Gas nei dischi di polvere. Pubblicato su A&A lo studio: “The co-existence of hot and cold gas in debris discs” di I. Rebollido (Universidad Autónoma de Madrid)

Attorno alcune stelle di sequenza principale e’ osservato un eccesso di emissione nel lontano infrarosso rispetto ai valori attesi di emissione fotosferica. Questa emissione e’ dovuta alla presenza di dischi di polveri che orbitano attorno queste stelle. Questa ipotesi e’ stata recentemente supportata anche da immagini dirette di alcuni di questi dischi, come quello che orbita attorno la stella Fomalhaut. Questi

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Emissione di raggi X diffusa nelle regioni di formazione stellare massive. Pubblicato su ApJS “Diffuse X-ray emission in the Cygnus OB2 association” di J. F. Albacete-Colombo (Universidad de Rıo Negro)

Durante la loro breve esistenza lunga pochi milioni di anni, le stelle di grande massa (con masse maggiori di 8 masse solari, di classe spettrale O e B-early) possono influenzare violentemente l’ambiente circostante, grazie alla loro copiosa emissione di raggi UV ed intensi venti stellari. Una singola stella di classe spettrale O, infatti, può perdere fino a 10-6 masse solari

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La GAIA-ESO Survey e l’evoluzione chimica delle stelle. Pubblicato su MNRAS lo studio: “The Gaia-ESO Survey: evidence of atomic diffusion in M67?” di C. Bertelli Motta (ZAH)

La possibilita’ che stelle formate dalla stessa nube molecolare possano avere la stessa composizione chimica ha portato alcuni studiosi a cercare di identificare stelle provenienti da regioni di formazione stellare ormai dissolte attraverso studi delle loro abbondanze chimiche (chemical tagging theory, Freeman & Bland-Hawthorn 2002). Questa teoria presenta pero’ un problema: le abbondanze chimiche superficiali delle stelle cambiano considerevolmente durante

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Presentata una stima accurata dell’inclinazione orbitale di 5 esopianeti. Pubblicato su A&AS lo studio “The GAPS programme with HARPS-N at TNG XVI. Measurement of the Rossiter–McLaughlin effect of transiting planetary systems HAT-P-3, HAT-P-12, HAT-P-22, WASP-39, and WASP-60” di L. Mancini (Università di Roma Tor Vergata)

La scoperta degli esopianeti gioviani caldi (pianeti di dimensioni gioviane in orbite molto strette attorno alla propria stella) ha rivoluzionato le teorie sul processo di formazione planetaria. E’ ancora argomento di dibattito se questi pianeti si siano formati nelle orbite attuali o a distanze maggiori dalla stella centrale, per poi migrare verso orbite interne (e.g. Maldonado et al. 2018).  

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Reazioni chimiche nei grani e nei ghiacci interstellari. Pubblicato su ApJ: “Chemical Evolution of Interstellar Methanol Ice Analogs upon Ultraviolet Irradiation: The Role of the Substrate” di A. Ciaravella (INAF – OAPA)

La polvere interstellare e circumstellare svolge un ruolo importante in diversi processi astrofisici. Ad esempio, nei dischi protoplanetari: strutture che caratterizzano le stelle nella fase di pre-sequenza principale, tipicamente nei primi 10 milioni di anni di evoluzione, che sono il luogo della formazione planetaria. Infatti, anche se la massa dei dischi è dominata dalla componente gassosa (principalmente idrogeno), il ruolo

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Gaia ESO Survey e Gaia Data Release 1 insieme per stimare le età delle stelle. Pubblicato su A&A “The Gaia-ESO Survey: open clusters in Gaia-DR1. A way forward to stellar age calibration” di S. Randich (INAF-Firenze)

Gli ammassi stellari sono dei preziosi laboratori per lo studio, sia teorico che osservativo, dell’evoluzione delle stelle. Infatti, ogni ammasso costituisce un campione di stelle, talvolta anche piuttosto ricco arrivando a contare migliaia di membri, con un’età ben precisa ed uno spettro di massa ampio. Sfortunatamente, però, determinare l’età di un ammasso stellare può non essere semplice. Il metodo più

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Uno studio spettroscopico tenta di mettere luce sul meccanismo di formazione dei pianeti gioviani caldi: pubblicato su A&A “Chemical fingerprints of hot Jupiter planet formation” di J. Maldonano (INAF-OAPA)

La scoperta degli esopianeti giovani caldi (ossia pianeti giganti gassosi con periodi di rotazione minori di 10 giorni) ha sconvolto la nostra idea sulla formazione planetaria. Simili pianeti, infatti, sono assenti nel Sistema Solare e richiedono dei meccanismi di formazione che non erano stati ipotizzati fino a quel momento.   Le ipotesi principali per spiegare l’esistenza dei gioviani caldi sono

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Pubblicato su AJ lo studio: “An Accurate Mass Determination for Kepler-1655b, a Moderately Irradiated World with a Significant Volatile Envelope” di R. D. Haywood in collaborazione con OAPA

Il Sistema Solare è particolarmente ordinato, con i pianeti rocciosi con un raggio minore di un raggio terrestre (R⊕) situati nella regione interna prossima al Sole, ben lontani dai pianeti gassosi con un raggio maggiore di 3.9 R⊕. Negli ultimi anni, però, lo studio degli esopianeti ci ha mostrato come i sistemi esoplanetari possano avere geometrie ben diverse da quelle

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Emissione di raggi X non termici dall’impatto di un resto di supernova e una nube moleculare; lo studio “Detection of X-ray flares from AX J 1714.1-3912, the unidentified source near RX J1713.7-3946” di M. Miceli pubblicato su A&A

Un’esplosione di supernova lascia due residui che possono essere osservati ed analizzati: mentre il nucleo della stella progenitrice si contrae fino a formare un oggetto compatto, la sua atmosfera viene proiettata nello spazio circostante formando un resto di supernova in rapida espansione. Quando interagiscono con con il mezzo circostante, i resti di supernova possono dare vita a fenomeni di grande

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Accretion funnels connecting the young stars in Orion and their protoplanetary disks. The study “X-Ray Flare Oscillations Track Plasma Sloshing along Star-disk Magnetic Tubes in the Orion Star-forming Region” of F. Reale published on ApJ

A recent study by a team of researchers of INAF-Astronomical Observatory of Palermo, the University of Palermo, and the University of Madrid, recently published on the Astrophysical Journal, shows that  enormous flares in the young stars in Orion are due to large magnetic loops connecting the stars and their protoplanetary disks, confining plasma oscillating from disk to the star.  

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