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Unicorno

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Nome latino
Genitivo Monoceros
Monocerotis

Abbreviazione Mon
Coordinate
Ascensione retta
Declinazione 7,15 h
-6°
Area totale 482 gradi quadrati
Dati osservativi
Visibilità da Terra
- Latitudine minima
- Latitudine massima
- Transito al meridiano
-85°
+75°
20 febbraio, alle 21:00
Stella principale
- Magnitudine app. α Monocerotis
3,93
Altre stelle
- Magnitudine app. < 3
- Magnitudine app. < 6
Nessuna
73
Sciami meteorici
Monoceridi di Dicembre
Alpha Monoceridi

Costellazioni confinanti
Da est, in senso orario:

Cane Maggiore
Cane Minore
Gemelli
Idra
Lepre
Orione
Poppa

L'Unicorno (in latino Monoceros, abbreviato in Mon) è una delle 88 costellazioni moderne. Si tratta di una debole costellazione del cielo invernale; la sua posizione, prossima all'equatore celeste, la rende visibile dalla maggior parte di entrambi gli emisferi terrestri.

Caratteristiche

L'Unicorno è una costellazione quasi invisibile ad occhio nudo, per via delle poche stelle qua presenti, caratterizzate da una magnitudine apparente inferiore a 4: infatti, la α Monocerotis ha una magnitudine di 3,93, e α Monocerotis di 3,94. Nonostante ciò, è facile da trovare nel cielo invernale, poiché si trova "incastonata" fra le stelle dell'asterismo del Triangolo d'Inverno, formato dalle brillanti stelle Betelgeuse, Sirio e Procione. La costellazione è attraversata da un ramo debole ma esteso di Via Lattea.

Il periodo di osservazione più semplice ricade nei mesi fra dicembre e aprile, in cui è visibile dopo il tramonto; la sua posizione, a cavallo dell'equatore celeste, fa sì che la si possa osservare da entrambi gli emisferi della Terra, senza distinzioni.


Stelle



β Monocerotis (nota come Cerastes, cone evidente riferimento al "corno" dell'animale) è una notevole stella tripla, risolvibile con un piccolo telescopio; le tre componenti poste ai vertici di un triangolo. Le loro magnitudini apparenti sono 4,7, 5,2 e 6,1. William Herschel scoprì questo sistema nel 1781 e lo descrisse come una delle viste più belle dei cieli.
α Monocerotis (Lucida) è una stella arancione di magnitudine 3,94, distante 144 anni luce.
γ Monocerotis (Tempestris) è una stella arancione, di magnitudine 3,99, distante 644 anni luce.

La ε Monocerotis è una stella doppia; le componenti presentano magnitudini apparenti pari a 4,5 e 6,5.

La S Monocerotis, o 15 Monocerotis, è una stella variabile blu-bianca situata al centro di NGC 2264. La sua variabilità è comunque modesta. Ha una compagna di magnitudine 8.

La V838 Monocerotis è un'altra stella variabile che ha avuto un outburst, un forte e improvviso aumento di luminosità, il 6 gennaio 2002.


Oggetti del profondo cielo

Per approfondire, vedi la voce Oggetti non stellari nella costellazione dell'Unicorno.
La Nebulosa Rosetta.L'Unicorno ricade nella Via Lattea, in un tratto non molto appariscente, ma ricchissimo di oggetti galattici. La sua parte più settentrionale, nell'emisfero boreale, contiene quelli più interessanti.

Tra gli ammassi aperti vanno segnalati innanzitutto M50 e NGC 2232, entrambi nella parte australe della costellazione. Il primo è stato notato dal Messier, che lo inserì nel suo catalogo; il secondo è più debole. Un gran numero di ammassi minori si addensano specialmente nella parte settentrionale e al confine con il Cane Maggiore.

L'oggetto più notevole della costellazione è invece la celebre Nebulosa Rosetta (NGC 2237-9,46), al cui interno si trova l'ammasso aperto NGC 2244, che la illumina; è una nube molecolare gigante di idrogeno ionizzato, in cui si formano nuove stelle. Poco più a nord è visibile un altro oggetto molto conosciuto, la più debole Nebulosa Cono (NGC 2264); questa nebulosa, debole ma molto estesa, si sovrappone ad un ammasso aperto, formato da due concatenazioni di stelle congiunte in un vertice, caratteristicha che gli vale in nome di Ammasso Albero di Natale. Una curiosità è invece fornita dalla nebulosa NGC 2261, la Nebulosa Variabile di Hubble, soggetta ad oscillazioni di luminosità nel corso del tempo. Infine, a sud, è presente un vasto complesso nebuloso, incentrato sulla nebulosa IC 2177, la Nebulosa Gabbiano.


Storia

L'Unicorno è una costellazione moderna; si ritiene che la sua definizione risalga all'astronomo e teologo danese Petrus Plancius nel 1613, e che sia stata cartografata come l'Unicorno da Jakob Bartsch nel 1624. Wilhelm Olbers e Ludwig Ideler suggeriscono tuttavia che la costellazione sia in realtà molto più antica, perché appare già in lavori del 1564, e Joseph Scaliger l'ha individuata persino su carte celesti degli antichi Persiani.


Mitologia

Trattandosi di una costellazione moderna, l'Unicorno non presenta un mito classico associato. L'unicorno è una creatura leggendaria, che somiglia ad un cavallo ma ha un singolo corno, spiraleggiante, posto sulla fronte. Si crede che il corno possa curare il veleno. Questo animale è stato spesso simbolo di castità e purezza.

Vele

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Nome latino
Genitivo Vela
Velorum

Abbreviazione Vel
Coordinate
Ascensione retta
Declinazione 9 h
-50°
Area totale 500 gradi quadrati
Dati osservativi
Visibilità da Terra
- Latitudine minima
- Latitudine massima
- Transito al meridiano
30°
90°
Marzo
Stella principale
- Magnitudine app. Regor (γ Vel)
1.6
Altre stelle
- Magnitudine app. < 3
- Magnitudine app. < 6
5
124
Sciami meteorici
Delta Velidi
Gamma Velidi
Puppidi-velidi

Costellazioni confinanti
Da est, in senso orario:

Macchina Pneumatica
Bussola
Poppa
Carena
Centauro

Quella delle Vele (in latino Vela) è una costellazione meridionale, una delle tre in cui è stata divisa la Nave Argo. È visibile, peraltro solo per metà, dalle regioni mediterranee medie, mentre è una costellazione caratteristica del cielo australe.

Osservazione

Quella delle Vele è una costellazione di medie dimensioni; si individua senza difficoltà, a nord di un tratto molto brillante della Via Lattea australe, grazie alla disposizione a triangolo delle stelle γ Velorum, δ Velorum e λ Velorum. La stella più brillante risulta essere la γ Velorum, nota anche come Regor, di magnitudine apparente +1,75. Le stelle δ e κ Velorum, assieme alle stelle ε e ι della Carena, formano un asterismo noto come Falsa Croce, poiché simile e talvolta scambiato con la costellazione della Croce del Sud. Un tratto fortemente oscurato della Via Lattea, ma ricco di stelle, attraversa per intero la costellazione.


Stelle principali

γ Velorum (Regor), come detto, è la più brillante della costellazione, nonché una delle stelle più luminose che si conoscano in termini assoluti; è posta ad ovest, sul confine con l'adiacente costellazione della Poppa, e la lettera γ (gamma) indica che si trattava pure di una delle stelle più brillanti dell'antica costellazione della Nave Argo.
δ Velorum (Koo She), è una stella bianca di magnitudine apparente +1,93, posta nel bordo meridionale della costellazione.
λ Velorum (Suhail), è una gigante arancione di magnitudine +2,23, una delle stelle più settentrionali della costellazione; a sud-ovest di questa stella si estende un ricco campo stellare, ben visibile anche ad occhio nudo.
κ Velorum (nota talvolta come Markab) è una stella azzurra di magnitudine +2,47, posta lungo la linea della Via Lattea, nella parte meridionale della costellazione.
μ Velorum, (Al Haram) di magnitudine +2,69, è la stella brillante più orientale della costellazione, vicino al confine con il Centauro.
La nomenclatura stellare segue quella assegnata alla costellazione della Nave Argo: le stelle α e β della Nave Argo sono ora le stelle α e β della Carena. Alle Vele sono finite le stelle γ e δ, e poi κ, λ e μ, ο e infine ψ. Seguono diverse lettere latine, (b, c, etc.) anch'esse secondo l'assegnazione data alla costellazione della Nave Argo.


Oggetti del profondo cielo

Per approfondire, vedi la voce Oggetti non stellari nella costellazione delle Vele.

La costellazione delle Vele è attraversata dalla Via Lattea meridionale; sebbene in questo tratto questa sia fortemente oscurata, la costellazione abbonda di oggetti quali ammassi aperti e nebulose diffuse.

Fra i primi, davvero notevole è IC 2391, posto due gradi a nord di δ Velorum, che ha al suo centro la stella di quarta magnitudine ο Velorum. È parte di una vastissima associazione stellare che comprende, fra le altre, le brillanti stelle Procione e Denebola. Un altro ammasso aperto visibile ad occhio nudo è NGC 2547, ben risolvibile in stelle anche con piccoli strumenti.

Cinque gradi a nord-ovest di μ Velorum si trova l'ammasso globulare NGC 3201, poco concentrato ma molto appariscente, di magnitudine 6,8; è stato oggetto di un recente studio sulle stelle variabili di tipo RR Lyrae.

La Nebulosa delle Vele.Tra le nebulose planetarie, spicca NGC 3132, soprannominata Nebulosa anello del sud in contrapposizione con la ben nota Nebulosa Anello della Lira; si trova nella parte settentrionale della costellazione, ed è una delle nebulose planetarie più luminose della volta celeste, essendo visibile anche con piccoli strumenti.

Di grande interesse è anche il resto di supernova noto come Nebulosa delle Vele; si tratta di una nebulosa originata da un'esplosione di supernova, che ha probabilmente avuto luogo circa 12.000 anni fa ed è stata sicuramente ben visibile dalla Terra (si stima che avesse potuto raggiungere la magnitudine -9, ossia sarebbe stata visibile nel cielo in pieno giorno). Questo resto contiene una pulsar, che è stata la seconda ad essere identificata anche otticamente, dopo quella nella Nebulosa del Granchio. Un complesso ben maggiore è quello noto come Nebulosa di Gum, in onore del suo scopritore; si tratta di un vastissimo sistema di deboli filamenti, che ricoprono gran parte della costellazione delle Vele, sconfina a sud in Carena e si addentra nella parte meridionale della Poppa; si tratta probabilmente di un antico resto di supernova.


Storia

La costellazione della Nave Argo in un'incisione sull'Uranographia di Hevelius.Una volta esisteva la costellazione della Nave Argo, creata in epoca antica per commemorare la mitica impresa di Giasone e degli Argonauti alla ricerca dell Vello d'oro. La costellazione sopravvisse nei secoli fino in età moderna, quando Nicolas Louis de Lacaille la suddivise in tre parti principali: Poppa, Vele e Carena; l'albero maestro della nave diventò la minuscola costellazione della Bussola, posta a nord delle Vele. L'Unione Astronomica Internazionale, nel 1930, accettò la divisione proposta dal Lacaille, assegnando a questi asterismi gli attuali confini. Se la Nave Argo fosse ancora intera, oggi coprirebbe ben 1800 gradi quadrati di volta celeste, e sarebbe così la costellazione più grande del cielo

Vergine

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Nome latino
Genitivo Virgo
Virginis

Abbreviazione Vir
Coordinate
Ascensione retta
Declinazione 13 h
0°
Area totale 1294 gradi quadrati
Dati osservativi
Visibilità da Terra
- Latitudine minima
- Latitudine massima
- Transito al meridiano
-80°
+80°
25 maggio, alle 21:00
Stella principale
- Magnitudine app. Spica (α Vir)
1.0
Altre stelle
- Magnitudine app. < 3
- Magnitudine app. < 6
3
97
Sciami meteorici
Virginidi
Mu Virginidi

Costellazioni confinanti
Da est, in senso orario:

Boote
Chioma di Berenice
Leone
Cratere
Corvo
Bilancia
Testa del Serpente

La Vergine (in latino Virgo) è una costellazione dello zodiaco. Si trova tra il Leone ad ovest e la Bilancia ad est, ed è una delle più grandi costellazioni del cielo. Può essere trovata facilmente grazie alla sua brillante stella α, Spica.

Caratteristiche

La costellazione si trova a cavallo dell'equatore celeste, a nord della coda dell'Idra e del Centauro; la Vergine domina i cieli da febbraio fino a luglio, e contiene al suo interno alcune stelle molto luminose. Con un'estensione di 1294 gradi quadrati di volta celeste, è la seconda costellazione più estesa del cielo, dopo l'Idra. Storicamente la costellazione è stata associata al periodo dei raccolti, come la mietitura (da cui deriva il nome della stella "Spica", visibile dopo il tramonto verso ovest in estate) e la vendemmia (da cui deriva, ad esempio, il nome della stella "Vindemiatrix", che 2000 anni fa, a causa della precessione degli equinozi, precedeva il sorgere del Sole nel mese di settembre).

La stella più prominente è Spica (α Vir), che rappresenta una spiga di frumento in mano alla Vergine; questa stella è facile da localizzare, perché può essere trovata facilmente seguendo la curva dell'Orsa Maggiore verso Arturo e continuando la stessa curva. Inoltre, Spiga costituisce il vertice più meridionale dell'asterismo detto Triangolo di Primavera, che comprende anche Arturo e la più debole Denebola, nel Leone.


Stelle principali

Per approfondire, vedi la voce Stelle principali della costellazione della Vergine.

α Virginis (Spica) è la stella più brillante; ha magnitudine 0,98 ed è la quindicesima stella più luminosa del cielo. Si presenta di un colore azzurro intenso, e in effetti è una stella molto luminosa in termini assoluti; dista da noi 262 anni luce.
γ Virginis (Porrima) è una stella di colore giallastro, di magnitudine 2,74; dista da noi appena 39 anni luce ed è una stella doppia: la compagna ha magnitudine 3,68.
ε Virginis (Vindemiatrix) è una stella gialla di magnitudine 2,85, distante 102 anni luce.
ζ Virginis (Heze) è una stella bianca di magnitudine 3,38, posta a una distanza di 73 anni luce.
δ Virginis (Minelauva) è una stella gigante di colore rosso vivo, di magnitudine 3,39; si trova a 202 anni luce.
β Virginis (Zavijava) è una stella gialla di magnitudine 3,59, distante appena 36 anni luce.
Fra le altre stelle spicca la 70 Virginis, che ha un sistema planetario, uno dei primi ad essere scoperti; ha un pianeta confermato, con una massa di 6,6 volte quella di Giove.


Oggetti del profondo cielo

Per approfondire, vedi la voce Oggetti non stellari nella costellazione della Vergine.
La Galassia Sombrero, una delle galassie più note del cielo.Questa costellazione è molto ricca di galassie, grazie alla presenza dell'Ammasso della Vergine, il più vicino ricco ammasso di galassie, la cui osservazione è favorita anche dalla distanza della scia luminosa della Via Lattea. L'ammasso occupa un'area compresa tra 5° e 10° ad ovest di Vindemiatrix (ε Vir); si individua verso la parte settentrionale della costellazione, in direzione della Chioma di Berenice.

Tra le più prominenti dell'ammasso ci sono M49, una galassia ellittica visibile anche con un binocolo in condizioni ottimali, M58, una galassia spirale, M59 (astronomia) (ellittica), M60 (ellittica), M61 (spirale), M84 (ellittica), M86 (ellittica), M87 (ellittica gigante, e famosa radiosorgente), e M90 (spirale).

Una spirale notevole, che non fa parte dell'ammasso, è la Galassia Sombrero (nota anche come M104); si trova a circa 10° a est-sud-est di Spica, nella parte meridionale della costellazione, quasi al confine con il Corvo. È una delle galassie più fotografate del cielo, nonché una delle più note e delle più osservate, specie in ambito amatoriale.


Mitologia

È incerto chi esattamente si vuole rappresentare con la Vergine. Negli anni, è stata associata con quasi ogni famosa dea, tra cui Astarte-Ishtar, Cibele, Demetra, Iside, Atena, e così via.

Costellazione della Vergine.Secondo una versione, la costellazione raffigura Astrea, la vergine figlia del dio Zeus e della dea Temi. Astraea era conosciuta come la dea della giustizia (e per questo, lo strumento della giustizia, la Bilancia, si trova lì vicino). Secondo la leggenda, essa amministrava il mondo in modo saggio, finché gli uomini diventarono così intrattabili che si ritirò nei cieli in disgusto. Spesso la Vergine è associata anche con Persefone, perché la costellazione è principalmente visibile nei mesi primaverili, quando si pensava che la dea fosse uscita dal mondo delle ombre.


Astrologia

A causa del fenomeno della precessione degli equinozi, non esiste più alcuna corrispondenza sulla volta celeste fra la costellazione astronomica della Vergine ed il relativo segno zodiacale,[1][2] sebbene, secondo gli astrologi, le caratteristiche ascritte in astrologia al segno zodiacale corrispondente sarebbero in realtà relative al simbolismo della figura che le stelle nella volta celeste ritraggono, e non come erroneamente si pensa alla loro intrinseca posizione.

Volpetta

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Nome latino
Genitivo Vulpecula
Vulpeculae

Abbreviazione Vul
Coordinate
Ascensione retta
Declinazione 20 h
+25°
Area totale 268 gradi quadrati
Dati osservativi
Visibilità da Terra
- Latitudine minima
- Latitudine massima
- Transito al meridiano
-55°
+90°
Settembre
Stella principale
- Magnitudine app. Anser (α Vul)
4,44
Altre stelle
- Magnitudine app. < 3
- Magnitudine app. < 6
Nessuna
25
Sciami meteorici
{{{sciamimeteorici}}}

Costellazioni confinanti
Da est, in senso orario:

Cigno
Lira
Ercole
Freccia
Delfino
Pegaso

La Volpetta (in latino Vulpecula, abbreviata in Vul) è una delle 88 costellazioni moderne. Si tratta di una debole costellazione settentrionale situata al centro del Triangolo Estivo, un asterismo formato dalle stelle Deneb, Vega e Altair.

Caratteristiche

L'ammasso detto Attaccapanni, un famoso asterismo nella costellazione della Volpetta.La costellazione si estende nella regione in cui la Fenditura del Cigno termina a sud, incrociandosi con la Fenditura dell'Aquila; l'area di cielo in cui si trova è dunque fortemente oscurata dalla polvere interstellare, qui particolarmente densa.

Nel 1967 all'interno della costellazione della Volpetta è stata scoperta, da parte di Antony Hewish e Jocelyn Bell, da Cambridge, la prima pulsar conosciuta. Mentre stavano cercando la scintillazione dei segnali radio delle quasar, Hewish e la Bell individuarono un segnale molto regolare che consisteva di impulsi di radiazione al ritmo di uno ogni qualche secondo. L'origine terrestre dei segnali fu presto esclusa, perché essi riapparivano in sincronia con il tempo siderale, e non con quello civile. L'anomalia fu infine identificata come il segnale radio emesso da una stella di neutroni in rapida rotazione. I segnali arrivavano (e ancora arrivano) al ritmo di uno ogni 1,3373 secondi (le pulsar sono estremamente precise). Il nuovo oggetto fu chiamato inizialmente CP 19191 (che stava per "Cambridge Pulsar ad ascensione retta 19h 19m"), ed è oggi noto come PSR 1919+21 (che sta per "Pulsar ad ascensione retta 19h 19m e declinazione +21°").

La costellazione è famosa anche per il gran numero di stelle novae osservate.


Stelle principali

Per approfondire, vedi la voce Stelle principali della costellazione della Volpetta.

La costellazione non presenta stelle più brillanti della quarta magnitudine, infatti solo una stella riporta la lettera greca di Bayer; sono presenti poi alcune stelle di quinta magnitudine che fanno da sfondo nell'osservazione ad occhio nudo.

Anser (α Vulpeculae), una gigante rossa (di tipo spettrale M0 III) distante 297 anni luce dal Sole, caratterizzata da una magnitudine apparente di 4,44.
23 Vulpeculae è una stella arancione di magnitudine 4,50, distante 328 anni luce.

Stelle doppie

Le ridotte dimensioni della costellazione non favoriscono l'abbondanza di stelle doppie, ma grazie alla presenza della Via Lattea le stelle qua osservabili sono relativamente numerose; tuttavia molte delle stelle doppie sono piuttosto deboli.

Anser è una coppia molto semplice da ricolvere, perché piuttosto larga (separazione 413.7") e può essere apprezzata usando un binocolo; la sua compagna è abbastanza separata da avere un numero di Flamsteed, 8 Vulpeculae.
Principali stelle doppie[1]
Nome Coordinate equatoriali all'epoca J2000.0 Magnitudine Separazione
(in secondi d'arco) Colore
AR Dec A B
Anser 19h 28m 43s +24° 39′ 55″ 4,44 5,82 413,7 r + ar
16 Vulpeculae 20h 02m 02s +24° 56′ 16″ 5,9 6,2 0,8 b + b
HD 201671 21h 10m 32s +22° 27′ 17″ 7,0 8,0 18,0 b + b


Stelle variabili

Nella costellazione sono note poche stelle variabili, di cui molte sono fuori dalla portata di piccoli strumenti. La più luminosa e anche la più semplice da osservare come entità di variazione è la T Vulpeculae, che in quasi 4,5 giorni varia fra la quinta e la sesta magnitudine.

Principali stelle variabili

Nome Coordinate equatoriali all'epoca J2000.0 Magnitudine Periodo
(giorni) Tipo
AR Dec Max. Min.
T Vulpeculae 20h 51m 28s +28° 15′ 02″ 5,41 6,09 4,4355 Cefeide
BW Vulpeculae 20h 54m 22s +28° 31′ 19″ 6,20 6,43 0,2010 Pulsante


Oggetti del profondo cielo

La Nebulosa Manubrio, una delle nebulose planetarie più brillanti del cielo. Per approfondire, vedi la voce Oggetti non stellari nella costellazione della Volpetta.

La Volpetta è attraversata dalla Via Lattea e presenta alcuni oggetti di particolare interesse; primo fra tutti la Nebulosa Manubrio (M27), che è certamente uno degli oggetti del profondo cielo più osservati. Si tratta una grande nebulosa planetaria, che può essere osservata anche con un binocolo, dove appare come un disco debolmente luminoso con un diametro di circa 6 minuti d'arco (includendo il debole alone, il suo diametro apparente cresce fino a circa la metà di quello della Luna piena). Un telescopio rivela la sua forma a due lobi, simile a quella di una clessidra. M27 fu scoperta dall'astronomo francese Charles Messier nel 1764, e fu la prima nebulosa planetaria ad essere scoperta.

Verso sud è visibile un particolare oggetto, chiamato l'Attaccapanni o Appendiabito (in inglese, Coat Hanger), o pure Ammasso di Brocchi; si tratta di un asterismo, ossia di un gruppo di stelle non fisicamente legate fra loro. È visibile facilmente anche ad occhio nudo.

Fra gli altri oggetti minori spicca NGC 6885, un ammasso aperto composto da poche stelle ma ben osservabile con un semplice binocolo.

Principali oggetti non stellari

Nome Coordinate equatoriali all'epoca J2000.0 Tipo Magnitudine Dimensioni apparenti
(in primi d'arco) Nome proprio
AR Dec
Cr 399 19h 25m : +20° 11′ : Asterismo 3,6 60 L'Attaccapanni
M27 19h 59m 36s +22° 43′ 16″ Nebulosa planetaria 7,5 8,0 x 5,6 Nebulosa Manubrio
NGC 6885 20h 12m : +26° 29′ : Ammasso aperto 8,1 18


Storia

Questa costellazione fu definita nel tardo XVII secolo dall'astronomo polacco Johannes Hevelius. Era originariamente conosciuta come Volpecula cum Ansere (la volpetta e l'oca; l'oca veniva spesso rappresentata tra le fauci della volpe). Sebbene il nome dell'oca non compaia più nella nomenclatura ufficiale dell'Unione Astronomica Internazionale, esso rimane nel nome della stella alfa, Anser.

Supernova
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La supernova SN 1994D (il punto luminoso in basso a sinistra) nella galassia NGC 4526Una supernova è un'esplosione stellare che sembra risultare nella creazione di una nuova stella nella sfera celeste ("nova" è il termine latino per "nuova". Il plurale è a volte scritto alla latina, supernovae; ma anche, in italiano, "supernove"). Il prefisso "super" la distingue da una nova, la quale è anch'essa una stella che aumenta la sua luminosità, ma in maniera nettamente minore e con un meccanismo diverso.

Le supernovae sono contraddistinte dall'espulsione degli strati esterni di una stella alla velocità di migliaia di chilometri al secondo, riempiendo lo spazio circostante di idrogeno ed elio (oltre ad altri elementi). I detriti espulsi formano quindi nubi di polveri e gas. Un'esplosione di supernova può comprimere del gas preesistente che si trovava vicino alla stella e si suppone che ciò possa innescare processi di formazione stellare.

Una supernova è l'unico meccanismo naturale conosciuto per produrre gli elementi più pesanti del ferro (tra cui cobalto, uranio, nichel, piombo, iodio, tungsteno, oro e argento), che si formano nell'atmosfera rovente della supernova sfruttando l'enorme energia a disposizione.

Caratteristiche

Gli astronomi hanno diviso le supernovae in diversi tipi, a seconda dei differenti elementi che appaiono nel loro spettro elettromagnetico. Queste differenze si traducono a volte in meccanismi totalmente diversi per l'esplosione.

La prima caratteristica distintiva è la presenza o l'assenza delle linee dell'idrogeno. Se lo spettro di una supernova non contiene linee dell'idrogeno, è classificata di tipo I, altrimenti di tipo II. Le supernovae di tipo I sono molto più luminose di quelle di tipo II: le prime arrivano ad una magnitudine assoluta di circa -20, con pochissima variazione tra una supernova e l'altra, mentre le seconde si fermano a -12,5 circa, con variazioni fino ad un'intera magnitudine (corrispondenti ad un fattore 2,5 nel flusso reale).

I due gruppi sono a loro volta divisi in sottogruppi, a seconda della presenza o assenza di altre linee.


Tipo Ia

Per approfondire, vedi la voce Supernova di tipo Ia.
Le supernove di tipo Ia sono, con molte differenze, le stelle più luminose e possono emettere un raggio di luce anche più intenso di quello di un'intera galassiaLe supernovae di tipo Ia non contengono elio, e mostrano invece linee di assorbimento del silicio. Si pensa che siano causate dall'esplosione di una nana bianca, che si trova in corrispondenza o molto vicina al limite di Chandrasekhar.

Una possibilità è che la nana bianca fosse in orbita ad una stella moderatamente massiccia. Parte della massa della compagna viene trasferita alla nana bianca, finché questa non arriva al limite di Chandrasekhar. La nana inizia a collassare in una stella di neutroni o in un buco nero, ma l'energia potenziale gravitazionale del collasso e la condizione di alta densità derivante dallo stato degenere della materia della stella innescano una rapida fusione nucleare degli atomi di carbonio e ossigeno rimanenti in un processo a feed-back positivo regolato principalmente dalla temperatura del plasma coinvolto. L'improvviso rilascio di energia produce una potentissima onda d'urto che accelera i prodotti di fusione oltre la velocità di fuga della stella (10000 chilometri al secondo) e per un periodo di circa tre settimane la palla di fuoco mantiene una luminosità straordinaria;[1] la stella viene così fatta a pezzi. Poiché il limite di Chandrasekhar è sempre lo stesso, queste supernovae hanno sempre la stessa energia, ed osservarne una in una galassia distante permette immediatamente di trovarne la distanza esatta. Ciò ha reso queste supernovae indispensabili nella cosmologia, dove il comportamento delle galassie distanti viene studiato per derivare le proprietà dell'Universo nel suo complesso.

Il meccanismo di una semplice nova è simile ma meno drammatico: la materia in eccedenza viene fusa prima che il limite di Chandrasekhar venga raggiunto. La fusione produce quindi abbastanza energia per aumentare drasticamente la luminosità della stella, ma questa sopravvive all'evento.

L'incremento in luminosità della supernova è dato dall'energia liberata nell'esplosione, e durante il tempo piuttosto lungo che occorre perché la luminosità si riduca, la supernova è alimentata principalmente dal decadimento nucleare di nichel e cobalto radioattivo (cobalto-56) in ferro.


Tipo Ib e Ic

Per approfondire, vedi la voce Supernova di tipo Ib e Ic.

Le supernovae di tipo Ib e Ic non mostrano linee dovute al silicio, e sono ancora meno comprese. Si pensa che abbiano origine da stelle alla fine della loro vita (come il tipo II), ma che avrebbero già perso tutto il loro idrogeno, e quindi impossibilitate a mostrare righe H nel loro spettro. Le supernovae di tipo Ib sono forse il risultato del collasso di una stella di Wolf-Rayet.


Tipo II

Per approfondire, vedi la voce Supernova di tipo II.

Le supernovae di tipo II hanno origine quando il nucleo di una stella molto massiccia (almeno 8 masse solari, se non di più) ha prodotto una notevole quantità di ferro, la cui fusione assorbe energia invece di liberarla. Quando la massa del nucleo di ferro raggiunge il limite di Chandrasekhar (bastano pochi giorni), esso decade spontaneamente in neutroni attraverso un processo di fotodisintegrazione e cattura elettronica (con emissione di una prima ondata di neutrini elettronici) e, sotto l'effetto della sua stessa gravità, implode. La massa di neutroni così formatasi presenta una temperatura dell'ordine dei cento miliardi di kelvin, che sarebbe virtualmente sufficiente a "vaporizzare" l'astro appena formato. Per questa ragione, i neutroni in alto stato di eccitazione termica perdono energia attraverso l'emissione di bosoni Z che decadono immediatamente in coppie di neutrini-antineutrini di tutti i sapori. Ne consegue una seconda e molto più intensa ondata di neutrini, che sottraggono un'enorme quantità di energia alla stella e iniziano a viaggiare verso l'esterno. Attraverso un processo non del tutto compreso, una parte dell'energia trasportata dai neutrini viene ceduta agli strati esterni della stella. Quando, alcune ore dopo, l'onda d'urto raggiunge la superficie della stella, la sua luminosità aumenta drasticamente e gli strati esterni vengono sparati nello spazio. Il nucleo della stella può quindi diventare una stella di neutroni o un buco nero, a seconda della sua massa. I dettagli del processo sono ancora poco compresi, e non si conosce il valore esatto di massa che discrimina tra i due risultati.

Ci sono leggere varianti del tipo II, come il tipo II-P e quello II-L, ma si limitano a descrivere il comportamento della curva di luce dell'evento (le II-P mostrano un plateau temporaneo nel livello di luminosità, mentre le II-L no), e non riflettono cause fondamentalmente differenti.


Ipernovae


Alcune stelle eccezionalmente grandi al momento della loro morte potrebbero produrre un'ipernova, un tipo di esplosione relativamente nuovo e per la maggior parte teorico. Nel meccanismo proposto per un'ipernova (o collapsar), il nucleo della stella collassa direttamente in un buco nero, e due getti di plasma estremamente energetici sono emessi dai poli di rotazione, ad una velocità quasi pari a quella della luce. Questi getti emettono raggi gamma molto intensi, e sono una delle possibili spiegazioni per i lampi gamma.


Nomenclatura

Le scoperte di supernovae sono comunicate all'IAU, che manda quindi una circolare con il nome assegnato. Il nome è formato dall'anno della scoperta, e una designazione progressiva di una o due lettere. Le prime 26 supernovae scoperte in un dato anno ottengono le lettere da A a Z. Quelle seguenti ripartono con aa, ab e così via.


Supernovae storiche

185 - nella costellazione del Centauro, SN 185, osservata dai Cinesi.
1006 - nella costellazione del Lupo, SN 1006, osservata da astronomi europei ed orientali.
1054 - nella costellazione del Toro, SN 1054, formazione della Nebulosa del Granchio, registrata dagli astronomi cinesi e forse dagli indiani d'America.
1181 - nella costellazione del Cigno, SN 1181, probabile formazione della pulsar 3C 58, osservata da astronomi cinesi e giapponesi.
1572 - nella costellazione di Cassiopea, supernova osservata da Tycho Brahe, il cui libro De Nova Stella (Sulla stella nuova) dette origine al nome "nova" per queste stelle.
1604 - supernova nell'Ofiuco, SN 1604, osservata da Giovanni Keplero, spesso è chiamata la stella di Keplero. L'ultima supernova osservata nella Via Lattea.
XVII secolo - una ulteriore supernova è esplosa nella costellazione di Cassiopea nel XVII secolo dando origine alla potente sorgente radio denominata Cassiopea A, poiché la supernova è stata fortemente oscurata dalle polveri galattiche non è stata osservata dagli osservatori dell'epoca, forse John Flamsteed la osservò il 16 agosto 1680 come una debole stella[2].
Le supernove del 1572 e del 1604 furono usate da Galileo come prova contro l'immutabilità delle sfere celesti, dottrina sostenuta dai filosofi del tempo, dottrina che veniva fatta risalire ad Aristotele ed alla scuola peripatetica.


Supernovae importanti

La supernova 1987a1987 - Supernova 1987a osservata entro poche ore dopo la sua esplosione, è stata la prima occasione per testare le moderne teorie sulla formazione di supernovae con le osservazioni.
2006 - Supernova SN 2006gy osservata la prima volta il 18 settembre 2006, si trova nella galassia NGC 1260 a circa 240 milioni di anni luce. La prima analisi del fenomeno è stata pubblicata dalla NASA il 7 maggio 2007 e descrive questo evento come "la maggiore esplosione stellare mai registrata". La stella originaria, che aveva una massa pari a 150 volte quella del sole, presenta analogie con la vicina Eta Carinae.
Le supernovae lasciano spesso al loro posto dei resti di supernova. Lo studio di questi oggetti è utile per migliorare la nostra conoscenza sul fenomeno.


Ruolo delle supernovae nell'evoluzione stellare

Le supernovae tendono ad arricchire lo spazio interstellare circostante con metalli, che per gli astronomi includono anche elementi chimici non metallici più pesanti dell'elio. Così ogni generazione di stelle ha una composizione leggermente differente, che va da una mescolanza quasi pura di idrogeno ed elio a una composizione più ricca di metalli. La differente abbondanza di elementi chimici ha un'influenza importante sulla vita di una stella, e può influenzare in maniera decisiva la possibilità di avere dei pianeti che le orbitino intorno.


Effetto delle supernovae sulla Terra

Speculazioni sugli effetti di supernovae vicine alla Terra si focalizzano spesso su stelle massicce, come Betelgeuse, una supergigante rossa a 427 anni luce che è una candidata a divenire una supernova di tipo II. Diverse stelle visibili entro poche centinaia di anni luce dal Sole sono candidate a diventare supernovae entro i prossimi 1000 anni. Sebbene spettacolari, si ritiene che queste supernovae "prevedibili" abbiano poco potenziale di provocare qualche effetto sul nostro pianeta. Le supernovae di tipo Ia, tuttavia, si pensa siano potenzialmente molto più pericolose se nascono abbastanza vicino alla Terra; poiché esse hanno origine dalle comuni e poco luminose nane bianche, è probabile che una supernova che possa produrre degli effetti sulla Terra possa nascere in modo non prevedibile in un sistema solare non ben studiato. Una teoria suggerisce che una supernova di tipo Ia dovrebbe essere più vicina di 1000 parsec (3300 anni luce) per produrre un effetto sulla Terra[3].

Stime recenti predicono che una supernova di tipo II dovrebbe essere più vicina di 8 parsec (26 anni luce) per distruggere metà dello strato protettivo di ozono della Terra[4]. Tali stime si sono occupate soprattutto di modelli atmosferici e hanno preso in considerazione soltanto il flusso di radiazioni proveniente da SN 1987A, una supernova di tipo II nella Grande Nube di Magellano. Stime del tasso di formazione delle supernovae entro 10 parsec dal nostro pianeta danno un risultato variabile da una volta ogni 100 milioni di anni[5] a una volta ogni 10 miliardi di anni [6].

Nel 1996 gli astronomi dell'Università dell'Illinois hanno teorizzato che tracce di supernovae del passato potrebbero essere rintracciabili sulla Terra sotto forma di firme radioattive dovute a isotopi metallici negli strati di roccia. In seguito, isotopi di ferro-60 sono stati segnalati nelle rocce del fondale profondo dell'Oceano Pacifico da ricercatori dell'Università Tecnica di Monaco