La Galassia Markarian 231

 

Markarian 231 - cc by 3.0  attribution ESA Hubble

Markarian 231 (UGC 8058) è un tipo 1 galassia di Seyfert (*) che è stato scoperta nel 1969, come parte di una ricerca di galassie con forti radiazioni ultraviolette. Contiene il quasar (**) conosciuto più vicino, e nel 2015 è stato dimostrato che il potente nucleo galattico attivo presente nel centro della galassia è in realtà un buco nero supermassiccio binario. Si trova a circa 581 milioni anni luce di distanza dalla Terra.

 

La galassia è ora in fase di starburst energetico (cioè  è una galassia che sta subendo un tasso eccezionalmente alto di formazione stellare, rispetto al tasso medio a lungo termine di formazione di stelle nella galassia) . Un anello nucleare di formazione stellare attivo è stato trovata al centro, con un tasso di formazione superiore a 100 masse solari all'anno. Si tratta di una delle galassie infrarosse più potentemente luminose, con potere derivato da un buco nero con accrescimento al centro: si tratta del quasar più vicino conosciuto. Uno studio 2015 ha scoperto che il buco nero centrale, stimato in 150 milioni di volte la massa del nostro Sole, ha un buco nero compagno (peso di 4 milioni di masse solari), e il duo completa un'orbita intorno all'altra ogni 1,2 anni.

 

(*) Galassie di Seyfert sono uno dei due più grandi gruppi di galassie attive, insieme a quasar. Hanno nuclei quasar-like (molto luminoso, fonti lontane e luminose di radiazioni elettromagnetiche) con luminosità molto elevata di superficie il cui spettri rivelano forti, righe di emissione di alta ionizzazione,  ma a differenza di quasar, le loro galassie ospiti sono chiaramente individuabili.
Le Galassie di Seyfert rappresentano circa il 10% di tutte le galassie [3] e sono alcuni degli oggetti più intensamente studiati in astronomia, in quanto si pensa di essere alimentati dagli stessi fenomeni che si verificano in quasar, anche se sono più vicini e meno luminoso di quasar . Queste galassie hanno buchi neri supermassicci al loro centro che sono circondate da dischi di accrescimento di materiale in caduta. I dischi di accrescimento si ritiene essere la fonte della radiazione ultravioletta osservato. Righe di emissione e di assorbimento nell'ultravioletto forniscono le migliori diagnosi per la composizione del materiale circostante.

 

(**) Quasars o quasi-stellar sono sorgenti radio, elementi più energici e lontani di una classe di oggetti chiamati nuclei galattici attivi (AGN). I quasar sono estremamente luminosi e sono stati identificati come fonti ad alta lunghezza d'onda di energia elettromagnetica (verso il rosso ), comprese le onde radio e la luce visibile; i quasar che sembrano essere simile alle stelle, piuttosto che sorgenti estese simili a galassie. I loro spettri contengono linee di emissione molto ampi, a differenza di qualsiasi noto dalle stelle, da cui il nome appunto di "quasi-stellar." La loro luminosità può essere 100 volte maggiore di quella della Via Lattea. La maggior parte dei quasar si sono formati circa 12 miliardi di anni fa causati da collisioni di galassie e dei loro buchi neri centrali si fondono per formare sia un buco nero supermassiccio  o  sistema Binario di buco nero.Anche se la vera natura di questi oggetti è stato controverso fino ai primi anni 1980, vi è ora un consenso scientifico che un quasar è una regione compatta al centro di una galassia massiccia che circonda un buco nero supermassiccio centrale. Le sue dimensioni sono 10-10,000 volte il raggio di Schwarzschild del buco nero.

Il raggio Schwarzschild (talvolta storicamente denominato raggio gravitazionale) è il raggio di una sfera tale che, se tutta la massa di un oggetto dovesse essere compresso in tale ambito, la velocità di fuga dalla superficie della sfera sarebbe uguale alla velocità di luce.

L'energia emessa da un quasar deriva dalla massa in caduta sul disco di accrescimento attorno al buco nero.

 

Hubble Interacting Galassia UGC 8058 -  cc by 3.0

 

   

Terremoti cileni

Terremoti cileni.

 ( da Wikipedia):

Data	Ora	Luogo	Magnitudo [1]	Vittime
11 settembre 1552	17:16	Santiago del Cile	?
8 febbraio 1570	09:00	Concepción	8,3°	2.000
16 dicembre 1575	14:30	Valdivia	8,5°	1.121
13 maggio 1647	22:30	Santiago del Cile	8,5°	600
15 marzo 1657	19:30	Concepción	8,0°	34
8 luglio 1730	04:45	Valparaíso	8,7°	3.000
25 maggio 1751	01:00	Concepción	8,5°	65
11 aprile 1819	10:00	Copiapó	8,3°	133
19 novembre 1822	22:30	Copiapó	8,5°	76
20 febbraio 1835	11:30	Concepción	8,5°	80
7 novembre 1837	08:00	Valdivia	8,0°	12
13 agosto 1868	16:45	Arica	8,5°	400
9 maggio 1877	21:16	Iquique	8,5°
16 agosto 1906	19:48	Valparaíso	8,2°	3.000
4 dicembre 1918	07:47	Copiapó	8,2°	6
10 novembre 1922	23:53	Vallenar	8,4°	800
1º dicembre 1928	00:06	Talca	8,3°	279
23 enero 1939	23:32	Chillán	8,3°	5.638 (dati ufficiali) tra 20.000 e 30.000 (estimato)
6 aprile 1943	12:07	Ovalle	8,3°	12
22 maggio 1960	15:11	Valdivia	9,5°	3.000
3 marzo 1985	19:46	Algarrobo	8,0°	177
27 febbraio 2010	03:34	Cobquecura	8,8°	550
16 settembre 2015	19.54	Illapel

Il 17 settembre 2015 a Santiago del Cile  una scossa di terremoto di magnitudo 8.3 della scala Richter ha provocato almeno dieci morti alle otto di sera, ora locale.

 L’epicentro era circa 500 chilometri a Nord della capitale. Il sisma pare abbia provocato dieci vittime, una quindicina di feriti e un milione di sfollati. Immediatamente è scattata l’allerta tsunami, poi rientrata in mattinata.

Da alcuni giorni erano stati avvertiti sciami sismici.

La scossa è stata caratterizzata da movimenti oscillatori, e l’epicentro è stato localizzato nella regione del Coquimbo, a circa 400 km a nord della capitale, a soli 11 metri di profondità. La scossa è stata avvertita in varie parti del paese.

Sembrava che dal Pacifico volesse raggiungere persino l’Atlantico, attraversando il continente, visto che i riflessi del sisma sono stati sentiti anche in Uruguay e Brasile. Oltre che in Ecuador e Perù, dove si sono attivate le allerta tsunami. 

Il Cile non  è nuovo ai terremoti. Ricordiamo uno dei più devastanti, il Terremoto di Valdivia  del 1960, conosciuto anche come Grande Terremoto Cileno.

Si è verificato il 22 maggio 1960 alle 14:11 ora locale (19:11 UTC), ed è stato il più potente terremoto mai registrato nella storia, con una magnitudo momento di 9,5. Il suo epicentro è stato localizzato nei pressi di Canete, circa 900 km a sud di Santiago, ma la città più colpita fu Valdivia.  Il sisma produsse uno  tsunami, con onde alte fino a 25 metri, che colpì diversi stati fino alla sponda opposta dell'Oceano Pacifico, Giappone, Nuova Zelanda! Australia, le Isole Aleutine in Alaska e Hong Kong. Lo stesso fenomeno fu inoltre causa dell'eruzione del Vulcano Puyehue. Il numero esatto di perdite umane e materiali sono sconosciute, ma le stime più credibili parlano di 3.000 morti, più di due milioni di sfollati, e danni tra 400 e 800 di dollari.

Il Grande Terremoto Cileno seguì a un sisma minore, verificatosi il 21 maggio alle 06:02 ora locale, che tagliò le linee di telecomunicazione tra il sud e il resto del paese. Numerose fortificazioni del periodo coloniale spagnolo furono rase al suolo. La subsidenza cambiò la conformazione del suolo, distruggendo edifici, abbassando il letto dei fiumi locali e creando paludi al loro posto. Alcune testimonianze hanno riportato zampilli d'acqua che nascevano dal suolo, e la distruzione degli acquedotti assieme alla contaminazione delle falde determinò una grave penuria di acqua potabile.

La forza del terremoto fu avvertita con maggiore intensità nelle fosse tettoniche, il che spiega perché Valdivia furono colpite con più violenza rispetto a città più vicine all'epicentro. Il terremoto spostò l'asse terrestre di circa 30 centimetri.

da You Tube

Il terremoto è stato innescato dalla subduzione della placca di Nazca sotto la  placca sudamericanae dalla conseguente liberazione di energia meccanica lungo la  faglia corrispondente alla  fossa di Atacama. La subduzione è infatti il fenomeno tettonico che genera i terremoti più potenti, poiché la sua conformazione richiede un enorme accumulo di energia per lungo tempo prima che possa essere liberata durante l'evento sismico. L'ipocentro localizzato a 33 km di profondità è stato relativamente elevato in confronto ai 70 km che può raggiungere nei terremoti in Cile e Argentina. La frattura che si è prodotta nel suolo era lunga 800 km, da Talca (35° sud) a Chiloé (43° sud), e si è prodotta a una velocità stimata di 3,5 km al secondo.

Ciò che può rivelare lo spettro di una stella

 

Tutti gli elementi della tavola periodica se sollecitati, emettono uno spettro caratteristico diverso uno dall'altro.

 

Così lo studio dello spettro di una stella può rivelare la sua composizione.

Prendiamo in esame la nebulosa Occhio di Gatto.

Nebulosa nella costellazione boreale del Dragone,è stata scoperta da William Herschel Il 15 febbraio 1786, la prima nebulosa planetaria il cui spettro venne analizzato, ad opera dall'astronomo amatoriale inglese William Huggins nel 1864.
La Nebulosa Occhio di Gatto (conosciuta anche con i numeri di catalogo NCG 6543 e C 6) è una nebulosa planetaria
La nebulosa planetaria è stata studiata approfonditamente nel corso degli anni; è relativamente brillante, possiede una magnitudo apparente pari a 9,8 e un'alta luminosità superficiale, sebbene le sue dimensioni apparenti siano piuttosto ridotte.Per studiarla si ricorre tra le altre tecniche allo studio del suo spettro.

Lo spettro in fisica è la figura di diffrazione creata dalla scomposizione della luce o, più in generale, da quella delle radiazioni elettromagnetiche proveniente da una sorgente in funzione della lunghezza d'onda (o, il che è equivalente, della frequenza o del numero d'onda) mediante il passaggio attraverso un prisma di vetro o un reticolo di diffrazione. Lo studio degli spettri permette di individuare univocamente una certa specie chimica, infatti, il modello atomico di Bohr prevede che un atomo possa assorbire o emettere radiazione elettromagnetica di lunghezza d'onda ben determinata che cambia a seconda dell'elemento o ione che si osserva.

Per ottenere uno spettro di una stella  si utilizza il seguente sistema. La luce emessa dalla stella (o più in generale da una qualsiasi sorgente luminosa) passa attraverso una sottile fenditura posta nel piano focale di una lente. L'insieme fenditura-lente costituisce il collimatore. Dalla lente emerge un fascio di raggi paralleli che incide ortogonalmente sul reticolo. I raggi trasmessi dal reticolo secondo una certa direzione θ sono focalizzati da un sistema di due lenti, che costituiscono il telescopio, e possono essere osservati direttamente con l'occhio. Si osservano delle righe caratteristiche solo a determinati angoli, come previsto dalla relazione:

Gli spettri a righe e gli spettri a bande sono emessi da gas e vapori a pressione non troppo elevate. I primi sono dovuti ad atomi isolati, i secondi a molecole biatomiche o pluriatomiche. Essi sono caratteristici degli elementi che li emettono; non vi sono spettri comuni a due elementi e neppure singole righe. Questo è dovuto alle differenze energetiche tra gli orbitali dei vari atomi. Quando un elettrone eccitato scende di uno o più orbitali, emette un fotone la cui energia è data da:

 

dove h è la costante di Planck e ν la frequenza della radiazione. Nell'atomo di idrogeno, i salti quantici di un elettrone tra gli orbitali sono descritti dall'equazione di Rydberg:

 

 

 

con ni>nf che rappresentano i livelli energetici iniziale e finale, me ed e rispettivamente la massa e la carica dell'elettrone, c la velocità della luce, h la costante di Planck edla costante dielettrica nel vuoto. Nello spettro dell'idrogeno questa relazione rende conto perfettamente della presenza di alcune serie di righe, chiamate di Lyman, di Balmer e di Paschen. La serie di Balmer è l'unica a cadere nel visibile, e corrisponde alla transizione dai livelli più energetici al livello 2; la riga più importante di questa serie è chiamata Hα, la sua lunghezza d'onda è circa 6563 Å, che corrisponde a radiazione rossa, ed è data dalla transizione dell'elettrone tra i livelli 3 e 2. Il fatto che non esistano atomi con spettri uguali è alla base della spettroscopia.

Gli spettri continui sono invece emessi da solidi e liquidi portati a temperatura elevata, è il caso di una lampadina, o dal plasma di cui sono composte le stelle. Le caratteristiche degli spettri di emissione dipendono dalla temperatura di equilibrio, e si può dire che con buona approssimazione alla stessa temperatura tutti i corpi hanno lo stesso spettro di emissione. Spettri ad emissione sono quelli provenienti dalle nebulose o dalle nubi di gas interstellare.