Astronomia

Quanto si illuminano le stelle quando invecchiano?

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C'è una discreta quantità di informazioni là fuori sulla relazione massa-luminosità, cioè fornendo alcune equazioni approssimative per la luminosità di una stella della sequenza principale in funzione della sua massa, ad es. $L_* = M_*^4$ (relativo alla massa e alla luminosità del Sole, per stelle vicine in massa al Sole). Ma le stelle della sequenza principale diventano più luminose man mano che invecchiano. Esistono risorse che forniscono alcune equazioni approssimative per la luminosità di una stella (e altri parametri come diametro e temperatura) in funzione sia della massa che dell'età?


Quanto si illuminano le stelle quando invecchiano? - Astronomia

Alla fine di questa sezione sarai in grado di:

  • Descrivi come alcune stelle variano la loro emissione luminosa e perché tali stelle sono importanti
  • Spiegare l'importanza delle stelle variabili pulsanti, come le cefeidi e le stelle di tipo RR Lyrae, per il nostro studio dell'universo

Rivediamo brevemente le ragioni principali per cui misurare le distanze dalle stelle è una tale lotta. Come discusso in The Brightness of Stars, il nostro problema è che le stelle si presentano in una sconcertante varietà di luminosità intrinseche. (Se le stelle fossero lampadine, diremmo che sono disponibili in un'ampia gamma di wattaggi.) Supponiamo, invece, che tutte le stelle abbiano lo stesso “wattaggio” o luminosità. In tal caso, quelle più distanti sembrerebbero sempre più deboli e potremmo dire quanto è lontana una stella semplicemente da quanto è oscurata. Nell'universo reale, invece, quando osserviamo una stella nel nostro cielo (con l'occhio o con il telescopio) e misuriamo la sua luminosità apparente, non possiamo sapere se sembra fioca perché è una lampadina a basso voltaggio o perché è lontana, oppure forse alcuni di ciascuno.

Gli astronomi devono scoprire qualcos'altro sulla stella che ci permetta di "leggere" la sua luminosità intrinseca, in effetti, per sapere qual è il vero wattaggio della stella. Con queste informazioni, possiamo quindi attribuire quanto appaia scuro dalla Terra alla sua distanza. Ricordiamo che la luminosità apparente di un oggetto diminuisce con il quadrato della distanza da quell'oggetto. Se due oggetti hanno la stessa luminosità ma uno è tre volte più lontano dell'altro, quello più distante apparirà nove volte più debole. Pertanto, se conosciamo la luminosità di una stella e la sua luminosità apparente, possiamo calcolare quanto è lontana. Gli astronomi hanno a lungo cercato tecniche che ci permettessero in qualche modo di determinare la luminosità di una stella, ed è a queste tecniche che ci rivolgiamo successivamente.


Quanto si illuminano le stelle quando invecchiano? - Astronomia

    Poiché sappiamo che dobbiamo avere una temperatura minima affinché possano verificarsi reazioni nucleari, ciò implica che ci sia una massa minima per le stelle. I modelli di come funziona la fisica delle sfere di gas suggeriscono che se una protostella ha meno di circa 1/10 della massa del Sole, non diventerà mai abbastanza calda per l'inizio delle reazioni nucleari. Le osservazioni sembrano confermarlo, in quanto non vediamo stelle con masse molto inferiori a questa.

  • Stelle diverse impiegano tempi diversi per passare attraverso le fasi dell'evoluzione.
  • Le stelle più massicce diventano più calde nei nuclei, quindi sono quelle che consumano il loro carburante più velocemente anche se hanno più carburante (dato che sono più massicce), il tasso di consumo è molto più veloce, quindi vivono più brevi.
  • Più la stella è massiccia, più è luminosa durante la maggior parte delle fasi dell'evoluzione.

    Se la stella non è estremamente massiccia, il nucleo che collassa può trasformarsi in un diverso stato della materia chiamato materia degenerata da neutroni, in cui protoni ed elettroni si fondono insieme per creare una stella incredibilmente densa nota come stella di neutroni. La materia degenerata di neutroni produce una sorta di pressione chiamata pressione neutronica che può bilanciare la forza gravitazionale. Osserviamo le stelle di neutroni reali quando vediamo una sorta di oggetto chiamato pulsar.

    Gli stadi finali dell'evoluzione stellare, e in particolare le esplosioni di supernova, sono molto importanti per l'esistenza della vita nell'Universo perché sono il mezzo attraverso il quale gli elementi pesanti vengono distribuiti nella materia interstellare.

    Colore. Dal colore delle stelle deduciamo la temperatura: le stelle più calde sono più blu e le stelle più fredde sono più rosse.

    La maggior parte delle stelle ha composizioni simili, vale a dire: principalmente idrogeno, un po' di elio e un po' di tutto il resto.

    Siamo molto aiutati nel nostro studio delle stelle dalla presenza di ammassi di stelle, che sono gruppi di stelle nel cielo. Questi ammassi sono vere associazioni fisiche di stelle, il che significa che tutte le stelle di un ammasso si trovano all'incirca alla stessa distanza da noi.

    La maggior parte delle stelle si trova lungo una linea in questo diagramma, nota come sequenza principale. Le stelle più calde lungo questa sequenza sono più luminose, anche più di quanto previsto dalla loro temperatura: sono anche più grandi.

    Abbiamo già imparato che possiamo misurare la composizione dagli spettri delle stelle e scopriamo che la maggior parte delle stelle ha composizioni simili. Quindi questo non è responsabile per le diverse apparenze.

    Questa comprensione porta a previsioni sulla comparsa di stelle in ammassi stellari di età diverse, confermate in modo spettacolare dalle osservazioni. Si scopre che le stelle negli ammassi stellari non solo sono alla stessa distanza da noi, ma hanno anche più o meno la stessa età.


Il nostro Sole è magneticamente silenzioso rispetto ad altre stelle. Ma perché?

Gli astronomi hanno determinato che, in media, il Sole è magneticamente più silenzioso di altre stelle e non è chiaro il motivo. Anche il significato a lungo termine di questa scoperta non è chiaro, ma implica che il Sole potrebbe diventare ancora più attivo di quanto non sia ora.

Il nostro Sole è magneticamente attivo, il che significa che ha un campo magnetico che a volte si rafforza abbastanza da sputare tempeste enormi e potenti, oltre a creare regioni scure sulla superficie chiamate macchie solari. Questa attività ci colpisce direttamente sulla Terra, mettendo in pericolo i satelliti in orbita, gli esseri umani nello spazio e persino la nostra rete elettrica a terra. Questa attività magnetica è ciclica, crescendo e calando ogni 11 anni.

Più cattiva astronomia

La motivazione alla base del nuovo lavoro è che, mentre capiamo molto sul campo magnetico del Sole, è importante avere un'idea di come si comporta rispetto ad altre stelle. Ad esempio, è più o meno attivo rispetto ad altre star?

Una gigantesca macchia solare ha macchiato la faccia del Sole il 23 ottobre 2014. Credito: NASA/SDO

Questa è una buona domanda, perché non sappiamo molto sul comportamento a lungo termine del Sole. Gli astronomi hanno iniziato a contare le macchie solari intorno alla prima volta che un telescopio è stato usato per guardare verso il cielo, ma è stato solo nel 1878 che le immagini erano abbastanza buone per iniziare a guardare la loro area totale e la posizione sulla faccia del Sole, dandoci un'idea di come sono cambiate la luminosità del Sole. Possiamo fare di meglio, anche se le carote di ghiaccio sulla Terra mostrano la presenza di isotopi elementari che sono influenzati dalle particelle subatomiche che sfrecciano nello spazio e queste particelle sono influenzate dal campo magnetico del Sole. Quindi possiamo usarli come proxy per l'attività magnetica solare che risale a circa 9.000 anni.

Ma questa è una cifra irrisoria rispetto al miliardi di anni vive una stella. Ed è per questo che una nuova ricerca ha guardato ad altre stelle per vedere come essi comportarsi, per paragonarli al Sole. L'idea è che guardando la loro luminosità per lunghi periodi di tempo possono vedere le stelle che si attenuano e si illuminano mentre le macchie solari (beh, le macchie stellari) ruotano dentro e fuori dalla vista. Le stelle più magneticamente attive cambieranno di più perché hanno più macchie solari, mentre le stelle tranquille avranno una luminosità più stabile. E più stelle possono osservare, meglio è.

Per questo, gli scienziati che hanno condotto la nuova ricerca si sono rivolti all'osservatorio Kepler, che per tre anni ha fissato un unico punto nello spazio per cercare esopianeti, pianeti in orbita attorno ad altre stelle. Lo ha fatto prendendo frequenti misurazioni della luminosità di 150.000 stelle, cercando cali di luminosità quando i pianeti passavano davanti a loro, creando mini-eclissi. E questo significa che Keplero ha ottenuto un lotto di misurazioni della luminosità delle stelle, che è perfetto per questo studio.

Gli ultimi sei cicli magnetici solari hanno variato in durata e forza a giudicare dal numero di macchie solari viste l'ultimo (ciclo 24) non era attivo come i precedenti. Ma ne sta iniziando uno nuovo. Crediti: immagine SILSO, Osservatorio Reale del Belgio, Bruxelles

Ora, le stelle sono disponibili in molti gusti diversi: massa alta, massa bassa, giovane, vecchia, calda, fredda ... quindi gli astronomi hanno dovuto selezionare l'elenco per lasciare solo stelle il più possibile simili al Sole, per rendere il confronto equo. Per fare questo hanno scelto stelle vicine alla temperatura superficiale del Sole di 5780 K, composizione chimica (gli elementi pesanti influenzano il comportamento di una stella), gravità superficiale (alcune stelle sono giganti e hanno una gravità molto più bassa, queste sono inattive magneticamente) e, soprattutto rotazione.

Perché rotazione? La rotazione di una stella è ciò che alimenta il campo magnetico. Crea quella che viene chiamata una dinamo all'interno della stella, un generatore magnetico autoalimentato. È probabile che una stella che ruota rapidamente abbia un campo magnetico molto più forte, e quindi un ciclo di macchie solari più aggressivo, quindi gli astronomi hanno fatto il possibile per limitare il loro campione alle stelle con periodi di rotazione vicini al Sole di circa 24,5 giorni.

Alla fine sono finiti con i dati di Keplero a lungo termine per 365 stelle di tipo solare. Avevano anche un gruppo di oltre 3.500 stelle che erano molto simili al Sole ma per le quali non era noto alcun periodo di rotazione. Quindi hanno confrontato i cambiamenti nella luminosità di quelle stelle con quelli del Sole.

Quello che hanno trovato è sorprendente: Il Sole è molto più silenzioso di altre stelle simili! Mentre la variazione mediana della luminosità del Sole è dello 0,07%, le altre stelle avevano una mediana dello 0,36%, cinque volte superiore! È anche il doppio di quello del Sole massimo variazione dello 0,2%.

Un confronto tra i cambiamenti della luminosità del Sole dovuti alle macchie solari nel tempo (in alto) con quello di una stella molto simile (in basso). In media, il Sole cambia meno delle altre stelle, il che significa che è magneticamente più silenzioso. Credito: MPS / hormesdesign.de

Perché? Non è chiaro. C'è l'idea che il Sole stia raggiungendo un'età in cui sta attraversando una transizione verso un ciclo magnetico più silenzioso mentre la sua rotazione rallenta nel corso degli eoni. Le altre stelle come il Sole potrebbero non essere ancora così vecchie, quindi sono ancora attive.

È interessante notare che, quando hanno osservato il gruppo di stelle per cui non era stata misurata alcuna rotazione, tendevano anche ad essere più silenziose, come il Sole. Ancora una volta, non è chiaro il motivo. Ricorda, queste sono tutte stelle molto simili al Sole, ma non sappiamo quanto velocemente ruotano. Se il Sole fosse una stella a poche decine di anni luce di distanza, avremmo difficoltà a misurare la sua velocità di rotazione, e sarebbe in questo campione di stelle. In tal caso queste stelle possono rappresentare il tipo di attività che il Sole è ancora capace di.

È intrigante. È del tutto possibile che il Sole sia molto attivo su scale temporali più lunghe di 9.000 anni, il che è molto indietro rispetto a quanto possiamo misurare in modo affidabile. Forse nel corso di decine o centinaia di migliaia di anni l'attività del Sole aumenta un po', ma non ne abbiamo registrazioni.

Un'enorme prominenza sul Sole è eruttata nel 2012, catturata qui dal Solar Dynamics Observatory. Credito: NASA/GSFC/SDO

Questo è... preoccupante. Anche se la tempistica è lunga e probabilmente non è qualcosa di cui dobbiamo preoccuparci per un po' di tempo, non è ancora confortante pensare che il Sole possa essere più attivo. Il ciclo magnetico è responsabile non solo delle macchie solari, ma anche delle tempeste solari, delle eruzioni catastrofiche dei brillamenti solari e delle espulsioni di massa coronale. Questi hanno un grande effetto sui satelliti, sugli esseri umani nello spazio e persino sulla nostra rete elettrica a terra. È molto nel nostro interesse comprendere meglio questi cicli!

Questo lavoro è un ottimo primo passo per comprendere il comportamento a lungo termine del Sole. In futuro, sono previsti altri osservatori spaziali per osservare le stelle come fece Kepler, quindi anche la ricerca può essere estesa. È interessante per me che le osservazioni fatte da Keplero possano essere utilizzate anche per altri tipi di scienza rispetto a quanto originariamente previsto. Gran parte dell'astronomia dipende solo dal guardare in alto e farlo in tutti i modi possibili. Ciò significa che c'è molta sovrapposizione lì. Cos'altro impareremo mentre scandagliamo le profondità dei dati che raccogliamo?


10 fatti interessanti sulle stelle variabili

In parole povere, una stella variabile è una stella la cui luminosità cambia o fluttua se vista dalla Terra. I cambiamenti di luminosità possono essere causati da un'ampia gamma di possibili cause, alcune delle quali coinvolgono la struttura/composizione della stella, mentre altre possono coinvolgere fattori estrinseci come una stella compagna che eclissa periodicamente una stella normalmente relativamente stabile. In effetti, ci sono così tante possibili ragioni per cui la luminosità di alcune stelle può fluttuare che attualmente ci sono dozzine di classificazioni di stelle variabili. Tuttavia, elencarli tutti qui non rientra nell'ambito di questo articolo.

Per questo motivo, questo articolo elencherà alcuni fatti generali, ma si spera interessanti, sulle stelle variabili che potresti non conoscere, nonché alcuni dettagli su alcune classificazioni o tipi di stelle variabili principali. Ci auguriamo che almeno alcune delle informazioni contenute in questo articolo siano nuove per te.

La prima stella variabile è stata descritta migliaia di anni fa

Mentre Johannes Holwarda fu il primo tra gli astronomi moderni a identificare la stella Mira (Omicron Ceti) come una stella variabile nel 1683, il più antico record conosciuto di una stella variabile risale a circa 3.200 anni. Questa registrazione di una stella variabile ormai famosa, la stella binaria eclissante Algol nella costellazione del Perseo, è contenuta in un antico calendario che elenca i giorni di buon auspicio e quelli infausti, o come li vedremmo oggi, giorni fortunati e sfortunati.

Circa due terzi delle stelle variabili pulsano

Studi di molti anni hanno dimostrato che circa il 66% di tutte le stelle variabili sembra pulsare. Si scopre che le equazioni matematiche sviluppate da Arthur Eddington negli anni '30 che descrivono l'interno delle stelle descrivono anche le instabilità che causano l'espansione e la contrazione di molte stelle. Si scopre anche che il motivo più comune per cui le stelle pulsanti si comportano in questo modo riguarda il grado di ionizzazione degli strati convettivi esterni di queste stelle.

Le stelle variabili sono classificate come intrinseche o estrinseche

Nelle stelle variabili intrinseche, i meccanismi che causano variazioni di luminosità coinvolgono le proprietà fisiche delle stelle. Le variabili intrinseche possono essere suddivise in tre grandi categorie:

1) Variabili pulsanti che crescono e si restringono come naturale conseguenza della loro naturale progressione evolutiva.

2) Variabili eruttive che cambiano di luminosità a causa di eventi eruttivi come espulsioni di massa o brillamenti.

3) Stelle variabili cataclismiche o esplosive che subiscono un evento cataclismico come la distruzione in un'esplosione di supernova. Nelle variabili estrinseche, la variabilità coinvolge processi e meccanismi esterni, e queste stelle possono essere suddivise in due grandi categorie:

– Sistemi binari ad eclisse, in cui una o entrambe le stelle sono eclissate dall'altra stella del sistema. Viste dalla Terra, queste stelle si attenuano in modo significativo ogni volta che si verifica un'eclissi.

– Variabili rotanti, in cui la variabilità è causata dall'elevata velocità di rotazione della stella. In queste stelle, possono svilupparsi macchie solari estremamente grandi che oscillano dentro e fuori dalla vista mentre la stella ruota, il che influisce sulla luminosità della stella se vista dalla Terra.

NOTA: Di seguito sono riportati alcuni dettagli di alcuni dei principali tipi di stelle variabili

Cefeidi e variabili simili alle Cefeidi

Le Cefeidi e le variabili simili alle Cefeidi sono costituite da un numero di diversi tipi di stelle pulsanti che abitano tutte la striscia di instabilità, una regione ristretta sul diagramma H-R. Tutti i membri di questa vasta categoria di stelle si espandono e si contraggono con una regolarità quasi metronomica, e tutti mostrano una relazione distinta e fissa non solo tra la loro luminosità e le loro magnitudini assolute, ma anche tra le loro densità medie e periodi di variabilità. In pratica, la relazione luminosità-periodo serve come mezzo per calcolare le distanze delle galassie sia nel Gruppo Locale che oltre. Si noti tuttavia che le Cefeidi prendono il nome solo dalla stella Delta Cephei, la stella Beta Cephei funge da prototipo per una classe completamente diversa di stelle variabili.

Variabili RR Lyrae

Mentre le variabili RR Lyrae sono in qualche modo simili in natura alle Cefeidi, le variabili RR Lyrae hanno periodi molto più brevi e non sono così luminose. In generale, le variabili RR Lyrae sono significativamente più vecchie delle Cefeidi di Tipo I e sono anche meno massicce delle variabili Cefeidi di Tipo II. Le stelle variabili RR Lyrae sono ben rappresentate negli ammassi globulari e hanno anche relazioni fisse periodo-luminosità, il che le rende utili come calcolatori di distanza. In genere, le stelle variabili RR Lyrae di classe A variano in luminosità tra il 20% e il 500% in periodi che variano da poche ore a circa un giorno.

Variabili Delta Scuti

Un tempo note come “Cefeidi nane”, le stelle variabili Delta Scuti sono anch'esse simili alle Cefeidi, ma con periodi molto più brevi. Le stelle di questo tipo mostrano spesso diversi modelli di variabilità che si sovrappongono l'uno all'altro, il che significa che queste stelle mostrano curve di luce estremamente complesse. Le tipiche stelle variabili Delta Scuti variano in luminosità tra lo 0,3% e il 130%, su periodi che variano tra 0,01 e 0,2 giorni e hanno classificazioni spettrali comprese tra A0 e F5.

Variabili Mira

Tutte le stelle variabili di tipo Mira sono giganti rosse e cadono nella parte AGB (Asymptotic Giant Branch) del diagramma H-R. Le tipiche variabili Mira possono attenuarsi e illuminarsi da un minimo di 6 volte a un massimo di 30.000 volte in periodi di circa 332 giorni in media. Questi grandi cambiamenti di luminosità sono dovuti allo spostamento delle stelle tra l'irradiazione di frequenze infrarosse ottiche e (ottici) invisibili al variare della loro temperatura. In alcuni casi, le variabili Mira possono mostrare variazioni anche maggiori del normale per periodi di diversi decenni, causate da pulsazioni termiche nelle stelle AGB più evolute.

RV Tauri variabile

Queste sono tutte stelle giganti gialle che possono essere descritte come stelle post-AGB di piccola massa che sono nella fase più luminosa del loro sviluppo evolutivo. Tipicamente, le stelle variabili RV Tauri mostrano minimi molto profondi che sono alternati da periodi di minimi meno profondi. Ciò produce curve di luce a doppio picco che hanno ampiezze da 3 a 4 magnitudini per periodi compresi tra 30 e 100 giorni. In pratica queste stelle passano dall'essere di tipo spettrale F o G alla massima luminosità, ad essere di tipo spettrale K o M durante i periodi di minima luminosità.

Variabili blu luminose

Meglio conosciuta come variabili S Doradus, questa classe stellare rappresenta alcune delle stelle più luminose conosciute, due esempi sono P Cygni ed Eta Carina, che è diversi milioni di volte più luminosa del Sole. Una caratteristica interessante delle stelle di classe S Doradus è che perdono la loro massa a velocità prodigiose e che le pulsazioni interne possono farle superare il loro limite di Eddington, che aumenta notevolmente la velocità con cui queste stelle emettono massa. Tuttavia, mentre la luminosità visiva di queste stelle può variare notevolmente, la loro luminosità complessiva rimane ampiamente costante per tutta la vita.

Il nostro Sole è una stella variabile

Il nostro Sole può sembrare stabile, ma la sua produzione di energia, e quindi la sua luminosità, varia di circa lo 0,1% in un periodo di 11 anni. Sebbene non vi sia ancora alcuna correlazione provata tra la ridotta attività delle macchie solari e il clima sulla Terra, si pensa che un lungo periodo di ridotta attività delle macchie solari abbia causato la piccola era glaciale nel 17° secolo, quando l'Europa ha vissuto inverni insolitamente lunghi e freddi.

Tuttavia, è noto che il nostro Sole subisce variazioni cicliche nella radiazione, con minimi noti o registrati che si verificano intorno al 690 d.C., 360 a.C., 770 a.C., 1390 a.C., 2860 a.C., 3340 a.C., 3500 a.C., 3630 a.C., 3940 a.C., 4230 a.C. , 4330 aC, 5260 aC, 5460 aC, 5620 aC, 5710 aC, 5990 aC, 6220 aC, 6400 aC, 7040 aC, 7310 aC, 7520 aC, 8220 aC e 9170 aC.


Concetti chiave e sintesi

L'energia totale emessa al secondo da una stella è chiamata luminosità. L'aspetto luminoso di una stella dalla prospettiva della Terra è la sua luminosità apparente. La luminosità apparente di una stella dipende sia dalla sua luminosità che dalla sua distanza dalla Terra. Pertanto, la determinazione della luminosità apparente e la misurazione della distanza da una stella forniscono informazioni sufficienti per calcolarne la luminosità. La luminosità apparente delle stelle è spesso espressa in termini di magnitudo, che è un vecchio sistema basato su come la visione umana interpreta l'intensità della luce relativa.


Anche le stelle di oltre 11 miliardi di anni hanno pianeti simili alla Terra

Un team multinazionale di astronomi ha determinato età precise e altre proprietà fondamentali di 33 stelle Keplero con le cosiddette "oscillazioni simili al solare". Tutte queste stelle ospitano pianeti simili alla Terra, dando agli scienziati una chiara indicazione che tali pianeti si sono formati in la Via Lattea molto prima della Terra e si stanno ancora formando là fuori.

Questa è un'impressione artistica del sistema planetario Kepler-444. Kepler-444 è una stella simile al Sole povera di metalli situata nella costellazione della Lira, a 116,4 anni luce di distanza. La dottoressa Silva Aguirre e i coautori hanno determinato che la stella ha 11,54 miliardi di anni. Credito immagine: Tiago Campante / Peter Devine.

Le 33 stelle selezionate per lo studio non sono tutte simili al nostro Sole, ma si comportano più o meno allo stesso modo del Sole. Sono quelli che tecnicamente vengono chiamati "oscillatori simili al solare".

"Il termine oscillatori simili al solare significa che le stelle mostrano pulsazioni eccitate dallo stesso meccanismo del Sole: bolle di gas che si muovono su e giù", ha spiegato il dott. Victor Silva Aguirre, autore principale di un nuovo studio sui risultati accettati per la pubblicazione in il Avvisi mensili della Royal Astronomical Society (arXiv.org prestampa).

"Queste bolle producono onde sonore che viaggiano attraverso l'interno delle stelle, rimbalzando avanti e indietro tra l'interno profondo e la superficie producendo piccole variazioni nella luminosità stellare".

Le stelle in questo studio coprono distanze comprese tra 100 e 1.600 anni luce dal nostro Sistema Solare. Sono stati accuratamente selezionati tra le oltre 1.200 stelle con pianeti extrasolari intorno a loro che sono state osservate con il telescopio spaziale Kepler della NASA.

“Le stelle che abbiamo studiato ospitano esopianeti di dimensioni paragonabili alla Terra (tra 0,3 e 15 raggi terrestri) e i nostri risultati rivelano un'ampia gamma di età per queste stelle ospiti, sia più giovani (fino alla metà dell'età solare) che più vecchie (fino a 2,5 volte l'età solare) rispetto al Sole", hanno affermato il dott. Silva Aguirre e i coautori.

Due di queste stelle – KOI-281 e Kepler-444 – sono più vecchie di 11 miliardi di anni e 19 stelle sono più vecchie del nostro Sole.

“Lo studio ci fornisce i valori per le stelle selezionate con una precisione senza precedenti. In media le proprietà stellari sono migliori delle seguenti percentuali: 1,2% (raggio), 1,7% (densità), 3,3% (massa), 4,4% (distanza) e 14% (età)”, hanno affermato gli scienziati.

“Se una stella, ad es. ha un'età calcolata di 5 miliardi di anni, il 14% significa che la sua vera età è compresa tra 4,3 e 5,7 miliardi di anni".

Finora solo l'età del Sole è stata determinata con alta precisione (è 4,57 miliardi di anni, con una precisione di 10 milioni di anni per lato).

V. Silva Aguirre et al. 2015. Età e proprietà fondamentali delle stelle ospiti dell'esopianeta Keplero dall'asterosismologia. MNRAS, accettato per la pubblicazione arXiv: 1504.07992


Gli astronomi di Keplero scoprono un'antica stella con cinque pianeti delle dimensioni della Terra

Kepler-444 è una stella scoperta di recente con almeno cinque pianeti delle dimensioni della Terra. Il sistema ha 11,2 miliardi di anni. Credito immagine: Tiago Campante/Peter Devine Gli astronomi che hanno analizzato oltre quattro anni di dati dalla navicella spaziale Kepler della NASA hanno scoperto una stella che ha 11,2 miliardi di anni e ha almeno cinque pianeti delle dimensioni della Terra.

"Mostriamo così che pianeti delle dimensioni della Terra si sono formati durante la maggior parte dei 13,8 miliardi di anni di storia dell'universo, lasciando aperta la possibilità dell'esistenza di vita antica nella galassia", hanno scritto gli astronomi nel loro articolo, “Un antico sistema extrasolare con cinque pianeti di dimensioni sub-terrestri,” pubblicato oggi dall'Astrophysical Journal.

Tiago Campante, ricercatore presso l'Università di Birmingham nel Regno Unito, è leader del progetto di ricerca e primo autore dell'articolo. Steve Kawaler, professore di fisica e astronomia della Iowa State University, è un collaboratore del progetto e coautore del documento.

Il documento descrive Kepler-444, una stella che è il 25% più piccola del nostro Sole e si trova a 117 anni luce dalla Terra. I cinque pianeti conosciuti della stella hanno dimensioni che cadono tra Mercurio e Venere. Quei pianeti sono così vicini alla loro stella che completano le loro orbite in meno di 10 giorni. A quella distanza, sono tutti molto più caldi di Mercurio e non sono abitabili.

Kawaler ha detto che Kepler-444 è molto luminoso e può essere facilmente visto con un binocolo.

Il ruolo di Kawaler all'interno del team di ricerca è stato quello di aiutare con il lavoro di sismologia stellare che ha determinato le dimensioni di Kepler-444. Per farlo, Kawaler e il resto del team hanno studiato le onde sonore all'interno della stella. Queste onde sonore influenzano la temperatura della stella, creando cambiamenti pulsanti di luminosità che offrono indizi sul diametro, la massa e l'età della stella.

Kepler effettua misurazioni ad alta precisione di questi cambiamenti di luminosità. È così che Keplero svolge il suo compito principale: trovare pianeti lontani misurando piccoli cambiamenti di luminosità mentre passano davanti alle loro stelle.

"Questo è uno dei sistemi più antichi della galassia", ha detto Kawaler della scoperta di Keplero, osservando che il nostro Sole ha 4,5 miliardi di anni. “Kepler-444 proveniva dalla prima generazione di stelle. Questo sistema ci dice che i pianeti si stavano formando intorno alle stelle quasi 7 miliardi di anni prima del nostro Sistema Solare.

“I sistemi planetari intorno alle stelle sono stati una caratteristica comune della nostra galassia per molto, molto tempo.”

Questa scoperta aiuterà gli astronomi a conoscere ancora di più la storia della Via Lattea.

“Dai primi esopianeti rocciosi alla scoperta di un pianeta delle dimensioni della Terra in orbita attorno a un'altra stella nella sua zona abitabile, stiamo ora ottenendo i primi scorci della varietà di ambienti galattici che favoriscono la formazione di questi piccoli mondi,” gli astronomi hanno scritto nel loro nuovo giornale. “Di conseguenza, il percorso verso una comprensione più completa della formazione dei primi pianeti nella galassia inizia a svolgersi davanti a noi.”


La luminosità delle stelle

Quando guardi le stelle in una notte limpida vedrai che hanno una luminosità diversa. Ciò è dovuto a due cose:

(a) Quanto è lontano dalla Terra e
(b) Quanto è davvero brillante la stella

(a) È facile capire perché la distanza dalla Terra influisce sulla luminosità della stella. Immagina di guardare la fiamma di una candela a un metro di distanza da te e poi di guardare la stessa fiamma di una candela quando si trova a 100 m di distanza. Sebbene la quantità di energia luminosa proveniente dalla candela non cambi, la quantità di questa energia che entra nell'occhio dalla candela quando è vicina al tuo occhio è molto maggiore di quella che arriva quando è più lontano (vedi Figura 1)


(b) L'altra cosa che influenza la luminosità di una stella è ovviamente la luminosità reale. Pensa di nuovo alla nostra candela e questa volta confrontala con un faro di un'auto. Se l'auto è, diciamo, a un miglio di distanza, il faro potrebbe sembrare luminoso quanto la candela quando è a un metro di distanza, anche se ovviamente il faro dell'auto è davvero molto più luminoso. È lo stesso con le stelle. Una stella molto luminosa ma molto lontana ci apparirà della stessa luminosità di una stella più debole che è più vicina alla Terra.


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Questa citazione ironica è un'affermazione dell'ovvio, almeno per gli oltre 90 anni da quando Hubble ha stabilito che le galassie sono sistemi stellari paragonabili e distinti dalla Via Lattea. Ci sono anche 8217 gas e polvere interstellari, e suppongo che per quasi la metà di quel tempo le persone abbiano anche pensato che le galassie fossero composte da materia oscura. Ma non puoi vedere che la caratteristica distintiva delle galassie sono le stelle con la cui luce amalgamata brillano.

La galassia a spirale NGC 7757 (a sinistra) e una porzione di cielo adiacente (a destra). Entrambe le immagini hanno un lato di 1/4 di grado. La maggior parte del cielo assomiglia alla macchia a destra, popolata solo da stelle sparse. Riconosci una galassia quando ne vedi una. Queste immagini si basano su dati fotografici ottenuti utilizzando il telescopio Oschin Schmidt sul Monte Palomar come parte del Palomar Observatory Sky Survey-II (POSS-II).

Popolazioni stellari è il termine usato dagli astronomi per descrivere le generazioni di stelle che compongono le galassie che osserviamo. Il concetto è stato introdotto da Walter Baade in un articolo del 1944 in cui ha risolto singole stelle in Andromeda e nelle galassie compagne, aiutato dai blackout del tempo di guerra. Ha notato che alcune delle stelle che ha risolto avevano diagrammi colore-magnitudine (CMD – vedi sotto) che assomigliavano a quelli del vicinato solare, mentre altre erano più simili ad ammassi globulari. Nacquero così Popolazione I e Popolazione II, l'epitome della terminologia astronomica.

Più in generale, si può immaginare di definire tante popolazioni facendo risalire gruppi di stelle con un'origine comune nello spazio e nel tempo all'evento in cui si sono formati. Da questo punto di vista, la Via Lattea è il composto di tutti gli eventi di formazione stellare che l'hanno costruita. Ogni gruppo ha la sua età, composizione e proprietà orbitali e sarebbe utile avere una mappa più dettagliata di “Pop I” e “Pop II.” Molti progetti stanno lavorando per mappare questi dettagli complessi, incluso il satellite Gaia dell'ESA, che sta producendo molti risultati spettacolari e fondamentali, come l'orbita e l'accelerazione del sole all'interno della Via Lattea.

Una semplice popolazione stellare è un gruppo di stelle che condividono tutte la stessa composizione ed età: sono nate dallo stesso materiale nello stesso momento. Anche una popolazione stellare così semplice può essere piuttosto complicata, poiché le stelle si formano con una distribuzione delle masse (l'IMF, per la funzione di massa iniziale) da minuscole a massicce. Le stelle di massa più bassa sono quelle che superano appena la soglia per l'accensione della fusione dell'idrogeno nel loro nucleo, che si verifica a circa il 7% della massa del sole. Gli oggetti di massa ancora inferiore sono chiamati nane brune e un tempo erano considerati candidati per la materia oscura. Sebbene non brillino dalla fusione come le stelle, le nane brune brillano del calore residuo della loro formazione attraverso la contrazione gravitazionale, e ora possiamo vedere che non ce ne sono abbastanza da essere la materia oscura. All'estremità opposta dello spettro di massa, sono note stelle molte decine di volte la massa del sole, con esemplari occasionali che raggiungono più di 100 masse solari. Queste stelle massicce bruciano luminose ed esauriscono rapidamente il loro carburante, esplodendo come supernovae dopo alcuni milioni di anni – un semplice battito di ciglia cosmiche. Al contrario, le stelle di massa più bassa sono così deboli che impiegano praticamente un'eternità a bruciare il loro carburante e si prevede che continueranno a brillare (anche se debolmente) per molte decine di volte Hubble nel futuro. There is a strong and continuous relation between stellar mass and lifetime: the sun is expected to persist as-is for about 10 billion years (it is just shy of halfway through its “main sequence” lifetime). After a mundane life fusing hydrogen and helium as a main sequence star, the sun will swell into a red giant, becoming brighter and larger in radius (but not mass). This period is much shorter-lived, as are the complex sequence of events that follow it, ultimately leaving behind the naked core as an earth-sized but roughly half solar mass white dwarf remnant.

Matters become more complicated when we consider galaxies composed of multiple generations and different compositions. Nevertheless, we understand well enough the evolution of individual stars – a triumph of twentieth century astronomy – to consider the complex stellar populations of external galaxies. A particular interest of mine are the stellar populations of low surface brightness galaxies. These are late morphological types (often but not always irregular galaxies) that tend to be gas rich and very blue. This requires many young stars, but also implies a low metallicity. This much can be inferred from unresolved observations of galaxies, but the effects of age and composition are often degenerate. The best way to sort this out is to do as Baade did and resolve galaxies into individual stars. This was basically impossible for all but the nearest galaxies before the launch of the Hubble Space Telescope. The resolution of HST allows us to see farther out and deeper into the color-magnitude diagrams of external galaxies.

The low surface brightness galaxy F575-3, as discovered on a POSS-II sky survey plate (left) and as seen by HST (right). Both images are negatives. Only a tiny fraction of the 6.6 degree square POSS-II plate is shown as the image at left covers a mere 1/13 degree on a side. The pink outline shows the still smaller area of sky observed by HST, which visited the object at different roll angles: the differing orientation of the satellite causes the slight twist in the rectangular shape that is imaged. HST resolves individual stars, allowing construction of a color-magnitude diagram. It also resolves background galaxies, which are the majority of the extended objects in this image. Some even shine right through the foreground LSB galaxy!

Collaborator Jim Schombert has long been a leader in studying low surface brightness galaxies, discovering many examples of the class, and leading their study with HST among many stellar contributions. He is one of the unsung heroes without whom the field would be nowhere near where it is today. This post discusses a big puzzle he has identified in the stellar populations of low surface brightness galaxies: the case of the stars with inexplicable[?] IR excesses. Perhaps he has also solved this puzzle, but first we have to understand what is normal and what is weird in a galaxy’s stellar population.

When we resolve a galaxy into stars in more than one filter, the first thing we do is plot a color-magnitude diagram (CMD). The CMD quantifies how bright a star is, and what its color is – a proxy for its surface temperature. Hot stars are blue cooler ones are red. The CMD is the primary tool by which the evolution of stars was unraveled. Normal features of the CMD include the main sequence (where stars spend the majority of their lives) and the red giant branch (prominent since giant stars are bright if rare). This is what Baade recognized in Populations I and II – stars with CMDs like those near the sun (lots of main sequence stars and some red giants) and those like globular clusters (mostly red giants at bright magnitudes and fainter main sequence stars).

In actively star forming galaxies like F415-3 below, there are plenty of young, massive, bright stars. These evolve rapidly, traipsing across the CMD from blue to red and back to blue and then red again. We can use what we know about stellar evolution to deduce the star formation history of a galaxy – how many stars formed as a function of time. This works quite well for short time periods as massive stars evolve fast and are easy to see, but it becomes increasingly hard for older stars. A galaxy boasts about its age when it is young but becomes less forthcoming as it gets older.

Color-magnitude diagram (CMD) of the low surface brightness galaxy F415-3 observed by HST (Schombert & McGaugh 2015). Each point is one star. The x-axis is color, with bluer stars to the left and redder stars to the right. The y-axis is magnitude: brighter stars are higher fainter stars are lower. There are many, molti stars fainter than those detected here these observations only resolve the brightest stars that populate the top of the CMD. The lines demarcate the CMD into regions dominated by stars in various evolutionary phases. Counting stars in each box lets us trace out the recent star formation history, which is found to vary stochastically over the past few tens of millions of years while remaining roughly constant when averaged over the age of the universe (13+ billion years).

Most late type, irregular galaxies have been perking along, forming stars at a modest but fairly steady rate for most of the history of the universe. That’s a very broad-brush statement there are many puzzling details in the details. F415-3 seems to be deficient in AGB stars. These are asymptotic giants, the phase of evolution after the phase after the first-ascent red giant branch. This may be challenging the limits of our understanding of the modeling of stellar evolution. The basics are well-understood, but stars are giant, complicated, multifaceted beasts: just as understanding that terrestrial planets are basically metallic cores surrounded by mantles of rocky minerals falls short of describing the Earth, so too does a basic understanding of stellar evolution fall short of explaining every detail of every star. That’s what I love about astronomy: there is always something new to learn.

Below is the CMD of F575-3, now in the near infrared filters available on HST rather than the optical filters above. There is not such a rich recent star formation history in this case indeed, this galaxy has been abnormally quiescent for its class. There are some young stars above the tip of the red giant branch (the horizontal blue line), but no HII regions of ionized gas that point up the hottest, youngest stars (typically < 10 Myr old). Mostly we see a red giant branch (the region dark with points below the line) and some main sequence stars (the cloud of points to the left of the red giant branch). These merge into a large blob at faint magnitudes as the uncertainties smear everything together at the limits of the observation.

Color-magnitude diagram of the stars in F575-3 observed by HST (left) and the surrounding field (right). The typical size of the error bars is shown in the right panel this causes the data to smear into a blob at fainter magnitudes. One can nevertheless recognize some of the main features, as noted: the main sequence of young stars, the red giant branch below the horizontal line, and a region of rapidly evolving stars above the line (mostly asymptotic giants with some helium burning stars and a few red supergiants). There are also a number of stars to the right of the giant branch, in a region of the CMD that is not explained by models of stellar evolution. There shouldn’t be any stars here, but there are more than can be explained by background contamination. Quali sono?

One cool thing about F575-3 is that it has the bluest red giants known. All red giants are red, but just how red depends sensitively on their metallicity – the fraction of their composition that isn’t hydrogen or helium. As stars evolve, they synthesize heavy elements that are incorporated into subsequent generations of stars. After a while, you have a comparatively metal-rich composition like that of the sun – which is still not much: the mass of the elements in the sun that are not hydrogen or helium is less than 2% of the total. I know that sounds like a small fraction – it is a small fraction – but it is still rather a lot by the standards of the universe in which we live, which started as three parts hydrogen and one part helium, and nothing heavier than lithium. Stars have had to work hard for generation upon generation to make everything else in the periodic table from carbon on up. Galaxies smaller than the Milky Way haven’t got as far along in this process, so dwarf galaxies are typically low metallicity – often much less than 1% by mass.

F575-3 is especially low metallicity. Or so it appears from the color of its red giant stars. These are the bluest reds currently known. Here are some other dwarfs for comparison, organized in order of increasing metallicity. The right edge of the red giant branch in F575-3 is clearly to the left of everything else.

Color-magnitude diagrams of some of the dwarf galaxies that have been observed by HST. Colored lines illustrate the sequence expected for red giants of different metallicities. These are all well below the solar composition, as measured by the logarithmic ratio of the iron abundance relative to hydrogen relative to that in the sun: solar [Fe/H] = 0 [Fe/H] = -1 is one tenth of the solar metal abundance. The lines illustrate the locations of giant branches with [Fe/H] = -2.3 (blue), -1.5 (green) and -0.7 (red). That’s 0.5%, 3%, and 20% of solar, respectively. Heavy elements make up less than 0.4% of the mass of the stars in these galaxies.

But that’s not what I wrote to tell you about. I already knew LSB galaxies were low metallicity that’s what I did part of my thesis on. That was based on the gas phase abundances, but it makes sense that the stars would share this property – they form out of the interstellar gas, after all. Somebody has to be the bluest of them all. That’s remarkable, but not surprising.

What is surprising is that F575-3 has an excess of stars with an IR-excess – their colors are too red in the infrared part of the spectrum. These are the stars to the right of the red giant branch. We found it basically impossible to populate this portion of the CMD without completely overdoing it. Plausible stellar evolution tracks don’t go there. Nature has no menu option for a sprinkling of high metallicity giant stars but hold the metals everywhere else: once you make those metals, there are ample numbers of high metallicity stars. So what the heck are these things with a near-IR excess?

The CMD of F575-3 in near-IR (left) and optical colores (right). Main sequence stars are blue, rapidly evolving phases like asymptotic giants are red, and most of the black points are red giant stars. There is a population of mystery stars colored purple. These have a near-IR excess: very red colors in the infrared, but normal colors in the optical.

My first thought was that they were bogus. There are always goofy things in astronomical data outliers are often defects of some sort – in the detector, or the result of cosmic ray strikes. So initially they were easy to ignore. However, this kept nagging at us it seemed like too much to just dismiss. There are some things like this in the background, but not enough to explain how many we see in the body of the diagram. This argued against things not associated with the galaxy itself, like background galaxies with redshifted colors. When we plotted the distribution of near-IR excess objects, they were clearly associated with the galaxy.

The distribution of sources with a near-IR excess (red) compared to objects of similar apparent magnitude. They’re in the same place as the galaxy that the eye sees in the raw image. Whatever they are, they’re clearly part of F575-3.

The colors make no sense for stars. They aren’t the occasional high metallicity red giant. So our next thought was extinction by interstellar dust. This has the net effect of making things look redder. But Jim did the hard work of matching up individual stars in both the optical and near-IR filters. The optical colors are normal. The population that stands out in the near-IR CMD mixes in evenly with the rest of the stars in the optical CMD. That’s the opposite of what dust does. Dust affects the optical colors more strongly. Here the optical colors are normal, but the near-IR colors are too red – hence an IR-excess.

There, I was stumped. We had convinced ourselves that we couldn’t just dismiss the IR-excess population as artifacts. They had the right spatial distribution to be part of the galaxy. They had the right magnitudes to be stars in the galaxy. But that had really weird IR colors that were unexplained by any plausible track of stellar evolution.

Important detail: stellar evolution models track what happens in the star, up to its surface, but not in the environment beyond. Jim thought about it, and came back to me with an idea outside my purview. He remembered a conversation he had had long ago with Karl Rakos while observing high redshift clusters with custom-tailored filters. Rakos had previously worked on Ap and Be stars – peculiar stars. I had heard of these things, but they’re rare and don’t contribute significantly to the integrated light of the stellar population in a galaxy like the Milky Way. They seemed like an oddity of little consequence in a big universe.

Be stars – that’s “B” then “e” for B-type stars (the second hottest spectral classification) with emission lines (hence the e). Stars mostly just have absorption lines emission lines make them peculiar. But Jim learned from his conversations with Rakos that these stars also frequently had IR-excesses. Some digging into the literature, and sure enough, these types of stars have the right magnitudes and colors to explain the strange population we can’t otherwise understand.

It is still weird. There are a lot of them. Not a lot in an absolute sense, but a lot more than we’d expect from their frequency in the Milky Way. But now that we know to look for them, you can see a similar population in the some other dwarfs. Maybe they become more frequent in lower metallicity galaxies. The emission lines and the IR excess come from a disk of hot gas around the star maybe such disks are more likely to form when there are fewer metals. This makes at least a tiny amount of sense, as B stars have a lot of energy to emit and angular momentum to transport. The mechanisms by which that can happen multiply when there are metals to make dust grains that can absorb and reprocess the abundance of UV photons. In their absence, when the metallicity is low, nature has to find another way. So maybe – può essere – Be stars are more common in lower metallicity environments because the dearth of dust encourages the formation of gas disks. That’s entirely speculative (a fun but dangerous aspect of astronomy), so maybe not.

I don’t know if ultimately Be stars are the correct interpretation. It’s the best we’ve come up with. io veramente don’t know whether metallicity and dust play the role I just speculatively described. But it is a new and unexpected thing – and that’s the cool thing about the never-ending discovery space of astronomy. Even when you know what to expect, the universe can still surprise you – if you pay attention to the data.


Guarda il video: Բառերի զարմանալի ուժը (Luglio 2022).


Commenti:

  1. Ditaxe

    Messaggio piuttosto prezioso

  2. Duston

    Hai torto. Mi sono assicurato. Posso dimostrarlo. Scrivimi in PM, comunicheremo.

  3. Beorn

    Hai torto.

  4. Uilleam

    La tua frase è molto buona

  5. Gakazahn

    Puoi vederlo!

  6. Kagamuro

    Condivido appieno il suo punto di vista. Penso che questa sia una buona idea.



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