UN TRANS-NETTUNIANO RIVELA LA SUA DOPPIA E STRETTA NATURA

Il regno del Sole, il Sistema Solare, non smette mai di stupire: è di poche ore fa, infatti, la notizia della scoperta di un oggetto trans-nettuniano dalla natura "binaria" ovvero doppio. Lo studio, pubblicato sull'Astrophysical Journal, è stato condotto da astronomi del Southwest Research Institute su dati ottenuti ottenuti dalla Research and Education Collaborative Occultation Network (RECON), un network di ricerca scientifica pubblica dedicata all'osservazione dei corpi che popolano le parti più remote del Sistema Solare.

Rappresentazione artistica di un oggetto trans-nettuniano doppio

Gli oggetti trans-nettuniani (o TNO, dall'acronimo inglese "trans-neptunian objects") sono piccoli corpi - per lo più composti da un mix di rocce, carbonio senza strutture cristalline, acqua e metano ghiacciati e ricoperti da tolina ed altri composti organici - le cui orbite sono situate oltre l'ultimo degli otto pianeti, Nettuno; questa grande famiglia , che oggi conta più di 2.000 componenti facenti parte, è composta dalla cosiddetta "fascia di Kuiper", popolata da oggetti con orbite risonanti, dal "disco diffuso" e da numerosi corpi solitari di cui i cosiddetti "sednoidi" (nome che deriva da Sedna, il primo tra questi scoperto) sono, in assoluto, i più distanti. Gli oggetti trans-nettuniani iniziarono a far parlare di se nel 1992 a seguito della scoperta di 15760 Albion; all'epoca, Plutone era ancora considerato un pianeta, il nono per distanza dal Sole, ma a seguito del suo declassamento a pianeta nano, avvenuto nel 2006, possiamo oggi considerare proprio Plutone il primo oggetto trans-nettuniano ad essere stato scoperto, precisamente nel 1930. Tra i più massicci della famiglia, figurano Eris, nuovamente Plutone, poi Haumea, Makemake e Gonggong.

Il grafico sopra inserito rappresenta oggetti trans-nettuniani inseriti in funzione dell'eccentricità della loro orbita e del semiasse maggiore della stessa (ovvero, distanza dal Sole); sono rappresentati i 1.899 TNO noti a Febbraio 2015

Come accade per i pianeti, anche gli oggetti trans-nettuniani possiedono satelliti che gli orbitano attorno; nei casi in cui tale orbita è particolarmente ravvicinata, o stretta, si parla di oggetti trans-nettuniani "doppi". La difficoltà nel rilevarne la duplice natura è certamente elevata ma nel momento in cui la coppia di oggetti transita davanti una stella di fondo (fenomeno chiamato "occultazione stellare"), la variazione nel tempo della luminosità della stella eclissata può fornire importanti indicazioni sulle dimensioni del TNO occultante. L'1 Gennaio 2019, la sonda robotica New Horizons raggiunse e sorvolò 486958 Arrokoth (precedentemente noto come Ultima Thule), il quale si rivelò essere  formato da due corpi minori della medesima natura, inizialmente distanti e legati in un normale legame satellitare, in cui l'attrazione gravitazionale ha nel tempo fatto decadere l'orbita fino a portare i due oggetti fisicamente a contatto.

L'oggetto interessato nel recente studio era precedentemente noto ma la notte dell'1 Dicembre 2018 esso andava ad occultare l'anonima e debole stella di quindicesima grandezza 3318035546681086336 (come "schedata" nel catalogo Gaia) la quale è, a sua volta e assai curiosamente, un sistema binario (sistemi composti da due stelle gravitazionalmente legate tra loro sono tutt'altro che rari ma è certamente insolito come un TNO la cui natura si è rivelata essere binaria sia andato ad occultare una stella parimenti binaria). A seguire questa occultazione, vennero quindi allertati i telescopi pubblici del progetto RECON. 

Nonostante i dati astrometrici della stella che sarebbe stata occultata (ovvero, le sue coordinate sulla volta celeste) fossero perfettamente noti (con un errore stimato in meno di mezzo decimillesimo di secondo d'arco!), la posizione del TNO occultante non godeva di pari precisione; particolarità che apportava una conseguente incertezza nella sua posizione di 1100 km durante l'occultazione, con un margine di ±86 secondi sull'istante d'inizio dell'eclissi. 

La scoperta della natura doppia di questo TNO, al momento catalogato con la sigla (523764) 2014 WC510, è stata resa possibile tramite il sopra citato RECON, un insieme di 56 stazioni osservative (dotate di telescopi da 25 mm di diametro utilizzati per seguire le occultazioni stellari) situate lungo una linea ideale che va dal confine meridionale degli Stati Uniti d'America a quello settentrionale, con la recente aggiunta di altre 8 in Canada. In questo innovativo progetto, gli insegnanti delle scuole superiori seguono dei training ad opera di astronomi professionisti al fine di permettere agli studenti di condurre le osservazioni astronomiche.

Grafico che mette in evidenza le cadute di luminosità (singole e doppie) della stelal profdotte dall'occultazione del TNO binario (i punti rossi indicano quelle doppie) rilevata da 5 stazioni osservative (© Credits: R.Leiva et al.)

Il quadro così ottenuto delinea (523764) 2014 WC510 composto da due corpi con dimensioni rispettivamente di 181 ± 16 km e 138 ± 32 km, vicinissimi tra loro: questi, infatti, vanno a sfiorarsi a soli 349 ± 26 km chilometri di distanza, a differenza della maggior parte dei TNO binari i quali sono separati da distanze che si aggirano attorno ai 1.000 chilometri o più!

Con i dati acquisiti tramite le osservazioni, è stato possibile mettere a punto dei modelli che descrivono i TNO binari; anche se al momento è difficile stabilire se la percentuale di oggetti di questo tipo sia di uno su un milione o, agli estremi, il 90% dell'intera popolazione di tali remoti oggetti, i dati finora acquisiti indicano, per lo meno, che i TNO binari "quasi a contatto" sono molto più comuni di quanto precedentemente ipotizzato.

STELLE RECORD: UY SCUTI, LA PIU' GRANDE CONOSCIUTA

Chi si occupa di divulgazione astronomica avrà certamente ricevuto, da curiosi o occasionali osservatori della cielo stellato, la classica domanda “qual'è la più grande stella conosciuta?”. Una semplice vista, anche al di sotto di un cielo particolarmente scuro, del gran numero di stelle visibili ad occhio nudo o della stessa Via Lattea porta subito a comprendere che, con le migliaia di stelle visibili ad occhio nudo, che diventano poi miliardi con l'utilizzo di telescopi professionali, fornire una risposta a tale domanda è cosa tutt'altro che semplice!

Nonostante sia letteralmente impossibile analizzare tutte le stelle appartenenti alla nostra galassia, sia per il grande numero ma anche per fattori meno evidenti come la grande distanza o la diminuzione della luminosità dovuta all'assorbimento della loro luce da parte delle polveri interstellari, è anche vero che un grande numero di stelle è stato analizzato da generazioni di astronomi e i risultati forniti da numerose surveys forniscono oggi risultati che, anche se non assoluti, forniscono comunque un'idea di cosa “c'è la fuori”.

UY Scuti, si distingue per il suo caratteristico colore "arrossato" tra milioni di stelle di fondo, parti anch'esse della Galassia

Se è vero che per lunghi anni alcune tra le stelle più note della volta celeste quali Antares (α Scorpii), Betelgeuse (α Orionis), Rasalgethi (α Herculis), Erakis (μ Cephei) (solo per citarne alcune!) sono state riportate quali vincitrici di questa competizione di “pesi massimi” relativamente ai diametri stellari, è pur vero che nel corso degli ultimi anni tecniche quali l'analisi spettroscopica o l'interferometria a macchie hanno fornito risultati ragguardevoli non solo sulla struttura chimico-fisica di tali mostri permettendo, in alcuni casi, di osservare i dischi stellari, misurandone così i reali diametri (...dischi larghi qualche millesimo di secondo d'arco, sia pur chiaro, ma tenendo conto delle enormi distanze delle stelle dal Sistema Solare, si tratta di risultati a dir poco straordinari!).

E' bene chiarire subito che, parlando di ordini di gerarchie relativi alle "dimensioni" stellari, tutte le stelle più "larghe" presenti nella nostra Galassia e nell'Universo non nascono così ma divengono tali a seguito dell'evoluzione indotta dalla loro massa iniziale; perso l'equilibrio indotto dalla reazione termonucleare che fondeva idrogeno in elio, atta a sostenere le stelle da un inevitabile collasso indotto dalla propria massa, esse vanno incontro ad un collasso che porta il nucleo della stella a subire una pressione ben maggiore della precedente parallelamente ad un aumento della temperatura: tali condizioni favoriscono l'innesco di una nuova e più efficiente, in termini di produzione di energia, reazione termonucleare, che porta il nucleo di elio (prodotto dalla precedente reazione) a convertirsi in carbonio, azoto e ossigeno. A seguito della nuova e più potente pressione di radiazione prodotta, la stella torna nuovamente ad espandersi, oltrepassando però le "precedenti dimensioni", divenendo così una stella gigante, più fredda alla superficie (e, di conseguenza, più rossa) nonché meno densa. Il grande raggio induce la nuova stella ad avere una vasta superficie radiante: anche se fredda, essa irradia una luminosità ben maggiore di quella del Sole o di quella rilasciata nel suo precedente stato.

Diagramma che mostra i modelli di evoluzione stellare oggi accettati

Nascono così le cosiddette stelle “giganti”, classe nella quale, tra circa 5 miliardi di anni, si trasformerà il nostro Sole come tutte le stelle con massa compresa tra circa 0,3 ed 8 masse solari. Stelle dei primi tipi spettrali (O e B), aventi massa iniziale ancora maggiore, subiscono lo stesso processo evolutivo, che però le porta ad modificarsi in stelle dalle dimensioni ben maggiori: ecco che, al secondo posto, troviamo le cosiddette “supergiganti”, il cui raggio è generalmente compreso tra 30 e 1000 volte quello del Sole.

Per stelle che nascono con massa ancora maggiore, 100-150 volte quella solare, la pressione di radiazione va a limitare il raggio massimo che tali stelle possono assumere, generalmente con valori compresi fra 1000 e 2000 raggi solari; sono proprio queste le stelle più grandi conosciute, quelle che andiamo a porre al primo posto sul podio dei colossi cosmici: parliamo delle delle stelle “ipergiganti”. Nel 1956 gli astronomi Feast e Thackeray usarono per la prima volta il termine super-supergigante (in seguito cambiato in ipergigante) per indicare quelle stelle aventi magnitudine assoluta maggiore del valore -7; nel 1971, l'astronomo Keenan suggerì però di utilizzare tale termine solo per quelle supergiganti che mostravano estese atmosfere o elevate tasse di perdita della propria massa (cosa che induce una stella ipergigante a non essere necessariamente più massiccia di una supergigante simile...).

Generalmente, le ipergiganti hanno massa ben maggiore di quella delle supergiganti, arrivando a superare anche il valore di 100 volte quella del Sole! Ciò porta le ipergiganti ad essere considerate le più luminose tra le stelle note; ma proprio a causa del grande vigore con il quale producono l'energia utile ad evitare l'inesorabile collasso per gravità, la durata della loro vita è brevissima, aggirandosi solo su alcuni milioni di anni: pochissimo, quando paragonato ai circa 10 miliardi di anni che può raggiungere una stella con massa simile al Sole. Al termine della loro vita, l'inevitabile destino che attende queste stelle è esplodere in una supernova di tipo II o, nei casi con massa estrema, addirittura in ipernovae. 

Ebbene, la più “grande” tra le stelle ipergiganti note ed appartenenti alla nostra galassia, non è, innanzitutto, visibile ad occhio nudo; splende, infatti, di tredicesima grandezza, valore che la rende esclusivamente visibile (e con non poca difficoltà!) con il solo ausilio di telescopi da almeno 200 mm di diametro. Situata nella costellazione dello Scudo, venne scoperta nel 1860 da astronomi che lavoravano presso l'Osservatorio di Bonn, in Germania, a seguito delle variazioni di luce esibite lungo cicli lunghi 740 giorni; caratteristica che denotava la stella quale “variabile” e, per il quale motivo, ricevette la sigla “UY Scuti” a denotarla. Poiché nel caso di UY Scuti le variazioni di luce sono prodotte da vere e proprie pulsazioni del suo raggio, che portano l'astro ad espandersi per poi contrarsi periodicamente, le misurazioni relative all'esatto valore del diametro del suo disco apparente si sono sempre rese una vera sfida, risolta solamente negli ultimi anni proprio grazie all'utilizzo dell'interferometria.

Questa immagine rende l'idea delle dimensioni di UY quando comparate con quelle della nostra piccola stella, il Sole: ogni commento è superfluo...

Nell'estate del 2012, il Very Large Telescope (VLT) venne utilizzato in modalità interferometrica per la misura dei parametri di tre supergiganti rosse, situate non lontane dal centro galattico, già note per essere enormi: AH Scorpii, KW Sagittarii e UY Scuti. In questo modo, i quattro telescopi da 8,2 metri di diametro ciascuno raccolgono la stessa quantità di luce di un singolo specchio di 16 metri di diametro, rendendo così il VLT lo strumento ottico più grande del mondo: la risoluzione angolare è equivalente a quella di uno specchio che abbia un diametro pari alla massima distanza tra i telescopi, pari a 100 metri! Così facendo, il VLTI ha come obiettivo una risoluzione angolare di 0,001" d'arco ad una lunghezza d'onda di 1 μm ovvero nel vicino infrarosso (per intenderci, tale potere risolutivo è sufficiente a risolvere un oggetto grande 2 metri alla distanza che separa la Terra dalla Luna!). Con tali caratteristiche, il VLT era quindi lo strumento ideale per misurare l'estensione angolare o, se vogliamo, il diametro apparente, con cui queste stelle, pur essendo immensamente lontane, si presentano alla nostra vista. 

Ebbene, quest'ultima è risultata essere la più grande ed anche la più luminosa delle tre stelle stelle studiate: sulla base ponendo il diametro angolare osservato (pari a 5,48 ± 0,10 millesimi di secondo d'arco) in relazione alla distanza della stella, stimata in circa 9.500 anni luce, il raggio derivato risulta ben 1.708 (± 192) volte quello del Sole (pari a 7,94 ± 0,89 Unità Astronomiche). E' questo il vero record, che nessuna altra stella, ad oggi nota, ha ancora superato! Qualcosa di inimmaginabile, anche per la più fervida tra le menti aperte alla fantascienza! Con una temperatura superficiale di 3.300 K ed una massa iniziale di 25 volte quella del Sole, una sfera così immensa, di conseguenza, possiede una superficie emissiva talmente enorme che la luminosità intrinseca derivata è ben 340 mila volte quella del Sole!

In questa immagine globale di UY Scuti, il nostro Sole appare letteralmente invisibile davanti a questo colosso cosmico

Anche se il quadro delineato è di tutto rispetto, anche una ipergigante di tale stazza è destinata, come ogni altra stella, ad evolvere e, quindi, un giorno a morire...e col botto! Dopo aver esaurito le scorte di elio nel proprio nucleo atte alla creazione di energia tramite fusione termonucleare, la stella attraverserà quindi successive fasi evolutive dove gli elementi creati in ognuna verranno, a a loro volta, utilizzati per forgiare elementi sempre più pesanti. Fino al ferro, il quale sarà la vera condanna a morte di questa stella: a differenza di quando accade per le reazioni nucleari che hanno seguito prima, la fusione di due nuclei di ferro non rilascia alcuna energia; anzi, la sottrae all'ambiente circostante, portando la stella a cessare improvvisamente la produzione di energia e, quindi, della pressione di radiazione che, fino a quel momento, aveva aiutato il colosso stellare a restare in una sorta di pur precario equilibrio con la gravità: ciò induce alla stella un collasso del tutto incontrollato, portando nel giro di pochi minuti la sua intera, immensa struttura a collassare.

E' proprio qui che verrà a crearsi una ipernova, che al massimo della luminosità rilascerà l'energia prodotta da 100 supernovae di tipo II, (luminose, queste, 100 mila volte il Sole!), rendendosi sicuramente visibile anche ad occhio nudo dal nostro pianeta.

SCONTRO TRA DUE QUASAR "PESI MASSIMI"

Tra tutti gli oggetti che popolano l'Universo, i quasar sono probabilmente i più affascinanti nonché inquietanti; potremmo definire tali oggetti come mere fonti di immense quantità di energia prodotte dall'immenso campo gravitazionale di buchi neri supermassicci (ovvero, dalla massa da milioni a miliardi di volte quella del Sole!) che risiedono nel nucleo di grandi galassie spesso nate dalla fusione di altre galassie preesistenti. Secondo alcuni studi, di tutti i quasar oggi noti, una minima quantità pari allo 0,3% è composto da due buchi neri supermassicci in rotta di collisione tra loro, derivati proprio dai nuclei delle galassie precedentemente andate a fondersi.

Il materiale in caduta verso il un buco nero situato al centro di una galassia viene riscaldato a temperature elevate, rilasciando così tanta energia sotto forma di luce (assieme a radiazione UV e  gamma) che il quasar va letteralmente eclissare la galassia in cui è contenuto; non solo: anche con l'utilizzo dei grandi telescopi professionali è tutt'altro che facile risolvere due quasar in procinto di fondersi tra loro proprio a causa della grande quantità di luce emessa da simili mostri cosmici quando vicini tra loro.

Al fine di ovviare a questo problema, uno studio condotto da un team di astronomi dell'Università di Tokyo ha utilizzato una speciale fotocamera applicata al telescopio Subaru, situato sul vulcano Maunakea alle isole Hawaii, dallo specchio di 8 metri e dalla lunghezza focale di 15 metri, osservando la volta celeste nel visibile e nell'infrarosso. In tale lavoro sono stati esaminati tutti i 34.476 quasar noti presenti nella Sloan Digital Sky Survey cercando così di identificare quelli doppi, ricerca che ha portato all'identificazione di 421 casi promettenti.

Tuttavia, la possibilità che molti di questi non fossero quasar doppi quanto l'avvicinamento prospettico di quasar con stelle appartenenti alla nostra galassia era elevata, cosa che ha portato ad una successiva e dettagliata un'analisi spettrale ad alta risoluzione (condotta con due spettrometri "Low Resolution Imaging Spectrometer" e "Near-Infrared Integral Field Spectrometer" applicati, rispettivamente, ai telescopi Keck e Gemini) della luce dei candidati al fine di discernere, tra questi, i reali quasar doppi.

Il team di lavoro è riuscito quindi ad identificare tre quasar doppi, due dei quali precedentemente sconosciuti; uno di questi è SDSS J141637.44 + 003352.2, lontano ben 4,6 miliardi di anni di anni luce dalla nostra galassia; qui, i due quasar sono separati da 13.000 anni luce ed appaiono di colori diversi a causa delle diverse quantità di polveri situate davanti a loro. I profili spettrali ottenuti allo spettroscopio rivelano la presenza di larghe linee di emissione associate a ciascuno dei due quasar; segno che il gas ivi presente si muove a migliaia di chilometri al secondo: una velocità indotta solo ed esclusivamente dall'intenso campo gravitazionale dei due - ancora distinti - buchi neri supermassicci:

I GRANULI GIGANTI DI UNA STELLA GIGANTE

Grazie allo strumento PIONIER (Precision Integrated-Optics Near-infrared Imaging ExpeRiment) che lavora all’interferometro del Very Large Telescope - un sistema 4 telescopi riflettori dotati di uno specchio primario da 8,2 metri di diametro - per la prima volta è stato possibile osservare in modo diretto la "granulazione" sulla superficie di una stella diversa dal Sole: l'anziana gigante rossa π1 Gru, lontana 500 anni luce dal Sistema Solare.

La straordinaria immagine (a sx) rivela le celle convettive che si sviluppano sulla superficie dell'enorme stella, dalla massa poco maggiore di quella del Sole ma dal diametro 350 volte maggiore! Ogni cella, grande circa 120 milioni di chilometri, copre più di un quarto del diametro della stella: granuli talmente enormi da superare la distanza tra il Sole e Venere!

Per confronto, la fotosfera del Sole contiene circa due milioni di celle convettive, con diametri tipici di appena 1.500 chilometri. L'ampia differenza di dimensioni nelle celle di convezione di queste due stelle si può spiegare in parte con la loro diversa gravità superficiale: π1 Gru ha una massa pari ad appena 1,5 volte quella solare ma è molto più grande: di conseguenza la gravità superficiale è molto più bassa e i granuli sono pochi e molto grandi.

Contrariamente alle stelle più massicce di otto masse solari che terminano la loro vita con esplosioni drammatiche di supernova, le stelle meno massicce come questa espellono gradualmente gli strati esterni, producendo bellissime nebulose planetarie; studi precedenti di π1 Gru hanno trovato gusci di materia a circa 0,9 anni luce dalla stella centrale, espulsi probabilmente 20 mila anni fa.

IL LETARGO DELLE GALASSIE NANE

Nell'immaginario collettivo, una galassia è vista come un insieme, solitamente di vaste dimensioni quali esse sono, contenente un grandissimo numero si stelle frammiste a vaste quantità di gas e polveri; la nostra galassia, la Via Lattea, è una galassia dalla forma a spirale e con un numero stimato di stelle non lontano dai 1.000 miliardi di unità. Se poi, a tutto questo, ci aggiungiamo la componente "invisibile" delle galassie, gli aloni di materia oscura che le avvolgono sull'esistenza dei quali si hanno prove indirette, ecco che il quadro di questi che vengono considerati essere i "mattoni" dell'Universo si fa molto più complessa.

Con l'avanzare della tecnologia applicata ai grandi telescopi si è visto, però, come l'Universo sembra essere popolato da un numero - molto più grande di come ritenuto in passato - di galassie dalle dimensioni assai più contenute che, per l'appunto, sono state definite "galassie nane": ad oggi sono state identificate oltre 40 galassie nane, tra confermate e candidate, satelliti della Via Lattea, oltre alla scoperta di numerose correnti stellari che rappresentano quanto resta di galassie nane ormai completamente disgregate dalle forze mareali della nostra galassia.

I dati ad oggi acquisiti su questi oggetti che, proprio a causa delle loro minute dimensioni, si rendono difficilmente visibili nelle vaste profondità del Cosmo; è pur vero questi piccoli sistemi sono stati osservati a distanze cosmologiche, situate così lontane da noi che lo stesso Universo, all'epoca in cui i loro fotoni partirono per giungere oggi ai nostri telescopi, era addirittura nelle prime fasi della sua formazione.

Lo stato dell'arte sulle galassie nane descrive tali strutture, quasi sempre dalle forme irregolari, quali composte da 100 milioni ad alcuni miliardi di stelle: in effetti, pochissime, quando confrontate con quelle di altre galassie di maggiori dimensioni (uno degli esempi più noti di galassia nana è senz'altro quello delle "Nubi di Magellano", satelliti della Via Lattea; delle due, la "Grande Nube" si stima essere popolata da "solo" 30 miliardi di stelle). Nel video qui di seguito (©European Suthern Observatory), è visibile un bellissimo zoom sulla galassia nana IC1613, ripreso al VLT: in questo caso, la piccola galassia appare insolitamente povera di polvere cosmica:

Le osservazioni telescopiche ci dicono come le galassie nane avrebbero smesso di creare nuove stelle in un tempo lontanissimo, circa 12 miliardi di anni fa; in quella lontana epoca, tali sistemi sarebbero entrati in una sorta di "letargo" nella formazione di nuove stelle: uno stato che, però, sarebbe stato solo "temporaneo".

Simulazioni effettuate su potenti computer da ricercatori presso l'Università di Lund, in Svezia, hanno mostrato che ad interrompere il tasso di formazione stellare nelle galassie nane potrebbe essere stato il riscaldamento indotto dalla grande energia sviluppata dalle supernoave Ia, prodotte dall'esplosione di nane bianche (piccole e stelle deboli nate dalla degenerazione atomica del nucleo di stelle nana dalla massa solare). Sarebbero stati proprio questi eventi così energetici a prevenire il processo di formazione di nuove stelle nelle galassie nane, portando così tali sistemi in uno stato dormiente.

In seguito, il gas prodotto a seguito delle deflagrazioni delle nane bianche precedentemente esplose, condensandosi avrebbe portato alla "rinascita" di nuove generazioni di stelle, per l'appunto, in tempi successivi.

I VASTI E DURATURI BRILLAMENTI DI PICCOLE STELLE BLU

Uno degli strumenti più potenti di cui si avvale l'Astrofisica è il cosiddetto “diagramma HR” (dal nome dei due astronomi E.Hertzsprung ed H.N.Russell che, verso il 1910, lo idearono indipendentemente l'uno dall'altro), un grafico dove la temperatura superficiale (sulle ascisse, asse x) di una stella è messa in relazione con la sua la luminosità intrinseca (riportata sulle ordinate, asse y); parametri fisici quali massa, età o composizione chimica delle stelle, pur non essendo “misurabili” al telescopio, possono essere derivati proprio attraverso il diagramma HR.

Con lo studio dell'intensità del flusso elettromagnetico emesso su più lunghezze d'onda dalle stelle che costituiscono gli ammassi globulari, atto proprio a costruire un diagramma HR per questi oggetti al fine di determinarne i parametri sopra descritti, gli astronomi americani H.Arp, W.Baum e A.Sandage notarono la presenza di quello che venne chiamato “ramo orizzontale estremo” o “ramo orizzontale di stelle blu”, composto da stelle con temperature tra 20 e 40 mila K; e ad inserirsi proprio in quell'area del diagramma HR sono quelle stelle di massa solare che, durante la loro evoluzione, hanno superato lo stadio di gigante rossa.

L'energia di tali stelle è prodotta con la fusione di tre nuclei di elio (chiamate anche particelle alfa) in uno di carbonio dell'elio nel loro nucleo (processo, detto, triplo-alfa) e, subito al di sopra di questo, dalla fusione di idrogeno in elio tramite processo CNO. All'inizio di questo ciclo di fusione termonucleare, le giganti rosse subiscono sostanziali cambiamenti nella loro struttura; contraendosi, queste vanno incontro ad una riduzione della luminosità mentre la temperatura alla superficie si innalza portando la stella a divenire di colore bianco-azzurro. Le stelle che si trovano in questa fase evolutiva sono caratterizzate dal possedere temperature molto più alte di quanto ci si aspetterebbe da una normale stella che fonde l'elio nel suo nucleo.

E' stato osservato come, all'interno della Galassia, tali stelle si trovano associate in sistemi binari, in orbita a compagne molto vicine; solitamente, si tratta dinane bianche o comunque nane di sequenza principale ma in alcuni casi, laddove la massa totale del sistema eccede quella del limite di Chandrasekhar, Non accade così, invece, in ammassi stellari ad elevata densità quali quelli “globulari”, dove le stelle blu del ramo orizzontale qui presenti non possiedono compagne. La spiegazione accettata è quella che tali stelle, in tali ambienti, si formino dalla fusione di nane bianche.

Con l'intento di osservare l'emissione nell'ultravioletto vicino di queste stelle, è stato possibile rivelare la loro presenza anche all'interno di tre ammassi globulari, dove le stelle più calde ed estreme spiccano luminose rispetto alle stelle più fredde, quindi più rosse, ivi presenti, è stato però scoperto che tali stelle esibivano cambiamenti regolari nella loro luminosità apparente, con periodi che andavano da qualche giorno fino a diverse settimane. Escludendo, per approssimazione di soluzione, le possibili ipotesi sulla natura di tali cambiamenti fotometrici, l'unica soluzione rimasta a spiegare quanto osservato è la presenza di macchie presenti sulla superficie di tali stelle.

Come noto, le macchie solari appaiono e scompaiono seguendo il ciclo undecennale di attività esibito dalla nostra stella. Come per il Sole, anche quelle quelle osservate sulle stelle blu del ramo orizzontale presenti negli ammassi globulari sono prodotte dal loro campo magnetico della stella; ma, al contrario di quanto accade sul Sole, dove le macchie appaiono scure in quanto più fredde rispetto al resto della superficie, quelle presenti su tali stelle calde sono più luminose e calde rispetto alla superficie che le accoglie. Un'altra caratteristica di tali macchie è quella di essere significativamente più grandi rispetto alle corrispettive macchie presenti sul Sole, arrivando ad estendersi fino ad un quarto della superficie della stella! Non da meno, tali macchie sono incredibilmente persistenti, durando infatti per decenni (le singole macchie solari, al contrario, sono alquanto effimere, durando solo pochi giorni o, al massimo, qualche settimana). I cambiamenti nella luminosità apparente su queste stelle sono dati proprio dalla loro visibilità o meno alla Terra man mano che la stella avanza durante la sua rotazione.

E stato inoltre scoperto come un paio di stelle queste stelle blu del ramo orizzontale mostravano improvvise esplosioni di energia e un altro segnale della presenza di un campo magnetico; qualcosa di molto simile ai brillamenti che appaiono sulla superficie solare vediamo sul Sole (dove i brillamenti sono causati da improvvisi rilasci di energia a seguito della riconnessione delle linee del di forza del campo magnetico solare) ma almeno dieci milioni di volte più energetici.

Ne consegue come, alla pari del Sole, anche per tali singolari stelle i loro campi magnetici siano estremamente importanti per spiegare non solo le loro proprietà ma anche quelle delle nane bianche, oggetti che rappresentano lo stadio finale della vita delle stelle simili al Sole e mostrano varie somiglianze con le stelle estreme del ramo orizzontale.

Nel video sopra presente (©European Southern Observatory), la chiara differenza tra il Sole ed una di queste stelle estreme del ramo orizzontale, dove è visibile il cambiamento della luminosità di quest'ultima a seguito della sua rotazione. 

IL GETTO RELATIVISTICO DI NGC383

NGC383 è una galassia di tipo lenticolare situata nella parte più settentrionale della costellazione dei Pesci. Lontana oltre 230 milioni di anni luce dalla Via Lattea, è una radiogalassia che emette due getti di materia contrapposti dalla morfologia irregolare; questi sono alimentati dal disco di accrescimento in orbita attorno ad un buco nero supermassiccio situato nel nucleo della galassia. Tale galassia è presente nel "Atlas of Peculiar Galaxies" edito dall'astronomo canadese A.Arp nel 1966, consistente in galassie o gruppi di galassie dalla struttura morfologia fuori dal normale. E, a ben guardare la splendida immagine ripresa dal telescopio spaziale Hubble (sotto, a sx), la galassia presenta un nucleo dall'aspetto prettamente stellare.

I più esperti avranno sicuramente realizzato nelle caratteristiche sopra elencate quelle di un quasar (NGC383 è, per questo, nota anche come "Quasar 3C31"), oggetti che risultano essere i più energetici tra quelli presenti nell'Universo. Tipicamente i quasar emettono in un solo secondo l'energia (in forma di raggi X, gamma), estremamente variabile, emessa da 1000 galassie, ma da una regione milioni di volte più piccola di una singola galassia. 

I modelli astrofisici oggi accettati propongono che all'origine delle straordinarie emissioni energetiche dei quasar ci sia un buco nero supermassiccio; parte del materiale gassoso in caduta attorno al buco nero viene in realtà proiettato verso l'esterno lungo enormi e veloci getti di particelle che si generano dal buco nero, perpendicolari al suo disco di accrescimento. Questi terminano sui radiolobi, raggiungendo dimensioni anche di un oltre milione di anni luce!

La regione centrale dove si forma il getto a noi visibile è stata osservata nei raggi X dal telescopio spaziale Chandra, il quale ha potuto rilevare radiazione di sincrotrone (immagine sopra a dx, combinata con ripresa del telescopio spaziale Hubble in luce visibile), prodotta da elettroni che si muovono a velocità prossime a quella della luce. L'energia in gioco è enorme, tanto che i due getti vengono sparati fino a migliaia di anni luce dal buco nero per poi dissiparsi sotto forma di filamenti.

L'APPARENTE BARRA PULSANTE DELLA VIA LATTEA

Una galassia a spirale barrata, o anche galassia spirale barrata, è una galassia a spirale dal cui bulbo centrale si dipartono due prolungamenti di stelle che nell'insieme ricordano una barra. In queste galassie i bracci curvi della spirale partono dalla barra, anziché dal nucleo. Per lunghi anni, la nostra galassia, la Via Lattea, venne ritenuta essere una delle tante comuni e semplici spirali sparse nel Cosmo, forse anche per il fatto che anche le due altre grandi galassie che governano il Gruppo Locale di Galassie - quella di Andromeda e quella del Triangolo - sono anch'esse spirali.

A partire dagli anni '80 del secolo scorso, però, nella comunità astronomica prese piede l'ipotesi che la Via Lattea (detta, più semplicemente, "la Galassia", con la G maiuscola) fosse, in realtà, una spirale barrata; sospetto confermato dalle osservazioni condotte nel 2005 dal telescopio spaziale Spitzer, che evidenziarono come la barra centrale della Via Lattea fosse in realtà molto più larga di quanto inizialmente sospettato. Nel quadro oggi delineato, la Galassia è costituita da un rigonfiamento centrale (detto anche "bulge", in inglese) attraversato da una barra costituita da stelle molto vecchie e dalla quale si dipartono quattro braccia a spirale che vanno a costituire il disco galattico, ove si dispongono giovani stelle nonché le aree nebulari che danno nascita alle stelle.

Nonostante oggi la Via Lattea sia finalmente considerata essere una galassia spirale barrata di tipo SBbc, con le braccia moderatamente aperte, un mistero ha sempre avvolto il movimento delle stelle nelle regioni centrali della Galassia tanto che i dati ottenuti hanno alimentato, per anni, il cosiddetto "paradosso della barra galattica" venutosi a creare.

La barra centrale che viene osservata in quasi tutte le galassie a spirale, ovunque nell'Universo, è probabile conseguenza dei processi evolutivi che avvengono in tali galassie tanto da rappresentarne un indice di vecchiaia. Conoscere le reali dimensioni di tali strutture nonché la velocità di rotazione delle stelle che le compongono è fondamentale per comprendere come si formano ed evolvono le galassie.

Ed è proprio studiando la velocità delle stelle situate in aree galattiche differenti che in questi ultimi 5 anni le certezze relative alle dimensioni della barra nonché alla velocità di rotazione della Galassia hanno vacillato e non poco; se da un lato le misure di velocità di stelle vicine al Sole portano ad uno scenario dove è la barra galattica è sia veloce che piccola, altre osservazioni condotte su stelle situate nella regione centrale galattica indicano che tale barra è significativamente più lenta e più grande: è proprio questo il paradosso sopra citato.

Al fine di porvi una soluzione, un gruppo internazionale di astronomi ha condotto simulazioni circa le caratteristiche morfologiche della Galassia; applicando in super-computers dati inerenti modelli diversi, i risultati mostrano come sia le dimensioni della barra che la sua velocità di rotazione non sono costanti nel tempo ma fluttuano rapidamente portando, ciclicamente, la barra ad apparire fino a due volte più lunga e a ruotare e il ​​20% più velocemente rispetto al normale!

La barra galattica subisce quindi delle pulsazioni cicliche; stando alle simulazioni, queste verrebbero indotte dalla vicinanza e dal seguente allontanamento delle braccia a spirale alla barra centrale. Come noto, le braccia di una galassia a spirale ruotano con velocità diversa attorno al centro galattico rispetto alla barra; quando barra e braccia si avvicinano, la reciproca attrazione gravitazionale rallenta la rotazione della barra, accelerando quella delle spire. Quando barra e spire divengono connesse, le due strutture si muovono all'unisono: tale situazione porta la barra ad apparire più lunga ma a ruotare più lentamente di quanto non lo faccia realmente. Al seguente riallontanarsi delle braccia dalla barra, quest'ultima accelera, mostrando le sue reali dimensioni, mentre le braccia rallentano. 

Istantanea estratta dalla simulazione effettuata ai supercomputer, dove barra e braccia spirale ruotano a velocità differenti. Quando lontane, la barra mostra le sue reale e più piccole dimensioni (a sx); con barra e spire collegate, la barra appare più lunga e la sua rotazione più lenta (a dx) (Image credits: University of Surrey)

Il paradosso della barra galattica può essere semplicemente spiegato se viviamo in un momento in cui barra e spire sono connesse: situazione che fornisce la mera illusione di una barra grande e lenta. Al momento, le osservazioni delineano come il braccio a spirale interno della Via Lattea sia attualmente collegato alla barra. Stando alle simulazioni, ogni ciclo durerebbe circa 80 milioni di anni. Il video qui di seguito inserito (Credits: University of Surrey) mette in evidenza come, a seguito del ciclico incontro tra barra centrale e braccia a spirale, la barra rallenta, apparendo a noi più lunga:

MOTO E RINASCITA DI DUE PICCOLE GALASSIE

Nel 2014, il telescopio spaziale Hubble riprese una coppia di piccole ma bizzarre galassie, chiamate rispettivamente Pisces A e Pisces B. Studi seguenti condotti su questi due oggetti, lontani rispettivamente 19 e 30 milioni di anni luce dalla nostra galassia, hanno messo in evidenza come queste due piccole galassie potrebbero essere nate isolate nel vuoto cosmico per poi muoversi verso un gruppo di galassie loro vicino; tale processo avrebbe accelerato i fenomeni di formazione stellare in esse visibili, evitando alle stesse di scomparire una volta che tutte le loro stelle avrebbero esaurito il proprio ciclo vitale.

Secondo le stime, meno di 100 milioni di anni fa le due galassie nane, che potrebbero contenere circa 10 milioni di stelle, avrebbero raddoppiato il proprio tasso di formazione stellare; dato rilevato dai colori delle stelle in esser presenti, che rivela come i due sistemi contengano da 20 a 30 luminose stelle blu: il colore blu è segno della loro giovinezza, stimata per l'appunto in meno di 100 milioni di anni. Pisces A e B hanno prodotto la maggior parte delle loro stelle molto tempo fa; per miliardi di anni avrebbero dimorato nel cosiddetto Vuoto Locale, un'ampia regione scarsamente popolata da galassie. A causa di moti locali dovuti sempre all'attrazione gravitazionale, le due galassie nane sono poi sopraggiunte in una regione che, a differenza del passato, è piena sia di galassie che gas intergalattici: ambiente dalla densità ideale utile all'innesco di stelle di nuova generazione.

Nell'immagine che ritrae Pisces B, l'oggetto luminoso con raggi di diffrazione in basso a sinistra del centro è una stella presente in primo piano, appartenente  alla nostra galassia, la Via Lattea. Prestando attenzione, si rendono visibili anche diverse galassie di fondo, molto più distanti della coppia.

IL GIGANTESCO ANELLO DI AGC203001

Saturno è il più famoso oggetto "spaziale" noto alla collettività per possedere un anello di materiale attorno ad esso. Strutture simili esistono in realtà un po ovunque nel Cosmo, laddove la gravità tiene legata questo o quel tipo di materia, con la stessa forza sviluppata radialmente attorno ad un centro di massa, sia esso un pianeta oppure, come in questo caso, addirittura di una gigantesca galassia. Ecco il caso della galassia AGC203001, visibile in questa immagine composita di luce visibile e radio onde, quest'ultima ottenuta al radiotelescopio Giant Metrewave situato in India, dalla parabola larga ben 30 metri.

La galassia in questione è lontana ben 200 milioni di anni luce dalla nostra, la Via Lattea, mettendo in relazione questo valore con le dimensioni angolari con cui l'anello si presenta alla nostra visuale, tale struttura risulta avere un diametro di quasi 300 mila anni luce, ben maggiore della stessa Via Lattea.

La sola presenza di un anello gassoso così grande è già di per se un mistero; aggiungendo a questo il fatto che tali strutture sembrano aver luogo a seguito di fenomeni di scontro e fusione di galassie, che a loro volta danno luogo alla formazione di nuove generazioni di stelle nelle galassie coinvolte, la mancanza di nuove stelle in AGC203001 è un'altro punto interrogativo. Alcune teorie suggeriscono che, a seguito della collisione, il gas appartenente alla galassia sia divenuto troppo caldo da non permettere la formazione di stelle oppure così poco denso da non evitare fenomeni di collasso gravitazionale che portano alla nascita di nuove generazioni di stelle.