Categoria: Ricerca

Presentati due metodi che permettono di stimare la copertura di regioni magnetiche attive in fotosfera. Lo studio: “Estimating Magnetic Filling Factors from Simultaneous Spectroscopy and Photometry: Disentangling Spots, Plage, and Network” di T. W. Milbourne (Harvard University) pubblicato da ApJ

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Circa il 20% degli esopianeti scoperti finora (Ottobre 2021) è stato identificato tramite misure di velocità radiali (Fonte: https://exoplanets.nasa.gov/). Questo metodo si basa su osservazioni spettroscopiche di stelle con pianeti, mirate a misurare periodiche oscillazioni della stella tramite misure di effetto Doppler. Queste oscillazioni sono una conseguenza dell’interazione gravitazionale tra stella e pianeta durante l’orbita del pianeta attorno la stella. Intuitivamente,

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Pubblicato su A&A il catalogo dei candidati target della missione Plato: “The all-sky PLATO input catalogue” di M. Montalto (Unipd/INAF-OAPd)

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Secondo i dati ufficiali rilasciati dalla NASA, ad oggi (1 Ottobre 2021) abbiamo scoperto e confermato 4525 esopianeti in 3357 sistemi esoplanetari. La maggiorparte di questi pianeti (più del 75%) è stato scoperto con il metodo dei transiti, mentre circa il 20% con il metodo delle velocità radiali. Con la prima tecnica, il pianeta viene scoperto quando transita di fronte

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Il Gioviano caldo WASP-33b nell’obiettivo di HARPS-N. Lo studio: “The GAPS Programme at TNG. XXXI. The WASP-33 system revisited with HARPS-N” di F. Borsa (INAF – OA di Brera) pubblicato su A&A

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I gioviani caldi sono pianeti gassosi in orbite molto strette (tipicamente con un semiasse maggiore minore di 0.1 UA, dove 1 Unità Astronomica, UA, corrisponde alla distanza media tra Terra e Sole, circa 150 milioni di km) attorno alla propria stella. Sia per l’intensità della radiazione stellare incidente, soprattutto raggi UV, che per le intense interazioni con la stella, questi

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Cefeidi ed emissione di raggi X. L’articolo “X-rays in Cepheids: XMM-Newton Observations of η Aql” di N. R. Evans (SAO-CfA) pubblicato su AJ

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Le cefeidi sono stelle di grande importanza, in quanto permettono di determinare la distanza delle galassie entro poche centinaia di milioni di anni luce da noi. Questo avviene grazie alle pulsazioni che caratterizzano queste stelle giganti, che stanno attraversando una fase instabile della loro evoluzione. Le pulsazioni fanno cambiare la loro luminosità con una periodicità che dipende dalla luminosità intrinseca

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L’abbondanza di litio ed i processi interni nelle stelle. L’articolo: “The Gaia-ESO survey: Mixing processes in low-mass stars traced by lithium abundance in cluster and field stars” di L. Magrini (INAF – OA Arcetri) pubblicato su A&A

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Il Litio è un elemento chimico la cui abbondanza nell’Universo ha una storia complessa. Prodotto in percentuali molto ridotte durante il Big Bang, questo elemento chimico viene sia prodotto che distrutto continuamente da vari processi che avvengono nelle stelle. Di conseguenza, la quantità di litio che osserviamo nelle stelle oggi non riflette quella prodotta durante il Big Bang. Inoltre, fatta

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Nessuna relazione tra metallicità ed età delle stelle nell’intorno solare. Lo studio: “Constraining the solar neighbourhood age-metallicity relation from white dwarf-main sequence binaries” di A. Rebassa-Mansergas (Universitat Politècnica de Catalunya) pubblicato su MNRAS

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I primi elementi chimici presenti nell’Universo dopo il Big Bang sono stati idrogeno, elio, e, in percentuali estremamente basse, litio. Da quel momento, sono state le stelle, soprattutto quelle di grande massa, le principali responsabili dell’arricchimento chimico dell’Universo. Le stelle, infatti, producono energia nei loro nuclei sintetizzando elementi chimici, che quindi vengono ridistribuiti nel mezzo interstellare quando queste terminano la

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Una super-Terra per la stella GJ 9689. Lo studio: “HADES RV programme with HARPS-N at TNG. XIV. A candidate super-Earth orbiting the M-dwarf GJ 9689 with a period close to half the stellar rotation period” di J. Maldonado (INAF-OAPA) recentemente pubblicato su A&A

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Le stelle più numerose nell’Universo sono quelle di classe spettrale M, con una massa compresa tra 0.6 e 0.08 masse solari in sequenza principale, ed una temperatura efficace compresa tra 3900 K e 2400 K. In queste stelle i segnali dovuti alla presenza di pianeti, come ad esempio i segnali di velocità radiale (oscillazioni periodiche della stella dalla posizione di

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Completate le osservazioni Chandra/ACIS-I dell’ammasso stellare Westerlund-1 per il progetto Extended Westerlund One Chandra Survey (EWOCS)

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Durante il processo di formazione stellare, la quantità di gas che viene convertito in stelle dipende del tasso di formazione stellare. Ad esempio, nella Via Lattea ogni anno vengono convertite in media da 0.7 a 1.5 masse solari di gas in stelle. Questo valore è ovviamente una media su tutta la Galassia, ma localmente possono verificarsi episodi di formazione stellare

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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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