L'abbagliante "scrigno"  composto da oltre 20.000 stelle ci appare in tutta la sua cristallina limpidezza in questa immagine Hubble ottenuta con la camera WFPC2 (Wide Field and Planetary Camera 2). Il giovane ammasso (40 milioni di anni) chiamato NGC 1818 si trova nella Grande Nube di Magellano (una galassia satellite della nostra Via Lattea) e dista da noi 164.000 anni luce. La Grande Nube di Magellano è una regione caratterizzata da vigorose correnti di formazione stellare e rappresenta un ideale laboratorio per lo studio dell'evoluzione stellare.
La stella cerchiata è una giovane nana bianca che si è formata recentemente in seguito all'estinzione di una gigante rossa. Basandosi su questa osservazione gli astronomi concludono che la gigante rossa progenitrice aveva una massa  7,6 volte quella del Sole. In precedenza gli astronomi ritenevano che le stelle comprese tra 6 e 10 masse solari non potessero estinguersi tranquillamente per trasformarsi in nane bianche: il loro destino sembrava doversi concludere necessariamente con una violentissima esplosione autodistruttiva.
L'Hubble può facilmente risolvere la stella nel popolato ammasso e rilevando il suo intenso bagliore bianco-blu che proviene da una calda superficie di 28.000 °C.

Questo nuovo limite aiuterà gli astronomi a raffinare le teorie che riguardano lo sviluppo delle galassie nelle fasi giovanili dell'universo, a determinare il grado di arricchimento di elementi pesanti dello spazio interstellare da parte delle supernovae e stimare il numero di stelle a neutroni (nuclei implosi risultanti dalle supernovae).

Rebecca Elson e Steinn Sigurdsson della Cambridge University,  assieme ai loro collaboratori, hanno scoperto la nana bianca super-calda durante una ricerca negli archivi di immagini WFPC2 riguardanti l'ammasso NGC 1818.
Il metodo consisteva nell'identificare una stella nana bianca che fosse ancora eccezionalmente calda e luminosa perché  appena formata in seguito all'esplosione e al collasso del  suo progenitore. Una nana con queste caratteristiche avrebbe dovuto essere molto più calda rispetto alle altre nane bianche più vecchie e più deboli e rappresenta un ponte di collegamento con le stelle più massicce presenti attualmente nell'ammasso. Infatti, le stelle più massicce sono anche caratterizzate da una vita molto breve e quindi sono anche le prime a consumarsi e trasformarsi in nane bianche.
Siccome l'ammasso NGC 1818 è dieci volte più grande fra quelli più vicini alla nostra galassia, le probabilità di catturare una nana bianca nella fase che precede il suo rapido indebolimento erano maggiori. Inoltre l'ammasso si trova a soli 40.000 anni luce e tuttora contiene stelle massicce.

NGC 3132 è un esempio da manuale di nebulosa planetaria. Questa nebulosa in espansione che circonda una stella morente è nota agli astrofili dell'emisfero australe come "l'anello del Sud".

Il nome "nebulosa planetaria" non ha nulla a che vedere con i pianeti: si riferisce all'aspetto di questi oggetti celesti visti con un telescopio di dimensioni modeste. La loro forma tondeggiante infatti ha suggerito agli osservatori del secolo scorso tale denominazione. In realtà si tratta di un inviluppo gassoso emesso nelle fasi finali della vita di una stella. NGC 3132 ha un diametro di circa mezzo anno-luce (circa 4500 miliardi di chilometri) e si trova a 2000 anni-luce dalla Terra. Il gas si sta allontanando alla velocità di 15 km/s.

L'immagine, ripresa dal telescopio spaziale "Hubble", mostra chiaramente che al centro della nebulosa ci sono due stelle: una luminosa ed una più debole spostata in alto a sinistra. Una terza stella è visibile attraverso il bordo della nebulosa, ma si tratta di una stella che non ha nulla a che vedere con la nebulosa, vi si trova proiettata per caso. La stella responsabile dell'emissione gassosa è quella più debole, che è diventata più piccola del nostro Sole ma molto più calda. Il flusso di radiazione ultravioletta emesso dalla sua superficie investe i gas in allontanamento e li rende fluorescenti.

I colori dell'immagine sono stati scelti dal team "Heritage" in modo da rappresentare la diversa temperatura del gas che compone la nebulosa. Il blu rappresenta il gas più caldo, confinato nella regione più interna; il rosso indica il gas più freddo, disposto lungo il bordo. Questa immagine mostra anche una schera di filamenti, in particolare a sinistra è visibile un esemplare che attraversa l'intera nebulosa. Queste strutture sono formate dalla condensazione di polveri ricche di carbonio che aggregano il gas in espansione. Fra milioni di anni probabilmente questo carbonio verrà incorporato in nuove stelle, nuovi pianeti e forse entrerà a fare parte di forme di vita.

Anche il nostro Sole terminerà la sua esistenza come nebulosa planetaria fra circa 5 miliardi di anni.

Gli involucri di gas delle nebulose planetarie possono assumere varie forme. Il telescopio spaziale Hubble, che ci aveva già mostrato nebulose planetarie a forma di clessidra, di farfalla, di pesce, ci propone ora una nuova forma da aggiungere a questa bizzarra galleria: una tartaruga che inghiotte una conchiglia.

L'immagine più grande (immagine di sinistra) mostra l'intera nebulosa mentre nella foto del riquadro (ingrandita a destra) si vede la complicata struttura che avvolge la stella morente. Questa nebulosa presenta delle caratteristiche peculiari: i gusci interni di gas sono butterati da numerosi fori attraverso i quali escono getti di materia. I getti producono delle strutture colonnari disposte simmetricamente in direzioni opposte.

Nell'immagine completa la luminosa regione centrale assomiglia a una conchiglia di nautilus, mentre la regione circostante di colore rosso sembra una tartaruga. La stella morente appare come una macchia bianca al centro.

La materia prodotta da questa stella fluisce all'esterno attraverso i fori prodotti sul "guscio" del nautilus. Se ne possono vedere almeno quattro di questi getti nell'immagine completa: un paio di essi appare in direzione delle ore 6 e delle ore 12 ed un altro ad ore 2 e 8. In entrambi i casi i getti escono in direzioni diametralmente opposte rivelando la loro natura bipolare. Essi vengono sospinti da un forte vento stellare proveniente dalla regione centrale. Nel guscio interno appaiono degli anelli brillanti che delimitano il contorno dei fori creati da questo vento. Uno di essi è visibile in direzione delle ore 2. Questi buchi agiscono come ugelli che dirigono il flusso di materia.

Sebbene la stella centrale sia visibile in entrambe le immagini, nella foto in riquadro appare con maggiore evidenza. Sempre in questa foto si distingue chiaramente un'altra caratteristica interessante: una protrusione a forma di freccia che esce da un foro disposto quasi di profilo, visibile a ore 4. Nell'immagine principale la "freccia" appare di un delicato color magenta. La protrusione sembra spingere fuori del gas che crea un rigonfiamento in direzione del bordo inferiore destro. Una controparte di questo rigonfiamento è visibile anche in direzione diametralmente opposta (a ore 10 nella foto del riquadro). Il fatto che queste strutture siano ancora vicine alla stella centrale suggerisce che, a differenza dei getti esterni, si tratti di eventi più recenti.

La colonna visibile a ore 6 nell'immagine principale, è costituita da una successione di "noduli" e assomiglia ad una colonna vertebrale; questa struttura può essere indice di un'attività episodica dei getti. Il nodulo più diffuso ed esterno, presso il bordo inferiore, è ricurvo e punta verso l'alto affacciandosi alla stella centrale. L'intera colonna sembra allineata con l'apertura presente sul bordo inferiore del "nautilus" e visibile in entrambe le immagini.

Entrambe le immagini sono state riprese il 6 agosto 1997 con la camera WFPC2.

La foto principale è una composizione di immagini prese con tre diversi filtri che sono utilizzati per ottenere una rappresentazione in colori reali dell'oggetto da osservare. Il rosso rappresenta l'idrogeno che è l'elemento presente in maggior quantità nella nebulosa; il blu corrisponde all'ossigeno ionizzato una volta e il verde è l'ossigeno doppiamente ionizzato. La ionizzazione, in questo caso, è causata dalla luce ultravioletta prodotta della stella morente che strappa gli elettroni dagli atomi.

La foto del riquadro, che rappresenta il "nautilus" presente nella regione centrale della nebulosa, è anch'essa una composizione di due riprese con filtri rosso e verde. Il rosso indica l'ossigeno ionizzato una volta e il verde l'ossigeno ionizzato due volte. Questa combinazione è utile per distinguere il gas maggiormente ionizzato da quello meno ionizzato e quindi per evidenziare con maggior chiarezza la struttura interna della nebulosa che nell'immagine principale viene confusa tra gli altri colori.

La nebulosa planetaria NGC 6210 si trova a 6.600 anni-luce da noi in direzione della costellazione dell'Ercole. Essa misura 1,6 anni-luce di lunghezza dalla punta superiore della tartaruga al bordo inferiore. Il "nautilus" centrale misura 0,5 anni luce di diametro.

Utilizzando il telescopio spaziale Hubble, gli astronomi hanno potuto intravedere un momento particolarmente interessante nell'evoluzione di un sistema doppio: il Phi Persei.

Quella che un tempo era la stella principale, dopo aver esaurito il suo combustibile nucleare (l'idrogeno), ha subito una drammatica espansione e ha cominciato ad espellere l'eccedenza di massa rimanendo alla fino con il solo nucleo centrale. La stella compagna, un tempo di modeste dimensioni, ha intrappolato questo materiale di scarto aumentando decisamente di massa: ora è pari a nove volte quella solare.

Douglas Gies, che lavora al Center for High Angular Resolution Astronomy della Georgia State University di Atlanta, ha chiamato "subnana" (subdwarf) questa stella che si è spogliata della sua massa e che è sulla via per trasformarsi in una debole nana bianca. La "subnana" possiede attualmente una massa pari a quella solare ma è molto più calda: con i suoi 53.000° K è nove volte più calda del nostro Sole.

I disegni qui sotto descrivono le fasi evolutive di Phi Persei.
 

Nonostante la "subnana" di Phi Persei sia molto calda e luminosa, rimane sempre una stella difficilmente visibile a causa del forte bagliore prodotto dalla compagna più massiccia. Infatti, prima delle osservazioni dell'Hubble condotte da Gies, nessun altro telescopio era riuscito ad identificarla. Se la "subnana" fosse isolata sarebbe visibile come un oggetto di sesta magnitudine e rappresenterebbe il più luminoso oggetto della sua specie nel nostro cielo. Se si trovasse al posto del Sole, ci apparirebbe 200 volte più luminosa di esso.

Phi Persei si trova a 720 anni luce di distanza dalla Terra in direzione della costellazione del Perseo. E' visibile nel cielo autunnale dall'emisfero boreale, nei pressi della galassia di Andromeda M31, come una stella di quarta magnitudine.

Gli astronomi sospettavano da anni che Phi Persei fosse un sistema binario dopo aver verificato che la stella si muove con un percorso ondulatorio dovuto all'attrazione gravitazionale reciproca dei due componenti. Gli astronomi finalmente hanno identificato la "subnana" con l'aiuto del telescopio spaziale Hubble durante cinque osservazioni compiute tra il novembre del 1995 e l'ottobre del 1996. Lo spettrografo Goddard ad alta risoluzione (rimosso durante la seconda missione di servizio) ha raccolto la sua luce ultravioletta emessa da Phi Persei e ha permesso agli scienziati di identificare la sua "firma spettrale".

Queste informazioni sono state utilizzate da Gies per descrivere con maggior dettaglio l'evoluzione di questo sistema di stelle.

Prima dello scambio di materia, la stella "subnana" era l'oggetto più massiccio possedendo una massa sei volte maggiore di quella del nostro Sole. La stella compagna invece era leggermente più piccola (cinque masse solari). Di solito, le stelle così massicce subiscono un'evoluzione molto rapida e terminano la loro esistenza con una grande esplosione di supernova. Questa fine drammatica non ha colpito l'attuale "subnana", proprio per la presenza della compagna che le ha strappato la massa eccedente e ha favorito quindi un tranquillo percorso di estinzione.

Si ipotizza comunque che le fasi evolutive descritte rappresentino solo la prima parte del "dramma". Infatti gli astronomi si aspettano un curioso destino per questa coppia di stelle: la stella "Be" vivrà ancora 10 milioni di anni a causa della riserva di idrogeno acquisita dalla compagna. Quando il carburante nucleare sarà esaurito, anch'essa subirà un'espansione e una parte della sua massa investirà la stella compagna che allora avrà raggiunto la fase di stella nana bianca. Quest'ultima potrebbe a quel punto aumentare di nuovo la sua massa ed esplodere come una supernova molto peculiare.

Bolle di gas prodotte da un buco nero

Riprendendo la regione centrale della galassia NGC 4438, il Telescopio Spaziale Hubble ha individuato una grossa bolla di gas emanata dal buco nero supermassiccio che risiede nel suo nucleo. La bolla di gas ci appare come una massa brillante, seminascosta da una banda scura. Quest'ultima è formata da gas e polveri opache. La banda scura ci nasconde anche altre bolle retrostanti, delle quali possiamo vedere solo alcuni frammenti che ci appaiono come deboli macchie rosse poste al di sotto.

Le bolle sono composte da gas estremamente caldi e la loro origine è legata al comportamento "divoratore" del buco nero. Attorno a quest'ultimo, infatti, si raccoglie un disco di materia che tende a cadervi dentro a spirale, ruotando vorticosamente. Nella nostra immagine, il disco di accrezione corrisponde alla regione brillante alla base della bolla principale. Non tutta la materia ricade nel buco nero: una parte sfugge via ad altissima velocità in due direzioni opposte lungo l'asse di rotazione del disco. Questi due getti opposti spazzano via la materia che si trova lungo il loro cammino. Se incontrano masse di gas che si muovono a velocità più lenta, entrano in collisione, si riscaldano e formano le bolle che vediamo. Le bolle sono destinate ad espandersi ulteriormente e, alla fine, a dissiparsi. La bolla principale è alta 800 anni-luce e altrettanto larga.

NGC 4438 rientra nella categoria delle galassie peculiari per la sua forma insolita. Si trova nell'ammasso della Vergine e dista 50 milioni di anni-luce dalla Terra.

Circinus: una potentissima galassia attiva

La galassia Circinus appartiene ad un tipo oggetti denominati galassie di Seyfert. Si tratta di galassie spirali caratterizzate da una regione centrale bluastra molto intensa che copre quasi completamente i bracci di spirale. Esse appartengono, a loro volta, ad una categoria più generale denominata galassie attive o NGA (Nuclei Galattici Attivi). Le galassie attive sono caratterizzate da un nucleo che emette una grande quantità di energia. Questa emissione viene spiegata dalla presenza di un gigantesco buco nero che provoca la ricaduta di materia. Alle famiglia delle galassie attive appartengono anche le galassie N, gli oggetti BL Lac e i quasar.

La galassia fotografata dal telescopio Hubble si trova a 13 milioni di anni-luce di distanza da noi, in direzione della costellazione Circinus. Gran parte del gas interstellare appartenente alla galassia si dispone in due anelli distinti: uno più grande, dal diametro di 1.300 anni-luce, che era già stato osservato da telescopi con base a terra e uno più piccolo, con un diametro di 260 anni-luce, fotografato per la prima volta dal Telescopio Spaziale Hubble.

Nell'immagine, quest'ultimo anello si trova all'interno del disco verde. L'anello esterno, di dimensioni maggiori, esce dal campo della foto. Entrambi gli anelli, oltre a contenere grandi quantità di polveri e gas, sono la sede di intensi fenomeni di formazione stellare: le nuove stelle si formano molto rapidamente impiegando dai 40 ai 150 milioni di anni, cioè in tempi molto brevi relativamente all'età della galassia.

Si suppone che al centro risieda un buco nero supermassiccio che sta “divorando” le polveri e i gas che lo circondano. Come succede in questi casi, le altissime energie coinvolte nel processo, provocano anche delle emissioni di gas, il quale va a situarsi nell'alone galattico. Si può vedere questo gas lanciato nello spazio che forma alcuni pennacchi di color violetto nella parte alta dell'immagine.

All'interno del disco centrale si può osservare una struttura di gas a forma di V, di colore rosa chiaro. Si tratta in realtà dei bordi di una struttura a forma a cono che si estende dal nucleo verso l'alone galattico ed è costituita dal gas riscaldato dalla radiazione emessa durante il processo di accrezione del buco nero. Si suppone che esista anche un “contro-cono” disposto simmetricamente, ma che non possiamo vedere perché si trova al di sotto del disco. Il gas del cono è luminoso perché viene eccitato dall'intensa radiazione ultravioletta proveniente dalla regione centrale, e viene irradiato in due direzioni opposte, perpendicolarmente al piano del disco di accrescimento.

La Galassia Circinus si trova nei pressi del piano della Via Lattea e quindi in una posizione sfavorevole per l'osservazione a causa della presenza di gas e polveri appartenenti alla nostra Galassia, che si interpongono lungo la linea visiva. Per questo motivo la sua scoperta risale ad appena 25 anni fa. L'osservazione del Telescopio Hubble è del 10 aprile 1999.

30 maggio 1996

La vita di una stella

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

Il collasso di una stella

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

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

La nascita di una stella a neutroni

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

La formazione delle pulsar

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

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

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

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

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

Formazione stellare in una vicina galassia

 “Hubble-X” è la denominazione data dagli astronomi a questa gigantesca nube, sede di intensi fenomeni di formazione stellare. Essa si trova all'interno della galassia NGC 6822 distante più di un milione e mezzo di anni-luce dalla Terra, in direzione della costellazione del Sagittario. La galassia NGC 6822, che fa parte del Gruppo Locale, è particolarmente ricca di nubi giganti e questo fatto attirò l'attenzione di numerosi astronomi, a cominciare da E.E. Barnard nel 1881. Anche Edwin P. Hubble la studiò accuratamente nel 1925, con il telescopio da 100 pollici dell'Osservatorio di Monte Wilson.

E' proprio all'interno di queste gigantesche nubi di gas e polveri, chiamate nubi molecolari, che si innescano i processi di formazione stellare. Le nubi molecolari rimangono pressoché oscure e invisibili fino a quando non si formano alcune grosse stelle. L'intensa emissione di radiazione ultravioletta eccita i gas residui e li rende luminosi. Il vento stellare e la radiazione disperdono quindi la nebulosa, interrompendo bruscamente il processo di formazione stellare che stava procedendo a ritmi sempre più rapidi.

La nebulosa Hubble-X, che ha un diametro 110 anni-luce, contiene diverse migliaia di stelle di nuova formazione, raggruppate in un ammasso centrale. Alcune di esse, le più massicce e luminose, sono facilmente visibili come macchioline bianche.

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

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

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

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

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

L'immagine è stata presa in luce visibile l'11 giugno 1994 utilizzando la camera FOC (Faint Object Camera) dell'ESA.

Hanno condotto le osservazioni: Cesare Barbieri, Gabriele Corrain, Roberto Ragazzoni (Univerità di Padova), Antonella Nota, Guido De Marchi e Duccio Macchetto (STScI).

Questa immagine fornisce uno sguardo dettagliato su una luminosa "esibizione di fuochi d'artificio" che avviene nel centro di una collisione tra due galassie. L'HST ha scoperto oltre un migliaio di ammassi stellari giovani e luminosi che si sono formati in seguito allo "scontro frontale".
  [Sinistra]   Immagine presa da un telescopio con base a terra. Le due galassie Antennae (conosciute formalmente come NGC 4038 e 4039) sono state chiamate in questo modo per la presenza di una coppia di lunghe code di materia luminosa, create dalle forze di marea gravitazionale, che assomigliano alle antenne di un insetto. Le galassie si trovano nella costellazione australe del Corvo e sono lontane 63 milioni di anni luce da noi. 

[Destra]   I nuclei (cores) delle due galassie corrispondono alle due macchie di colore arancione che si trovano a destra e a sinistra rispetto al centro dell'immagine, intersecate da filamenti di polveri scure. Una larga fascia di pulviscolo caotico (regione di sovrapposizone) si estende tra i nuclei delle due galassie. La grande forma che assomiglia ad una spirale, segnata da gruppi di brillanti stelle azzurre, rappresenta il risultato dell'intensa attività di formazione stellare che è stata innescata dalla collisione. 

Questa immagine a colori naturali è il risultato della composizione di quattro distinte immagini filtrate prese dalla  WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2 ) il 20 gennaio del 1996. La risoluzione è di 15 anni-luce per pixel.

Dettagli delle zone di formazione stellare nelle galassie Antennae

Quattro immagini in dettaglio della collisione (rappresentata al centro) 

[Le due immagini di sinistra] 
La collisione innesca la nascita di nuove stelle all'interno di brillanti ammassi di stelle azzurre, i più luminosi dei quali possono contenerene anche un milione. Il colore azzurro è caratteristico delle stelle giovani. Le più giovani possono avere pochi milioni di anni di età: un battito di ciglia in confronto alla scala del tempo astronomico. 

[Le due immagini a destra] 
Questi primi piani dei nuclei (cores) delle due galassie mostrano le polveri e i gas intrappolati nel loro interno. Il nucleo della NGC 4038 (in basso a destra) è oscurato da polveri che affievoliscono e rendono rossastra la luce proveniente dalle stelle disperdendo la lunghezza d'onda più corta del colore azzurro. Questo è il motivo per cui gli ammassi di stelle giovani che si trovano in regioni ricche di polveri appaiono rossastri e non azzurri. 

Questa immagine Hubble ci mostra la fusione tra un quasar e una galassia compagna. La scoperta potrebbe obbligare i teorici a rivedere la loro spiegazione sulla natura dei quasar, gli oggetti più energetici dell'universo.

Il brillante oggetto centrale è il quasar stesso, che dista da noi vari miliardi di anni-luce. Gli "sbuffi" che avvolgono il quasar sono resti di una galassia che è stata distrutta dalla reciproca forza di attrazione gravitazionale. E' questa la prova evidente della fusione tra i due oggetti.

Dalla loro scoperta nel 1963, i quasar sono sempre stati enigmatici perché emettono enormi quantità di energia nonostante le loro dimensioni siano relativamente piccole. Secondo il modello teorico maggiormente accettato, la fonte energetica di un quasar è da ricercare in un buco nero supermassiccio presente nel nucleo di una normale galassia. Questo modello è difficilmente dimostrabile dato che i quasar, a causa dell'"abbaglio" dovuto alla loro grande luminosità ci nascondono i dettagli dell'ambiente circostante.

Utilizzando la camera WFPC2 dell'Hubble, John Bahcall, Sofia Kirhakos e Donald Schneider hanno osservato quattordici tra i più vicini quasar conosciuti, prevedendo che la grande sensibilità e l'alta risoluzione del telescopio spaziale avrebbero potuto rivelare le galassie ospiti la cui presenza era stata suggerita dai risultati di precedenti osservazioni con telescopi terrestri.

"Siamo rimasti colpiti dalle immagini di otto quasar i quali non mostravano la presenza di luminose galassie ospiti, come ci aspettavamo dalle simulazioni" ha detto Bahcall. In altri tre casi invece sono state osservate delle galassie ospiti moderatamente luminose.

Ancora più enigmaticamente, le immagini Hubble ci mostrano che i quasar apparentemente "nudi" hanno una galassia compagna così vicina che è destinata a fondersi con essi in non più di dieci milioni di anni. Un paio di questi casi, chiamati da Bahcall "smoking gun" , mostrano una galassia deformata dall'attrazione gravitazionale del quasar. Secondo Bahcall è proprio questa una prova evidente dell'interazione tra i quasar e le loro galassie compagne.

Queste nuove osservazioni sono una sfida per i teorici dato che non abbiamo ancora dei validi modelli che prevedano le complesse interazioni svelate dal telescopio spaziale.

Intensa attività di formazione stellare in NGC 3310

Alcune galassie sono caratterizzate da una straordinaria “vivacità” nel tasso di formazione stellare e sono indicate dagli astronomi con il termine galassie starburst. Normalmente si ritiene che tale attività sia legata a fenomeni “catastrofici” come ad esempio in seguito a collisioni tra galassie. Le osservazioni sulla galassia starburst NGC 3310 pongono agli astronomi nuove e inaspettate domande.

Grazie ad una tecnica basata sulla valutazione del colore degli ammassi stellari è possibile ottenere informazioni sulla storia dell'attività di formazione stellare di una galassia. Sappiamo infatti che le stelle giovani, più calde, splendono di colore azzurro mentre le più “anziane” tendono al rosso. E' possibile quindi mettere in relazione il colore di un intero ammasso stellare con la temperatura delle stelle e quindi con l'età della popolazione stellare di cui è composto.

Alla galassia NGC 3310 appartengono varie centinaia di ammassi stellari, visibili nell'immagine come macchioline luminose, di colore azzurro, sparpagliate lungo i bracci di spirale. Ciascuno di essi comprende circa un milione di stelle che si formano tutte assieme nel corso di un processo della durata di un centinaio di migliaia di anni.

Le misure di colore effettuate indicano che la gamma di età di tali ammassi è molto ampia: l'attività di formazione stellare sembra essere in atto da circa cento milioni di anni, un periodo molto più lungo di quanto ci si potesse aspettare. L'osservazione potrebbe cambiare notevolmente il punto di vista degli astronomi sulle galassie starburst, i quali ritenevano che in esse la fase di formazione stellare, causata da una collisione, dovesse essere un evento di durata molto inferiore. I nuovi fatti possono far pensare ad una attività di formazione stellare innescata da un evento di collisione e in qualche modo prolungata per cento milioni di anni.

La distruzione dei globuli di Bok nella regione IC 2944

Nebulose opache campeggiano sullo sfondo di un cielo luminescente: sono addensamenti di gas e polveri, noti come globuli di Bok, conosciuti già dal 1947 quando l'astronomo olandese Bart Bok li descrisse per primo. Non si sa ancora molto sulla loro origine e la loro struttura oltre al fatto che i globuli si trovano quasi sempre associati a più vaste regioni di intensa formazione stellare note come regioni HII.

Il più grande degli addensamenti, quello centrale, è in realtà formato da due globuli in parte allineati sulla nostra linea di visuale. Ciascuno di essi misura 1,4 anni-luce lungo la loro dimensione maggiore e complessivamente sono costituiti da una quantità di matera pari a 15 masse solari.

I globuli si trovano in una regione di intensa formazione stellare (IC 2944) che dista dalla Terra 5900 anni-luce, nella direzione della costellazione del Centauro. Le regioni HII sono caratterizzate dalla presenza di idrogeno ionizzato che emette radiazione per fenomeni di fluorescenza. Lo sfondo luminoso che osserviamo nella foto è rappresentativo di una regione di spazio popolata da giovani e massicce stelle ad alta temperatura superficiale che surriscaldano l'idrogeno, diffuso nello spazio circostante in abbondanti quantità, rendendolo luminescente. E' così che i globuli, opachi e relativamente più freddi, si rendono visibili. Le stelle, tutte di tipo O, appartengono ad un ammasso stellare aperto di recente formazione.

I globuli non ci appaiono compatti, bensì fortemente fratturati. L'osservazione della loro struttura e i dati radioastronomici sul moto delle molecole, portano a concludere che questi addensamenti non sono “tranquillamente galleggianti” nello spazio circostante come potrebbe apparire ad un primo sguardo. Anzi, i gas e le polveri che li compongono si agitano e si rimescolano a velocità supersoniche. La causa è da ricercare nella presenza delle stelle dell'ammasso che emettono intense radiazioni ultraviolette e provocano il surriscaldamento e l'espansione dell'idrogeno della regione HII, il quale viene spinto violentemente contro i globuli provocandone il rimescolamento, la frammentazione ed infine la distruzione.

E' probabile che i globuli si siano originati da addensamenti preesistenti alla nascita delle stelle di tipo O. La comparsa di queste stelle luminose deve aver provocato dapprima l'”evaporazione” degli aloni di gas periferico meno denso e quindi l'esposizione diretta delle parti centrali, più dense, all'azione della radiazione ultravioletta e all'impatto con i gas in espansione della regione HII. E' anche questa la fase in cui i globuli acquistano contorni nitidi e si rendono visibili all'osservazione.

Se la nascita delle stelle di tipo O avesse subito un ulteriore ritardo, forse i globuli avrebbero avuto il tempo di collassare e di generare al loro interno delle piccole stelle di massa paragonabile a quella del Sole. Ora invece assistiamo ad un processo che conduce inevitabilmente alla loro distruzione.

La nebulosa Merope di Barnard

Il telescopio spaziale Hubble ha ripreso questa magnifica immagine della “Nebulosa Merope di Barnard”, nota agli astronomi anche con la sigla IC 349 e scoperta dall'astronomo E.E. Barnard nel 1890. Si tratta di una nebulosa a riflessione, formata da gas e polveri a bassa temperatura che non emettono luce propria. La nebulosa è visibile solo perché viene illuminata dalla vicina stella Merope, appartenente all'ammasso delle Pleiadi. La nebulosa dista 0,06 anni-luce dalla stella: una distanza pari a 3500 volte la distanza tra la Terra e il Sole.

La stella Merope si trova in alto a destra, al di fuori del campo dell'immagine: i raggi che vediamo arrivare dall'alto e che sembrano provenire dalla stella sono solo un effetto ottico prodotto all'interno del telescopio e non sono reali anche se convergono alla posizione effettiva dell'astro. I filamenti paralleli che da sinistra in basso si estendono verso l'angolo in alto a destra sono invece delle strutture realmente esistenti e rivelate per la prima volta grazie all'alto potere risolutivo del telescopio Hubble.

L'ammasso delle Pleiadi è un famoso gruppetto di stelle blu situato nella costellazione del Toro e visibile di sera nei mesi invernali. Esso dista 380 anni-luce dalla Terra. Un osservatore distratto potrebbe scambiare questo ammasso per una piccola nuvola ma, osservando bene, anche ad occhio nudo, si possono distinguere al suo interno sei o sette stelline. Anche un piccolo telescopio è sufficiente per rivelare la presenza qualche centinaio di deboli stelle e di una debole nebulosità che circonda le stelle principali. Normalmente queste nebulose che circondano le stelle di un ammasso rappresentano i resti di polveri e gas che hanno fatto da “nido” per la loro recente formazione.

La complessa storia di una stella morente

Le immagini HST mostrano una delle più complesse nebulose planetarie mai viste, NGC 6543, chiamata anche "Nebulosa Occhio di Gatto". Il telescopio spaziale rivela delle strutture sorprendentemente intricate quali: gusci concentrici di gas, getti di gas ad alta velocità, insoliti nuclei di gas prodotti da onde d'urto. La nebulosa, che si pensa abbia 1000 anni, è un "documento fossile" delle dinamiche e delle ultime fasi evolutive di una stella morente.

Una preliminare interpretazione suggerisce che la stella può essere in realtà un sistema doppio. L'effetto dinamico di due stelle che orbitano una attorno all'altra può spiegare più facilmente le complesse strutture che sono molto più complicate di ogni altra struttura che si mai stata vista in altre nebulose. Le due stelle sono troppo vicine per poter essere distinte dall'Hubble e appaiono come un unico punto di luce al centro della nebulosa.

Secondo questo modello, un veloce vento stellare di gas soffiato dalla stella centrale ha creato il guscio allungato di denso gas incandescente. Questa struttura è avvolta all'interno di due grandi lobi di gas soffiati fuori dalla stella durante la fase iniziale. Questi lobi sono stati "strozzati" da un anello di gas denso, presumibilmente eiettato lungo il piano orbitale della stella compagna.

La probabile stella compagna può anche essere responsabile di un paio di getti di gas ad alta velocità che escono ad angolo retto rispetto a questo anello equatoriale. Se la stella compagna risucchiasse del materiale dalla vicina, si produrrebbero dei getti di gas lungo il suo asse di rotazione.

Questi getti spiegherebbero diverse strane caratteristiche presenti alla periferia dei lobi gassosi. Allo stesso modo in cui l'acqua investe un mucchio di sabbia, i getti comprimono il gas che si trova lungo il loro percorso creando le strutture "a ricciolo" e gli archi luminosi che appaiono alle estremità dei lobi. I getti gemelli stanno ora puntando in direzioni diverse rispetto a queste strutture: questo fatto suggerisce che essi oscillano, o sono in precessione, e subiscono episodiche interruzioni e riattivazioni.

Le immagini sono state prese il 18 settembre 1994 con la camera WFPC2  (Wide Field Planetary Camera-2). L'immagine a colori è una composizione di tre immagini a diverse lunghezze d'onda (il rosso è idrogeno-alfa; il blu è ossigeno neutro, 6300 angstrom; il verde rappresenta azoto ionizzato, 6584 angstrom).

La nebulosa planetaria NGC 6543 è lontana 3.000 anni luce in direzione della costellazione del Dragone. Il termine "nebulosa planetaria" è improprio; si tratta di bozzoli creati dalle stelle morenti che emettono i loro strati di gas più esterni. Il processo non ha nulla a che fare con la formazione dei pianeti che avviene invece durante le prime fasi di vita delle stelle.

La più vicina stella a neutroni

La foto qui a fianco è stata ottenuta sovrapponendo tre esposizioni, effettuate in tre momenti diversi, di un medesimo campo stellare appartenente alla costellazione della Corona Australe. Tutte le stelle si sovrappongono perfettamente, a parte l'oggetto indicato dalle frecce, il quale si sposta con un moto apparente alla velocità di 1/3 di secondo d'arco all'anno. Accanto ad ogni freccia è indicata la data dell'esposizione.

Si tratta di una stella a neutroni che gli astronomi conoscono dal 1992, con la sigla RX J185635-3754. La sua distanza dalla Terra è stata determinata con grande precisione dalle osservazioni del Telescopio Spaziale Hubble analizzando la piccolissima oscillazione del suo moto, dovuta all'effetto di parallasse. Infatti, l'orbita del nostro pianeta attorno al Sole determina l'apparente “oscillazione” dei corpi celesti relativamente vicini, rispetto allo sfondo costituito delle stelle più lontane. Quanto più ampia è l'oscillazione, tanto più vicino è l'oggetto osservato. L'oscillazione di 0,016 secondi d'arco che “perturba” il moto della stella a neutroni, corrisponde ad una distanza dalla Terra di 200 anni-luce.

La sua velocità apparente sulla volta celeste, di 1/3 di secondo d'arco all'anno, ci potrebbe sembrare molto piccola. Per percorrere nel cielo una distanza pari al diametro apparente della Luna, impiega ben 5.400 anni. Eppure, si tratta di una delle stelle più veloci che solcano il nostro cielo (la più veloce di tutte è la stella di Barnard che percorre 10 secondi d'arco all'anno). Conoscendo la distanza, è stato possibile calcolare la sua velocità “assoluta”: 389.000 chilometri orari.

L'estremo interesse che suscita questa stella dipende dalle sue caratteristiche peculiari. Innanzitutto è una stella a neutroni “isolata”, la cui elevatissima tempera superficiale (600.000 °K) non dipende da fenomeni di cattura del'idrogeno dall'ambiente esterno, bensì dipende esclusivamente dalla sua giovane età (un milione di anni) e dal suo progressivo e “naturale” processo di raffreddamento. La sua relativa vicinanza alla Terra, inoltre, ne fa una straordinaria fonte di informazioni, adatta a verificare le teorie di astrofisica nucleare.

Le stelle a neutroni sono dei piccoli corpi (il diametro è di pochi chilometri) costituiti esclusivamente da neutroni "compattati". Possiedono perciò una densità elevatissima (diecimila miliardi di volte la densità dell'acciaio) e un intenso campo gravitazionale. Soltanto la straordinaria energia coinvolta nell'esplosione di una supernova può spiegarne l'origine.

Si ipotizza che RX J185635-3754 provenga da un gruppo di giovani stelle della costellazione dello Scorpione. Circa un milione di anni fa una stella massiccia, appartenente ad un sistema binario, esplose come supernova trasformandosi in stella a neutroni. L'esplosione provocò anche l'allontanamento reciproco delle stelle che formavano coppia. La compagna è una stella blu caldissima conosciuta ora con il nome di Zeta Ophiuchus, che si sta allontanando in senso opposto dal luogo dell'esplosione. Dallo studio delle traiettorie si è potuto constatare che, un milione di anni fa, Zeta Ophiuchus e la stella a neutroni si trovavano nella stessa regione.

La stella a neutroni fuggitiva, fu scoperta per la prima volta in seguito alla rilevazione di una intensissima sorgente di raggi X da parte del satellite ROSAT. La sorgente, pur essendo invisibile nello spettro ottico, non poteva essere più lontana di 500 anni luce. Da questi fatti, gli astronomi supposero che si trattasse di una stella a neutroni: un oggetto molto caldo e molto piccolo (meno di 20 km di diametro).

Quattro anni dopo il Telescopio Spaziale Hubble identificò la sorgente fotografandone la controparte ottica. Si trattava di un corpo celeste molto debole (di magnitudine apparente 26), di colore blu. Il colore blu, tipico degli oggetti molto caldi, concordava con l'intensa emissione X.

M2-9 è un esempio eclatante di una nebulosa "a farfalla" o bipolare. Un altro nome più appropriato potrebbe essere "nebulosa a doppio getto". Infatti sembra che la stella emetta in direzioni opposte un getto di gas molto simile a quello espulso da un motore a razzo. Effettivamente, dall'analisi della forma della nebulosa e delle velocità dei gas (più di 350 km/s) il paragone ad un getto super-super-sonico è abbastanza calzante. Dallo studio delle dimensioni della nebulosa, che aumentano lentamente nel tempo, è possibile concludere che si è formata solo 1200 anni fa.

La stella centrale in M2-9 è nota come stella doppia molto ravvicinata: è addirittura possibile che le due stelle siano parzialmente compenetrate. Gli astronomi pensano che la gravità di una stella strappi il gas debolmente legato all'altra e lo scagli nello spazio, dove si compatta in un disco denso e sottile che circonda entrambe le stelle. Il disco, che ha un diametro pari a 10 volte l'orbita di Plutone, può essere visto solo in immagini a corta esposizione ottenute con il telescopio spaziale Hubble. Il vento stellare ad alta velocità emesso da una delle stelle si scontra con il disco circostante, che funge da ugello. Il vento è dunque deflesso in direzione perpendicolare e forma la coppia di getti visibili nell'immagine. Modelli simili sono usati per descrivere l'idrodinamica dei gas espulsi dai motori a razzo: i gas che bruciano e si espandono violentemente sono deviati dalle pareti del motore attraverso un ugello per formare lunghi e collimati getti di aria calda ad alta velocità.

M2-9 si trova nella costellazione dell'Ofiuco alla distanza di 2100 anni luce. L'immagine è stata ottenuta il 2 agosto 1997 dalla camera a grande campo del Telescopio Spaziale. In questa immagine l'ossigeno neutro è rappresentato con il colore rosso, l'azoto una volta ionizzato con il verde, e l'ossigeno due volte ionizzato con il blu.

Galleria di nebulose planetarie

[In alto a sinistra] - La nebulosa IC 3568 si trova nella costellazione della Giraffa alla distanza di circa 9.000 anni luce ed ha un diametro di 0.4 anni luce, ovvero 800 volte il diametro del nostro sistema solare. Questo è un esempio di nebulosa planetaria sferica. Da notare il guscio interno più luminoso e quello più esterno e debole che lo avvolge.

[Al centro in alto] - L'aspetto simile ad un occhio di NGC 6826 è guastato da due gruppi di alette rosso sangue disposte orizzontalmente nell'immagine. L'alone verde più evanescente è gas che, secondo le stime, costituiva almeno la metà della massa della stella. La radiazione ultravioletta emessa dalla caldissima stella centrale spinge un veloce vento stellare attraverso il materiale più vecchio, formando una bolla interna che comprime il gas e forma un anello luminoso. La stella è una delle più luminose finora trovate nelle nebulose planetarie. NGC 6826 si trova a 2200 anni luce da noi in direzione della costellazione del Cigno. HST ha ripreso questa immagine il 27 gennaio 1996 con la Wide Field and Planetary Camera 2.

[In alto a destra] - NGC 3918 si trova a 3000 anni luce da noi in direzione della costellazione del Centauro. Il suo diametro è circa 0.3 anni luce (3000 miliardi di km). Esso mostra un alone sferico e una bolla interna elongata, gonfiata dal veloce vento stellare dalla calda stella centrale.

[In basso a sinistra] - Un altro stupefacente esemplare di nebulosa a farfalla o bipolare. Il calore generato dai veloci venti stellari fa espandere i due lobi, in modo molto simile a due palloni che vengono gonfiati. Si noti la somiglianza di questa nebulosa con la sorella maggiore Eta Carinae. Hubble 5 si trova a 2200 anni luce da noi in direzione della costellazione del Sagittario.

[In basso al centro] - Come NGC 6826 e NGC 7009 questa nebulosa possiede una brillante stella al centro di una cavità circondata da un anello elongato di gas più densi, qui di colore giallo-blu. La cavità e il suo anello sono immersi in una nube evanescente di gas rarefatto. Più distanti, due anse di colore rosso. Ogni ansa è collegata al resto della nebulosa da lunghi getti verdastri di materia. NGC 7009 è chiamata nebulosa "Saturno" per la sua rassomiglianza al pianeta, se vista con strumenti poco potenti. Si trova nella costellazione dell'Acquario a 1400 anni luce da noi.

[In basso a destra] - NGC 5307 si trova nella costellazione del Centauro a 10.000 anni luce di distanza da noi e ha un diametro di circa 0.6 anni luce. E' un esempio di nebulosa planetaria "a spirale", lungo la quale ogni addensamento di gas ha una controparte dal lato opposto rispetto alla stella.

Vedi anche:

Il frammento A è entrato in collisione il 16 luglio, E ed F il 17 luglio, H il 18 e Q il giorno 20 luglio.

[a sinistra] una visione ravvicinata del sito A con le tracce che ormai vanno disperdendosi. L'immagine è stata ripresa dalla WFPC2 in planetary mode. Questo zoom è stato ottenuto un'orbita più tardi (47 minuti) quando Giove nel frattempo è ruotato di circa 50 gradi.

Questa è la prima immagine di un'aurora su Saturno ripresa dallo Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS), il nuovissimo spettrografo installato a bordo del telescopio spaziale nell'ottobre 1997. Nell'occasione Saturno distava ben 1,3 miliardi di chilometri dalla Terra. Il nuovo strumento, in configurazione da "macchina fotografica", offre una sensibilità nell'ultravioletto dieci volte maggiore rispetto ai precedenti strumenti di HST. La maggiore sensibilità consente di ridurre i tempi di posa e dunque evitare che la rotazione del pianeta renda confusa l'immagine, ragion per cui STIS ha rivelato dettagli finissimi mai visti prima: cortine di luce aurorale che circondano il polo nord e sud di Saturno che si elevano migliaia di km sopra le nubi.

Le aurore di Saturno sono causate dal vento solare, esattamente come le aurore terrestri che occasionalmente si vedono a latitudini elevate. Rispetto alla Terra però le aurore di Saturno emettono luce ultravioletta, per cui sono visibili solo dallo spazio. Le nuove immagini di Hubble rivelano increspature che evolvono lentamente ed appaiono fisse viste dalla Terra. Allo stesso tempo le cortine di luce aurorale presentano punti più brillanti che ruotano insieme al pianeta ed esibiscono rapide fluttuazioni nell'arco di pochi minuti. Queste variazioni e regolarità indicano che l'aurora è plasmata ed alimentata principalmente dal "tiro alla fune" tra il campo magnetico di Saturno e il flusso di particelle cariche provenienti dal Sole.

Gli studi sulle aurore di Saturno videro la luce appena diciassette anni fa. La sonda spaziale Pioneer 11 nel 1979 osservò presso i poli di Saturno un brillamento nell'ultravioletto lontano. Gli incontri con le sonde Voyager 1 e 2 all'inizio degli anni '80 permisero una descrizione sommaria del fenomeno e consentirono di misurare il forte campo magnetico che incanala gli elettroni verso i poli del pianeta. Le prime immagini in assoluto dell'aurora di Saturno risalgono al 1994/95 e sono dovute alla Wide Field and Planetary Camera 2 (WFPC2). La migliore sensibilità dello STIS rispetto alla WFPC2 permette di studiare con più precisione la magnetosfera di Saturno e gli strati più alti della sua atmosfera. Questi studi costituiranno una teoria da verificare sul posto dalle misure della sonda Cassini, che ora è in viaggio per l'appuntamento con Saturno che avverrà all'inizio del nuovo millennio.

Scrutando nel profondo universo per analizzare la luce di stelle esplose molto prima della formazione del nostro Sole, il Telescopio Spaziale Hubble ha consentito agli astronomi di scoprire che la velocità di espansione dell’universo non è rallentata da quando è avvenuto il Big Bang e quindi esso continuerà ad espandersi indefinitamente.

Al meeting invernale dell’ American Astronomical Society, Peter Garnavich e il suo gruppo hanno riportato le loro osservazioni preliminari, concludendo che nel cosmo non c’è una sufficiente quantità di materia per fornire la gravità necessaria ad arrestare l’espansione.

Se queste prime conclusioni saranno confermate da ulteriori osservazioni, il difetto di decelerazione riscontrato imporrà una nuova valutazione dell’età dell’universo. Se l’universo ha un’età molto maggiore dei 15 miliardi di anni ritenuti fino ad ora come la stima più corretta, si risolverebbe un potenziale paradosso causato dalla scoperta di stelle che dovrebbero avere un’età maggiore di quella dell’universo.

I risultati sono basati su misurazioni di distanza di supernovae molto lontane, che sono esplose diversi miliardi di anni fa. Determinare la loro distanza significa capire se l’universo in quell’epoca si espandeva a maggiore velocità oppure no. La supernova più lontana analizzata in questa ricerca esisteva 7,7 miliardi di anni fa, un’età pari a circa la metà di quella dell’universo. Altre due supenovae esplosero 5 miliardi di anni fa, più o meno all’epoca della formazione del nostro Sistema Solare.

Le supernovae sono gli eventi più luminosi del nostro universo e quindi sono candidati ideali per essere utilizzati come strumenti di misura delle grandi distanze cosmiche. Le supernovae studiate dall’Hubble appartengono al Tipo Ia, che sono considerate degli attendibili indicatori di distanza dato che la loro magnitudine assoluta è strettamente correlata alla durata dell’affievolimento che segue l’esplosione. Sebbene questa classe di supernovae sia conosciuta ancora dagli anni ’50, gli astronomi hanno dovuto aspettare il Telescopio Spaziale Hubble per poter identificare oggetti di questo tipo posti ad una distanza sufficiente grande da poterci fornire una stima utile della decelerazione dell’universo.

Dato che le osservazioni Hubble devono essere programmate molto tempo prima, la ricerca delle supernovae adatte allo scopo e l'analisi spettroscopica per la determinazione del loro redeshift vengono svolte da telescopi a terra. Il Telescopio Spaziale Hubble viene utilizzato per eseguire le successive osservazioni della curva di luce delle supernovae selezionate per la ricerca. Ogni supernova viene fotografata alcune volte a distanza di circa una settimana tra una osservazione e la successiva, per poter misurare l’affievolimento dell’emissione luminosa e quindi determinare la curva di luce.

La ricerca del "parametro di decelerazione", un dato fondamentale per stimare l’età e il destino dell’universo, è stata perseguita dai cosmologi per quasi mezzo secolo. I ricercatori comunque ci avvertono che le loro scoperte sono ancora preliminari e che sarà necessario analizzare un campione più consistente di supernovae per permettere una stima più precisa della densità di materia nello spazio e del parametro di decelerazione.

Queste immagini in falsi colori fanno parte del programma Supernova Cosmology Project diretto da Perlmutter. Esse rappresentano una delle supernovae più lontane (la misura della distanza è stata confermata spettroscopicamente). A sinistra e al centro, due immagini a confronto ottenute dal telescopio di 4 metri di Cerro Tololo (Cerro Tololo Interamerican Observatory) ci mostrano una piccola regione di cielo poco prima e poco dopo l'apparizione della supernova di Tipo Ia (denominata SN 1997ap). L'esplosione è avvenuta in un'epoca in cui l'universo aveva circa la metà dell'età attuale.

L'immagine a destra mostra la stessa supernova come viene vista dal Telescopio Spaziale Hubble. Si tratta di una foto molto più nitida che consente una migliore stima della magnitudine apparente e, confrontando questo dato con la magnitudine assoluta, anche la distanza.

In queste immagini di Urano prese dalla camera NICMOS il 28 luglio 1997, sono state evidenziate sei distinte formazioni di nubi. L'immagine a destra, presa dopo un intervallo di 90 minuti rispetto a quella di sinistra, mette in evidenza la rotazione del pianeta. Ogni immagine è una composizione di tre esposizioni prese in tre diverse lunghezze d'onda del vicino infrarosso. I colori che appaiono non sono reali: si tratta di falsi colori (o colori codificati). Infatti, l'occhio umano non può percepire la radiazione infrarossa e quindi per ogni lunghezza d'onda dell'infrarosso è stato assegnato artificialmente un determinato colore nel visibile (il blu corrisponde alla lunghezza d'onda di 1.1 micron, il verde a 1.6 micron e il rosso alla lunghezza d'onda di 1.9 micron).

Nel visibile e alle lunghezze d'onda del vicino infrarosso, la luce del sole è riflessa da nebbie e nuvole che si trovano nell'atmosfera di Urano. In ogni caso, nel vicino infrarosso, l'assorbimento dovuto ai gas presenti, limita la visibilità a diverse altitudini, causando intensi contrasti e varietà di colori.

In queste immagini, l'esposizione in blu sonda i più profondi livelli atmosferici. Questo colore indica condizioni atmosferiche limpide che sono prevalenti alle medie latitudini verso le zone centrali del disco.

L'esposizione verde è sensibile all'assorbimento da parte del gas metano che corrisponde ad un'atmosfera limpida. In regioni nebbiose invece il colore verde diventa visibile perché qui la radiazione solare viene in parte riflessa. Il colore verde intorno al polo sud (segnato dal "+") indica condizioni di nebbia intensa.

Il colore rosso rivela l'assorbimento da parte dell'idrogeno, il gas più abbondante nell'atmosfera di Urano. Sono messe in evidenza soprattutto le regioni nebbiose presenti nell'alta atmosfera. Sia il colore rosso, visibile lungo i bordi, che il viola, a destra dell'equatore, sono indicativi della presenza di strati di nebbia ad elevate altitudini, con livelli sottostanti di atmosfera limpida.

Sono visibili cinque nubi lungo al bordo destro. Esse hanno subito una rotazione in senso antiorario nel periodo intercorso tra le due foto. Il loro colore rosso indica che si tratta di nubi molto alte. Dettagli così nitidi non sono mai stati visti prima su Urano. Le nubi hanno un'estensione paragonabile a quella dell'Europa. Un'altra nube (che è appena visibile) ruota lungo il percorso indicato dalla freccia scura; il suo colore verde suggerisce che si tratta di una nube localizzata ad altitudine inferiore.

Gli anelli di Urano, che sono estremamente deboli alla radiazione visibile, diventano evidenti nel vicino infrarosso. L'anello più luminoso (anello epsilon) ha una larghezza variabile lungo la sua circonferenza. La sua parte più ampia e quindi più luminosa si trova nella parte alta di questa immagine. Due anelli più deboli sono visibili internamente all'anello epsilon.

In entrambe le immagini si possono vedere 8 dei 10 piccoli satelliti di Urano scoperti dal Voyager 2. Le loro dimensioni vanno dai 40 Km di Bianca ai 150 Km del satellite Puck. Dopo la missione del Voyager due (1986) il più piccolo di questi satelliti non è stato più visto.

Questi satelliti ruotano attorno ad Urano in meno di un giorno e i più vicini sono anche i più veloci. Il loro spostamento, nei 90 minuti di intervallo che separa le due immagini, è ben evidenziato nel pannello di destra.

L'area esterna agli anelli è stata lievemente accentuata in luminosità per migliorare la visibilità dei satelliti.

Nubi boreali nell'atmosfera di Urano

Utilizzando la radiazione visibile, gli astronomi, per la prima volta, hanno rilevato delle nubi nell'emisfero nord del pianeta. Le ultime immagini prese con il Wide Field and Planetary Camera 2 (WFPC2) mostrano strutture a fasce e numerose nubi. Queste foto verranno utilizzate dagli astronomi per tentare di determinare, per la prima volta, le velocità dei venti nell'emisfero nord del pianeta.

Urano viene chiamato talvolta "pianeta sghembo", perché il suo asse di rotazione è molto inclinato rispetto al piano dell'orbita. L'anno di Urano corrisponde a 84 anni terrestri e questo comporta delle stagioni estremamente lunghe. L'inverno dell'emisfero nord è durato circa 20 anni. Urano viene anche chiamato "mite e noioso" perché utilizzando telescopi con base a terra è impossibile distinguere qualsiasi particolare della sua atmosfera. Persino le telecamere del Voyager 2 nel 1986 ci hanno mostrato un disco bianco pressoché uniforme; alcune nubi sono state identificate soltanto nell'emisfero sud. Il Voyager ha sorvolato il pianeta verso la fine del periodo invernale boreale (quando l'emisfero nord era completamente avvolto nell'oscurità).

La primavera ora è arrivata nell'emisfero boreale di Urano. Le ultime immagini, sia quelle prese nel visibile e descritte qui, sia le precedenti all'infrarosso, mostrano invece un pianeta con fasce e nubi chiaramente distinguibili. Qui sono mostrate due immagini. L'immagine verde-azzurrina di sinistra è presa alla lunghezza d'onda di 5.470 Angstrom, prossima al picco di sensibilità per l'occhio umano. Sono stati aggiunti dei colori per mostrare quello che potrebbe vedere realmente una persona da un'astronave che sorvola il pianeta. A questa lunghezza d'onda è appena visibile una piccola struttura (evidenziata con tecniche di elaborazione digitale dell'immagine): si tratta di una piccola nube nei pressi del bordo nord (che si trova a destra in questa foto).

L'immagine "rossa" a destra è stata presa alla lunghezza d'onda di 6.190 angstrom (sensibile all'assorbimento da parte delle molecole di metano presenti nell'atmosfera del pianeta). La struttura a bande è evidente e la piccola nube nei pressi del bordo nord è ora chiaramente visibile.

Le tracce di tre satelliti nell'aurora di Giove

Le aurore polari di Giove, come anche quelle terrestri, sono fenomeni dell'alta atmosfera, legati al campo magnetico del pianeta. Le particelle ad elevata energia che provengono dal Sole vengono catturate dal campo magnetico di Giove e trascinate verso i poli. Qui si scontrano con il gas dell'alta atmosfera, lo eccitano e lo rendono luminoso.

L'immagine, ripresa nell'ultravioletto, ci mostra l'anello principale dell'aurora, centrato sul polo nord, ed alcune altre emissioni diffuse al suo interno. Ma la particolarità consiste nelle “tracce” dovute a tre dei principali satelliti gioviani: Io, Ganimede ed Europa.

Esse appaiono come macchie rotondeggianti di luce: Io ha lasciato la sua impronta sul lato sinistro, appena all'esterno dell'anello; la traccia di Ganimede si trova presso il centro e quella di Europa è situata poco ad di sotto di quest'ultima, e un po' a destra.

Le posizioni di queste particolari emissioni si possono far corrispondere alle posizioni reali di ciascun satellite, seguendo le linee del campo magnetico di Giove. Si spiegano come flussi di corrente elettrica che, generati dai satelliti in questione, scorrono lungo il campo magnetico di Giove e alla fine giungono sugli strati alti della sua atmosfera. Si tratta di fenomeni che non hanno paragoni nelle aurore terrestri.

Le tracce di una collisione galattica

Quella che ci appare come una bellissima testa di un uccello dal lungo becco blu è una grande galassia spirale (NGC 6745) che ha subito una collisione con una piccola galassia, appena visibile in basso a destra, nell'immagine. Il "becco" e il "ciuffo" biancastro sulla testa, rappresentano la “scia” lasciata dal passaggio della galassia minore durante l'attraversamento.

Quando due galassie collidono, le loro stelle non ne risentono affatto e gli scontri di stelle rimangono eventi del tutto improbabili. I corpi stellari infatti sono molto piccoli rispetto alle immense distanze interstellari. Basti pensare, ad esempio, che il nostro Sole dista 4,5 anni-luce dalla stella più vicina, Proxima Centauri.

Ben diverso è invece il destino dei gas e delle polveri che costituiscono la materia interstellare. Quando due galassie entrano in collisione, le loro nubi interstellari si scontrano con velocità relative elevatissime e la pressione sulle superfici di contatto aumenta improvvisamente. Di conseguenza, si innescano i processi di formazione stellare dovuti al collasso gravitazionale.

Le giovani stelle calde e blu che danno il colore al “becco” e al “ciuffo” della testa di uccello, si sono formate proprio in conseguenza alla collisione e la loro presenza viene interpretata dagli astronomi come prova di questo fenomeno.

L'immagine è stata ottenuta il 2 marzo 1996 dalla camera WFPC2, a bordo del Telescopio Spaziale Hubble.

Le immagini, dal basso verso l'alto, mostrano:

a- Il pennacchio prodotto dall'impatto "G" il 18 luglio 1994 alle ore 7:38 TU (5 minuti dopo l'evento);

b- Il sito di impatto lo stesso giorno alle 9:19 TU (un'ora e mezza dopo l'evento)

c- Il sito di impatto "G" dopo l'effetto dei venti (a sinistra) assieme al sito di impatto "L" (a destra), ripresi alle ore 6:22 TU del 21 luglio (32 ore dopo l'impatto G)

d- Ulteriore evoluzione dei siti "G" e "L" dovuti ai venti e all'ulteriore impatto "S" nei pressi di "G" il 23 luglio alle ore 8:08 TU (cinque giorni dopo l'impatto G).

Questa è la prima immagine diretta, in luce visibile, di una stella a neutroni solitaria, come è stata vista dal telescopio spaziale Hubble. L'esito dell'interpretazione di queste immagini indica che la stella è molto calda (1,2 milioni di gradi in superficie) e che il suo diametro non è maggiore di 28 km. Questi risultati provano che l'oggetto osservato deve essere una stella a neutroni, perché nessun altro tipo di oggetto conosciuto può essere così caldo, piccolo e debole (la sua magnitudine è inferiore ai 25 gradi). 

Il primo indizio della presenza di una stella a neutroni in questa zona di cielo si è presentato nel 1992 quando il ROSAT (il satellite Roentgen) scoprì una brillante sorgente di raggi X senza controparti ottiche. Questo fatto attirò l'attenzione degli astronomi perché, oggetti di questa intensità di emissione e di questa temperatura, senza alcuna controparte in altre lunghezze d'onda, sono estremamente rari. 

Il WF/PC2 (Wide Field Planetary Camera 2) del telescopio spaziale Hubble, utilizzato nell'ottobre del 1996 per intraprendere una ricerca di oggetti ottici, scoprì un punto di luce a 2 secondi d'arco (1/900 del diametro lunare) dalla posizione della sorgente X.

Caratterizzando con successo le proprietà di una stella a neutroni isolata, gli astrofisici avranno l'opportunità di capire meglio la transizione che la materia subisce quando è soggetta alla straordinarie pressioni e temperature che si trovano nell'intenso campo gravitazionale di una stella a neutroni.

Secondo Fred Walter (State University of New York, Stony Brook) le dimensioni di questa stella sono molto vicine ai limiti teorici minimi per le stelle a neutroni e questo fatto comporta la necessità di eliminare alcuni dei molti modelli proposti per descrivere la loro struttura. I risultati delle osservazioni, eseguite da Fred Walter e Lynn Matthews, sono riportati nella rivista Nature (25 settembre).
Le stelle a neutroni, che sono create in alcune supernovae, sono così dense perché gli elettroni e i protoni che compongono la normale materia sono stati schiacciati formando neutroni ed altre particelle subatomiche esotiche. Quella delle stelle a neutroni è la forma di materia più densa che si conosca (teoricamente, una porzione della sua superficie, pesante quanto una flotta navale, occuperebbe un volume così piccolo da poter essere contenuta nel palmo di una mano).

Le osservazioni dell'Hubble, combinate con i dati precedenti aiuteranno gli astronomi a ridefinire la descrizione matematica (equazione di stato) delle complesse trasformazioni che la materia subisce alle straordinarie densità che non sono riscontrabili sulla Terra. Le equazioni di stato della materia "ordinaria" (come ad esempio i passaggi di stato dell'acqua da solida a liquida ad aeriforme) sono ben note, ma il comportamento della materia alle temperature e pressioni estreme che si trovano in una stella a neutroni non è ancora ben conosciuto.

Nella nostra Galassia dovrebbero esistere diverse centinaia di milioni di stelle a neutroni. Comunque, tutte le stelle a neutroni trovate fino ad ora fanno sempre parte di un sistema binario visibile ai raggi X oppure si tratta di pulsar (una categoria di stelle a neutroni che emettono pulsazioni ritmiche di raggi X). La stella a neutroni visibile per mezzo dell'Hubble non è un membro di un sistema binario, non produce di raggi X e non è nemmeno una radiosorgente. Le pulsar sono giovani stelle a neutroni nate con un forte campo magnetico; le stelle a neutroni non pulsanti sono forse delle vecchie pulsar con un'età superiore al milione di anni, oppure non sono mai state delle pulsar. Molto poche sono le stelle a neutroni solitarie che sono state individuate per mezzo di osservazioni a raggi X, e questa è la prima controparte ottica ad essere stata identificata.

Il primo indizio della presenza di una stella a neutroni in questa zona di cielo si è presentato nel 1992 quando il ROSAT (il satellite Roentgen) scoprì una brillante sorgente di raggi X senza controparti ottiche. Questo fatto attirò l'attenzione degli astronomi perché, oggetti di questa intensità di emissione e di questa temperatura, senza alcuna controparte in altre lunghezze d'onda, sono estremamente rari.

Il WF/PC2 (Wide Field Planetary Camera 2) del telescopio spaziale Hubble, utilizzato nell'ottobre del 1996 per intraprendere una ricerca di oggetti ottici, scoprì un punto di luce a 2 secondi d'arco (1/900 del diametro lunare) dalla posizione della sorgente X.

Gli astronomi non avevano misurato la distanza della stella a neutroni, ma fortunatamente essa si trova davanti ad una nebulosa molecolare di distanza nota (400 anni luce), nella costellazione della Corona Australe.

Usando la distanza della nebulosa come limite superiore, gli astronomi hanno stimato la misura del suo diametro, confrontando successivamente la luminosità della stella a neutroni e il colore misurati dall'Hubble, con l'intensità dell'emissione X rilevata dai satelliti ROSAT e EUVE (Extreme Ultraviolet Explorer).

L'oggetto è il più brillante alle lunghezze d'onda dei raggi X. Nelle due immagini dell'Hubble, l'oggetto è maggiormente brillante alla lunghezza d'onda dell'ultravioletto che in quella visibile. Essi hanno concluso che stavano osservando direttamente una superficie ultra-compatta che brucia alla temperatura di 1,2 milioni di gradi.

Per essere così caldo e nello stesso tempo così debole (inferiore ai 25 gradi di magnitudine alla luce visibile) e relativamente così vicino alla Terra, l'oggetto deve essere estremamente piccolo, minore ancora di una nana bianca. Una calda nana bianca dovrebbe trovarsi a 150.000 anni luce di distanza per essere vista con questa stessa magnitudine, e dovrebbe emettere raggi X con una intensità 70.000 volte inferiore.

I 28 km stimati di diametro, sono stati calcolati assumendo che la stella a neutroni sia alla massima distanza possibile, proprio davanti al "muro" oscurante della nebulosa molecolare. Se la stella a neutroni fosse significativamente più vicina rispetto a noi, come ad esempio a metà strada tra noi e la nebulosa, essa dovrebbe essere ancora più piccola, e rappresenterebbe una sfida ancora più grande alle teorie dell'equazione di stato della materia nucleare.
Sebbene le stelle a neutroni di un sistema binario permettano agli astronomi di misurare la loro massa, che risulta essere compatibile con la teoria, è molto più difficile per gli astronomi stimare il loro diametro. Siccome le stelle a neutroni dei sistemi binari si "nutrono" delle loro stelle compagne, la luce non viene prodotta esclusivamente dalla superficie ma anche dai getti, dai dischi e da altri fenomeni che avvengono attorno alla stella. Questo fatto può portare all'imprecisione nella stima delle loro dimensioni.

Durante il prossimo anno, un programma di osservazioni dell'Hubble sarà utilizzato nel tentativo di determinare esattamente la distanza e il diametro di questa stella a neutroni.

Nella stessa immagine si possono osservare altri interessanti fenomeni stagionali. La calotta polare nord ad esempio, è coperta da uno strato di nubi che comincia a formarsi tipicamente alla fine dell'estate.

Con l'aumento delle precipitazioni, l'insolazione diminuisce e la calotta polare stagionale, costituita da anidride carbonica, si ispessisce sotto la coltre di queste nubi.

Marte si trovava a 255 milioni di km di distanza dalla Terra e la risoluzione è di 57 km per pixel.

Nell'immagine di sinistra si vede la stessa regione di Marte, ripresa nel giugno 1997. Il bacino Hellas è coperto di nubi luminose o di ghiaccio superficiale. La superficie di Marte è maggiormente coperta di nubi di ghiaccio d'acqua rispetto a settembre, riflettendo i cambiamenti stagionali. Marte ci appare più grande perché, rispetto alla posizione di settembre, si trovava 77 milioni di km più vicino.

NGC 1850, un giovane ammasso globulare

10 luglio 2001

In questa splendida immagine ci appare uno dei più luminosi ammassi globulari appartenenti alla Grande Nube di Magellano, una nostra galassia satellite. Gli ammassi globulari sono insiemi composti da numerosissime stelle, oltre un milione, che si sono originate nel corso di uno stesso processo di formazione stellare e che possiedono quindi la stessa età. I tipici ammassi globulari della nostra Galassia sono oggetti piuttosto antichi, mentre NGC 1850 è molto giovane essendo formato da stelle di “appena” cinquanta milioni di anni di età. La sua particolarità non consiste solo in questo: si tratta infatti di un singolare ammasso “doppio”: nell'immagine possiamo notare il suo nucleo principale al centro, e un piccolo agglomerato secondario in basso a destra. Quest'ultimo è ancora più giovane: le stelle che lo compongono, stelle azzurre estremamente calde di tipo OB e deboli stelle rosse della categoria T Tauri, hanno solo quattro milioni di anni.

Gli oggetti T-Tauri sono stelle di tipo solare, ancora in fase di formazione. Si tratta di piccoli oggetti, spesso associati a nebulose, e quindi di difficile osservazione, anche nel caso di quelli più vicini, appartenenti alla nostra Galassia.

Il telescopio Hubble, per il suo elevato potere risolutivo, ci consente di osservare gli oggetti T-Tauri appartenenti addirittura ad un'altra galassia. Inoltre, per la sua privilegiata posizione in orbita, è favorito anche per l'analisi delle altre stelle dell'ammasso, quelle molto massicce e calde, che emettono una buona parte della loro energia nell'ultravioletto, una radiazione fermata dall'atmosfera terrestre.

L'immagine di NGC 1850 rappresenta un ottimo esempio di interazione tra gas, polveri e stelle: la spettacolare struttura a filigrana che avvolge l'ammasso nel suo lato sinistro è un residuo di supernova esplosa diversi milioni di anni prima. Gli astronomi ritengono che la violentissima onda d'urto, originata da un evento di esplosione di supernova, e propagata attraverso il gas interstellare, abbia rappresentato l'innesco dei processi di formazione stellare.

Il gas nebulare dell'immagine è il frammento di una “superbolla” (N103) paragonabile nell'aspetto alla più famosa Nebulosa Velo, un residuo di supernova appartenente alla nostra Galassia.

Queste immagini riprendono la cometa Hale-Bopp che mostra una notevole struttura a "girandola" e una bolla di pulviscolo nei pressi del nucleo. Il nodulo luminoso lungo la spirale (sopra il nucleo che si trova al centro dell’immagine) potrebbe essere una parte della crosta ghiacciata che è stata lanciata nello spazio e disintegrata in una nuvola brillante di particelle, in seguito all’effetto combinato di due fattori: l’evaporazione del ghiaccio e la rotazione della cometa.

Sebbene la bolla sia 3,5 volte più scura della regione più brillante del nucleo, la sua massa ci appare notevolmente luminosa perché essa copre un’area molto vasta. Le polveri seguono una struttura a spirale perché il nucleo solido è in rotazione come un annaffiatoio da giardino, completando un’intero giro in una settimana.

Le osservazioni da terra nel corso dei due mesi precedenti avevano documentato almeno due distinti episodi di getti di materiale e di formazione di "girandole" e del loro successivo indebolimento. Casualmente, le prime immagini Hubble della cometa, prese il 26 settembre 1995, coglievano proprio una di queste esplosioni e consentivano ai ricercatori di esaminare tali fenomeni con un dettaglio senza precedenti.

Per la prima volta essi hanno visto la netta separazione tra il nucleo e alcuni dei frammenti che si sono staccati. Mettendo assieme le osservazioni Hubble e quelle ottenute durante la recente esplosione con il telescopio da 82 cm dell’Osservatorio Teide delle isole Canarie, gli astronomi hanno scoperto che i frammenti sono in movimento di allontanamento dal nucleo alla velocità di circa 109 km/h

La cometa Hale-Bopp è stata scoperta il 23 luglio 1995 da due astrofili: Alan Hale e Thomas Bopp.

L’immagine a pieno campo (sinistra), presa con la camera WFPC2, mostra la cometa contro un campo stellare della costellazione del Sagittario. Le stelle appaiono come tracce a causa della combinazione del movimento orbitale del telescopio Hubble mentre rimaneva centrato in direzione del nucleo il quale è in avvicinamento verso il Sole alla velocità di 54.000 km/h.

Nell’immagine di primo piano a destra, le stelle sono state cancellate artificialmente. Ogni pixel rappresenta uno spazio di 480 km alla distanza della cometa. La scala di colori è artificiale: le regioni più scure sono state rappresentate in nero, le più luminose in bianco e tutte le gradazioni di rosso rappresentano i diversi livelli intermedi.

Prove dell'orizzonte degli eventi

Il telescopio spaziale Hubble potrebbe, per la prima volta, averci fornito le prove dirette dell'esistenza di un buco nero. I gas caldi che ruotano attorno al compatto e massiccio oggetto denominato Cygnus XR-1, emettono luce ultravioletta il cui affievolimento potrebbe indicare la ricaduta di materia oltre l'orizzonte degli eventi di un buco nero.

Scrutando nel cuore di due sistemi di stelle doppie esplose da poco tempo, chiamate stelle variabili cataclismatiche, l'HST ha sorpreso i ricercatori scoprendo che le stelle nane bianche sono più fredde nelle fasi immediatamente successive all'esplosione di quanto non ci si aspettasse e la loro rotazione è più lenta rispetto alle previsioni teoriche.

Questa è un'illustrazione artistica che rappresenta di un tipo particolare di stelle doppie chiamate variabili cataclismatiche. Il sistema consiste in una stella nana bianca - una stella ad alta densità, collassata fino a raggiungere le dimensioni della Terra - e una compagna che è una stella normale, simile al Sole anche se di dimensioni minori. Le stelle orbitano con un periodo inferiore alle tre ore e sono così vicine fra loro che l'intero sistema binario ci starebbe all'interno del nostro Sole. La loro estrema vicinanza fa sì che del gas proveniente dalla stella normale venga risucchiato verso la nana bianca disponendosi attorno e formando un disco.

Il disco di gas collassa periodicamente sulla nana bianca e scatena un'esplosione di energia cinetica chiamata esplosione di stella nova nana. Tale esplosione equivale a cento milioni di volte l'energia che avrebbe prodotto l'esplosione di tutte le testate nucleari, sia americane che russe, durante la guerra fredda nel suo momento di maggior tensione. L'idrogeno si riversa sulla superficie della nana e si accumula fino ad innescare le reazioni di fusione termonucleare e quindi una classica esplosione di nova che è 10.000 volte più energetica dello scoppio della nova nana. Dopo l'esplosione riprende il processo di ricarica.

Sion e i suoi collaboratori hanno studiato le due variabili cataclismatiche maggiormente conosciute, la VW Hydri e la U Geminorum. Le osservazioni spettroscopiche sono state eseguite proprio qualche giorno dopo la loro eruzione, prima che si formasse un altro disco di gas ad oscurare l'osservazione diretta della nana bianca.

La più grande sorpresa è stata che i periodi di rotazione delle stelle nane bianche (circa quattro minuti per la U Geminorum e circa un minuto per la VW Hydri) sono così lunghi che i dischi dovrebbero scontrarsi contro le lente superfici delle loro stelle. Il calore prodotto dalla collisione dei gas (da alcune centinaia di migliaia di gradi fino a un milione di gradi) dovrebbe generare radiazioni x che invece non sono mai state osservate. Gli astronomi ipotizzano allora che la rotazione della nana bianca debba essere pressoché uguale alla rotazione del disco di gas in modo tale che il contatto tra i due sia meno violento.

In ogni caso i risultati dell'Hubble contraddicono queste conclusioni. L'accumulo di gas in rotazione, che dura diversi milioni di anni, dovrebbe aumentare la rotazione delle stelle nane bianche, ma questo non è stato riscontrato. "Probabilmente intervengono altri meccanismi che tendono a frenarne la rotazione" afferma Sion.

Le osservazioni dell'Hubble ci hanno fornito anche la prima misurazione diretta del processo di raffreddamento che segue il riscaldamento dovuto all'esplosione della nana bianca. I ricercatori hanno scoperto che, sebbene il disco di gas surriscaldi la superficie della stella di migliaia di gradi kelvin, queste temperature sono ancora troppo basse rispetto alle previsioni delle teorie standard.

Sebbene queste debolissime stelle esplosive siano conosciute da circa 30 anni, l'Hubble ha consentito per la prima volta la loro osservazione diretta fornendo indicazioni utili per testare le teorie formulate fino ad ora. "In qualche modo - afferma Sion - questa energia viene dissipata sulla superficie piuttosto che concentrarsi nella zona di incontro con il disco".

I risultati dell'Hubble mostrano anche che la proporzione tra gli elementi chimici presenti nelle atmosfere delle nane bianche è significativamente diversa rispetto alla proporzione presente nell'atmosfera del Sole. Questo è probabilmente dovuto al fatto che gli elementi più pesanti che ricadono sulla nana vengono rapidamente portati sotto lo strato superficiale dall'enorme campo gravitazionale e dalla turbolenza associata all'accumulo del disco di gas.

Ulteriori osservazioni programmate per il 1995-96 tenteranno di risolvere questi misteri.

Un "condotto" di materia tra due galassie in collisione

La galassia NGC 1410 (a sinistra) e la sua compagna NGC 1409 (a destra), sono legate da un peculiare cordone: un nastro di gas e polveri largo appena cinquecento anni luce. Il "condotto" nasce dalla prima galassia, attraversa uno spazio intergalattico di ventimila anni-luce, e finisce con l'avvolgere la galassia compagna, come il nastro di un pacco regalo. Le due galassie presentano i segni indubitabili di una storia e di un destino gravitazionale comune. Esse hanno subito una collisione circa cento milioni di anni fa e sono destinate a sfiorarsi e allontanarsi nuovamente in un gioco che si concluderà fra duecento milioni di anni con la definitiva fusione. I loro nuclei sono separati da appena 23.000 anni luce, una distanza inferiore a quella che separa il Sole dal centro della nostra Galassia. Le due galassie orbitano una attorno all'altra alla velocità di un milione di chilometri orari.

NGC 1410 è una galassia attiva (di Seyfert) con bracci di spirale ricchi di gas. Il colore blu è un tipico segno di intensa attività di formazione stellare. La barra di materiale scuro che taglia il nucleo di NGC 1409 è un altro segnale dell'avvenuta collisione.

L'aspetto più singolare della coppia è senz'altro il "condotto" di materia: molto probabilmente è un fenomeno che si è originato in seguito alla collisione. Comunque, rimangono ancora molte domande senza risposta: perché la materia fluisce proprio dalla galassia NGC 1410 verso la compagna e non viceversa? Dove si trova esattamente il punto di origine del "condotto"? Inoltre, la materia che fluisce costantemente verso NGC 1409 dovrebbe favorire in essa un'intensa attività di formazione stellare; eppure non se ne vede traccia. I motivi possono essere cercati nella scarsa quantità di materia che fluisce, o nell'elevata temperatura dei gas che impedisce il collasso gravitazionale necessario a innescare il fenomeno.

Somigliante ad un gigantesco cerchione nello spazio, un disco di polveri del diametro di 3700 anni luce circonda un buco nero della massa di 300 milioni di masse solari posto al centro della galassia ellittica NGC 7052.

Il disco, probabilmente residuo di una antico scontro tra galassie, verrà inghiottito a poco a poco dal buco nero nel corso di miliardi di anni.

Dato che la parte frontale del disco eclissa più stelle rispetto alla parte posteriore, essa appare più scura. Inoltre, poiché le polveri assorbono la componente blu della luce più efficacemente della componente rossa, il disco appare rossastro (si tratta dello stesso fenomeno che arrossa il disco solare nei pomeriggi nebbiosi).

Questa immagine è stata ripresa con la Wide Field and Planetary Camera 2, in luce visibile. Sono distinguibili dettagli di 50 anni luce.

Lo spettrografo per oggetti deboli (Faint Object Spectrograph) poi rimpiazzato dallo spettrografo STIS nel 1997 è stato utilizzato per osservare le righe di emissione dell'idrogeno e dell'azoto dal gas presente nel disco. Le misure effettuate dal telescopio spaziale mostrano che alla distanza di 186 anni luce dal centro il disco ruota alla velocità di 155 chilometri al secondo.

La velocità di rotazione fornisce una misura diretta della forza gravitazionale agente sul gas da parte del buco nero. Sebbene si stima che il buco nero possieda una massa 300 milioni di masse solari, tuttavia costituisce appena lo 0,05 percento della massa totale della galassia. Inoltre, a dispetto delle sue dimensioni, il disco è cento volte meno massiccio del buco nero. Ciò nonostante in esso c'è abbastanza materiale grezzo da formare tre milioni di stelle come il Sole!

Il punto luminoso al centro del disco è la luce combinata di stelle affollate intorno al buco nero dalla sua potentissima attrazione gravitazionale. Questa concentrazione di stelle si accorda con i modelli teorici che collegano la densità stellare alla massa del buco nero centrale.

La galassia NGC 7052 è una intensa sorgente di emissione radio ed emette due getti opposti che si dipartono dal nucleo. I getti sono fasci di elettroni ad alta energia che si muovono in un intenso campo magnetico e per questo emettono energia sotto forma di onde radio.

Dato che i getti di NGC 7052 non sono perpendicolari al disco, questo può indicare che il buco nero ed il disco di polveri non hanno un'origine comune. Una possibilità è che le polveri siano state acquisite da una collisione con una piccola galassia vicina, dopo che il buco nero si era già formato.

NGC 7052 si trova nella costellazione della Volpetta, a 191 milioni di anni luce dalla Terra .

Il Telescopio Spaziale Hubble ha realizzato questo "ritratto di famiglia" di stelle giovani e ultra-brillanti ancora avvolte nei loro "bozzoli" di gas luminescenti. Questo "reparto di maternità celeste" chiamato N81, si trova alla distanza di 200.000 anni luce nella Piccola Nube di Magellano (SMC), una piccola galassia irregolare satellite della nostra Via Lattea. Queste sono probabilmente le più giovani stelle massicce mai viste nella piccola nube di Magellano.

Un paio di stelle brillanti nel centro della nebulosa stanno riversando all'esterno gran parte della radiazione ultravioletta che rende luminosa la nebulosa. Appena sopra di esse, un piccolo nodulo oscuro è tutto ciò che rimane della fredda nube di idrogeno molecolare e polveri da cui nacquero le stelle dell'ammasso. Sbuffi oscuri di polvere residua trisecano la nebulosa.

La nebulosa offre un'opportunità unica per una fugace visione da vicino della tempesta che accompagna la nascita di stelle estremamente massicce, ognuna delle quali brilla come 300.000 soli. Questo genere di "fuochi d'artificio" galattici erano molto più comuni miliardi di anni fa nell'universo primordiale, quando si completò la maggior parte della formazione stellare.

"Ciò sta fornendo agli astronomi nuovi dettagli dei meccanismi fisici che governano la formazione di stelle all'interno di galassie remote che risalgono a miliardi di anni fa", afferma Mohammad Heydari-Malayeri, che ha coordinato il gruppo di astronomi che ha realizzato la scoperta usando la Wide Field and Planetary Camera 2 del telescopio spaziale Hubble.

Dal momento che le stelle della Piccola Nube di Magellano sono povere di elementi pesanti, esse evolvono in modo simile alle primissime stelle dell'Universo, costituite quasi esclusivamente da elementi primordiali: idrogeno ed elio. In effetti la piccola nube di Magellano è un laboratorio privilegiato per lo studio della formazione stellare nell'universo primordiale: essa è la galassia più vicina contenente le cosiddette stelle "povere di metalli", di prima e seconda generazione.

La squisita risoluzione di HST consente agli astronomi di rilevare con precisione 50 distinte stelle strettamente affollate nel nucleo della nebulosa entro un diametro di 10 anni luce, vale a dire poco più del doppio della distanza tra la Terra e la stella più vicina. La distanza tra le due stelle più vicine è solo 1/3 di anno luce (0,3 secondi d'arco nel cielo).

Queste osservazioni mostrano che le stelle massicce possono formarsi in gruppo. "Di conseguenza, è più probabile che alcune di queste stelle siano membri di sistemi doppi e multipli", afferma Heydari-Malayeri. "I sistemi multipli influiranno notevolmente sull'evoluzione stellare emettendo una grande quantità di materia nello spazio.

Il notevole tasso di perdita di massa da queste stelle super-calde è evidente nell'immagine di Hubble che rivela forme scolpite drammaticamente nelle pareti della nebulosa da violenti venti stellari e onde d'urto.
"Questo implica un ambiente circostante molto turbolento, tipico di regioni di intensa formazione stellare" soggiunge Heydari-Malayeri.

Egli ritiene che uno dei membri dell'ammasso possa essere una stella appartenente ad una classe estremamente rara di stelle super-calde (50.000 gradi Kelvin) chiamata stelle di Wolf-Rayet. Questa tipo di stella rappresenta una fase violenta e transitoria della fase finale della vita di una stella massiccia, prima che essa esploda definitivamente sotto forma di Supernova.

"Se fosse confermato da future osservazioni del Telescopio Spaziale, questa scoperta avrà un considerevole impatto sui modelli dell'evoluzione stellare" afferma Heydari-Malayeri. "Questo perché la stella candidata Wolf-Rayet è più debole rispetto alle altre stelle di Wolf-Rayet presenti in questa galassia, e questo contrasta con i modelli.

Prima delle osservazioni di Hubble N81 era semplicemente soprannominata "The blob" perché i suoi particolari erano indistinguibili da telescopi con base a terra.

La visione in colori pressoché naturali è stata composta da immagini separate riprese con la Wide Field and Planetary Camera 2 in luce ultravioletta e due linee vicine dell'idrogeno ionizzato (H-alfa, H-beta).

L'immagine è stata ripresa il 4 settembre 1997.

Una formica nello spazio

La nebulosa planetaria Menzel 3 (o Mz3) è anche chiamata “nebulosa formica” per la somiglianza della sua struttura al corpo di questo insetto. La stella centrale è di tipo solare.

La curiosa forma a due lobi, che si estendono in direzioni opposte rispetto alla stella centrale, non è una novità: molte nebulose planetarie assumono questo tipo di simmetria. Menzel 3, pur assomigliando a Eta Carinae e a M2-9, si distingue comunque come un caso particolare.

Lo studio delle nebulose planetarie, originate da stelle di dimensioni paragonabili al nostro Sole, è utile agli astronomi per capire le ultime fasi evolutive delle stelle e quindi il destino del Sole stesso. Il contributo del telescopio spaziale Hubble in questo campo è notevole. In particolare, gli astronomi si sono resi conto della sorprendente varietà e complessità del fenomeno della “morte” delle stelle che, fino a qualche anno fa sembrava molto più semplice e regolare.

Gli astronomi si chiedono come mai una stella, che possiede simmetria sferica, produca una nebulosa a due lobi. Le spiegazioni possibili sono fondamentalmente due. Secondo una prima ipotesi la stella di Mz3 possiede una compagna in orbita molto stretta che esercita una notevole forza di marea in grado di influenzare il percorso dei gas espulsi. Si calcola che la stella compagna non dovrebbe distare dalla stella centrale più di quanto la Terra dista dal Sole. Di conseguenza, dato che in queste ultime fasi evolutive la stella centrale possiede un notevole diametro, l'orbita della compagna potrebbe trovarsi molto vicina alla sua superficie, se non addirittura inglobata all'interno di essa.

(Vedi un filmato esplicatifo in http://oposite.stsci.edu/pubinfo/qt/ssudec.mov)

Una seconda spiegazione si basa sul campo magnetico: la stella morente è in rotazione e le linee di forza del suo forte campo magnetico si avvolgono in forme complesse nello spazio circostante. Le particelle cariche che costituiscono il vento stellare, si muovono ad alta velocità seguendo il percorso attorcigliato delle linee di forza del campo magnetico e producendo le forme che si possono osservare. Il vento stellare, molto simile al nostro vento solare, viaggia a oltre mille chilometri al secondo, ma è un milione di volte più denso. Il gas si rende visibile per fluorescenza. Le cause della fluorescenza possono essere cercate nell'eccitazione dovuta all'intensa luce ultravioletta emessa dalla calda stella centrale, oppure dalla collisione supersonica con il gas circostante.

Una galassia che gira "alla rovescia"

Gran parte delle galassie ruotano attorno a se stesse con un movimento molto lento. La nostra Galassia, ad esempio, impiega duecentocinquanta milioni di anni per compiere una completa rotazione attorno al proprio nucleo. Di norma, il senso di rotazione è facilmente prevedibile dal modo in cui sono avvolti i bracci di spirale: la rotazione sembra “trascinare” i bracci a mo' di coda. Detto in altri termini, se i bracci si aprono in senso orario, il movimento di rotazione sarà in senso antiorario, e viceversa.

A parte qualche rara eccezione... come la galassia NGC 4622 che ci appare in questa immagine in tutta la sua bellezza. Mentre gli astronomi ipotizzavano una rotazione antioraria, alcune osservazioni con il telescopio spaziale Hubble, volte all'identificazione del lato del disco che è più vicino e di quello più lontano rispetto alla Terra, hanno portato alla conclusione contraria. In questo caso, infatti, i due bracci di spirale esterni (punteggiati da gruppi di stelle azzurre appena formate) hanno le estremità rivolte nella stessa direzione di rotazione della galassia.

Si tratta di un enigma di difficile soluzione. Come se non bastasse, la galassia possiede anche un braccio interno, avvolto nella direzione opposta rispetto ai due bracci esterni. E' un raro caso di galassia con bracci di spirale ad avvolgimento "misto".

Dalla forma asimmetrica dei bracci esterni e dalle caratteristiche del nucleo, gli astronomi sospettano che la stranezza di NGC 4622 dipenda da un passato “turbolento” dovuto all'interazione, o meglio alla fusione, con un'altra galassia più piccola.