Astronomia

Perché $H_delta$ è prominente nelle stelle di tipo A?

Perché $H_delta$ è prominente nelle stelle di tipo A?

Capisco di fatto che H$delta$ le linee sono più evidenti nelle stelle di tipo A e meno nei tipi più estremi di stelle sul diagramma H-R. Tuttavia mi chiedevo il motivo per cui non sono prominenti nelle stelle di tipo più estremo come il tipo O o il tipo F. Per le stelle di tipo F credo (questo potrebbe non essere corretto) nessuno dell'idrogeno è nel 4° stato eccitato (o pochissimi sono) quindi non ci sono molti H$delta$ linee balsamo. Tuttavia non sono molto sicuro del perché l'EW H$delta$ è basso nelle stelle di tipo O. Qualcuno può spiegare questo, grazie!


L'assorbimento di H$delta$ si forma quando l'idrogeno nel livello $n=2$ è eccitato a $n=6$.

Per ottenere forti linee di assorbimento H$delta$ sono necessarie grandi quantità di idrogeno nel primo stato eccitato $n=2$ e un campo di radiazione che contenga un gran numero di fotoni con un'energia pari alla differenza tra $n=6$ e $n=2$ stati.

Questi requisiti sono soddisfatti nelle stelle con fotosfere tra circa 8.000 K e 15.000 K, e chiamiamo queste prime stelle di tipo F e A.

A temperature più basse la maggior parte dell'idrogeno è allo stato fondamentale, ci sono pochi fotoni con energia sufficiente (3eV) da assorbire e la linea H$delta$ si indebolisce. A temperature molto più alte (ad esempio nelle stelle O) allora nessuno dell'idrogeno è nel livello $n=2$, e infatti la maggior parte di esso è ionizzato.


Ecco perché la nuova supernova è così importante per gli scienziati

Oggi, 12 milioni di anni dopo, molti terrestri possono vedere questa esplosione nel cielo notturno. La scorsa notte sono iniziati a riversarsi notizie entusiaste con dettagli sulla supernova più vicina alla Terra che abbiamo visto dagli anni '80. Iniziando con un team dalla Russia e poi dal Giappone, gli astronomi hanno iniziato a scattare immagini di conferma e confrontare le note, affrettandosi a saperne di più sull'esplosione attualmente nota con il goffo soprannome di PSN J09554214+6940260.

"È un evento davvero raro e interessante e un'opportunità unica nel suo genere per studiare questo tipo di supernova nei minimi dettagli", afferma Fionna Harrison, professore di fisica e astronomia presso il California Institute of Technology (Caltech).

Le supernovae non sono semplicemente esplosioni incredibili, rappresentano una sorta di metro cosmico. I cosmologi si affidano alla luce prodotta dalle supernovae per tracciare i contorni di galassie lontane. Le supernove di tipo Ia, come questa, sono di particolare interesse, perché le loro esplosioni sono gli eventi più prevedibili, e spesso i più brillanti, nel cielo. Poiché le supernove Ia emettono una quantità standard di luce in base alla loro massa, gli scienziati possono calcolare la loro distanza dalla Terra.

Le nostre attuali mappe cosmologiche si basano su come gli astronomi brillanti presumono che siano le supernove. Ma questi calcoli sono pieni di qualche incertezza, dal momento che determinare la vera luminosità di un oggetto distante milioni di anni luce è un affare complicato. La soluzione ideale a questo problema sarebbe trovare una supernova di tipo Ia così vicina che gli astronomi potrebbero analizzare la stella prima e dopo la detonazione per determinare l'esatta luminosità.

"Gli esperimenti controllati sono difficili da fare in astronomia", afferma Brad Tucker, astronomo dell'Università della California, a Berkeley. "Ma in questo caso possiamo calibrare e migliorare tutte quelle misurazioni osservando la stella prima che esploda e dopo".

L'opportunità di studiare una supernova locale ha spinto gli astronomi a utilizzare alcuni dei loro telescopi più potenti. Stanotte gli astronomi del Caltech trasformeranno il loro telescopio a raggi X NuSTAR verso M82, nel tentativo di studiare la radiazione prodotta dall'esplosione. "Guardare le supernovae è una delle cose per cui NuSTAR è stato progettato", afferma Harrison. "Sostanzialmente cercheremo lì continuamente per le prossime due settimane".

Per l'osservatore più casuale, questa supernova vicina è un'opportunità senza precedenti per osservare un'esplosione cosmica relativamente vicino a casa. Sebbene circa 50 supernovae esplodano ogni secondo, dice Tucker, trovarne una abbastanza vicina da poterla spiare con nient'altro che un binocolo è un piacere raro. Gli astronomi dilettanti dovrebbero essere in grado di vedere la supernova al suo apice all'inizio di febbraio dirigendo il binocolo tra il Piccolo Carro e il Grande Carro.

Nel frattempo, gli astronomi professionisti raccoglieranno dati che potrebbero cambiare radicalmente il modo in cui misuriamo la distanza nello spazio. "Questa è una grande opportunità non solo per migliorare la nostra comprensione della fisica, come si formano le stelle e come muoiono le stelle, ma anche per migliorare gli strumenti della cosmologia che misurano le proprietà dell'universo", afferma Tucker.


Considerazioni generali

Per quanto riguarda massa, dimensioni e luminosità intrinseca, il Sole è una stella tipica. La sua massa approssimativa è 2 × 10 30 kg (circa 330.000 masse terrestri), il suo raggio approssimativo 700.000 km (430.000 miglia) e la sua luminosità approssimativa 4 × 10 33 erg al secondo (o equivalentemente 4 × 10 23 chilowatt di potenza). Altre stelle hanno spesso le rispettive quantità misurate in termini di quelle del Sole.

Molte stelle variano nella quantità di luce che irradiano. Stelle come Altair, Alpha Centauri A e B e Procione A sono chiamate stelle nane, le loro dimensioni sono grosso modo paragonabili a quelle del Sole. Sirio A e Vega, sebbene molto più luminose, sono anche stelle nane, le cui temperature più elevate producono un tasso di emissione maggiore per unità di area. Aldebaran A, Arturo e Capella A sono esempi di stelle giganti, le cui dimensioni sono molto più grandi di quelle del Sole. Osservazioni con interferometro (strumento che misura l'angolo sotteso dal diametro di una stella nella posizione dell'osservatore), combinate con misurazioni di parallasse (che danno la distanza di una stella vedi sotto Determinando le distanze stellari), danno dimensioni di 12 e 22 raggi solari per Arcturus e Aldebaran A. Betelgeuse e Antares A sono esempi di stelle supergiganti. Quest'ultimo ha un raggio circa 300 volte quello del Sole, mentre la stella variabile Betelgeuse oscilla tra circa 300 e 600 raggi solari. Molte delle nane bianche della classe stellare, che hanno bassa luminosità e alta densità, sono anche tra le stelle più luminose. Sirio B è un ottimo esempio, avente un raggio un millesimo di quello del Sole, che è paragonabile alle dimensioni della Terra. Tra le stelle più luminose ci sono anche Rigel A, una giovane supergigante della costellazione di Orione, e Canopus, un faro luminoso nell'emisfero australe spesso utilizzato per la navigazione spaziale.


Fonte di energia stellare

La proprietà più elementare delle stelle è che la loro energia radiante deve derivare da fonti interne. Data la lunga durata delle stelle (circa 10 miliardi di anni nel caso del Sole), si può dimostrare che né gli effetti chimici né quelli gravitazionali potrebbero produrre le energie richieste. Invece, la causa deve essere eventi nucleari in cui i nuclei più leggeri si fondono per creare nuclei più pesanti, un inevitabile sottoprodotto è l'energia (vedere fusione nucleare).

All'interno di una stella, le particelle si muovono rapidamente in ogni direzione a causa delle alte temperature presenti. Ogni tanto un protone si avvicina abbastanza a un nucleo da essere catturato e ha luogo una reazione nucleare. Solo i protoni di energia estremamente elevata (molte volte l'energia media in una stella come il Sole) sono in grado di produrre eventi nucleari di questo tipo. Una temperatura minima richiesta per la fusione è di circa 10 milioni di K. Poiché le energie dei protoni sono proporzionali alla temperatura, il tasso di produzione di energia aumenta rapidamente all'aumentare della temperatura.

Per il Sole e altre stelle normali della sequenza principale, la fonte di energia risiede nella conversione dell'idrogeno in elio. La reazione nucleare che si pensa avvenga nel Sole è chiamata ciclo protone-protone. In questa reazione di fusione, due protoni ( 1 H) si scontrano per formare un deuterone (un nucleo di deuterio, 2 H), con la liberazione di un positrone (la controparte di antimateria carica positivamente dell'elettrone, indicata e + ). Viene emessa anche una particella neutra di massa molto piccola chiamata neutrino, . Mentre la “cenere” di elio rimane nel nucleo dove è stata prodotta, il neutrino fuoriesce dall'interno solare in pochi secondi. Il positrone incontra un normale elettrone caricato negativamente e i due si annichilano a vicenda, rilasciando molta energia. Questa energia di annichilazione ammonta a 1,02 megaelettronvolt (MeV), che si accorda bene con l'equazione di Einstein E = mc 2 (dove m è la massa delle due particelle, c la velocità della luce, e E l'energia liberata).

Successivamente, un protone si scontra con il deuterone per formare il nucleo di un atomo di elio leggero di peso atomico 3, 3 He. Viene emesso anche un fotone di raggi X "duro" (uno di maggiore energia) o di raggi gamma (γ). L'evento più probabile da seguire nella catena è una collisione di questo nucleo di 3 He con un normale nucleo di 4 He per formare il nucleo di un atomo di berillio di peso 7, 7 Be, con l'emissione di un altro fotone di raggi gamma. Il nucleo 7 Be a sua volta cattura un protone per formare un nucleo di boro di peso atomico 8, 8 B, con la liberazione di un ennesimo raggio gamma.

Il nucleo 8B, invece, è molto instabile. Decade quasi immediatamente in berillio di peso atomico 8, 8 Be, con l'emissione di un altro positrone e di un neutrino. Il nucleo stesso decade successivamente in due nuclei di elio, 4 He. Questi eventi nucleari possono essere rappresentati dalle seguenti equazioni:

Nel corso di queste reazioni, quattro protoni vengono consumati per formare un nucleo di elio, mentre due elettroni periscono.

La massa di quattro atomi di idrogeno è 4 × 1,00797, o 4,03188, unità di massa atomica quella di un atomo di elio è 4,0026. Quindi, l'unità di massa atomica 0,02928, o lo 0,7 percento della massa originale, è scomparsa. Parte di questo è stato portato via dagli sfuggenti neutrini, ma la maggior parte è stata convertita in energia radiante. Per continuare a brillare al ritmo attuale, una stella tipica (ad esempio il Sole) ha bisogno di convertire 674 milioni di tonnellate di idrogeno in 670 milioni di tonnellate di elio ogni secondo. Secondo la formula E = mc 2, più di quattro milioni di tonnellate di materia scompaiono letteralmente nelle radiazioni ogni secondo.

Questa teoria fornisce una buona comprensione della generazione di energia solare, sebbene per decenni abbia sofferto di un potenziale problema. Il flusso di neutrini dal Sole è stato misurato da diversi sperimentatori ed è stato rilevato solo un terzo del flusso di neutrini elettronici previsto dalla teoria. (I neutrini sono di tre tipi, ciascuno associato a un leptone carico: neutrino elettronico, neutrino muonico e neutrino tau.) In quel periodo, tuttavia, crebbe il consenso sul fatto che il problema del neutrino solare e la sua soluzione non risiedessero nel modello astrofisico del Sole ma con la natura fisica dei neutrini stessi. Alla fine degli anni '90 e all'inizio del 21° secolo, gli scienziati hanno scoperto che i neutrini oscillano (cambiano i tipi) tra i neutrini elettronici, lo stato in cui sono stati creati nel Sole, e i neutrini muonici o tau, stati che sono più difficili da rilevare quando raggiungono Terra.

La principale fonte di energia nelle stelle più calde è il ciclo del carbonio (chiamato anche ciclo CNO per carbonio, azoto e ossigeno), in cui l'idrogeno viene trasformato in elio, con il carbonio che funge da catalizzatore. Le reazioni procedono come segue: in primo luogo, un nucleo di carbonio, 12 C, cattura un protone (nucleo di idrogeno), 1 H, per formare un nucleo di azoto, 13 N, e nel processo viene emesso un fotone di raggi gamma, quindi, 12 C + 1 H → 13 N + . Tuttavia, il nucleo leggero di 13 N è instabile. Emette un positrone, e + , che incontra un normale elettrone, e − , e i due si annientano a vicenda. Viene rilasciato anche un neutrino e il nucleo 13 C risultante è stabile. Alla fine il nucleo 13 C cattura un altro protone, forma 14 N ed emette un altro fotone di raggi gamma. In simboli la reazione è rappresentata dalle equazioni 13 N → 13 C + e + + quindi 13 C + 1 H → 14 N + γ. L'azoto ordinario, 14 N, è stabile, ma quando cattura un protone per formare un nucleo di ossigeno leggero-15, 15 O, il nucleo risultante è instabile contro il decadimento beta. Emette quindi un positrone e un neutrino, una sequenza di eventi espressa dalle equazioni 14 N + 1 H → 15 O + γ quindi 15 O → 15 N + e + + . Di nuovo, il positrone incontra un elettrone ei due si annichilano mentre il neutrino scappa. Alla fine il nucleo di 15 N incontra un protone in rapido movimento, 1 H, e lo cattura, ma la formazione di un normale nucleo di 16 O mediante questo processo avviene solo raramente. L'effetto più probabile di questa cattura di protoni è una rottura di 15 N e un ritorno al nucleo 12 C, cioè 15 N + 1 H → 12 C + 4 He + γ. Così, il nucleo 12 C originale ricompare ei quattro protoni aggiunti consentono la formazione di un nucleo di elio. La stessa quantità di massa è scomparsa, sebbene una frazione diversa di essa possa essere stata portata via dai neutrini.

Solo le stelle più calde che si trovano sulla sequenza principale brillano di energia prodotta dal ciclo del carbonio. Le deboli nane rosse utilizzano esclusivamente il ciclo protone-protone, mentre le stelle come il Sole brillano principalmente per la reazione protone-protone, ma traggono anche un contributo dal ciclo del carbonio.

Le suddette relazioni matematiche consentono di affrontare il problema della struttura stellare nonostante la complessità del problema. Una prima ipotesi che le stelle avessero una composizione chimica uniforme in tutto il loro interno semplificò notevolmente i calcoli, ma dovette essere abbandonata quando gli studi sull'evoluzione stellare dimostrarono che la composizione delle stelle cambia con l'età (vedi sotto fasi successive dell'evoluzione). I calcoli devono essere eseguiti mediante un processo graduale noto come integrazione numerica. Devono tener conto che la densità e la pressione di una stella svaniscono in superficie, mentre queste quantità e la temperatura rimangono finite al centro.

I modelli risultanti dell'interno di una stella, inclusa la relazione tra massa, luminosità e raggio, sono determinati in gran parte dalla modalità di trasporto dell'energia. Nel Sole e nelle stelle più deboli della sequenza principale, l'energia viene trasportata attraverso gli strati esterni da correnti convettive, mentre nelle profondità interne l'energia viene trasportata dalla radiazione. Tra le stelle più calde della sequenza principale, sembra essere vero il contrario. Le parti interne profonde delle stelle che traggono la loro energia principalmente dal ciclo del carbonio sono in equilibrio convettivo, mentre nelle parti esterne l'energia è trasportata per irraggiamento. Le masse, le luminosità e i raggi osservati della maggior parte delle stelle della sequenza principale possono essere riprodotti con una composizione chimica ragionevole e uniforme.

Non è possibile costruire modelli chimicamente omogenei di stelle giganti e supergiganti. Se si presume che una gigante gialla come Capella sia costruita come una stella della sequenza principale, la sua temperatura centrale risulta essere così bassa che nessun processo nucleare noto può fornire la produzione di energia osservata. Sono stati compiuti progressi solo supponendo che queste stelle fossero un tempo oggetti della sequenza principale che, nel corso del loro sviluppo, esaurissero l'idrogeno nelle loro profondità interne. Si formarono così nuclei inerti, composti principalmente dalle ceneri di elio rimaste dal processo di fusione dell'idrogeno. Poiché non è noto che si verifichino reazioni nucleari con elio alle poche decine di milioni di kelvin che potrebbero prevalere in questi interni, nessuna energia termonucleare potrebbe essere rilasciata da tali nuclei impoveriti. Invece, si presume che l'energia sia generata in un guscio sottile che circonda il nucleo inerte dove rimane del combustibile, ed è presumibilmente prodotta dal ciclo del carbonio. Tali modelli sono chiamati modelli shell-source. Man mano che una stella consuma quantità crescenti della sua riserva di idrogeno, il suo nucleo cresce di massa mentre l'involucro esterno della stella continua ad espandersi. Questi modelli shell-source spiegano le luminosità, le masse e i raggi osservati di giganti e supergiganti.

L'esaurimento dell'idrogeno è apprezzabile anche per una stella nana di mezza età come il Sole. Il Sole sembra aver brillato al ritmo attuale per circa l'ultimo 20 percento della sua età attuale di cinque miliardi di anni. Per mantenere la sua luminosità osservata, la temperatura centrale del Sole deve essere aumentata considerevolmente dalla formazione del sistema solare, in gran parte come conseguenza dell'esaurimento dell'idrogeno al suo interno insieme a un conseguente aumento del peso molecolare e della temperatura. Durante gli ultimi cinque miliardi di anni, il Sole probabilmente si è illuminato di circa mezza magnitudine all'inizio del periodo Precambriano (circa due miliardi di anni fa), la luminosità solare deve essere stata circa il 20 percento inferiore a quella odierna.


Classificazione stellare

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Classificazione stellare, schema per assegnare le stelle ai tipi in base alle loro temperature stimate dai loro spettri. Il sistema di classificazione stellare generalmente accettato è una combinazione di due schemi di classificazione: il sistema Harvard, che si basa sulla temperatura superficiale della stella, e il sistema MK, che si basa sulla luminosità della stella.

Nel 1860 l'astronomo italiano Angelo Secchi distinse quattro principali tipi spettrali di stelle. All'Harvard College Observatory nel 1880, durante la compilazione del Catalogo Henry Draper di stelle, ne sono stati distinti più tipi e sono stati designati con lettere in sequenza alfabetica in base alla forza delle loro linee spettrali dell'idrogeno. La maggior parte di questo lavoro è stato svolto da tre assistenti, Williamina P. Fleming, Antonia C. Maury e Annie Jump Cannon. Con il progredire del lavoro, i tipi sono stati riorganizzati in una sequenza non alfabetica per metterli in ordine in base alla temperatura superficiale. Dalle stelle calde al freddo, l'ordine dei tipi stellari è: O, B, A, F, G, K, M. (Un mnemonico tradizionale per questa sequenza è "Oh Be A Fine Girl [or Guy], Kiss Me". ) Ulteriori lettere sono state utilizzate per designare nova e tipi di stelle meno comuni. I numeri da 0 a 9 sono usati per suddividere i tipi, i numeri più alti si applicano alle stelle più fredde. Le stelle più calde sono a volte indicate come presto e quelle più fredde come tardi. Con la scoperta delle nane brune, oggetti che si formano come stelle ma non brillano attraverso la fusione termonucleare, il sistema di classificazione stellare è stato ampliato per includere i tipi spettrali L, T e Y.

La classe O include stelle bianche bluastre con temperature superficiali tipicamente di 25.000–50.000 K (sebbene siano state descritte alcune stelle di tipo O con temperature notevolmente maggiori) negli spettri compaiono righe di elio ionizzato. Le stelle di classe B in genere vanno da 10.000 K a 25.000 K e sono anche bianche bluastre ma mostrano linee neutre dell'elio. Le temperature superficiali delle stelle di tipo A vanno da 7.400 K a circa 10.000 K. Le righe di idrogeno sono prominenti e queste stelle sono bianche. Le stelle di tipo F sono giallo-bianche, raggiungono i 6.000-7.400 K e mostrano molte righe spettrali causate dai metalli. Il Sole è una stella di classe G, queste sono gialle, con temperature superficiali di 5.000-6.000 K. Le stelle di classe K sono da gialle ad arancioni, a circa 3.500-5.000 K, e le stelle M sono rosse, a circa 3.000 K, con ossido di titanio prominente nei loro spettri. Le nane brune L hanno temperature comprese tra circa 1.500 e 2.500 K e hanno righe spettrali causate da metalli alcalini come rubidio e sodio e composti metallici come l'idruro di ferro. Le nane brune T hanno un notevole assorbimento di metano nei loro spettri e temperature tra circa 800 e 1.500 K. Le nane brune di classe Y sono più fredde di 800 K e hanno righe spettrali di ammoniaca e acqua.

Classi supplementari di stelle fredde includono R e N (spesso chiamate di tipo C, o stelle di carbonio: meno di 3.000 K) e S, che assomigliano a stelle di classe M ma hanno bande spettrali di ossido di zirconio prominenti invece di quelle di ossido di titanio.

Il sistema MK, o Yerkes, è opera degli astronomi americani W.W. Morgan, PC Keenan e altri. Si basa su due serie di parametri: una versione raffinata della scala OM di Harvard e una scala di luminosità di gradi I (per le supergiganti), II (giganti brillanti), III (giganti normali), IV (sottogiganti) e V ( sequenza principale, o nane, stelle) possono essere utilizzate ulteriori specificazioni, come un grado Ia per supergiganti brillanti e gradi VI e VII per subnane e nane bianche, rispettivamente. Così il Sole, una stella nana gialla di circa 5.800 K, è designato G2 V mentre la stella di Barnard, una nana rossa di circa 3.100 K, è classificata M5 V e la brillante supergigante Rigel è classificata B8 Ia.

Questo articolo è stato recentemente rivisto e aggiornato da Erik Gregersen, Senior Editor.


Cosa sono le galassie ellittiche?

Le galassie sono disponibili in molte forme e dimensioni. Tra i più grandi ci sono le "ellittiche", enormi conglomerati a forma di palla di fino a un trilione di stelle. Il luogo in cui vivono e il modo in cui sono costruiti può insegnare molto agli astronomi sull'evoluzione dell'universo e su ciò che il futuro ha in serbo per la nostra Via Lattea.

Le ellittiche sono una delle tre classi principali di galassie definite dall'astronomo americano Edwin Hubble nel 1936. A differenza delle altre due classi, le ellittiche, le 8212spirali e le lenticolari, non hanno quasi nessuna struttura distinguibile. Sono semplici come può essere un raduno di stelle: enormi blob di forma approssimativamente sferica. Attraverso un telescopio amatoriale, appaiono come nient'altro che una macchia di luce rotonda e sfocata sullo sfondo scuro del cielo notturno.

La gigantesca galassia ellittica NGC 1132 si trova a circa 300 milioni di anni luce dalla Terra. Con un diametro di circa 240.000 anni luce, è 8217 più grande del doppio della nostra Via Lattea! I molti punti di luce che lo circondano sono uno sciame di ammassi globulari che potrebbero essere alcuni dei resti di miliardi di anni di collisioni galattiche. Crediti: M. West (ESO, Cile), NASA, ESA e Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration.

Più di ogni altra classe galattica, le ellittiche mostrano un'enorme gamma di dimensioni e masse. I più piccoli, ellittiche nane, misurano solo poche centinaia di anni luce e non sono molto più grandi degli ammassi globulari. I più grandi estendono centinaia di migliaia di anni luce da un'estremità all'altra e al confronto fanno sembrare la nostra galassia una minuscola. Il più massiccio può contenere quasi un trilione di stelle, o circa mille volte più della Via Lattea.

L'apparente semplicità di una galassia ellittica - un'enorme palla di stelle - può essere ingannevole. All'interno dei loro aloni uniformi, le ellittiche mostrano una storia ricca e complessa che risale alle radici dell'universo stesso.

Le ellittiche sono vecchie. Le stelle che vivono al loro interno sono tra le più antiche dell'universo. A differenza delle loro cugine a spirale, le galassie ellittiche hanno spento i loro motori di formazione stellare. Privi di gran parte del gas e della polvere necessari, non creano più nuove stelle. Invece, si aggrappano saldamente a stelle antiche che hanno vissuto per miliardi di anni.

La mancanza di gas interstellare è una reliquia del passato violento delle ellittiche. I movimenti delle stelle all'interno di queste galassie, insieme a sofisticate simulazioni al computer, rivelano che sono molto probabilmente il prodotto di molte collisioni galattiche. Quando le galassie a spirale si scontrano, gran parte del gas viene strappato via e lanciato nello spazio intergalattico. Ciò che rimane viene rapidamente compresso, innescando un'esplosione di formazione stellare nota come starburst. L'ondata di nuove stelle esaurisce ulteriormente le riserve di gas della galassia attraverso intensi venti stellari e supernove che soffiano nuvole di gas nello spazio profondo.

Due galassie a spirale sono catturate nelle ultime fasi di una collisione in questa immagine di Hubble. Chiamati NGC 2623, i centri si sono già fusi per formare una nuova galassia massiccia mentre flussi di stelle e gas vengono lanciati nello spazio. Crediti: NASA, ESA e A. Evans (Stony Brook University, New York, University of Virginia e National Radio Astronomy Observatory, Charlottesville, USA)

Le regioni più dense dell'universo forniscono terreno fertile per la crescita delle ellittiche. Negli ammassi ricchi, le collisioni galattiche sono comuni. Le galassie più grandi attirano molte galassie più piccole e si costruiscono cannibalizzando le loro vicine. Negli ammassi galattici densi, come l'ammasso Coma situato a quasi 300 milioni di anni luce dalla Terra, la maggior parte delle galassie sono ellittiche. In questo ammasso, si sono tutti riuniti verso il centro dell'ammasso lasciando le restanti galassie a spirale fuori verso i bordi. Al centro dell'ammasso c'è una massiccia galassia ellittica—NGC 4874—dieci volte più grande della Via Lattea e circondata da uno sciame di ellittiche nane più piccole.

Nella costellazione Coma Berenice, a 350 milioni di anni luce di distanza, si trova l'Ammasso del Coma. Il nucleo dell'ammasso, raffigurato qui, ospita molte galassie ellittiche. Il più grande, NGC 4874 (il blob sfocato a destra), è dieci volte più grande della nostra galassia! Credito: ESA/Hubble e NASA

Uno degli aspetti più intriganti delle ellittiche giganti è ciò che nascondono nei loro nuclei. Nel profondo del centro, le ellittiche contengono ciascuna un buco nero supermassiccio. Un tipico buco nero si forma dalla morte di una stella massiccia e pesa al massimo alcune volte di più del nostro sole. I buchi neri nei centri galattici, tuttavia, possono contenere la massa di diversi miliardi di soli. Nessuna singola stella può farlo. La formazione di questi buchi neri supermassicci è un'area di ricerca attiva. Molto probabilmente, riflettono la storia della formazione della galassia. Ogni collisione galattica incanala il materiale fino al centro della galassia, dove i singoli buchi neri delle dimensioni di una stella possono fondersi e crescere.

Scrutando in profondità nel nucleo della galassia ellittica NGC 7052, gli astronomi hanno scoperto un disco di materiale largo migliaia di anni luce. Il materiale ruota così velocemente che solo un buco nero con la massa di molti milioni di soli può tenerlo insieme! Crediti: Roeland P. van der Marel (STScI), Frank C. van den Bosch (Univ. of Washington) e NASA/ESA

Le galassie ellittiche sono tra i più grandi sistemi stellari del cosmo e conservano una lunga storia di collisioni galattiche. Ospitando fino a un trilione di soli, potrebbero persino fornire una sbirciatina nel futuro dell'universo. Le ellittiche continueranno a consumare tutte le galassie a spirale? Il lontano futuro porterà a un universo di sole galassie ellittiche in cui tutta la formazione stellare è cessata da tempo? Questi enormi magazzini stellari contengono accenni sia al passato che al futuro del nostro universo e, per questo motivo, attireranno lo sguardo dell'astronomo per molte generazioni a venire.


Le caratteristiche di assorbimento presenti negli spettri stellari ci permettono di dividere le stelle in diversi tipi spettrali a seconda della temperatura della stella. Lo schema in uso oggi è lo schema di classificazione spettrale di Harvard che è stato sviluppato presso l'osservatorio del college di Harvard alla fine del 1800 e perfezionato alla sua attuale incarnazione da Annie Jump Cannon per la pubblicazione nel 1924.
In origine, alle stelle veniva assegnato un tipo da A a Q in base alla forza delle righe dell'idrogeno presenti nei loro spettri. Tuttavia, in seguito si è capito che c'era una significativa sovrapposizione tra i tipi e alcune lettere erano state eliminate. Anche la continuità di altre caratteristiche spettrali veniva migliorata se B veniva prima di A e O veniva prima di B, con il risultato finale, la sequenza spettrale: OBAFGKM . Questa sequenza è ordinata dalle stelle più calde a quelle più cool, ed è spesso ricordata dal mnemonico ‘Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me’.
La tabella seguente riassume i principali tipi spettrali nello schema di classificazione spettrale di Harvard:

oh B UN F G K M
viola blu blu blu bianco bianco-giallo rosso-arancio rosso
più di 28.000 K 10.000-28.000 K 7.500-10.000 K 6.000-7.500 K 5.000-6.000 K 3.500-5.000 K meno di 3.500K
poche linee di assorbimento visibili, linee di Balmer deboli, linee di elio ionizzato linee di idrogeno neutre, linee di Balmer più prominenti linee Balmer più forti, altre linee forti linee di Balmer più deboli, molte linee compresi i metalli neutri Linee di Balmer ancora più deboli, linee dominanti di calcio ionizzato linee metalliche neutre più prominenti linee metalliche neutre forti e bande molecolari

Sfortunatamente, la corretta classificazione di uno spettro stellare non è così semplice. All'interno di ogni tipo spettrale ci sono variazioni significative nelle intensità delle righe di assorbimento, e ogni tipo è stato suddiviso in 10 sottoclassi numerate da 0 a 9. Inoltre, le stelle di un particolare tipo spettrale possono differire ampiamente in luminosità e devono anche essere assegnata una classe di luminosità. Questo distingue le stelle della sequenza principale (stelle nane) dalle stelle giganti e supergiganti.

Come esempio della classificazione completa di una stella, consideriamo il Sole. È una stella di sequenza principale (classe di luminosità ‘V’) con una temperatura di circa 5.700 Kelvin. Nel moderno schema di classificazione di Harvard, il nostro Sole è un G2V stella.

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La morte di Star giocherà un cattivo flipper con pianeti ritmici

Credito: Unsplash/CC0 dominio pubblico

Quattro pianeti bloccati in un ritmo perfetto attorno a una stella vicina sono destinati a rimanere bloccati intorno al loro sistema solare quando il loro sole alla fine muore, secondo un nuovo studio che scruta nel suo futuro.

Gli astronomi hanno modellato come il cambiamento nelle forze gravitazionali nel sistema come risultato della stella che diventa una nana bianca farà sì che i suoi pianeti volino liberi dalle loro orbite e rimbalzino sulla gravità dell'altro, come le palle che rimbalzano su un paraurti in una partita a flipper .

Nel processo, getteranno i detriti vicini nel loro sole morente, offrendo agli scienziati nuove informazioni su come si sono evolute originariamente le nane bianche con atmosfere inquinate che vediamo oggi. Le conclusioni degli astronomi dell'Università di Exeter e dell'Università di Warwick sono pubblicate nel Avvisi mensili della Royal Astronomical Society.

Il sistema HR 8799 si trova a 135 anni luce di distanza e comprende una stella di tipo A di 30-40 milioni di anni fa e quattro pianeti insolitamente massicci, tutti con massa cinque volte superiore a Giove, in orbita molto vicini l'uno all'altro. Il sistema contiene anche due dischi di detriti, all'interno dell'orbita del pianeta più interno e un altro all'esterno di quello più esterno. Recenti ricerche hanno dimostrato che i quattro pianeti sono bloccati in un ritmo perfetto che vede ciascuno completare il doppio dell'orbita del vicino: quindi per ogni orbita il più lontano completa, il successivo più vicino ne completa due, il successivo ne completa quattro, mentre il più vicino ne completa otto. .

Il team di Exeter e Warwick ha deciso di apprendere il destino finale del sistema creando un modello che ha permesso loro di giocare a "flipper planetario" con i pianeti, indagando su cosa potrebbe causare la destabilizzazione del ritmo perfetto.

Hanno determinato che la risonanza che blocca i quattro pianeti probabilmente rimarrà stabile per i prossimi 3 miliardi di anni, nonostante gli effetti delle maree galattiche e dei ravvicinati sorvoli di altre stelle. Tuttavia, si rompe sempre una volta che la stella entra nella fase in cui diventa una gigante rossa, quando si espanderà fino a diverse centinaia di volte la sua dimensione attuale ed espellerà quasi la metà della sua massa, finendo come una nana bianca.

I pianeti inizieranno quindi a flippare e diventeranno un sistema altamente caotico in cui i loro movimenti diventano molto incerti. Anche cambiare la posizione di un pianeta di un centimetro all'inizio del processo può cambiare drasticamente il risultato.

La co-autrice, la professoressa Sasha Hinkley dell'Università di Exeter, ha dichiarato: "Il sistema HR 8799 è stato così iconico per la scienza esoplanetaria sin dalla sua scoperta quasi 13 anni fa, quindi è affascinante vedere nel futuro e osservarlo evolversi da un harmonious collection of planets into a chaotic scene."

Lead author Dr. Dimitri Veras from the University of Warwick Department of Physics said: "The planets will gravitationally scatter off of one another. In one case, the innermost planet could be ejected from the system. Or, in another case, the third planet may be ejected. Or the second and fourth planets could switch positions. Any combination is possible just with little tweaks.

"They are so big and so close to each other the only thing that's keeping them in this perfect rhythm right now is the locations of their orbits. All four are connected in this chain. As soon as the star loses mass their locations will deviate, then two of them will scatter off one another, causing a chain reaction amongst all four."

Regardless of the precise movements of the planets, one thing that the team is certain of is that the planets will move around enough to dislodge material from the system's debris disks into the atmosphere of the star. It is this type of debris that astronomers are analyzing today to discover the histories of other white dwarf systems.

Dr. Veras adds: "These planets move around the white dwarf at different locations and can easily kick whatever debris is still there into the white dwarf, polluting it.

"The HR 8799 planetary system represents a foretaste of the polluted white dwarf systems that we see today. It's a demonstration of the value of computing the fates of planetary systems, rather than just looking at their formation."


Other Deep Sky Objects

The constellation of Cassiopeia hosts many interesting deep-sky objects. This is because a rich part of the Milky Way runs through this constellation, stretching from Perseus towards Cygnus.

It contains several open clusters, young luminous galactic disc stars, nebulae, galaxies, and supernova remnants. Apart from the aforementioned Messier 52 and 103 open clusters, the other prominent clusters are NGC 457 and NGC 663.

Both clusters have around 80 discovered stars. NGC 457 is looser, and its brightest star, Phi Cassiopeiae, is a white-hued supergiant star of magnitude 5.0.

The stars of NGC 457 are around 10,000 light-years away from us, while NGC 663 is closer, at 8,200 light-years, and larger, at 0.25 degrees in diameter.

Heart Nebula

The Heart Nebula, also designated as IC 1805, is situated at around 7,500 light-years away from Earth. It is located in the Perseus Arm of our galaxy.

It was discovered in 1787 by William Herschel. The Heart Nebula is an emission nebula, showing glowing ionized hydrogen gas and darker dust lanes.

The Heart Nebula has an apparent magnitude of 18.3, and an absolute magnitude of 6.5. It has a radius of around 165 light-years.

Soul Nebula

The Soul Nebula, also designated as Westerhout 5, is an emission nebula located at around 7,500 light-years away from us. The Soul Nebula has an absolute magnitude of 6.5.

Pacman Nebula

The Pacman Nebula, designated as NGC 281 – is an H II region, a large gas cloud in which star formation has recently taken place. This nebula contains large amounts of ionized atomic hydrogen which is lit by the ultraviolet light of young, hot, blue stars.

It was nicknamed the Pacman Nebula due to its resemblance to the character from the popular video game.

Supernova Remnants

The constellation of Cassiopeia hosts two supernova remnants. They are:

3C 10

3C 10, also known as Tycho’s Supernova Remnant, is the aftermath of the supernova called Tycho’s star. It was a supernova of Type la, and it is one of the eight supernovae visible to the naked eye in historical records.

Its first appearance was noted in November 1572, being independently discovered by many individuals. The remnant of the supernova has been observed ever since, but it was first detected at radio wavelengths.

Cassiopeia A

This supernova remnant is the brightest extrasolar radio source in the sky at frequencies above 1 GHz. The supernova occurred around 11,000 light-years away within the Milky Way.

The expanding cloud of material left over now appears to be around 10 light-years across from Earth’s perspective. In wavelengths of visible light, it has been seen with amateur telescopes down to 234 mm / 9.25 in – with filters.

It is estimated that the light from this giant explosion first reached us approximately 300 years ago, however, there are no historical records of this event.

Galaxies

There are three members of the Local Group – a group of galaxies of which our Milky Way is also part of – in Cassiopeia. They are the elliptical galaxies NGC 185, NGC 147, and the IC 10 starburst galaxy.

NGC 185 is 2 million light-years away from us, having a magnitude of 9.2. NGC 147 is slightly dimmer, at magnitude 9.3, and it is even farther away, at 2.3 million light-years.

Both dwarf galaxies are gravitationally bound to the Andromeda Galaxy. Another interesting galaxy in Cassiopeia is the irregular galaxy IC 10.

IC 10 is the closest starburst galaxy to us, at around 2.2 million light-years, and the only starburst galaxy in the Local Group of galaxies. Cassiopeia also contains part of the closest galaxy group to our Local Group, the IC 342/ Maffei Group.

These galaxies, Maffei 1 and Maffei 2 are located south of the Heart and Soul Nebula, being within 10 million light-years away from us. Maffei 2 is below the range of most amateur telescopes.


Types of Stars

A star’s color relies on its temperature: hotter stars emit bluer light and cooler stars emit redder light. Temperature is also correlated to mass. Red dwarf stars have as little as 0.075 solar masses and a visible surface temperature less than 4,000 K. The most massive star known is R136a1, a Wolf-Rayet star 265 times the Sun’s mass — its visible surface temperature hovers at a searing 50,000 K.

The most massive (and hottest) stars exhaust their energy supply within a few million years, while tiny and cool red dwarf stars can keep on burning for many billions of years.


Guarda il video: Настройки Cumulative Delta в платформе ATAS (Gennaio 2022).