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Vesta flashback: le scoperte della missione Dawn
Vesta flashback: le scoperte della missione Dawn

Vesta - tavola comparativa

Credit: NASA/JPL-Caltech/JAXA/ESA

La sonda della NASA Dawn ormai giunta in orbita intono a Cerere, ha studiato Vesta per più di un anno, dal 3 maggio 2011 al 4 settembre 2012, cambiandone radicalmente la nostra visione. Come per Cerere, infatti, fino a poco tempo fa le migliori conoscenze arrivavano dalle immagini del telescopio spaziale Hubble.

Vesta ripreso da Hubble tra il 28 novembre ed il 1 dicembre 1994

Vesta ripreso dal telescopio spaziale Hubble tra il 28 novembre ed il 1 dicembre 1994
Credit: NASA/STScI/Georgia Southern University

Visto da fuori, Vesto sembra il tipico asteroide ma guardando più internamente, si è scoperto che ha un passato da pianeta mancato.

La sua forma è piuttosto irregolare, molto diversa dai quasi sferici Cerere, Plutone, Haumea, Makemake e Eris.

Il reportage fotografico di Dawn, ha mostrato che l'emisfero sud è caratterizzato da due enormi impatti. La collisione più antica formò il cratere Veneneia, circa 2 miliardi di anni fa, che con un diametro di 395 chilometri, copre quasi tre quarti del diametro dell'equatore di Vesta. Quasi un miliardo di anni dopo, un secondo impatto formò il grande cratere Rheasilvia, di 505 chilometri, che si estende per il 90% del diametro dell'asteroide ed è anche uno dei più grandi crateri del Sistema Solare. L'alta montagna di 22 chilometri al centro e le profonde scanalature vicino all'equatore, raccontano la furia di quell'evento.

Vesta - mappa topografica

Vesta - mappa topografica dei due grandi bacini da impatto, Venenia e Rheasilvia
Credit: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA/PSI

Il materiale espulso andò a formare una nuova classe di asteroidi, nota come “vestoidi”, che tutt'ora attraversano l'orbita del nostro pianeta e cadono a terra come meteoriti. Oggi ne possediamo oltre 200 campioni.
Uno degli obiettivi della missione è stato proprio confermare la relazione tra Vesta e le tre classi di meteoriti: Howarditi, Eucriti e Diogeniti, conosciuti anche con l'acronimo HED.

Vesta - distribuzione dei minerali

Vesta - distribuzione dei minerali. Il rosso indica i diogeniti, un materiale formatosi attraverso processi magmatici profondi nella crosta; in verde il howardite, una roccia di superficie composta da materiali diversi, scavati, espulsi e mescolati da impatti meteorici; in blu l'eucrite, una roccia formata nella crosta di Vesta ma non così in profondità come la diogenite. Le aree gialle sono regioni con diogeniti e howarditi. Le zone gialle e rosse hanno grandi quantità di diogeniti.
Credit: NASA/JPL-Caltech/UCLA/ASI/INAF

Ma ciò che distingue veramente Vesta dalle altre rocce spaziali sono le sue caratteristiche interne.
Dawn ha dimostrato che ha una struttura a cipolla, simile a quella della Terra, che comprende un nucleo di ferro e nichel, un mantello ed una crosta. Circa 4,6 miliardi di anni fa, quindi, Vesta deve essere stato un corpo caldo e fuso: i materiali pesanti come il ferro, affondarono verso l'interno, mentre gli elementi più leggeri si distribuirono più in superficie.

"Partiamo dal presupposto che Vesta aveva iniziato a svilupparsi in un pianeta. Se fosse riuscito ad accumulare sempre più materiale, crescendo ulteriormente, forse ora sarebbe il quinto pianeta interno accanto a Mercurio, Venere, Terra e Marte", aveva detto Andreas Nathues del Max Planck Institute for Solar System Research. Ma Giove, che si stava formando nello stesso periodo, impedì tale evoluzione.

L'idea è nata quando le immagini inviate dalla sonda Dawn hanno mostrato il vasto sistema di depressioni che circonda la regione equatoriale: la più grande, chiamata Divalia Fossa, supera la dimensione del Grand Canyon. Si estende per 465 chilometri di lunghezza e 22 chilometri di larghezza, per 5 chilometri di profondità. Una scala ed un tipo di frattura che può essere spiegato solo da una struttura interna complessa e differenziata.

Vesta

Credit: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA

Tuttavia, nonostante Dawn abbia raccolto una grande quantità di dati, l'interno di Vesta risulta ancora problematico.
"Ci sono molte indicazioni che la crosta esterna è molto spessa", aveva aggiunto Nathues. Secondo le stime, potrebbe arrivare a misurare tra i 30 e gli 80 chilometri, più dell'11% del raggio dell'intero corpo, uno spessore simile a quello della crosta terrestre che, tuttavia, in proporzione è molto più grande.
Ne sono prova i due grandi crateri dell'emisfero sud già nominati, dove, nonostante la loro profondità, i ricercatori non hanno rilevato alcun segno di olivina, un minerale che generalmente si trova nel mantello roccioso interno. Gli impatti sembrano, infatti, aver graffiato la crosta, senza esporre gli strati sottostanti. Dall'altra parte però i diogeniti, i meteoriti del gruppo HED che dovrebbero provenire dal mantello di Vesta, possiedono notevoli quantità di olivina, che è un materiale molto importante anche nel mantello superiore terrestre.

L'olivina, però, è stata trovata nell'emisfero settentrionale e ciò potrebbe indicare che Vesta subì solo una parziale fusione che creò sacche concentrate di questo minerale, piuttosto che una distribuzione globale. O, forse, il fondo dei crateri nell'emisfero sud è stato ricoperto da altro materiale che ha impedito a Dawn di identificare l'olivia. In ogni caso, Vesta deve aver vissuto sicuramente una storia evolutiva molto complessa.

Uno sguardo più dettagliato, rivela che la sua superficie è chiaramente diversa dalla maggior parte delle altre rocce che popolano la fascia degli asteroidi.
Questi corpi, che gli scienziati chiamano "primitivi", sono generalmente caratterizzati da una certa uniformità, tutto il contrario di Vesta.

Ci sono regioni, sulla superficie dell'asteroide, che riflettono la luce in modo più efficiente delle neve, vicino ad aree nere come la fuliggine. Nelle immagini a falsi colori che rappresentano la riflettività della superficie a diverse lunghezze d'onda, Vesta appare iridescente con una grande varietà di differenti minerali.
"La geologia estremamente varia della superficie di Vesta in effetti assomiglia più a quella di un pianeta", aveva detto Nathues.

Vesta - mappa mineralogica

Credit: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA/PSI

Particolarmente suggestivo è il materiale scuro che si trova ai margini del vecchio grande bacino Veneneia ed all'interno di altri crateri.

Materiale scuro - cratere Cornelia, Vesta

Materiale scuro del cratere Cornelia, Vesta.
Credit: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA

Lo spettrometro VIR di Dawn aveva suggerito che, non solo è ricco di carbonio, ma contiene serpentino, un gruppo di minerali comuni in rocce metamorfiche femiche e ultrafemiche (cioè, ricche di ferro e magnesio).
Tuttavia, poiché alle alte temperature che devono aver caratterizzato l'infanzia di Vesta, tale materiale non si sarebbe potuto formare in loco, gli scienziati ritengono che probabilmente non è indigeno ma è arrivato dall'esterno, magari proprio con il grande impatto che generò Veneneia.

In generale, molti materiali sulla superficie sembrano estranei a Vesta, come anche i minerali idrati, associati ad i terreni più anziani. Questi per formarsi, devono aver interagito con l'acqua ma Vesta è troppo caldo per l'acqua allo stato liquido. Ed ecco che ancora una volta arrivano in aiuto i meteoriti. Gli Howarditi presentano infatti alcuni componenti interessanti, come la condrite carbonacea. Un minerale ricco di acqua e tracce di materiale organico che sarebbe arrivato su Vesta, consegnato dagli impatti con altre rocce provenienti da regioni ancora più remote del Sistema Solare.

Così, è possibile che il corpo impattatore che generò il cratere Veneneia, fosse ricco di materiali carboniosi ed idrati. La collisione, che sarebbe avvenuta lentamente, tipo 2 chilometri al secondo, sarebbe riuscita a consegnare molti nuovi materiali al proto-pianeta. Più tardi, la formazione del cratere Rheasilvia, spazzò via metà del bacino Veneneia, coprendo la superficie con un materiale più brillante. Oppure, il materiale scuro potrebbe essere stato consegnato da molti eventi più piccoli. D'altra parte, le più alte concentrazioni sono in luoghi in cui è stata esposta la vecchia superficie, luoghi sfuggiti agli impatti successivi.

I minerali idrati sarebbero responsabili anche dell'idrogeno rilevato da Dawn intorno all'equatore, insieme ad altri materiali volatili. L'ipotesi più accreditata è che questi, intrappolati sotto forma di ghiaccio o gas nelle rocce spaziali, sarebbero stati rilasciati dal calore durante gli impatti.

Questo è un punto davvero intrigante per gli scienziati che desiderano scoprire quali sostanze erano presenti al momento della nascita del nostro Sistema Solare, da dove arrivavano e come si ridistribuirono. Anche se Vesta è solo un piccolo corpo, il fatto che, in un certo senso, sia rimasto bloccato in una fase iniziale di formazione planetaria, conservando le condizioni di 4,6 miliardi di anni fa, offre una buona finestra sul passato.

Se volete rivivere l'emozione con la sonda Dawn, la NASA ha predisposto un tour virtuale, dove oltre alle immagini 2D e 3D (compatibili con le stampanti 3D) sono disponibili anche molte altre informazioni geochimiche sull'asteroide.


Il misterioso X-37B di nuovo pronto per lo spazio
Illustrazione artistica dell'X-37B in orbita

Il decollo dello spazio-plano senza pilota, che ricorda una versione in miniatura degli orbiter Space Shuttle della NASA ora in pensione, è previsto il 20 maggio prossimo con un razzo Atlas 5 della United Launch Alliance dalla Air Force Station di Cape Canaveral, in Florida.

"Siamo emozionati per la nostra quarta missione di X-37B," ha detto Randy Walden, direttore dell'Air Force Rapid Capabilities Office, in un comunicato. "Con il suuccesso dimostrato nelle precedenti tre missioni, siamo ora in grado di concentrarci dagli iniziali controlli del veicolo a testare carichi utili sperimentali."

I carichi e le attività specifiche di X-37B sono classificati, e così non è chiaro esattamente che cosa combina questo veicolo spaziale mentre gira attorno alla Terra. Ma l'Air Force ha ufficialmente rivelato alcuni indizi sulla prossima missione.

"L'Air Force Research Laboratory (AFRL), lo Space and Missile Systems Center (SMC) e l'Air Force Rapid Capabilities Office (AFRCO) stanno studiando un sistema di propulsione sperimentale per la missione 4 di X-37B," ha scritto il Capitano Chris Hoyler, portavoce dell'Air Force, in una email a Space.com.
"AFRCO inoltre ospita un certo numero di materiali sperimentali a bordo dell'X-37B per conto della NASA in uno studio sulla resistenza di questi all'ambiente spaziale," ha aggiunto Hoyler.

L'Air Force dispone di due spazio-plani X-37B, entrambi costruiti dalla divisione Phantom Works della Boeing. Il veicolo spaziale, alimentato da pannelli solari, misura circa 8,8 metri di lunghezza per 2,9 di larghezza con un'apertura alare di 4,6. Il veicolo dispone di un piccolo vano di carico delle dimensioni del bagagliaio di pick-up. L'X-37B viene lanciato verticalmente dalla sommità di un razzo mentre atterrà orizzontalmente su una pista convenzionale, proprio come faceva lo Space Shuttle.

Uno dei due veicoli X-37B ha volato nella prima e terza missione del programma, conosciute, rispettivamente, come OTV-1 e OTV-3 (OTV stà per 'Orbital Test Vehicle'). L'altro veicolo ha volato soltanto in OTV-2. L'Air Force non ha rivelato ufficialmente quale dei due spazio-plani andrà in orbita nella prossima missione.

L'OTV-1 venne lanciato nell'aprile 2010 e atterrò nel dicembre dello stesso anno, rimanendo in orbita 225 giorni. L'OTV-2 decollò nel marzo 2011 e orbitò attorno alla Terra per 469 giorni, venendo giù nel giugno 2012. OTV-3 venne lanciato nel dicembre 2012 e rimase su per la bellezza di 675 giorni, atterrando finalmente nell'ottobre del 2014.

L'Air Force ufficialmente non dice quanto OTV-4 rimarrà in orbita.
"L'X-37B è progettato per una durata orbitale di 270 giorni," dice Hoyler. "Abbiamo dimostrato la capacità di missioni più lunghe. Come le precedenti missioni la durata attuale dipende dagli obiettivi del test, dalle prestazioni del veicolo in orbita e dalle condizioni della struttura di atterraggio."

Nella foto l'X-37B dopo l'atterraggio a Vandenberg al termine di OTV-3 mentre una squadra di tecnici esegue le operazioni post-volo.

L'X-37B dopo l'atterraggio a Vandenberg al termine di OTV-3 mentre una squadra di tecnici esegue le operazioni post-volo.
Credit: Boeing

La segretezza attorno all'X-37B e ai suoi carichi ha alimentato speculazioni che vogliono il veicolo come una specie di arma spaziale di qualche tipo. Ma l'Air Force ha ripetutamente rifiutato quest'ipotesi.
"Gli obiettivi principali dell'X-37B sono duplici: tecnologie di veicoli spaziali riutilizzabili per il futuro americano nello spazio ed esperimenti che possono essere riportati ed esaminati sulla Terra," scrive l'Air Force online sulla pagina dedicata all'X-37B. "Le tecnologie che vengono testate nel programma comprendono sistemi di guida avanzati, navigazione e controllo, sistemi di protezione termica, avionica, resistenza delle struttura alle alte temperature, isolamento riutilizzabile, sistemi di volo elettromeccanici ultraleggeri e sistema di volo orbitale, rientro ed atterraggio autonomi."
Inizialmente la missione OTV-4 era prevista per il 6 maggio, ma l'Air Force aveva chiesto alla ULA lo spostamento del lancio per un non meglio precisato problema con il veicolo spaziale.

Fonte: Space.com


Triturato da una nana bianca
Triturato da una nana bianca

Le nane bianche sono stelle di piccole dimensioni, poco luminose, la cui massa però è simile o leggermente superiore a quella del Sole.
Ma come ha fatto una stella che ha più o meno le dimensioni della Terra, ad essere responsabile di un atto così estremo? Tutta colpa della sua gravità.
Quando una stella raggiunge lo stadio di nana bianca, quasi tutto il materiale che la compone viene confinato entro un raggio pari ad un centesimo della stella originale. Ciò significa che, in caso di incontro ravvicinato con un altro oggetto, l'attrazione gravitazionale della stella e le maree ad essa associate, causano una notevole differenza di trazione tra il lato vicino e quello più lontano del corpo. Basti pensare che la gravità sulla superficie di una nana bianca è oltre dieci milla volte superiore rispetto alla gravità sulla superficie del Sole.

Tramite l'INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory (INTEGRAL) dell'Agenzia Spaziale Europea ESA, i ricercatori hanno scoperto una nuova sorgente di raggi X vicino al centro dell'ammasso globulare NGC 6388, dove osservazioni ottiche precedenti avevano fatto ipotizzare la presenza di un buco nero di massa intermedia, con massa pari a diverse centinaia Soli o più. I raggi X individuati da INTEGRAL hanno sollevato l'intrigante possibilità che fossero stati prodotti da turbinante gas caldo diretto verso il buco nero ma, le successive osservazioni di Chandra mostrarono che i raggi X non arrivavano dal centro di NGC 6388 ma da una posizione leggermente laterale.

NGC 6388 vista a raggi X

Escluso il buoco nero come potenziale fonte di emissione dei raggi X, è continuata la caccia alla ricerca della sorgente effettiva.
Il fenomeno è stato quindi monitorato con il telescopio a raggi X del Swift Gamma Ray Burst della NASA, per circa 200 giorni.
Durante tale periodo la fonte è variata in luminosità, decrescendo con un andamento che concorda con i modelli teorici della distruzione di un pianeta a causa dalle forze gravitazionali di marea di una nana bianca, in cui i detriti brillano in raggi X mentre cadono sulla stella.

Dalle stime, il pianeta distrutto doveva contenere circa un terzo della massa della Terra, mentre la nana bianca che ha seminato la distruzione ha circa 1,4 volte la massa del Sole.

The puzzling source IGR J17361–4441 in NGC 6388: a possible planetary tidal disruption event [abstract]

On 2011 August 11, INTEGRAL discovered the hard X-ray source IGR J17361–4441 near the centre of the globular cluster NGC 6388. Follow-up observations with Chandra showed the position of the transient was inconsistent with the cluster dynamical centre, and thus not related to its possible intermediate mass black hole. The source showed a peculiar hard spectrum (Γ ≈ 0.8) and no evidence of QPOs, pulsations, type-I bursts, or radio emission. Based on its peak luminosity, IGR J17361–4441 was classified as a very faint X-ray transient, and most likely a low-mass X-ray binary. We re-analysed 200 d of Swift/XRT observations, covering the whole outburst of IGR J17361–4441 and find a t−5/3 trend evident in the light curve, and a thermal emission component that does not evolve significantly with time. We investigate whether this source could be a tidal disruption event, and for certain assumptions find an accretion efficiency ϵ ≈ 3.5 × 10−4(MCh/M) consistent with a massive white dwarf, and a disrupted minor body mass Mmb ≈ 1.9 × 1027(M/MCh) g in the terrestrial-icy planet regime. These numbers yield an inner disc temperature of the order kTin ≈ 0.04 keV, consistent with the blackbody temperature of kTin ≈ 0.08 keV estimated by spectral fitting. Although the density of white dwarfs and the number of free-floating planets are uncertain, we estimate the rate of planetary tidal disruptions in NGC 6388 to be in the range 3 × 10−6–3 × 10−4 yr−1. Averaged over the Milky Way globular clusters, the upper limit value corresponds to 0.05 yr−1, consistent with the observation of a single event by INTEGRAL and Swift.


LEECH: incursione nel sistema HR 8799
Sistema Planetario HR 8799

I risultati sono stati pubblicati sulla rivista Astronomy and Astrophysics.

The LEECH Exoplanet Imaging Survey. Further constraints on the planet architecture of the HR 8799 system [abstract]

Context. Astrometric monitoring of directly imaged exoplanets allows the study of their orbital parameters and system architectures. Because most directly imaged planets have long orbital periods (>20 AU), accurate astrometry is challenging when based on data acquired on timescales of a few years and usually with different instruments. The LMIRCam camera on the Large Binocular Telescope is being used for the LBT Exozodi Exoplanet Common Hunt (LEECH) survey to search for and characterize young and adolescent exoplanets in L′ band (3.8 μm), including their system architectures.

Aims. We first aim to provide a good astrometric calibration of LMIRCam. Then, we derive new astrometry, test the predictions of the orbital model of 8:4:2:1 mean motion resonance proposed for the system, and perform new orbital fitting of the HR 8799 bcde planets. We also present deep limits on a putative fifth planet inside the known planets.

Methods. We use observations of HR 8799 and the Θ1 Ori C field obtained during the same run in October 2013.

Results. We first characterize the distortion of LMIRCam. We determine a platescale and a true north orientation for the images of 10.707 ± 0.012 mas/pix and −0.430 ± 0.076°, respectively. The errors on the platescale and true north orientation translate into astrometric accuracies at a separation of 1′′ of 1.1 mas and 1.3 mas, respectively. The measurements for all planets agree within 3σ with a predicted ephemeris. The orbital fitting based on the new astrometric measurements favors an architecture for the planetary system based on 8:4:2:1 mean motion resonance. The detection limits allow us to exclude a fifth planet slightly brighter or more massive than HR 8799 b at the location of the 2:1 resonance with HR 8799 e (~9.5 AU) and about twice as bright as HR 8799 cde at the location of the 3:1 resonance with HR 8799 e (~7.5 AU).

Il pianeta HR 8799 b ripreso dal telescopio Hubble nel 1998La scoperta di pianeti extrasolari intorno alla giovane stella HR 8799, che ha solo 30 milioni di anni, risale al 13 novembre 2008 quando le ottiche adattive del telescopio Keck e Gemini individuarono tre pianeti in orbita. Nel 2009, ci si rese conto che uno di questi, quello identificato con la lettera b, era già stato fotografato dal telescopio spaziale Hubble, che ha appena computo 25 anni, nel 1998 (immagine a sinistra). Un quarto fu scoperto a novembre 2010, tramite osservazione diretta, nelle bande K e L dell'infrarosso dai telescopi Keck.
"Questa stella quindi, era un obiettivo per l'indagine LEECH, che poteva offrire l'opportunità di acquisire nuove immagini e meglio definire le proprietà dinamiche dei pianeti extrasolari orbitanti", ha detto Christian Veillet, direttore del Large Binocular Telescope Observatory (LBTO).

L'indagine LEECH inizia proprio al LBTO, nel sud-est dell'Arizona a febbraio 2013 per cercare di caratterizzare i giovani pianeti nello spettro del medio infrarosso.
Mentre, generalmente, l'imaging per la ricerca dei pianeti extrasolari sfrutta il vicino infrarosso, ossia la banda H a circa 1,6 micrometri, LEECH lavora ad una lunghezza d'onda di 3,8 micrometri che gli astronomi chiamano banda L, dove i pianeti freddi e di piccola massa emettono la maggior parte della loro radiazione. Sfrutta le straordinarie prestazioni del sistema di ottica adattiva del Large Binocular Telescope (LBT), che permette di correggere quasi completamente le distorsioni causate dall'atmosfera terrestre, ed utilizza la potenza il Large Binocular Telescope Interferometer (LBTI).
Con il passare del tempo, i pianeti diventano sempre più deboli e più rossi, aumentando ulteriormente il vantaggio di indagini nel medio infrarosso. Per questo motivo, LEECH è unicamente in grado di scoprire pianeti intorno a stelle molto vicine, che tendono a essere più vecchi rispetto alla maggior parte degli obiettivi della ricerca per immagini.

LBTI

LBTI (struttura di verde al centro dell'immagine) tra i due specchi 8,4 metri di LBT.
Credit: LBTO - Enrico Sacchetti

Lo studio, guidato da Anne-Lise Maire, dall'Osservatorio Astronomico dell'INAF di Padova, il primo nell'ambito del progetto LEECH, è stato dedicato alla struttura ed alla dinamica del sistema planetario HR 8799.

Il risultato esclude l'eventuale presenza di un quinto pianeta massiccio teorizzato, dimostrando che la stella non potrebbe ospitarne più di quattro e che questi sono in risonanza doppia tra loro (8:4:2:1).

“Abbbiamo studiato un sistema di 4 pianeti girando la stella HR8799 con il grande telescopio binoculare LBT negli Stati Uniti”, ha spiegato Anne-Lise Maire nel servizio di Marco Galliani, Media INAF.
“L’Osservatorio Astronomico di Arcetri ha costruito e concepito il sistema ad ottica adattiva del telescopio che corregge la turbolenza dell’atmosfera della Terra per ottenere immagini molto più precise. I pianeti di questa stella sono simili al pianeta Giove del Sistema Solare. La misura della posizione dei pianeti con il tempo permette di avere informazioni sull’architettura e la stabilità del sistema. Usando questo metodo abbiamo trovato che una configurazione stabile di questo sistema si ottiene con ogni pianeta che ha un periodo orbitale che è il doppio di quello del pianeta a lui più interno”.

"Sensibilità unica di LEECH ci ha permesso di sondare la regione interna di questo sistema planetario", ha aggiunto Wolfgang Brandner del Max Planck Institute for Astronomy di Heidelberg, Germania. "Un quinto pianeta gigante in un'orbita di risonanza interna è stato escluso. Questo potrebbe significare che il sistema planetario HR 8799 ha un'architettura simile al Sistema Solare, con quattro pianeti massicci a distanze maggiori e pianeti di massa inferiore, ancora non rilevati, nella zona più interna".

"Le nostre osservazioni suggeriscono che questo sistema è abbastanza stabile", ha aggiunto Veillet. "In altre parole, non vi è alcuna indicazione che quei pianeti si scontreranno uno con l'altro nei prossimi milioni di anni".

Nella configurazione attuale LEECH riesce a vedere fino a 15 Unità Astronomiche (1 untà Astronomica UA corrisponde alla distanza media Terra - Sole) dalla stella.

Secondo Veillet, l'indagine LEECH è un progetto esemplare:
"Si avvale delle prestazioni dell'ottica adattiva e combina le risorse dalla maggior parte dei partner LBTO - quattro università degli Stati Uniti, due istituti in Germania e la comunità italiana - per costruire un unico grande programma con oltre 100 notti osservative".

Riferimenti:
- http://phys.org/news/2015-04-astronomers-probe-region-young-star.html
- http://leech.as.arizona.edu/Site/LEECH.html


Dawn: prima orbita con brivido!
rappresentazione artistica di Dawn mentre effettua la manovra di inserzione sorvolando il lato non illuminato di Cerere, circa 15 gorni fa.

 Chi ha seguito di recente il "Mission Log" su questo sito, saprà che giovedì scorso la sonda Dawn si è finalmente inserita nella sua prima orbita vera e propria attorno a Cerere. L'annuncio ufficiale dell'inserimento in orbita era stato dato già il 6 Marzo scorso ma in quella occasione, in realtà, era avvenuta solo la cattura gravitazionale da parte del pianeta nano; in altre parole, l'energia totale di Dawn (ovvero la somma di energia cinetica e gravitazionale) era divenuta negativa, come si vede nel seguente grafico (la scala relativa all'energia per unità di massa è a destra, quella a sinistra si riferisce alla distanza ed è logaritmica)

mah

 Dato che l'orbita iniziale era estremamente allungata o "eccentrica", e quindi non adatta ad uno studio sistematico del pianeta nano, la sonda ha continuato a modificare la sua traiettoria tenendo i motori a ioni costantemente accesi, se escludiamo le 6 pause in cui ha ripreso immagini e comunicato a Terra. Nell'ultimo mese e mezzo, Dawn ha compiuto una complessa manovra che l'ha portata fino a una distanza massima di oltre 78000 km da Cerere per poi riavvicinarsi e finire progressivamente su un'orbita polare circolare a 13500 km dalla superficie di Cerere. La distanza è stata scelta in modo tale da poter riempire l'inquadratura della fotocamera di bordo con l'intero disco di Cerere (il quale ha ora le stesse dimensioni apparenti di un pallone da calcio visto da 3m di distanza). 

 Appena inserita nella "orbita scientifica RC3", però, è avvenuto un imprevisto, per fortuna senza serie conseguenze: a seguito di un ritardo nella trasmissione di una sequenza di comandi da terra, la sonda è entrata in "safe mode", una modalità di emergenza in cui vengono interrotte le normali attività scientifiche e il veicolo rimane in ascolto di nuove istruzioni da Terra. Le istruzioni, per fortuna, sono arrivate subito e ieri la sonda ha ripreso le sue normali attività. In questo momento sta ricevedo e trasmettendo dati verso l'antenna americana di Goldstone mentre stamattina era in connessione con l'antenna spagnola di Madrid (l'attività della rete di comuncazione Deep Space Network della NASA può essere seguita in tempo reale su questa pagina).

 Nell'animazione sottostante, realizzata partendo dalle immagini del simulatore JPL, è possibile vedere le manovre effettuate dalla sonda negli ultimi giorni, con lo spegnimento dei motori e il sorvolo del polo sud (si noti anche il miglioramento nella texture di Cerere, ora dai colori più realistici):

Animazione1 copy copy

 In questi primi tre giorni di orbita RC3, Dawn sta sorvolando il Polo Sud di Cerere, e sta raccogliendo molte immagini e spettri nel visibile e nell'infrarosso, mentre l'angolo di fase aumenta e la porzione illuminata diminuisce. Quando la sonda attraverserà 29 gradi di latitudine sud sul lato notturno, non sarà più prudente puntare i suoi strumenti sensibili in quella direzione, perché troppo vicina al Sole; in questa fase, Dawn impiegherà un paio di giorni per trasmettere a Terra tutti i dati raccolti e immagazzinati in memoria. Martedi prossimo, la sonda supererà la latitudine 21° nord e punterà nuovamente i suoi sensori verso Cerere e suoi dintorni, continuando a raccogliere dati fin quasi sopra il polo nord, il primo Maggio. A quel punto, Dawn avrà completato poco più di metà della sua prima orbita.

 Intanto il JPL ha indetto un simpatico sondaggio per conoscere quale sia, nel pubblico, la spiegazione più verosimile sulla vera natura del famoso "spot 5", la doppia macchia chiara all'interno di un cratere. Per ora l'ipotesi più gettonata è quella di un deposito di ghiaccio, seguita a notevole distanza dall'ipotesi gayser o vulcano.

sondaggio

Riferimenti:
- www.jpl.nasa.gov/dawn/world_ceres/

http://dawnblog.jpl.nasa.gov/?p=2437