Tag: MHD

Un’esplosione fortemente asimmetrica per SN 1987A. Lo studio: “Tracing the ejecta structure of SN 1987A: Insights and diagnostics from 3D MHD simulations” di S. Orlando (INAF – OAPA) pubblicato su A&A

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L’analisi teorica delle proprietà della nuvola di frammenti della stella progenitrice (ossia gli ejecta), che popola la regione più interna del resto di supernova SN 1987A, rivela un’esplosione tutt’altro che simmetrica, dominata da due getti bipolari.   La complessa fisica che regola il collasso del nucleo di una stella massiccia e la successiva esplosione di una supernova può essere svelata

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Interazioni tra stella e pianeta: difficili ma non impossibili. L’articolo: “The enigmatic dance of the HD 189733A system: a quest for accretion” di S. Colombo (INAF-OAPA) pubblicato su A&A

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La categoria dei Gioviani Caldi rappresenta una classe di pianeti di notevole interesse, assente nel Sistema Solare. Si tratta di giganti gassosi che orbitano a distanze così ravvicinate dalla propria stella da completare un’orbita in meno di dieci giorni. A causa della loro vicinanza alla stella, questi pianeti sono estremamente caldi, con temperature che superano i 1500 K, tanto da

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I microbrillamenti ed il riscaldamento coronale. L’articolo: “Coronal energy release by MHD avalanches. Effects on a structured, active region, multi-threaded coronal loop” di G. Cozzo (UNIPA) pubblicato su A&A

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La corona è la parte più esterna dell’atmosfera del Sole, dove il plasma raggiunge temperature di vari milioni di gradi. Il meccanismo responsabile del riscaldamento del plasma coronale è una questione di lunga data. Risale infatti agli anni ’30, quando i fisici Bengt Edlen e Walter Grotrian proposero che le misteriose righe spettroscopiche osservate nell’emissione coronale non fossero dovute ad

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Un esperimento di laboratorio per testare l’accelerazione di particelle in ambienti astronomici. L’articolo: “Laboratory evidence for proton energization by collisionless shock surfing” di W. Yao e J. Fuchs (École Polytechnique, Sorbonne Université) pubblicato su Nature Physics

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Il nostro pianeta è costantemente bombardato da particelle altamente energetiche provenienti dallo spazio, chiamate “raggi cosmici”. Anni di studi ed osservazioni hanno dimostrato che tali particelle possono essere accelerate ai valori di energia osservati da onde d’urto (shock) che si propagano in diversi ambienti astrofisici, principalmente nei resti di supernova in espansione nel mezzo interstellare (un resto di supernova è

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Il ruolo dei campo magnetico durante l’evoluzione dei resti di supernova. Lo studio: “Magneto-hydrodynamic simulations of young supernova remnants and their energy-conversion phase” di O. Petruk (IAPMM NASU) pubblicato su MNRAS

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Le esplosioni di supernova sono suddivise in due categorie: quelle prodotte dall’esplosione di una nana bianca in un sistema binario stretto (tipo Ia) e le supernove innescate dal collasso gravitazionale del nucleo di stelle massive (tipo Ib/c e II). Data la rarità di resti di supernova molto giovani conosciuti (più giovani di un migliaio di anni circa), lo sviluppo di

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Simulazioni MHD per studiare il legame tra supernove e resti di supernova. L’articolo: “Three-dimensional modeling from the onset of the SN to the full-fledged SNR. Role of an initial ejecta anisotropy on matter mixing” di A. Tutone (UNIPA/INAF-OAPA/INAF-IASF) pubblicato su A&A

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Le spettacolari esplosioni di supernova con cui le stelle di grande massa terminano la loro evoluzione sono eventi governati da una fisica complessa, lontani dall’essere descrivibili assumendo una semplice simmetria sferica. La rarità di questi eventi rende ancora più complicata la comprensione dei processi fisici coinvolti nelle esplosioni di supernova. Si stima, infatti, che la nostra Galassia in media ospita

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Simulazioni MHD dell’emissione radio da un arco magnetico in una T Tauri. L’articolo: “Predicting the time variation of radio emission from MHD simulations of a flaring T-Tauri star” di Waterfall C. O. G. (Jodrell Bank Centre for Astrophysics) pubblicato su MNRAS

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Le T Tauri sono stelle giovani (tipicamente più giovani di 5 milioni di anni), di piccola massa, circondate da un disco di polveri e gas chiamato disco protoplanetario. Il disco non raggiunge la superficie della stella attorno cui orbita: le polveri sublimano in prossimità della stella per le alte temperature raggiunte dal disco interno (oltre i 1500 gradi), mentre il disco di

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La connessione tra l’esplosione di supernova ed il resto di supernovae in SN 1987A. Lo studio: “Hydrodynamic simulations unravel the progenitor-supernova-remnant connection in SN 1987A” di S. Orlando (INAF-OAPA) recentemente pubblicato su A&A

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Le stelle con una massa maggiore di 9 masse solari terminano la loro evoluzione come supernove. Queste esplosioni sono innescate dal collasso gravitazionale del nucleo di queste stelle massive, una volta che le reazioni termonucleari si sono esaurite e il nucleo non è più sostenuto dalla pressione prodotta dalle reazioni stesse. Non si tratta, comunque, di semplici esplosioni dalla simmetria

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Echi coronali. Pubblicato su ApJ lo studio: “Large-amplitude quasi-periodic pulsations as evidence of impulsive heating in hot transient loop systems detected in the EUV with SDO/AIA” di F. Reale (UNIPA/INAF-OAPA)

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Osservato nelle bande X e UV, il Sole appare disomogeneo e cosparso da archi magnetici brillanti (chiamati archi coronali) dove è confinato plasma a milioni di gradi. Gli archi appaiono più numerosi, compatti, caldi e brillanti in regioni chiamate “regioni attive”, che si sviluppano attorno le macchie solari, dove il campo magnetico è più intenso. Uno dei problemi ancora non

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Riscaldamento ed emissione del gas in accrescimento sulle stelle giovani. Pubblicato su A&A lo studio: “Effects of radiation in accretion regions of classical T Tauri stars. Pre-heating of accretion column in non-LTE regime” di S. Colombo (UNIPA/OAPA/LERMA)

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Le stelle di pre-sequenza sono stelle giovani con un’età di pochi milioni di anni, il cui nucleo non è ancora alimentato da reazioni termonucleari, e che in molti casi stanno ancora accrescendo massa da un disco di gas e polveri che orbita attorno ad esse (il disco di accrescimento o protoplanetario). Sebbene i dischi di accrescimento siano estesi tipicamente più

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