente era costituito dal 12 per cento di atomi, 63 per cento dalla materia oscura e il 15 per cento dai fotoni, mentre l'energia oscura era trascurabile. Il giovanissimo universo caldo e denso era un reattore che produceva elio e le teorie di questo processo prevedevano anche una quantità di neutrini che ora è stata confermata. Dopo l'evoluzione, oggi la situazione è ben diversa e i neutrini presenti rappresentano solo l'1 per cento. Sono inoltre diminuiti gli atomi (4,6 per cento e questo è l’universo visibile) ai quali si aggiunge una materia oscura più consistente (23 per cento) mentre ha fatto l'ingresso sulla scena in epoche recenti l'energia oscura che arriva addirittura al 72 per cento.





SECONDO RISULTATO - Il secondo punto del bilancio di WMAP riguarda la prova che le prime stelle hanno iniziato a formarsi quando l'universo aveva da poco compiuto il mezzo miliardo di anni. «In passato si riteneva che ciò fosse accaduto allo scadere del miliardo di anni d'età – dice Paolo De Bernardis che ha studiato l’argomento in Antartide con dei palloni d’alta quota -. Ora la misura si è dimezzata ed è un dato importante». Il momento è fatidico perché è allora che l'universo esce dall’epoca buia.

TERZO RISULTATO - Il terzo punto, infine, precisa quel fenomeno chiamato "inflazione" e che spiega come nella prima frazione di secondo l'universo si sia rapidamente espanso e raffreddato. «Tante versioni della teoria dell’inflazione sono state finalmente eliminate - nota Charles Bennett della Johns Hopkins University di Baltimora – grazie ai dati solidi di cui ora disponiamo». «Il bilancio è interessante ma non conclusivo – nota De Bernardis – La conferma ad esempio della nucleosintesi nelle prime epoche è di grande valore perché è la stessa che conosciamo oggi e che governa le reazioni nucleari. Ma il passo ulteriore si compirà con il satellite Planck che l’agenzia spaziale europea ESA lancerà prima della fine dell'anno. Allora aspettiamoci altre, straordinarie scoperte sulle nostre origini».

Giovanni Caprara
12 marzo 2008
Corriere.it

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Data la vicinanza alla stella, la sorpresa è venuta anche dal fatto che l’orbita non è circolare ma significativamente ellittica.

Ha una massa di circa 13 volte quella di Giove, e orbita intorno alla sua stella con un periodo di soli quattro giorni: sono queste le caratteristiche principali del più strano pianeta extrasolare mai scoperto.

Delle osservazioni di XO-3b, questo il nome dell’oggetto celeste, ha riferito Christopher Johns-Krull, astronomo della Rice University al convegno dell’American Astronomical Society in corso a Honolulu.

"Dei circa 200 esopianeti noti finora – ha spiegato Peter McCullough, direttore dell’XO Project e astronomo dello Space Telescope Science Institute di Baltimora – è bizzarro sotto molti punti di vista. In primo luogo si tratta del più massiccio pianeta mai trovato in un’orbita così piccola; data la vicinanza alla stella, la sorpresa è venuta anche dal fatto che l’orbita non è circolare ma significativamente ellittica."
Le nuove osservazioni non mancheranno di far discutere astronomi e planetologi, soprattutto sui possibili meccanismi di formazione planetaria.

"Siamo particolarmente affascinati e interessati al fatto che, per quanto riguarda la massa, siamo al confine tra pianeti e nane brune”, ha aggiunto Johns-Krull. “È ancora in corso un vivace dibattito tra gli astronomi su come classificare queste ultime, soprattutto su quale limite inferiore considerare per questa categoria.”

Getti di materia da una nana bruna:

Situata a 200 anni luce da noi, nella costellazione dell'Idra, ha una massa solo 24 volte superiore a quella di Giove.
Getti di materia - caratteristici del processo di formazione delle stelle giovani - sono stati osservati dagli astronomi con il Very Large Telescope (VLT) dell'ESO, provenienti da una piccola "stella mancata", ossia da una nana bruna. Ciò suggerisce che anche questi oggetti celesti si formino in modo analogo alle stelle normali.
Questa nana bruna, che porta il nome 2MASS1207-3932, continua a sorprendere i ricercatori. Il corpo celeste a cui si accompagna, che ha una massa pari a cinque volte quella di Giove, è stato il primo pianeta extrasolare la cui esistenza sia stata confermata grazie a immagini. ccessivamente si è scoperto che attorno alla nana bruna è presente un disco di accrescimento, proprio come si riscontra per le stelle molto giovani. E ora, la scoperta di questo nuovo fenomeno, considerato anch'esso caratteristico delle stelle giovani.

La massa di 2MASS1207-3932 è pari ad appena 24 volte quella di Giove, e ciò fa di essa il più piccolo corpo celeste per il quale si siano mai osservati getti di materia.

Questi getti è stato possibile rilevarli con le tecniche spettro-astrometriche realizzabili grazie alla elevatissima risoluzione spettrale consentita dall'UVES del VLT, laddove per le stelle giovani normali - note come stelle di tipo T-Tauri, il prototipo di questa classe di stelle - i getti di materia sono sufficientemente grandi e brillanti da poter essere osservati direttamente.

I getti rilevati hanno proiettato materia a una distanza di un miliardo di chilometri a una velocità di alcuni chilometri al secondo.

"Il nostro risultato - ha osservato Emma Whelan che firma un articolo su Astrophysical Journal - testimonia il livello di qualità degli strumenti oggi disponibili: ai tempi di Galileo si osservavano le lune di Giove; oggi, i più potenti telescopi con base a Terra possono osservare un oggetto delle dimensioni di Giove posto a 200 anni luce di distanza e accorgersi che emette dei getti!"

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L'attuale modello di formazione di queste stelle non prevede che a un ritmo di pulsazioni rapido si accompagni un'orbita fortemente ellittica.

Una pulsar dall'orbita fortemente eccentrica che potrebbe far parte di un sistema stellare a tre è stato scoperto da un gruppo internazionale di astronomi che ne riferiscono sull'ultimo numero di "Science".
Le pulsar sono stelle di neuroni dotate di un rapido movimento rotatorio che emettono fasci di radiazioni; osservate dalla Terra quetse stelle, che appaiono "pulsanti", orbitano attorno a una stella compagna.

David Champion dell'Australia Telescope National Facility e i colleghi dell'Osservatorio di Arecibo, a Portorico, mentre studiavano la pulsar PSR J1903+0327, scoperta nel 2005, hanno notato alcune stranezze. La pulsar emette pulsazioni ogni 2,15 millisecondi, ma tutte le pulsar che hanno un periodo inferiore ai 10 millisecondi hanno un'orbita quasi perfettamente circolare, mentre quella di PSR J1903+0327 è risultata essere fortemente eccentrica. Inoltre, mentre tutte le pulsar a millisecondi note hanno come compagna una nana bianca, PSR J1903+0327 appare accompagnarsi a una stella simile al Sole.

Gli astronomi ritengono che normalmente le pulsar a millisecondi derivino, in un sistema stellare binario, dall'esplosione come supernova di una stella di massa almeno otto volte superiore a quella del Sole, che lascia dietro di sé una stella a neutroni di periodo superiore ai 10 millisecondi con orbita eccentrica.

Col tempo, la stella compagna si trasforma fino a diventare una gigante rossa dalla quale la stella a neutroni risucchia materia. In tal modo la stella a neutroni accelera la propria velocità di rotazione, mentre la sua orbita diventa sempre più circolare. Alla fine la compagna diventa una nana bianca, l'accrescimento della stella a neutroni cessa e la coppia si trasforma in una pulsar binaria di orbita quasi perfettamente circolare.

Secondo i ricercatori, la spiegazione più verosimile delle anomalie di PSR J1903+0327 è che la pulsar sia nata all'interno di un sistema stellare a tre. Due delle stelle avrebbero formato la pulsar a millisecondi, mentre il campo gravitazionale della terza, la stella simile al Sole, avrebbe contribuito a mantenere l'orbita eccentrica.

Quella nana bianca che si crede una pulsar:

La scoperta è stata fatta grazie alle rilevazioni del satellite giapponese zaku.

Ricercatori della JAXA, l'ente aerospaziale giapponese, e della NASA hanno osservato una nana bianca, nota con il nome AE Aquarii, che emette impulsi di raggi X altamente energetici mentre ruota sul proprio asse. La scoperta - di cui gli autori hanno dato notizia in un convegno tenutosi a San Diego dedicato all'illustrazione dei risultati ottenuti grazie al satellite giapponese zaku - sfida la concezione standard di questo tipo di stelle, che finora erano considerate corpi celesti freddi e sostanzialmente inerti.
"Abbiamo notato nella nebulosa del Granchio un comportamento simile a quello delle pulsar, ma quella che stavamo osservando era una nana bianca. Questa è la prima volta che si osserva un comportamento da pulsar in una nana bianca", ha detto Koji Mukai del Goddard Space Flight Center della NASA. La nebulosa del Granchio è costituita dai resti di una stella molto massiccia che terminò la propria vita con un'esplosione di supernova.

Le nane bianche e le pulsar rappresentano classi distinte di oggetti celesti compatti che nascono dalla morte di una stella. Una nana bianca si forma quando una stella della massa del Sole termina il proprio combustibile nucleare e dopo aver espulso nello spazio esterno gli strati esterni collassa in una sfera delle dimensioni paragonabili a quelle della Terra ma con una massa pari a quella solare. A mano a mano che, nel corso di miliardi di anni, perde il calore residuo si trasforma in nana bruna.

Le pulsar sono invece stelle a neutroni, resti del collasso di stelle molto massicce esplose come supernove, e sono ancora più dense delle nane bianche: come dicono gli autori, si può pensare a 1,3 masse solari concentrate in una sfera del diametro di una città. Le pulsar emettono inoltre intensi fasci di onde radio e X che "spazzolano" lo spazio come fari.

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HST scopre una delle più piccole stelle dell'universo
Questa immagine HST risolve, per la prima volta, una delle più piccole stelle della nostra Via Lattea. Chiamata Gliese 623b (Gl623b), la minuscola stella ha una massa dieci volte inferiore a quella del Sole e 60.000 volte meno luminosa (se si trovasse alla stessa distanza del Sole ci apparirebbe con una luminosità appena otto volte quella della Luna piena).

Situata a 25 anni luce da noi in direzione della costellazione di Ercole, Gl623b è la componente minore di un sistema doppio dove la separazione tra i due membri è solo due volte la distanza tra la Terra e il Sole (circa 300 milioni di chilometri). La stella minore compie un'orbita attorno alla sua compagna maggiore ogni quattro ore.

Gl623b è stata scoperta con metodi indiretti, da osservazioni astrometriche che misurano le deviazioni nel moto della stella principale dovute all'attrazione gravitazionale della sua compagna invisibile.

La stella secondaria è troppo piccola e troppo vicina alla primaria per essere distinta dai telescopi con base a terra. Il potere risolutivo dell'Hubble è abbastanza grande da separare le due stelle.

Le nuove osservazioni consentiranno agli astronomi di misurare la magnitudine assoluta e la massa di Gl623b. Questo condurrà ad una migliore comprensione sulla formazione e sull'evoluzione delle più piccole stelle attualmente conosciute. Una volta si pensava che le stelle nane rosse fossero le più abbondanti nella Via Lattea: questo fatto rappresentava una soluzione possibile al mistero della "materia oscura" della nostra Galassia. Comunque le recenti osservazioni con il telescopio spaziale Hubble suggeriscono che queste stelle di piccola massa sono sorprendentemente rare.

La vita di una stella
Nel corso della sua esistenza, le stelle combattono una drammatica battaglia contro la forza di gravità. Questa forza tenta di collassare la stella spingendo i suoi strati esterni verso il centro. Ma la stella reagisce rilasciando energia nucleare che viene alimentata da un ricco rifornimento di idrogeno. Alla fine, normalmente dopo qualche miliardo di anni, le stelle consumano il loro carburante nucleare e la battaglia si conclude. Alcune stelle anziane muoiono tranquillamente mentre altre soffrono una morte violenta. Le modalità dipendono dalla loro massa. Le stelle che hanno all'incirca la stessa massa del Sole diventano nane bianche che brillano ancora per molto tempo a causa del calore residuo. Le stelle con massa dieci volte quella solare esplodono con particolare violenza e spesso formano stelle a neutroni. Gli scienziati pensano che la Nebulosa Granchio sia un caso di questi.

Il collasso di una stella
Una volta esaurito il carburante, la gravità prende il sopravvento e la stella collassa senza trovare resistenze. Normalmente una stella troverà altre sorgenti di combustibile come l'Elio, il Carbonio, l'Ossigeno e l'Azoto, ma questi offrono soltanto una breve sospensione della condanna. Alla fine la densità al centro della stella raggiunge livelli così alti che la stella non può collassare ulteriormente. L'intera pressione dovuta al collasso viene "immagazzinata" e pronta all'uso. Alla fine le condizioni diventano così estreme al centro della stella che tutta la pressione immagazzinata da anni di collasso viene rilasciata in un'unica luminosissima esplosione: una nova o una supernova a seconda della massa della stella. L'esplosione spinge via gli strati più esterni e comprime ancora di più il suo nucleo.

Durante un'esplosione di supernova (come è avvenuta nella Nebulosa Granchio) la stella emette più energia di quella emessa da una intera galassia formata di 100 miliardi di stelle. Gli strati esterni eiettati creano un guscio in espansione di polveri e di gas che vanno a formare i residui della supernova.

La nascita di una stella a neutroni
Oltre ai frammenti interstellari, l'esplosione di supernova lascia come eredità anche un nucleo collassato formato da neutroni, creati dalla compressione di elettroni e protoni. L'oggetto, chiamato stella a neutroni, con un diametro di circa 18 km, possiede una massa maggiore di quella del Sole e una densità tale che la quantità di materia contenuta in un cucchiaino da tè peserebbe miliardi di tonnellate. A causa delle sue piccole dimensioni e della sua alta densità, la stella a neutroni possiede un campo gravitazionale 300.000 volte più potente di quello della Terra. Anche la sua velocità di rotazione cresce drammaticamente durante il collasso. Tutti i corpi celesti ruotano ma la stella neutroni ruota molto rapidamente. La stella a neutroni della Nebulosa Granchio compie 30 giri ogni secondo alla velocità di 6 milioni di chilometri al secondo. E' l'unico tipo di stella che può ruotare a questa velocità senza andare in frantumi.

La formazione delle pulsar
Alcune stelle a neutroni, come quella del Granchio, emettono radio onde, luce e altre forme di radiazione che si accendono e si spengono a intermittenza come un faro. Sono chiamate per questo pulsar ma in realtà non è vero che accendono e spengono le loro radio onde: questo è solo ciò che sembra ad un osservatore da terra a causa della loro rotazione. Gli astronomi rilevano il segnale soltanto quando il raggio della pulsar investe la Terra.

Le pulsar possiedono un potente campo magnetico che intrappola e accelera le particelle cariche sparandole poi attraverso lo spazio come onde radio.

La rapida rotazione le trasforma in generatori di energia elettrica, capaci di accelerare le particelle cariche ad un'energia di milioni di volt. La pulsar Granchio, la più giovane ed energica che si conosca, produce tanta energia da re la nebulosa ed espanderla. La vera differenza tra una stella a neutroni e una pulsar è che la pulsar ha un campo magnetico non allineato all'asse di rotazione ma spostato di 30 gradi rispetto ai poli di rotazione.

L'energia di una pulsar produce luce ed espande la nebulosa che la circonda. Questo effetto sottrae energia alla rotazione e così essa rallenta nel corso del tempo. Questo rallentamento nel moto di rotazione è comunque molto piccolo: una pulsar dimezza la sua velocità in circa 10.000 anni. Con il passare del tempo le pulsazioni del Granchio diventeranno sempre meno intense e anche l'emissione di raggi X alla fine si estinguerà. La stessa nebulosa sparirà nel giro di poche migliaia di anni. Alla fine rimarrà soltanto una pulsazione di onde radio con un periodo di pochi secondi.

Scoperte per la prima volta nel 1967 le pulsar furono soprannominate dagli scienziati con la sigla LGM (Little Green Man, Ometto verde) perché il loro segnale era così regolare che sembrava essere prodotto da una vita intelligente. Gli scienziati possono ora predire il verificarsi di una singola pulsazione a distanza di un anno con la precisione di un millesimo di secondo. Sono state catalogate più di 300 pulsar ma soltanto due di esse, Granchio e Vela, emettono anche una pulsazione visibile. La Pulsar Granchio emette radiazioni sull'intero spettro, inclusi i raggi gamma e X.

Giannipera.it

[Scolari]

A 9000 anni luce dalla Terra c’è una fabbrica di stelle in piena attività. Stiamo parlando della nebulosa NGC 3576, che possiamo ammirare in questa fotografia scattata dal telescopio spaziale Chandra. Secondo gli astronomi questa regione è una fucina di giovani astri (visita anche un'altra "nursery" stellare).
Ma che cosa sono quei puntini colorati che brillano tutt’intorno alla nebulosa? Alcune sono giovani stelle appena nate, altri sarebbero non meglio identificate sorgenti di raggi X.
E' infatti la prima volta che nella regione - densa di gas che spesso nascondono gli oggetti celesti - vengono immortalati questi "puntini".



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