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LA NASCITA DELLE STELLE parte II

 

LA NASCITA DELLE STELLE parte II

 

Da getti di polvere ad astro splendente

 

La stella nascente nota come HH-43 in Orione ripresa dai telescopi dell'ESO

Immagine ripresa dai telescopi dell'ESO dell'oggetto HH-43 nella costellazione di Orione: una protostella in fase avanzata

 

In questa seconda parte dell’articolo sulla nascita delle stelle verranno presentati gli stadi finali e forse piu’ spettacolari della genesi degli astri.

Ricapitolando l’articolo precedente abbiamo visto che la formazione stellare ha luogo in seno a nubi di materia (per lo piu’ idrogeno allo stato gassoso e polveri), che queste nubi possono essere luminose, scure o a riflessione in funzione se ci sono stelle in grado di illuminare e in funzione della loro composizione e densita’; abbiamo visto anche che una nube puo’ iniziare a “collassare” sotto il proprio peso se la sua massa supera un limite critico e ben conosciuto; inoltre durante il suo collasso puo’ accadere che essa si frantumi in piu’ centri di aggregazione potendo generare quindi piu’ stelle o anche un intero ammasso; attualmente si pensa infatti, che oltre la meta’ dei centri di “incubazione stellare” siano in grado di generare sistemi multipli di stelle! Come nota possiamo dire che il processo di frammentazione e’ davvero efficiente, e infatti, le stelle piu’ comuni sono quelle di massa piu’ piccola (la distribuzione e’ detta “funzione di massa”).

 

NGC 1600. Credit NASA / ESA / Digital Sky Survey 2Collasso di gas e polvere a formare stelle: processo noto in generale ma che sfugge molto in termini di precisione e piena comprensione. La massa di una stella è fondamentale per il futuro dell'astro ma cosa vada a determinare la massa al momento della formazione è qualcosa di poco chiaro. Un aspetto del problema è conoscere la distribuzione di masse stellari in un ammasso. La funzione di massa iniziale (IMF, Initial Mass Function) descrive questa distribuzione ed è attualmente basata su una media delle osservazioni. 

La IMF osservata parla di poche stelle massicce. Le stelle simil-solari sono relativamente molto più abbondanti. Le stelle meno massicce del Sole sono ancora più comuni ma poi, scendendo ancora con le masse, le stelle si fanno più rare anche se qui la statistica è più debole visto che si tratta di astri molto difficili da osservare e scoprire. Il campione osservato, inoltre, è della Via Lattea e non è neanche noto se si tratti di un campione adattabile a una generalizzazione.  

Una possibile modifica alla IMF è stata ricondotta nel tempo alla metallicità della nube in contrazione: più metalli tenderebbero a frammentare maggiormente la nube. Le nuove strumentazioni stanno aiutando non poco, anche spettroscopicamente, ad analizzare le tipologie di stelle presenti in ammassi e uno di questi studi utilizza il Keck Telescope e il suo spettrometro. I risultati sostengono che la metallicità non è l'unico attore nelle variazioni alla IMF: accanto può esserci la velocità del materiale negli ammassi. 

Funzione di massa iniziale a rischio
 
Una legge del 1955, enunciata da Edwin Salpeter, sostiene che la distribuzione di massa delle stelle alla nascita (IMF1) sia il risultato della distribuzione di massa dei nuclei stellari dai quali le stelle stesse hanno avuto origine (CMF2). Si tratta di una conseguenza dedotta dall'analisi delle nubi molecolari a noi vicine e che a inizio 2018 sembra essere stata messa in discussione dallo studio della nube W43-MM1 portato avanti da un team di astronomi internazionali. Il campione della originaria deduzione non sembra rappresentativo dell'intera popolazione di nubi molecolari esistente, né in termini di densità né di  altre caratteristiche. 
Le osservazioni di ALMA hanno consentito di stabilire relazioni tra distribuzione di nuclei stellari e stelle con masse tra quella solare e decine di volte la massa solare, con il risultato finale che la distribuzione stellare non segue la Legge di Salpeter: esiste una sovrabbondanza di nuclei massicci mentre quelli più piccoli sono sotto-rappresentati. Viene quindi messa in discussione la relazione CMF-IMF e anche, di conseguenza, la natura universale della legge del 1955: la dstribuzione di massa delle giovani stelle potrebbe non essere la stessa ovunque.

Nebulosa Tarantola, immagine ottenuta da 15 esposizioni di Hubble Space Telescope. Credit: ESA/NASATanto meno metalli presenta una nube e tanto minore è la frammentazione della nube stessa con la conseguenza che le stelle nascenti dovrebbero acquisire una massa maggiore della media: si tratta di un concetto abbastanza accettato dalla comunità scientifica, ma quanto misurato nella Nebulosa Tarantola della Grande Nube di Magellano va oltre le previsioni. 

La regione di 30 Doradus, infatti, è relativamente vicina e consente di poter contare su un laboratorio a portata di mano: proprio lo studio della zona effettuato tramite lo spettrografo Flames montato sul VLT dell'ESO ha consentito di evidenziare i parametri fisici per 452 stelle massicce misurandone temperatura, luminosità, gravità superficiale e rotazione, tra i vari parametri. Tra queste, ben 247 stelle mostrano una massa superiore alle 15 masse solari mentre il periodo di formazione maggiore sembrerebbe racchiuso in circa 10 milioni di anni, molto breve rispetto a quanto ipotizzato.

Vediamo allora i passaggi mancanti tra questa fase di accrescimento di una protostella fino all’innesco del motore nucleare che brucia idrogeno, quindi alla nascita di una stella, tenendo presente che, man mano che la nube si condensa, diventa sempre piu’ impenetrabile alle nostre indagini.

HR 4796A e la polvere. Credit HST

HR 4796A e la polvere. Credit HST

Intorno alla giovane stella HR 4796A (8 milioni di anni di età), il telescopio spaziale Hubble rivela la presenza di un ampio sistema complesso di gas e polvere delle dimensioni di circa 150 miliardi di miglia, con un anello di polvere stretto (7 miliardi di miglia dalla stella) e brillante già noto da osservazioni passate e che potrebbe essere legato all'influenza gravitazionale di un pianeta gigante. Il campo di polvere è probabilmente ciò che resta della collisione di giovani pianeti in formazione intorno alla stella, 23 volte più luminosa del Sole. La polvere è stata poi spazzata via dalla radiazione stellare ma la struttura sembra essere più estesa in una direzione rispetto alle altre, il che potrebbe essere dovuto al moto stellare attraverso il mezzo interstellare, una sorta di onda d'urto. Alternativa è l'influenza gravitazionale della stella compagna, HR 4769B, una nana rossa distante 54 miliardi di miglia. Potrebbero esserci molte forze in gioco per la creazione di una struttura simile.

 

IL DISCO DI ACCRESCIMENTO

Rappresentazione artistica di un disco di accrescimento intorno ad una protostella: l'astro nascente e' nascosto al centro di un disco di gas e polveri che consente la caduta di materia verso il centro. Fonte: ESO

 

Dopo la frammentazione (prendiamo per semplicita’ il caso di un unico centro di aggregazione), il gas continua l’addensamento verso il centro gravitazionale. La densita’ pertanto aumenta e aumenta anche l’opacita’ a differenti lunghezze d’onda, rendendo pertanto invisibile l’oggetto che si sta formando. Quello che si nota e' che, differentemente dalle fasi iniziali del collasso della nube quando gas e polveri cadevano quasi liberamente verso il centro, adesso la materia in caduta verso l'interno si dispone su una struttura a forma di disco, al cui centro c'e' la protostella.  Il "disco di accrescimento"  si forma perche' il moto rotazionale della nube progenitrice viene conservato in qualche maniera: se prima la nube ruotava molto lentamente perche' molto estesa, adesso, nella fase di contrazione, il movimento si evidenzia moltissimo; questo disco inoltre ha il compito di dissipare il momento angolare della materia che costituisce disco e protostella, infatti senza questo effetto la protostella inizierebbe a roteare cosi’ velocemente fino al suo smembramento!

 

     

Dischi di accrescimento intorno a stelle in formazione: a sinistra il disco di accrescimento visto di taglio. Questo permette di capirne la sua forma rispoetto all'astro nascente; e' possibile notare anche una zona piu' ristretta del disco e piu' scura che lo percorre esattamente al centro. A destra molti dischi di accrescimento visti rispetto ad un fondo luminoso: e' la regione di intensa formazione stellare della Nebulosa di Orione: i dischi presentano tutti una stella quasi formata al loro centro. Fonte: Hubble Space Telescope

Tubi magnetici e dischi protoplanetari

Nella Nebulosa di Orione le stelle fanno registrare spesso dei brillamenti di notevole dimensione e questi sembrano essere legati all'ambiente esterno alle stelle, e in particolare alla presenza di tubi magnetici che collegano la stella al proprio disco protoplanetario facendo giungere materiale dalla parte più interna del disco alla superficie stellare. Nelle stelle più potenti i brillamenti sono notevolmente più potenti di quelli solari, sia per energia sia per durata che può raggiungere un tempo di più giorni per ogni flare. Osservazioni di Chandra hanno mostrato come alcuni di questi flare presentino oscillazioni in banda X con periodi di qualche ora e i modelli realizzati per spiegare il fenomeno riconducono le oscillazioni al plasma che viaggia veloce lungo i tubi magnetici.

 

Propeller, rappresentazioneIl processo di accrescimento, in ballo a diverse scale nei modelli teorici di formazione stellare ma anche di morte stellare, trova una conferma universale nelle osservazioni dell'effetto propeller, effetto per il quale il materiale del disco non riesce più a raggiungere la stella venendo respinto. I motivi sono legati essenzialmente a una rotazione troppo veloce del corpo centrale unitamente al campo magnetico. Una stella di neutroni che effettua centinaia di rotazioni al secondo e che è dotata di un campo magnetico fortissimo, ad esempio, non va ad accrescere massa ma la respinge sebbene questa materia cada a velocità che rappresentano frazioni non trascurabili della velocità della luce. Questo meccanismo di cessazione di accrescimento è stato verificato per diverse sorgenti, dalle stelle di neutroni alle stelle nascenti passando per le nane bianche, rivelando una universalità del processo. Il momento in cui il propeller si innesca viene evidenziato da un calo di luminosità del corpo celeste come conseguenza dell'allontanamento del materiale in caduta. Il processo si rinviene per corpi celesti con rotazioni che vanno da millisecondi a giorni e per campi magnetici dall'intensità molto diversa

OGGETTI DI HERBIG-HARO E VARIABILITA'

L'accrescimento della protostella continua senza sosta: il tasso di aumento della massa della protostella e' proporzionale alla massa iniziale della nube; cosi' come sara' per una stella matura, questa fase sara' tanto piu' veloce e sconvolgente quanto maggiore e' la massa coinvolta nel processo stesso. La temperatura dell'oggetto centrale cresce costantemente: questo determina una forza che si oppone (ma senza fermarla) alla contrazione e quindi all'accrescimento di massa. Contestualmente alla formazione del disco di accrescimento puo’ esserci la presenza di campi magnetici (facilitati dal moto circolare della materia ormai in parte ionizzata dal calore raggiunto) e questi campi facilitano l’espulsione di materia secondo linee perpendicolari al piano del disco di accrescimento: quando questa materia incontra il gas circostante puo’ illuminare questo gas dando luogo a degli affascinanti effetti luminosi; questi oggetti sono noti come Herbig-Haro in base agli studiosi che ne hanno studiato per primi le loro caratteristiche.

 

  

La grande nebulosa della Carena e' un'altra zona di intensa formazione stellare: la presenza di nubi di polveri cela il processo di formazione della protostella. Alcune di queste protostelle hanno generato evidenti getti di Herbig-Haro che fuoriescono dall'involucro che "Custodisce" la protostella. Fonte: Hubble Space Telescope

 

Altri oggetti di Herbig-Haro ciascuno dalle caratteristiche e dimensioni differenti: in alto a sinistra l'ogetto HH-30 evidenzia un getto di materia perfettamente collimato e il disco di accrescimento e' perfettamente fisibile; in alto a destra il getto di Herbig-Haro e- ancora collimato ma con evidenza di zone piu' concentrato in esso, segno di una emissione di materia non costante nel tempo; in basso l'ohhetto HH47 mosta un getto estremamente vriegato e non collimato, segno di una probabile oggetto binario che lo ha prodotto determinandone una struttura non lineare, in tal caso la stella e' nascosta nella zona sinistra dell'immagine. Fonte: Hubble Space Telescope 

Immagine composita di HH1183-1186. Credit Rector et al. 2017

Immagine composita di HH1183-1186. Credit Rector et al. 2017

Una dozzina di nuovi oggetti Herbig-Haro è venuta alla luce nella nebulosa oscura LDN 673, distante da noi 650 anni luce e con una struttura molto complessa. LDN 673 dovrebbe contenere materiale per un grandissimo numero di nuove stelle offrendo una ottima occasione per lo studio della formazione stellare "reale". Una nuova tecnica di composizione di immagini tramite la campera ottica MOSAIC installata al Kitt Peak National Observatory ha consentito così di scovare nuovi oggetti HH, prodotti dagli shock tra le collisioni di materiale in collasso. Quattro dei nuovi oggetti, da HH1183 a HH1186, sono probabilmente associati a un ammasso di otto YSO (Young Stellar Objects) di classe I/II. Altri cinque, da HH1189 a HH1191, sono molto deboli e associati probabilmente alla giovane stella multipla AS 353, in fase T-Tauri. 

Dopo i venti magnetizzati, il 2018 ha portato la prima osservazione mai ottenute di un getto in uscita da una stella di grande massa in fase di formazione in una galassia che non sia la nostra, ma la Grande Nube di Magellano. Il getto osservato si estende per 36 anni luce e può dire molto riguardo la formazione di stelle di grande massa, fondamentali per l'evoluzione e l'arricchimento galattico. La stella appare di 12 masse solari e i dati provengono dal Very Large Telescope nel deserto di Atacama in Cile. Le stelle di grande massa sembrano formarsi nello stesso modo in cui vengono a formarsi stelle simili al Sole. Il getto bipolare si accompagna a un disco di accrescimento ed è proprio questo che crea il parallelismo con le stelle di piccola e media massa

L’accrescimento raggiunge una fase di stallo quando la protostella raggiunge la temperatura di un milione di gradi kelvin: a questa temperatura la protostella inizia la fusione del deuterio, una variante piu' pesante dell'idrogeno; la sua fusione avviene a temperature piu' basse di quella dell'idrogeno ma e' anche meno efficiente: questa non e’ sufficiente a mantenere la stella in equilibrio, ma e’ capace di rallentare notevolmente il processo di accrescimento. Questa fase finale, che serve alla protostella per acquistare la meta’ del suo peso, dura circa 10 volte il tempo necessario ad accumulare la prima meta’! L’innesco della fusione del deuterio fa sì anche che parte dell’involucro gassoso e polveroso venga espulso; puo’ dar luogo pertanto ad una fase di variabilita’ della luminosita’ dell’oggetto. Le variabili “FUOr” (dal nome della progenitrice FU Orionis) e le T Tauri appartengono a stelle in questa fase evolutiva, che e’ nota anche come fase di “pre-sequenza” ossia prima della sequenza principale (il verso dignificato di sequenza principale lo capiremo quando perleremo del diagramma di Hertzsprung-Russell).

Regione di Serpens South
 
La regione di formazione stellare del Serpente Meridionale si arricchisce di 95 nuovi oggetti giovani (YSO, Young Stellar Objects) scoperti in 152 sorgenti X osservate da Chandra X-ray Observatory a inizio 2018.
La regione si trova a 1400 anni luce di distanza da noi e produce in genere stelle di piccola massa. Si estende per cinque anni luce e contiene più di 600 giovani stelle. Si tratta di una delle regioni più giovani con stelle di pre-sequenza principale poste nei nostri dintorni cosmici. 66 delle 152 sorgenti X hanno una controparte infrarossa osservata da Spitzer, mentre altre 21 sono state classificate come sorgenti di classe I e 16 come oggetti di classe II. 18 oggetti sono di classe III e sono prive di disco.

NASCE UNA STELLA

La fase di accrescimento con tutte le sue caratteristiche osservabili (eventuale disco, getti di Herbig-Haro, variabilita’, ecc) termina quando finalmente la stella raggiunge la massa necessaria per innescare nel suo nucleo la fusione dell’idrogeno: e’ questa la caratteristica che distingue una stella da altri oggetti; una protostella che non riesca a raggiungere la massa di 0.08 masse solare purtroppo non raggiunge questa capacita’ e quindi restera’ un oggetto piu’ scuro: una nana bruna. Stelle di massa maggiore a questo valore invece avranno il peso sufficiente per raggiungere la temperatura necessaria alla fusione: il Sole al suo centro ha una temperatura di circa 16 milioni di gradi; stelle piu' massicce hanno temperature ancora maggiori!

La fase di accrescimento di massa nelle stelle giovani è un processo con il quale le stelle appena nate continuano ad acquisire materiale dalla nube originaria: il materiale viene accelerato fino a due milioni di chilometri orari provocando violenti impatti sulla superficie stellare. Al centro della zona di impatto il materiale si scalda fino a milioni di gradi mentre esternamente alla regione può formarsi una coltre di gas denso e freddo in grado di nascondere parzialmente la parte interna (Science Advances, Novembre 2017). Questo processo sottrae materiale al disco circumstellare e quindi sottrae disponibilità di materiale ai pianeti. 

Il meccanismo con il quale nascono le stelle di grande massa è ancora oscuro nei dettagli e la Faint Object infraRed Camera for SOFIA Telescope (FORCAST) a bordo del fantastico aereo SOFIA è uno degli strumenti più adatti a scavare nelle zone ricche di polvere della formazione stellare. Proprio queste osservazioni (SOMA survey) hanno rivelato che la formazione di stelle massicce si accompagna a potenti venti magnetizzati che vengono espulsi, sopra e sotto, da un disco di gas che ruota intorno alla stella in formazione alimentandone la crescita. I venti scavano delle cavità nelle polveri circostanti e questo consente agli scienziati di osservare più chiaramente all'interno: misurare la luce che fugge da queste cavità può dire molto riguardo la struttura della protostella e può servire a testare diversi modelli esistenti. 

Nane brune: oggetti a metà 

Come accennato, le nane brune sono corpi celesti più grandi dei pianeti gassosi ma non così massicce da poter brillare come una vera stella. sono state teorizzate negli anni Sessanta mentre la prima è stata osservata nel 1995. Uno dei misteri più fitti di questi oggetti, la cui massa può raggiungere quella di settanta masse gioviane, riguarda la formazione: nascono come le stelle o come i pianeti, visto che nell'universo si trovano nane brune accompagnate da stelle ma anche nane brune isolate? La natura ambigua avvicina questi corpi, per caratteristiche, una volta ai pianeti e una volta alle stelle. Un articolo di Agosto 2017 a firma del JPL della NASA e pubblicato su Science ha utilizzato il telescopio orbitante Spitzer per studiare sei nane brune in termini di variazione di luminosità, analizzando le variazioni atmosferiche che fino a quel momento avevano creato un po' di imbarazzo in termini di spiegazione scientifica. Le nubi delle nane brune sono molto mutevoli in termini di velocità e spessore e sono composte quasi essenzialmente da goccioline di ferro e polvere di silicio. Lo studio ha evidenziato come a determinare le variazioni osservate concorrano delle gigantesche onde a larga scala, avvicinando le nane brune alla natura atmosferica dei giganti gassosi piuttosto che a quella dei pianeti. Le nubi delle nane brune sono organizzate in bande così come i giganti gassosi del Sistema Solare e anche i venti sembrano simili ai pattern seguiti su Giove. Al pari di Giove, quindi, non meraviglierebbe riscontrare la presenza di ovali rappresentanti tempeste, come la Grande Macchia Rossa. L'unico modello in grado di spiegare comportamenti così repentini deriva dalla presenza di onde atmosferiche: laddove le onde si trovino a convergere, la nana apparirà più brillante in un singolo punto. Se le onde divergono ci saranno invece più punti a maggior luminosità. 

Una nana bruna di sicuro interesse, tanto da meritare le osservazioni di James Webb, è SIM0136: è un astro isolato, di bassa massa e giovane, una delle più prossime al Sole e intorno alla quale è stata osservata una atmosfera nuvolosa. E' proprio su questa che James Webb andrà a indagare, al fine di scoprirne le componenti chimiche. 

Distinguere una nana bruna da un pianeta non è compito facile e molti studi si concentrano proprio sulla determinazione del limite di massa che separerebbe i due oggetti. Un metodo consiste nel guardare quel che offre il panorama dell'universo e cercar di capire se, oltre a una questione di massa, si possa tirare in ballo qualcosa legato alla diversa formazione dei due corpi celesti e così la presenza di elementi pesanti viene ad assumere un ruolo importante. In particolare sono stati analizzati 146 sistemi planetari rivelando dati consistenti tra gli stessi tali da convincere parte degli astronomi che la composizione chimica della stella centrale possa essere una ottima discriminante per comprendere la natura degli oggetti orbitanti. I pianeti come Giove si formano tramite bottom-up, sviluppando dapprima un nucleo roccioso e poi acquisendo gas quindi dovrebbero essere presenti laddove la stella mostrasse presenza di elementi pesanti. Le nane brune, di contro, nascono per collasso gravitazionale della nebulosa e dovrebbero essere prive di un nucleo roccioso. Il modello porta al numero discriminante di 10 masse gioviane: oltre questo limite si tratta di nane brune mentre al di sotto si tratta di pianeti. Si tratta della massa oltre la quale la composizione della stella cessa di avere importanza. 

Con l'invecchiamento e il raffreddamento, le nane brune sembrano sperimentare modifiche atmosferiche passando da cieli nuvolosi a cieli sereni e per la prima volta, a inizio 2018, è stata misurata la temperatura alla quale questo processo tende a verificarsi. Oggetto dello studio è stata la nana bruna 2MASS J13243553+6358281, una delle più vicine con massa nota di dimensione planetaria. Fa parte di un gruppo di circa 80 stelle di età e composizione simili (AB Doradus Group), con età di 150 milioni di anni. I parametri di questa nana sono stati poi confrontati con quelli della nana 2MASS J1324+6358, più evoluta e con cieli "sereni", il che ha consentito di ottenere le misurazioni della temperatura limite. A 1150 K il cielo delle nane brune con massa planetaria e con 150 milioni di anni inizia a schiarirsi. 

Il segnale di microlente dal sistema binario. Credit OGLE.
Il segnale di microlente dal sistema binario. Credit OGLE.
 
Difficile stabilire il confine tra nana bruna e gigante gassoso, anche quando si è di fronte a coppie di oggetti come MOA-2015-BLG-337L, osservato dalla survey OGLE e composto da due nane brune o da un gigante gassoso in orbita intorno a una nana bruna. Entrambi i modelli spiegano al meglio i dati orbitali ottenuti dalle osservazioni, basate sull'effetto di microlente gravitazionale, molto sensibile agli oggetti di piccola massa e alle stelle deboli. 
Secondo uno scenario potremmo essere di fronte a una nana bruna con massa tra 6.3 e 29.3 masse gioviane orbitata da un pianeta con massa tra 21.6 e 100.7 masse terrestri a una distanza di 0.25 UA. Il secondo modello vede due nane brune, la prima con massa tra 64 e 78 masse gioviane e la seconda tra 11.4 e 18.3 masse gioviane, con separazione di 3.3 UA.

La fase stabile delle stelle

Il raggiungimento della fusione dell'idrogeno pone termine a questa fase abbastanza convulsiva della formazione dell'astro che inizia una fase stabile che dura la maggior parte della sua vita; come gia' detto prima, maggiore e' la massa dell'astro piu' veloce saranno sia la fae di formazione che l'intera vita della stella. Una stella come il nostro Sole ha una vita stimata di circa 10 miliardi di anni; stelle massicce, come ad esempio la vicina Rigel invece,  bruciano il proprio carburante con una velocita' e voracita' tale che, anche se molto piu' massicce del Sole, vivono solo per pochi milioni di anni, avendo una vita breve ma luminosissima. Il motivo di questa vita breve e' la temperatura del "motore" interno, che sara' l'oggetto del prossimo articolo

La regione centrale della grande Nebulosa di Orione (M42) e' forse la zona piu' famosa di formazione stellare: le stelle piu' luminose al centro della nebulosa sono nate da poco: la loro luminosita' e' tale da classificarle tra le classi di stelle piu' luminose (classi O e B). Questa intensa luminosita' permette di illuminare le zone circostanti rendendo M42 un oggetto visibile anche ad occhio nudo! La nebulosa intorno al Trapezio (le 4 stelle centrali si dispongono infatti a forma di trapezio) nasconde innumerevoli stelle in formazione tra cui anche oggetti mostrati in altre immagini di questo articolo. Fonte: ESO

La fusione dell'idrogeno in elio è rappresentata nella seguente animazione:

 


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