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17 febbraio 2014 1 17 /02 /febbraio /2014 22:38

Nell'imaging in alta risoluzione dei corpi del sistema solare, uno degli argomenti di cui si discute maggiormente si basa sull'affermazione ben radicata, ma forse mai veramente provata, secondo cui il seeing, ovvero la turbolenza atmosferica, migliora all'aumentare della lunghezza d'onda di ripresa.
A detta di molti astroimager, a meno che la turbolenza atmosferica non sia del tutto assente, lunghezze d'onda rosse o infrarosse restituiscono immagini più definite e meno rovinate dal seeing rispetto a riprese effettuate a lunghezze d'onda più corte.
E' vero tutto questo? Alcuni dicono di si, altri dicono di no.

A livello astrofisico, la dipendenza del seeing dalla lunghezza d'onda è un fenomeno accertato e ben studiato. Non è un caso se nella radioastronomia la parola seeing non esiste neanche, tanto che si possono ottenere immagini con una risoluzione altissima.
La domanda che possiamo porci, allora, è la seguente: visto che gli astrofili lavorano in una parte ristretta di lunghezze d'onda (da 350 nm a 1000 nm), si può osservare effettivamente il diverso comportamento della turbolenza atmosferica in questo intervallo? Il seeing migliora davvero andando verso l'infrarosso, oppure è semplicemente una sensazione?

Nel corso degli anni ho accumulato un numero di riprese di pianeti, Luna e Sole in diverse lunghezze d'onda che mi permettono di avere un quadro abbastanza completo di questa intricata situazione.
Il problema non è semplicissimo, perché dobbiamo tenere conto anche del fatto che anche la risoluzione di uno strumento dipende dalla lunghezza d'onda. Ad una lunghezza d'onda maggiore corrisponde una risoluzione inferiore, quindi il miglioramento della turbolenza che possiamo osservare in infrarosso potrebbe essere dovuto al fatto che lo strumento si comporta effettivamente come se avesse un diametro inferiore di circa il 30% rispetto alle riprese in visibile.

Rispondere con dimostrazioni matematico/fisiche sarebbe troppo complicato e non avrebbe neanche senso; la cosa migliore è proporre dei confronti diretti, osservare alcuni filmati ed indagare la risoluzione ottenuta.
Se il seeing ci dovesse apparire migliore in infrarosso rispetto al visibile, così come la risoluzione, saremmo sicuri che il miglioramento è reale, visto che le leggi dell'ottica affermerebbero il contrario.

Bene, capito questo, osserviamo il confronto tra quattro riprese prese a caso nella mia libreria e vediamo quali possono essere le conclusioni:

Sole, seeing nel visibile pessimo (confronto IR e Verde)
Venere, seeing nel visibile appena sufficiente (Confronto IR 1 micron e UV)
Giove, seeing nel visibile buono (Confronto R-IR  e Verde)
Giove, seeing nel visibile molto buono (Confronto R-IR e Blu)
 
In tutti e quatto i confronti si nota come l'agitazione atmosferica sia sensibilmente minore nelle riprese a lunghezze d'onda maggiori.
Particolarmente significativi i confronti di Venere e del Sole, nei quali l'effetto nocivo della turbolenza atmosferica viene attenuato moltissimo riprendendo in infrarosso.

A questo punto dobbiamo capire se la maggiore turbolenza osservata deriva dal fatto che la risoluzione aumenta con l'aumentare dell'apertura. Se fosse così ci aspettiamo che le immagini a lunghezze d'onda corte abbiano comunque maggiore risoluzione di quelle riprese a lunghezza d'onda maggiore.
Si può intuire anche dai video che la risoluzione raggiunta è sempre maggiore nelle riprese effettuate a lunghezze d'onda rosse e infrarosse, contrariamente alle leggi dell'ottica.
Se non siete sicuri, date un'occhiata alla seguente immagine, nella quale ho inserito alcuni confronti presi da video diversi (per aumentare il campione esaminato):

Clicca sull'immagine per ingrandirla



La conclusione quindi non può che essere una: il seeing dipende effettivamente dalla lunghezza d'onda, anche quando essa varia relativamente poco.
Questo è evidente proprio nei primi due filmati, ripresi con forte turbolenza nel visibile.
Meno impressionante, ma comunque evidente, la differenza nelle riprese di Giove effettuate con seeing nel visibile decisamente migliore. Come è lecito aspettarsi, quando la turbolenza è poca non ci sono miglioramenti significativi in termini di qualità tra due lunghezze d'onda, fino al caso limite in cui (purtroppo molto raramente) la turbolenza è così bassa che le differenze tra le lunghezze d'onda si invertono e rispecchiano le leggi della fisica.
Nella mia carriera di astrofotografo questo mi è successo non più di 3 volte con un telescopio da 23 cm e mai con il mio attuale strumento da 35 centimetri.

Qualche puntino sulle "i":
Il confronto sui video e sulle immagini è stato fatto con telescopi diversi, diversi filtri, con e senza elementi ottici aggiuntivi. I risultati non sono mai cambiati, quindi è da escludere la presenza di difetti negli strumenti/accessori utilizzati.
I video dei confronti sono stati ripresi a distanza di qualche decina di secondi o al limite qualche minuto, in sequenza casuale, quindi qualche volta è stato ripreso prima il video in blu, poi in rosso-infrarosso e viceversa. Sono state utilizzate le medesime impostazioni di registrazione (luminosità, gamma, esposizione).
Questo eslcude dipendenze da elementi sensibili, come il tempo di esposizione, e rende estremamente improbabile che le eventuali variazioni delle condizioni atmosferiche nel tempo abbiano influenzato il risultato sempre in una sola direzione.

 

http://danielegasparri.blogspot.it/2011/10/la-dipendenza-del-seeing-dalla.html

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14 febbraio 2014 5 14 /02 /febbraio /2014 22:24

 

Grazie alle spettacolari e dettagliate riprese del telescopio spaziale Hubble e della sonda Cassini gli scienziati stanno indagando come si generano ed evolvono questi fenomeni sul pianeta gigante, scoprendo similitudini e differenze rispetto a quelle che avvengono sulla Terra.

di Eleonora Ferroni

Gli astronomi sono da sempre affascinati dalle aurore che si verificano sul pianeta Saturno e spesso vengono pubblicate foto di questo fenomeno osservato per la prima volta nel 1979, quando Pioneer 11 fotografò i poli del pianeta illuminati in ultravioletto. Lo spettacolare fenomeno è frutto dell‘interazione tra la magnetosfera e la ionosfera. Mentre l‘Hubble Space Telescope della NASA, in orbita intorno alla Terra, è stato in grado di osservare le aurore settentrionali nelle lunghezze d’onda ultraviolette, la sonda Cassini della NASA, in orbita attorno a Saturno, ha ottenuto close-up complementari della parte settentrionale, meridionale e della faccia non visibile dalla Terra agli infrarossi, in luce visibile e nelle lunghezze d’onda ultraviolette. Quello che è stato ottenuto è il dettaglio di una coreografia unica ai due poli del sesto pianeta del Sistema solare che mostra la complessità e la bellezza delle aurore.

A differenza della Terra, dove il magnifico spettacolo dura solo poche ore, su Saturno l’aurora può brillare anche per diversi giorni. La NASA, infatti, è stata in grado di osservare questo fenomeno dal 5 aprile 20 maggio 2013. Le immagini provenienti dall’UVIS (spettrometro ultravioletto), montato su Cassini e ottenute da un’insolita distanza ravvicinata, hanno fornito uno sguardo alle diverse caratteristiche delle deboli emissioni su una scala di poche centinaia di chilometri. Per gli esperti è ormai certo che il fenomeno sia legato alle variazioni causate dal vento solare che entra nell’atmosfera di Saturno: i gas fluorescenti presenti nell’alta atmosfera emettendo lampi di luce a diverse lunghezze d’onda formando le aurore che circondano i poli. Sempre più accreditata è, però, anche l’ipotesi che le aurore siano provocate dal campo magnetico dei due poli del pianeta.

Nel video si vede anche una zona particolarmente luminosa dell’aurora che ruota in sincronia con la luna di Saturno Mimas. In precedenza altre immagini ottenute con l’UVIS avevano mostrato un punto luminoso aurorale intermittente legato elettricamente alla luna Encelado, un flusso di particelle cariche che viaggia dalla luna ghiacciata a Saturno, interagendo con il suo intenso campo magnetico e generando deboli aurore, un po’ come accade su Giove. I nuovi dati suggeriscono, quindi, che anche un’altra luna è in grado di influenzare lo spettacolo di luci su Saturno. ”Le immagini che abbiamo ottenuto sono le migliori finora per quanto riguarda i rapidi cambiamenti nelle emissioni aurorali”, ha detto Wayne Pryor, del Central Arizona College. “Alcuni punti sono più luminosi e si accendono ad intermittenza nelle immagini. Altre zone, invece, sono perennemente illuminate e ruotano attorno al polo, ma più lentamente rispetto alla velocità di rotazione di Saturno”, ha aggiunto.

I nuovi dati ottenuti da Cassini e da Hubble stanno aiutando gli astronomi a risolvere anche alcuni misteri sulle atmosfere dei pianeti giganti gassosi. “Gli scienziati si sono chiesti perché le zone alte delle atmosfere di Saturno e degli altri giganti gassosi sono riscaldate ben oltre quello che potrebbe essere normalmente previsto per la loro distanza dal Sole”, ha detto Sarah Badman, ricercatrice per la missione Cassini presso l’Università di Lancaster (Gb). “Guardando questa sequenza di immagini, realizzata da diversi strumenti, capiamo dove l’aurora colpisce e riscalda l’atmosfera”.

Attraverso i dati in luce visibile, invece, i ricercatori hanno potuto studiare i colori delle aurore. A differenza di quelle sulla Terra, che sono verdi nella parte bassa e rosse in alto, su Saturno sono rosse nella parte bassa e viola nella parte alta. Come sul nostro Pianeta, le aurore possono essere a forma di tenda che fluttua nel vento oppure a fiamma con le sembianze di fuoco che brilla in lontananza. Può assumere anche l’aspetto di un bagliore diffuso o di raggi isolati che si formano e scompaiono. Ma perché la differenza di colore? Sulla Terra la colorazione dipende dalla presenza di molecole di azoto e ossigeno eccitato, mentre su Saturno dalla presenza di molecole di idrogeno eccitate (ciò vuol dire che assorbono radiazioni ed emettono luce visibile). ”Ci aspettavamo di vedere un po’ di rosso nelle aurore di Saturno, dato che l’idrogeno emette una luce rossa quando si agita, ma sapevamo anche che potevano esserci variazioni di colore a seconda delle energie delle particelle cariche che bombardano l’atmosfera e della sua densità”, ha spiegato Ulyana Dyudina, del team di imaging presso il California Institute of Technology, Pasadena, California.

Un altro gruppo di ricercatori sta analizzando i dati raccolti nello stesso periodo dai i due telescopi terrestri del W.M. Keck Observatory alle Hawaii e dall’Infrared Telescope Facility della NASA. I risultati aiuteranno a capire come le particelle vengono ionizzate (caricate) nell’atmosfera alta di Saturno e li aiuterà a mettere in ordine un decennio di osservazioni terrestri di Saturno in prospettiva, perché possono vedere che cosa cosa disturba e interferisce nei dati che provengono dall’atmosfera terrestre.

(INAF)
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13 febbraio 2014 4 13 /02 /febbraio /2014 22:42



Grazie alle spettacolari e dettagliate riprese del telescopio spaziale Hubble e della sonda Cassini gli scienziati stanno indagando come si generano ed evolvono questi fenomeni sul pianeta gigante, scoprendo similitudini e differenze rispetto a quelle che avvengono sulla Terra.

di Eleonora Ferroni


Gli astronomi sono da sempre affascinati dalle aurore che si verificano sul pianeta Saturno e spesso vengono pubblicate foto di questo fenomeno osservato per la prima volta nel 1979, quando Pioneer 11 fotografò i poli del pianeta illuminati in ultravioletto. Lo spettacolare fenomeno è frutto dell‘interazione tra la magnetosfera e la ionosfera. Mentre l‘Hubble Space Telescope della NASA, in orbita intorno alla Terra, è stato in grado di osservare le aurore settentrionali nelle lunghezze d’onda ultraviolette, la sonda Cassini della NASA, in orbita attorno a Saturno, ha ottenuto close-up complementari della parte settentrionale, meridionale e della faccia non visibile dalla Terra agli infrarossi, in luce visibile e nelle lunghezze d’onda ultraviolette. Quello che è stato ottenuto è il dettaglio di una coreografia unica ai due poli del sesto pianeta del Sistema solare che mostra la complessità e la bellezza delle aurore.

A differenza della Terra, dove il magnifico spettacolo dura solo poche ore, su Saturno l’aurora può brillare anche per diversi giorni. La NASA, infatti, è stata in grado di osservare questo fenomeno dal 5 aprile 20 maggio 2013. Le immagini provenienti dall’UVIS (spettrometro ultravioletto), montato su Cassini e ottenute da un’insolita distanza ravvicinata, hanno fornito uno sguardo alle diverse caratteristiche delle deboli emissioni su una scala di poche centinaia di chilometri. Per gli esperti è ormai certo che il fenomeno sia legato alle variazioni causate dal vento solare che entra nell’atmosfera di Saturno: i gas fluorescenti presenti nell’alta atmosfera emettendo lampi di luce a diverse lunghezze d’onda formando le aurore che circondano i poli. Sempre più accreditata è, però, anche l’ipotesi che le aurore siano provocate dal campo magnetico dei due poli del pianeta.

Nel video si vede anche una zona particolarmente luminosa dell’aurora che ruota in sincronia con la luna di Saturno Mimas. In precedenza altre immagini ottenute con l’UVIS avevano mostrato un punto luminoso aurorale intermittente legato elettricamente alla luna Encelado, un flusso di particelle cariche che viaggia dalla luna ghiacciata a Saturno, interagendo con il suo intenso campo magnetico e generando deboli aurore, un po’ come accade su Giove. I nuovi dati suggeriscono, quindi, che anche un’altra luna è in grado di influenzare lo spettacolo di luci su Saturno. ”Le immagini che abbiamo ottenuto sono le migliori finora per quanto riguarda i rapidi cambiamenti nelle emissioni aurorali”, ha detto Wayne Pryor, del Central Arizona College. “Alcuni punti sono più luminosi e si accendono ad intermittenza nelle immagini. Altre zone, invece, sono perennemente illuminate e ruotano attorno al polo, ma più lentamente rispetto alla velocità di rotazione di Saturno”, ha aggiunto.


I nuovi dati ottenuti da Cassini e da Hubble stanno aiutando gli astronomi a risolvere anche alcuni misteri sulle atmosfere dei pianeti giganti gassosi. “Gli scienziati si sono chiesti perché le zone alte delle atmosfere di Saturno e degli altri giganti gassosi sono riscaldate ben oltre quello che potrebbe essere normalmente previsto per la loro distanza dal Sole”, ha detto Sarah Badman, ricercatrice per la missione Cassini presso l’Università di Lancaster (Gb). “Guardando questa sequenza di immagini, realizzata da diversi strumenti, capiamo dove l’aurora colpisce e riscalda l’atmosfera”.

Attraverso i dati in luce visibile, invece, i ricercatori hanno potuto studiare i colori delle aurore. A differenza di quelle sulla Terra, che sono verdi nella parte bassa e rosse in alto, su Saturno sono rosse nella parte bassa e viola nella parte alta. Come sul nostro Pianeta, le aurore possono essere a forma di tenda che fluttua nel vento oppure a fiamma con le sembianze di fuoco che brilla in lontananza. Può assumere anche l’aspetto di un bagliore diffuso o di raggi isolati che si formano e scompaiono. Ma perché la differenza di colore? Sulla Terra la colorazione dipende dalla presenza di molecole di azoto e ossigeno eccitato, mentre su Saturno dalla presenza di molecole di idrogeno eccitate (ciò vuol dire che assorbono radiazioni ed emettono luce visibile). ”Ci aspettavamo di vedere un po’ di rosso nelle aurore di Saturno, dato che l’idrogeno emette una luce rossa quando si agita, ma sapevamo anche che potevano esserci variazioni di colore a seconda delle energie delle particelle cariche che bombardano l’atmosfera e della sua densità”, ha spiegato Ulyana Dyudina, del team di imaging presso il California Institute of Technology, Pasadena, California.

Un altro gruppo di ricercatori sta analizzando i dati raccolti nello stesso periodo dai i due telescopi terrestri del W.M. Keck Observatory alle Hawaii e dall’Infrared Telescope Facility della NASA. I risultati aiuteranno a capire come le particelle vengono ionizzate (caricate) nell’atmosfera alta di Saturno e li aiuterà a mettere in ordine un decennio di osservazioni terrestri di Saturno in prospettiva, perché possono vedere che cosa cosa disturba e interferisce nei dati che provengono dall’atmosfera terrestre.

(INAF)
Fonte:
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12 febbraio 2014 3 12 /02 /febbraio /2014 22:48

Due missioni permetteranno di ricavare le risorse indispensabili direttamente dai corpi celesti, rendendo possibili le colonie interplanetarie

Viaggiare nello spazio richiede, tra le altre cose, una buona scorta di provviste; tra queste, aria respirabile e acqua sono tra le più importanti


È chiaro che dover caricare un veicolo spaziale con queste provviste limita non solo la distanza raggiungibile, ma anche la possibilità di portare con sé materiale di altro tipo (computer, attrezzature per esperimenti e via di seguito).
Per questi motivi la NASA sta studiando la possibilità di utilizzare le risorse già presenti sui corpi celesti, in un programma chiamato IRSU (In-situ resource utilization, ossia per l'appunto Utilizzo delle risorse presenti sul posto).

Sono due i progetti su cui l'ente spaziale americano sta lavorando. Il primo, chiamato Resource Prospector, comporta l'invio sulla Luna di un rover allo scopo di cercare idrogeno nel terreno.

La presenza di idrogeno fungerebbe da "segnale" per sottoporre quel terreno a ulteriori processi, nel tentativo di estrarne vapore acqueo e, di conseguenza, acqua.

«Molte di queste tecnologie hanno campi d'impiego più ampi rispetto a quello lunare. È solo che la Luna è un ottimo posto per testare la tecnologia ISRU» ha spiegato il direttore della sezione Advanced Exploration Systems della NASA, Jason Crusan.

L'inizio di questa missione è fissato per il 2018: la speranza è di trovare risorse sufficienti per trasformare completamente le prossime missioni verso il nostro satellite.

Due anni dopo, nel 2020, la nasa invierà un nuovo rover su Marte. Il suo scopo sarà catturare CO2 dall'atmosfera, ripulendola dalla polvere, o ottenere l'ossigeno.

Il successo di questo tentativo aprirebbe la strada per una missione su Marte con equipaggio umano e magari, un giorno, per la prima colonia interplanetaria.

Fonte

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5 febbraio 2014 3 05 /02 /febbraio /2014 22:21

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

I buchi neri non esistono. A dirlo è addirittura Stephen Hawking, che in uno studio ripreso su Nature Stephen Hawking mette in dubbio l'esistenza della nozione di "orizzonte degli eventi" , sorta di colonne d'Ercole oltre cui ogni cosa finisce nel buco nero, giudicandola incompatibile con la meccanica quantistica, la teoria che descrive la natura dell'universo nell'infinitamente piccolo. Il punto è che Hawking è l'uomo che più di ogni altro ha legato il suo nome a questi oggetti cosmici, vendendo milioni di copie e diventando così famoso da ritrovare le sue teorie anche al cinema, in Star Trek.

I NUOVI STUDI. "Secondo la nuova formulazione di Hawking - scrive Nature - materia ed energia restano prigioniere del buco nero solo temporaneamente, per poi essere rilasciate, sebbene in una forma alterata".

Il cosmologo che ha ricoperto la cattedra lucasiana di matematica all'Università di Cambridge, la stessa che fu di Isaac Newton, ha affermato sulla rivista scientifica che "sebbene per la fisica classica non ci sia via di fuga da un buco nero, la meccanica quantistica consente a energia e informazione di evadere. Tuttavia, la corretta definizione della questione rimane ancora un mistero".

L'INFORMAZIONE SOPRAVVIVREBBE AL BUCO NERO. Il punto è questo: cosa accadrebbe a un astronauta che avesse la sfortuna di avvicinarsi a un buco nero? Secondo le teorie più accreditate, finirebbe arrostito o stiracchiato a causa della differenza di gravità percepita ai due estremi del corpo, prima di scomparire. Di certo non sopravvivrebbe, ma cosa resterebbe di lui, dal punto di vista fisico? Il lavoro di Hawking, "Mantenimento dell'informazione e previsioni del tempo per i buchi neri", cerca di trovare una risposta a questi interrogativi e traccia una terza via: considerare la possibilità che l'orizzonte degli eventi non esista affatto, sostituito da un "orizzonte apparente" in grado di imbrigliare sì la luce, ma solo temporaneamente. L'informazione, secondo questa nuova teoria, sopravvivrebbe al buco nero. Non ne sarebbe distrutta, ma rimescolata. E riemergerebbe, irriconoscibile, sotto forma di radiazione.

http://www.cadoinpiedi.it/

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4 febbraio 2014 2 04 /02 /febbraio /2014 22:53

Credit: NASA

Il Sole è un corpo celeste molto interessante ed è l’unica stella che possiamo studiare da vicino.

Le macchie solari sono zone nella fotosfera solare che a causa dei forti campi magnetici locali si trovano a temperature minori rispetto all’ambiente circostante, anche di oltre 1000°C.
Una tipica macchia solare è costituita da una zona di ombra centrale ed una di penombra periferica. Si tratta in realtà di vere e proprie depressioni nella fotosfera solare, messe in luce dal cosiddetto effetto Wilson. L’astronomo scozzese nella seconda metà del XVII secolo riuscì a rivelare la differenza tra le posizioni relative di ombra e penombra in funzione della posizione della macchia sul disco solare. Il cambiamento delle posizioni reciproche è da imputare ad un effetto prospettico dovuto al fatto che la zona d’ombra si trova a profondità maggiori rispetto alla fotosfera solare e alla penombra.
Una macchia solare ripresa con il mio telescopio
In linea teorica, misurando lo spostamento del centro dell’ombra rispetto alla penombra si può risalire anche alla profondità della macchia solare.
Nella realtà questo calcolo è difficile da effettuare con precisione poiché spesso le macchie variano di forma e dimensioni e non sempre l’effetto Wilson è di facile studio, soprattutto quando esse non sono simmetriche.
Oltre all’ombra e penombra, in una tipica macchia solare troviamo i ponti di luce, zone molto luminose che congiungono due regioni di ombra. I pori sono invece piccole macchie solari di dimensioni poco maggiori della granulazione dove manca completamente privi della parte in penombra, che spesso accompagnano le macchie di maggiori dimensioni, le quali a loro volta compaiono in gruppi di almeno due componenti di dimensioni paragonabili.
La fisica che sta dietro a questi strani fenomeni del nostro Sole non è ancora stata capita fino in fondo, ma c’è la sicurezza che siano i campi magnetici locali i responsabili.
Nonostante ci appaiano estremamente scure, anche  le machcie emettono molta radiazione, che si approssima molto bene con l’andamento di corpo nero per quella determinata temperatura.
Se siamo in grado di misurare il flusso di radiazione proveniente dalla macchia, possiamo allora stimare la sua temperatura con una buona precisione.
Il numero di macchie solari è strettamente correlato al cosiddetto ciclo solare, un periodo di tempo di 11 anni nel quale il Sole alterna una fase più burrascosa caratterizzata da grandi gruppi di macchie visibili anche ad occhio nudo, ad una fase assolutamente calma, priva di dettagli. Ora ci troviamo in teoria in prossimità del periodo di massima attività, ma questo ciclo solare sembra essere piuttosto sottotono e per avere i grandi gruppi di macchie comparsi nei primi anni 2000 è probabile che dovremo aspettare il prossimo massimo, tra una decina di anni.I brillamenti più intensi, come detto, sono conosciuti come “brillamenti di classe X”, in un sistema di classificazione che divide i brillamenti solari in base alla loro forza. Quelli più piccoli sono invece di classe A, seguiti dalla classe B, C, M. Ogni lettera rappresenta un aumento di 10 volte della produzione di energia. Quindi un evento di classe X è dieci volte più violento di uno di classe M e 100 volte più intenso rispetto alla classe C. All’interno di ciascuna classe, vi è una scala suddivista da 1 a 9 che contraddistingue una sottosezione. I brillamenti di classe C sono troppo deboli per influenzare in modo significativo il campo magnetico della Terra. Quelli di classe M invece possono causare blackout radiofonici molto brevi ai poli e tempeste di radiazioni che potrebbero mettere in difficoltà gli astronauti nello spazio. I brillamenti di classe X sono di gran lunga le più grandi esplosioni del nostro sistema solare e sono bellissime da guardare. Nei più grandi eventi questi processi possono produrre tanta energia quanto un miliardo di bombe all’idrogeno. L’ente spaziale americano (NASA) e la NOAA, così come la US Air Agenzia Meteo Force (AFWA), mantengono una vigilanza costante per il monitoraggio di brillamenti e tempeste magnetiche associate. Attraverso i preavvisi infatti, molte tecnologie, tra cui i satelliti e i veicoli spaziali, possono essere protetti da conseguenze più gravi. Le forti tempeste solari possono danneggiare, infatti, i veicoli spaziali e apportare guasti alle reti elettriche. Da ricordare il grande evento del 1989, che causò un grave blackout su una vasta fascia del Quebec, ma tornando indietro nel tempo, non possiamo non citare il grande evento del 1859, la supertempesta che generò aurore sino all’equatore.
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31 gennaio 2014 5 31 /01 /gennaio /2014 23:08
Una drosophila colpita da un fungo dopo il ritorno dallo spazio. Credit: Deborah Kibrell/UC Davis

Una drosophila colpita da un fungo dopo il ritorno dallo spazio. Credit: Deborah Kibrell/UC Davis

 

Ci sono molte differenze tra un moscerino ed un umano, ma non quando sei un fungo predatore che vuol solo crescere e divorare un organismo. In questo caso, un umano è come un moscerino più grande. Quella che vedete sopra è una drosophila, un moscerino di frutta, ma a differenza di molti suoi simili è nato, cresciuto e morto nello spazio; il test valuta cosa può succedere agli organismi esposti per molte generazioni alle condizioni dello spazio. Quello che è venuto fuori non è molto incoraggiante: i viaggi interplanetari potrebbero essere molto pericolosi per il nostro sistema immunitario, tanto che una semplice infezione potrebbe portarci nei cieli... ma non quelli che ci interessano!
 
Un gruppo di scienziati dell'Università della California ha studiato da vicino questi esserini che, anche se non sembra, condividono moltissime caratteristiche fondamentali del sistema immunitario con noi mammiferi. Dopo una lunga esposizione a queste condizioni il loro sistema immunitario ne è uscito distrutto e questo è stato messo in parallelo a diverse altre ricerche passate che indicano effetti nocivi anche sugli uomini.
La ricerca, pubblicata il 24 Gennaio sulla rivista scientifica PLOS One spiega così i suoi risultati:

"I viaggi spaziali portano illimitate opportunità per l'esplorazione e la scoperta, ma richiedono anche una migliore comprensione delle conseguenze sull'esposizione a lungo termine dei voli spaziali. Le funzioni immunitarie in particolare sono rilevanti per i viaggi spaziali. Le risposte del sistema immunitario umano sono molto indebolite e questo aumenta la vulnerabilità verso infezioni e altre condizioni pericolose collegate a questo. Inoltre, i microorganismi diventano molto più virulenti nello spazio e questo aumenta le sfide alla salute."

Per mettere questo alla prova, un team di ricercatori del Dipartimento di Biologia Molecolare e Cellulare dell'Università della California a Davis, ha fatto volare una missione di 12 giorni sullo Space Shuttle Discovery. La ricerca condotta da Deborah Kibrell ha osservato come i moscerini si sono evoluti e come sono cambiati. Sono arrivati nello spazio come uova e sono nati 10 giorno dopo. Poi sono stati fatti ritornare sulla Terra dove sono stati esposti a differenti patogeni : "un fungo, che i moscerini combattono grazie ad una via metabolica mediata da un recettore Toll (un tipo di recettori implicati soprattutto nell'immunità innata), ed un'infezione batterica a cui i moscerini resistono grazie ad un gene chiamato IMD (immunodeficienza)."

Stazione Spaziale Internazionale con la Terra sullo sfondo. Credit: NASA

Stazione Spaziale Internazionale con la Terra sullo sfondo. Credit: NASA

 

Quello che è venuto fuori è che, mentre i moscerini terrestri non avevano problemi, i moscerini cresciuti nello spazio sono stati distrutti dal fungo, mentre allo stesso tempo erano riusciti a resistere all'infezione batterica. Questa è la parte più intrigante di tutto lo studio perché ci dice che la microgravità colpisce in qualche modo la via metabolica legata al recettore Toll, ma non il gene Imd.

Ma dall'altro lato della medaglia ci sono anche buone notizie! I ricercatori hanno scoperto che l'iper-gravità migliora la resistenza alle stesse infezioni da fungo. I moscerini sono stati inseriti in macchine che replicavano l'accelerazione gravitazionale grazie all'accelerazione centrifuga. Lo stesso viene fatto anche in molti esercizi per gli astronomi.

Secondo Kimbrell, questo indica che i sistemi centrifugali che alcuni ingegneri hanno immaginato per il futuro dei viaggi interplanetari potrebbe essere un buon sistema sia per mantenere la massa muscolare ed ossea, sia per mantenere un sano sistema immunitario.

http://www.plosone.org/article/info%3Adoi%2F10.1371%2Fjournal.pone.0086485

http://news.ucdavis.edu/search/news_detail.lasso?id=10811

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29 gennaio 2014 3 29 /01 /gennaio /2014 22:21
Ecco i principali eventi astronomici del 2014.
Le stagioni della Terra
(dati del U.S. Naval Observatory)
Come descritto dalla prima legge di Keplero, la Terra percorre un'orbita ellittica (poco eccentrica), di cui il Sole occupa uno dei due fuochi. Questo comporta che il nostro pianeta non è sempre alla stessa distanza dal Sole.
Perielio (punto più vicino al Sole): 4 gennaio alle ore 12 (TU)
Afelio (punto più lontano dal Sole): 4 luglio alle ore 00 (TU)
Equinozio di Primavera: 20 marzo alle ore 16e57 (TU)
Solstizio d'Estate: 21 giugno alle ore 10e51 (TU)
Equinozio d'Autunno: 23 settembre alle ore 02e29 (TU)
Solstizio d'Inverno: 21 dicembre alle ore 23e03 (TU)
Eclissi
(dati NASA)
Nel 2014 saranno 4 le eclissi visibili dalla superficie terrestre: 2 di Sole e 2 di Luna, (ricordiamo che al massimo le eclissi in un anno possono essere 7); nessuna però sarà visibile dalle nostre località.
15 aprile: eclisse totale di Luna, non visibile dalle nostre località (link).
29 aprile: eclisse anulare di Sole, non visibile dalle nostre località (link).
08 ottobre: eclisse totale di Luna, non visibile dalle nostre località (link).
23 ottobre: eclisse parziale di Sole, non visibile dalle nostre località (link).
Sciami meteorici principali
(da The World of Astronomy)
3-4 gennaio: Quadrantidi (radiante in Boote-Drago) con frequenza massima oltre 40 meteore/ora.
21-22 aprile: Liridi* (radiante nella Lira) con frequenza massima di 10-20 meteore/ora.
5-6 maggio: Eta Aquaridi (radiante nell'Acquario) con frequenza massima di 10 meteore/ora.
27 giugno: Bootidi (radiante in Boote) con frequenza massima di 10-40 meteore/ora.
28-29 luglio: Delta Aquaridi (radiante nell'Acquario) con frequenza massima di 20 meteore/ora.
12-13 agosto: Perseidi* (radiante nel Perseo) con frequenza massima oltre 45 meteore/ora.
8 ottobre: Draconidi* (radiante nel Drago) con frequenza massima di 20 meteore/ora.
21-22 ottobre: Orionidi (radiante in Orione) con frequenza massima di 10-20 meteore/ora.
17-18 novembre: Leonidi (radiante nel Leone) con frequenza massima di 40 meteore/ora.
13-14 dicembre: Geminidi (radiante nei Gemelli) con frequenza massima oltre 45/ora.
Gli sciami segnalati con l’asterisco sono decisamente disturbati dalla presenza di una Luna importante.
Pianeti interni alla massima elongazione
La massima elongazione est (con il pianeta visibile appena dopo il tramonto del Sole verso ovest) o la massima elongazione ovest (con il pianeta visibile prima del sorgere del Sole verso est) rappresentano le configurazioni che permettono la migliore visibilità dei pianeti interni.
Mercurio: 31 gennaio (est), 14 marzo (ovest), 25 maggio (est), 12 luglio (ovest), 21 settembre (est), 1 novembre (ovest).
Venere: 22 marzo (ovest).
Pianeti esterni in opposizione
Quando i pianeti esterni si trovano in opposizione, sorgono al tramonto del Sole e tramontano all’alba, per cui sono visibili l’intera notte; raggiungono la massima luminosità, trovandosi alla minima distanza relativa dal pianeta Terra.
Marte: 8 aprile, visibile nella costellazione della Vergine con magnitudine -1,48.
Giove: 5 gennaio, visibile nella costellazione dei Gemelli con magnitudine -2,70.
Saturno: 10 maggio, visibile nella costellazione della Bilancia con magnitudine +0,06.
Nettuno: 29 agosto, rintracciabile nella costellazione dell’Acquario con magnitudine +7,83.
Urano: 7 ottobre, rintracciabile nella costellazione dei Pesci con magnitudine +5,71.
Quindi Saturno sarà visibile in primavera fino alla fine dell’estate. Giove sarà visibile i primi e gli ultimi mesi dell’anno, dal momento che sarà all’opposizione i primi giorni del 2014.
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23 gennaio 2014 4 23 /01 /gennaio /2014 22:29

Rosetta, ormai lo sappiamo tutti, è la sonda che l’Agenzia Spaziale Europea (Esa) ha lanciato il 2 marzo 2004 e che l’8 luglio del 2011 era entrata in ibernazione nello spazio profondo in attesa di potersi avvicinare alla cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, che verrà raggiunta ad agosto 2014.
Si è riattivata alle 11 del 20 gennaio 2014. Entro le 18:30 dello stesso pomeriggio il computer di bordo ha automaticamente,per come era stato programmato, riscaldato gli strumenti tra cui l’antenna dalla quale, trepidante, la Terra (in particolare l’Esoc – il centro di controllo operativo spaziale europeo) ha ricevuto il segnale.Il messaggio - partito da una distanza di oltre 800 milioni di km da Terra - è arrivato al centro di controllo ESOC alle 19.20 ora italiana, come detto con un po' di ritardo rispetto all'orario previsto tra le 18.30 e le 18.45.

Il segnale che Rosetta è viva e vegeta appare sui monitor del centro di controllo dell'Esa.

Dopo 31 mesi di ibernazione (967 giorni), Rosetta è pronta a proseguire la sua missione con la separazione del lander Philae dall’orbiter e il suo atterraggio sul nucleo della cometa previsto per l’undici novembre prossimo.
L’obiettivo? Indagare e comprendere il sistema solare, l’attività e lo sviluppo delle comete. La sonda dovrebbe funzionare come Stele di Rosetta (che permise, tra gli altri, a Jean-François Champollion di decifrare l’egizio con l’ausilio dell’obelisco di Philae) per il linguaggio del nostro sistema solare.
Metodologia: compirà varie circonvoluzioni della cometa con orbita triangolare in modo da farne una mappatura (anche grazie al Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer – VIRTIS – uno spettrometro che consentirà di mappare valutando le caratteristiche termiche delle parti solide della cometa), analizzare la composizione di gas e polveri (tramite GIADA – Grain Impact Analyser and Dust Accumulator – e il sistema WAC – Wide Angle Camera – di OSIRIS – Optical, Spectroscopic, and Infrared Remote Imaging System – utile a fotografare le emissioni gassose della cometa comprese quelle a banda UV), misurarne gravità, massa e forma del nucleo. Una volta atterrato, il lander azionerà la trivella SD2 (Sample Drill & Distribution) che studierà la composizione del nucleo nelle sue profondità. Nonostante tutti i nomi inglesi gli strumenti di cui ho parlato sono italiani. SD2 è stato progettato dal politecnico di Milano, mentre i primi tre dall’Asi la principale contribuente del lander preceduta da Cns e Dlr, rispettivamente le agenzie spaziali francese e tedesca.
Ricordo ancora soltanto il Solar Array che, anch’esso dietro nome inglese, (i francesi hanno fermato la loro mania nel ri-nominare concetti importati a ordinateur: se non ci sono riusciti loro, chi fermerà les anglais?) vi è il successo tutto italiano, e cioè Galileo Avionica di Milano in collaborazione con la nostra agenzia spaziale, dei pannelli solari che hanno mantenuto in vita la navicella a una distanza dal sole superiore a due UA (unità astronomiche).
Dopo gli avvicinamenti della cometa di Halley sembra proprio che le comete siano un’eccellenza decisamente Europea.                            
Giselda Campolo

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9 gennaio 2014 4 09 /01 /gennaio /2014 22:30

Gli scienziati studiano la materia oscura cercando gli effetti che esercita sulla materia visibile. Credono che la materia oscura possa spiegare il moto delle stelle all'interno delle  galassie. I computer giocano un ruolo importante nella ricerca di materia oscura, perché permettono agli scienziati di prevedere il comportamento delle galassie. Anche i satelliti vengono usati per raccogliere dati sulla materia oscura. Nel 1997, un'immagine del  Telescopio Spaziale Hubble (a destra) rivelò che la radiazione di un lontano ammasso di galassie era "incurvato" da un altro ammasso di galassie in primo piano nell'immagine. Basandosi sul modo in cui la luce era deviata, gli astronomi hanno stimato che la massa del secondo ammasso deve essere 250 volte maggiore di tutta la materia visibile che lo compone. Gli scienziati credono che sia la materia oscura a formare la massa che manca in quell'ammasso di galassie.


 

Immagine di una lente gravitazionale creata da un ammasso di galassie
Una lente gravitazionale creata da un ammasso di galassie rivela la presenza di materia oscura

 

Gli scienziati hanno elaborato molte teorie sulla natura della materia oscura. Alcuni credono che possa trattarsi di oggetti normali, come gas freddi, galassie poco luminose o oggetti compatti e massicci di alone (chiamati MACHO, cioè oggetti come buchi neri o nane brune). Altri scienziati credono che la materia oscura potrebbe essere composta da particelle strane che si sarebbero create all'inizio della vita dell'Universo. Tali particelle includerebbero gli assioni, particelle massive debolmente interagenti (chiamate WIMP), o neutrini.

 

Capire di che cosa è composta la materia oscura è molto importante per capire le dimensioni, la forma e il destino futuro dell'Universo. La quantità di materia oscura nell'Universo determinerà se questo è aperto (cioè se continuerà a espandersi all'infinito), chiuso (cioè se si espanderà fino a un certo punto per poi cominciare a contrarsi e a collassare su se stesso) oppure piatto (cioè se si espanderà fino a un certo punto e poi si fermerà, raggiunto l'equilibrio). Comperndere la materia oscura aiuterà anche a spiegare definitivamente la formazione e l'evoluzione delle galassie e degli ammassi. Quando una galassia ruota su se stessa, infatti, dovrebbe disgregarsi. Questo non avviene, quindi vi dev'essere qualcosa che la tiene insieme. Questo qualcosa è la gravità. La quantità di forza gravitazionale richiesta per tenere insieme la galassia, tuttavia, è enorme e non può essere generata dalla sola materia visibile che compone la galassia: ci dev'essere dunque anche una gran quantità di materia oscura.La nascita della Materia Oscura e’ profondamente legata ai grandi progressi fatti in Cosmologia, la branca della Fisica che studia la nascita e l’evoluzione del nostro Universo. Fino alla prima metà del 1900 si credeva che la quasi totalità della massa dell'Universo risiedesse nelle stelle; oggi invece sappiamo che queste costituiscono soltanto una percentuale irrisoria della materia cosmica (circa il 4%). La restante parte della massa dell’Universo non è visibile e a tale massa mancante si dà appunto il nome di Materia Oscura. 

Gli scienziati, inoltre, pensano che accanto alla Materia Oscura esista una particolare forma di energia (nota come Energia Oscura), la quale, secondo il principio di equivalenza di Einstein (E = mc2), è in grado di dar conto della maggior parte della massa dell’Universo. 

Di cosa e’ fatta la Materia Oscura? 

La natura della materia oscura è ancora sconosciuta. Essa può avere varie componenti: una di tipo barionico (materia "ordinaria", cioè fatta da atomi) e una, più “esotica”, di tipo non barionico. 

La componente barionica, costituita da oggetti massicci ma non luminosi, può essere costituita da pianeti, nane bianche (stelle che hanno finito di bruciare), nane brune (stelle che non hanno mai cominciato a bruciare), stelle di neutroni e buchi neri. 

Questi oggetti vanno sotto il nome di MACHOs (Massive Astrophysical Compact Halo Objects = Oggetti astrofisici massicci e compatti di alone) ed emettono per loro natura una quantità di luce troppo scarsa per poter essere rivelati. Esiste però un diverso sistema di rivelazione di questi oggetti, basato su un effetto detto lente gravitazionale

La Materia Oscura non barionica, che prima abbiamo chiamato “esotica”, non e’ costituita da oggetti compatti ma da particelle. Queste particelle, note con il nome di WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles = particelle massive debolmente interagenti), sono molto massive (100 volte più pesanti di un protone o più), ma interagiscono pochissimo con la materia, ancor meno dei neutrini

Esse vagherebbero nel Cosmo, addensandosi in prossimità delle galassie a causa dell’attrazione gravitazionale. I fisici ritengono che le WIMPs altro non siano che delle particelle previste da alcune teorie (per esempio la supersimmetria), ma non ancora osservate neanche nei più potenti acceleratori. 

E l’Energia Oscura?

La cosiddetta “Energia Oscura” (Dark Energy, DE) rappresenta la componente più rilevante del nostro Universo. Secondo le più recenti osservazioni sperimentali, essa sembra costituire il 70% della densità dell’Universo. 

Negli anni trenta Einstein, nel formulare la sue teoria della relatività generale, introdusse una costante, che egli stesso chiamò “costante cosmologica”. Tale quantità rappresenta in maniera semplificata l’energia che si può associare allo spazio vuoto e quindi è presente in ogni parte dell’Universo. 

Einstein introdusse la costante cosmologica per fare in modo che la sua teoria descrivesse un Universo statico (come al tempo si pensava che fosse). Quando si scoprì che l’Universo era invece in espansione, egli riscrisse le sue equazioni senza la costante cosmologica, definendola “il suo più grande sbaglio”, ma senza sapere che in un futuro non troppo lontano essa sarebbe stata ripresa in considerazione. 

La particolarità dell’energia oscura è che essa agisce come una gravità negativa, ovvero tende a far espandere l’Universo e si contrappone alla decelerazione dovuta all’attrazione gravitazionale della materia ordinaria e della materia oscura. 

Quello dell’Energia Oscura è un campo ancora molto poco chiaro ma allo stesso tempo intrigante e studiato da un gran numero di cosmologi. Osservazioni sperimentali possono essere eseguite in maniera indiretta per determinare la concentrazione di Energia Oscura: la sua esistenza infatti, determinerebbe una accelerazione nell’espansione dell’Universo che può essere rivelata osservando sorgenti di luce molto intense e molto distanti dalla Terra, come le supernovae lontane.

Come si rivela la Materia Oscura?

La rivelazione della Materia Oscura non barionica, cioè sotto forma di particelle (WIMPs) è estremamente difficile a causa della loro debolissima interazione con la materia.

Per poter rivelare la presenza di una particella WIMP è necessario che essa interagisca in qualche modo con il nostro strumento di misura, dando un segnale. Purtroppo queste interazioni sono molto rare (ancora più rare delle interazioni dei neutrini). Per di più il segnale che otteniamo è difficilmente distinguibile da quello di altre particelle (elettroni, fotoni e soprattutto neutroni).

Esiste però un modo di rivelare le particelle WIMP basato sul cosiddetto effetto di “modulazione annuale”. Le WIMPs che si trovano nell'alone galattico investono la Terra con un flusso maggiore in estate (quando la velocità di rivoluzione della Terra si somma a quella del sistema solare nella galassia) e minore in inverno (quando le due velocità sono in direzioni opposte). Ci aspettiamo, quindi, che il numero di segnali di WIMP che contiamo sia massimo in estate (giugno) e minimo in inverno (dicembre). Su questo metodo di rivelazione si basano gli esperimenti dei LNGS DAMA/LIBRA, unici al mondo in grado di osservare questa modulazione.

Un esperimento che voglia rivelare le particelle WIMP deve essere necessariamente allestito in un laboratorio sotterraneo, dove solo particelle che interagiscono molto poco possono giungere e la presenza di altre particelle che possono disturbare le misure e costituire un rumore di fondo è ridotta al minimo (vedi Poster 1).

  Figura 4: Un esempio di lente gravitazionale nell'ammasso Abell 2218.

Note:

  1. Lente gravitazionale: Immaginiamo che lo spazio sia come un lenzuolo esteso e ben tirato alle estremità. Se mettiamo sul lenzuolo una pallina di piombo molto pesante esso tende a deformarsi in corrispondenza del punto di contatto. Analogamente, nell’Universo, lo spazio si incurva in presenza di oggetti molto pesanti. Quando osserviamo nello spazio degli oggetti luminosi distanti da noi, le immagini di questi oggetti possono essere deviate e deformate se fra loro e noi si frappone un oggetto di massa molto elevata, come una galassia od un ammasso di galassie (Figura 4). Questo effetto, chiamato “lente gravitazionale”, avviene perché la curvatura dello spazio dovuta alla galassia o all’ammasso (la stessa che si presenta in corrispondenza della pallina di piombo) può provocare la deviazione della traiettoria della luce. 
    Se osserviamo una sorgente luminosa e un oggetto massivo (MACHO) si frappone fra noi e la sorgente, il fenomeno a cui assistiamo è chiamato microlente (microlensing), perché la massa del MACHO non è grande abbastanza da creare una lente gravitazionale. Il fenomeno è molto simile a quello di una lente gravitazionale, solo che le varie immagini sdoppiate non sono rilevabili perché troppo vicine. Ne consegue che non potendo osservare più immagini separate, le vedremo tutte assieme, con un conseguente incremento di luminosità dell’oggetto che stiamo osservando. Questo aumento di luminosità è legato alla massa del MACHO.
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