Il Sole Nero

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L'Amor che move il Sole e l'altre stelle...hefico:

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a quando la Terra piatta?

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http://it.wikipedia.org/wiki/Hunab_Ku

Hunab Ku era il Supremo dio Creatore del pantheon maya ed era la rappresentazione del calendario solare, l'equilibrio delle forze, la perfezione, la coscienza universale, ma anche la porta per accedere ad altre dimensioni parallele.

Hunab Ku veniva raffigurato solo tramite il suo simbolo, ma non aveva una forma visibile vera a propria. Veniva poi associato ad altre due divinità: Itzamnà, che era suo figlio ed Huracan, il dio del vento e delle tempeste.

Hunab Ku è inoltre un simbolo analogo allo Yin yang e ricorda la forma di una galassia spirale; Hunab Ku è anche il simbolo del centro della Via Lattea: la "farfalla galattica".

Il calendario dei Maya era interamente basato sulla posizione della "farfalla galattica", poiché da ciò dipendeva il destino dell'umanità.

Infatti, secondo la credenza Maya, il creatore dirigeva il mondo attraverso delle esplosioni periodiche generate dal centro della galassia: le “Energie di Coscienza”.

Dagli astronomi sono state rilevate delle onde radio a bassa frequenza provenire proprio dal buco nero al centro della galassia.[1]

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Il Centro Galattico

Il Centro Galattico

La regione centrale della Via Lattea rappresenta un campo di ricerca molto interessante e affascinante. In poco più di alcuni anni luce troviamo infatti un ammasso stellare denso e luminoso, nubi di gas neutro e ionizzato e una radio sorgente molto compatta, chiamata Sgr A*, la cui esistenza è nota fin dagli anni ’70. Dal momento che è relativamente vicino a noi (circa 8 kpc), il centro Galattico è quindi considerato un ottimo laboratorio per studiare i processi fisici dei nuclei galattici.

Esponiamo qui alcuni tra gli aspetti astronomici e astrofisici più rilevanti di questa particolare regione della nostra Galassia .



1. Il buco nero supermassiccio

Negli ultimi anni, l’ipotesi che il centro Galattico fosse occupato da un buco nero supermassiccio è stata verificata in maniera molto solida. Gli sudi di dinamica stellare nelle vicinanze di Sgr A* hanno infatti giocato un ruolo fondamentale nel processo scientifico, apportando una forte evidenza in favore dell’esistenza di una enorme massa puntiforme nascosta nella radio sorgente. Le osservazioni più accurate sono state condotte da un gruppo americano al Keck (Ghez et al. 1998, 2003, 2005) e da un gruppo tedesco al VLT (Genzel et al. 1996; Eckart & Genzel 1997; Eckart et al. 2002; Schodel et al. 2002, 2003; Eisenhauer et al. 2005).

Questi due gruppi hanno misurato i moti propri delle stelle molto vicine al buco nero (circa 30 anni luce) per circa una quindicina di anni. Ciò ha permesso la ricostruzione tridimensionale dell’orbita di sei stelle chiamate S2, S12, S14, S1, S8 e S13, appartenenti alle classi spettrali B0-B9. Le orbite sono tutte di tipo kepleriano e l’ambiguità sul segno delle loro inclinazioni è stata risolta attraverso misure spettroscopiche (Ghez et al. 2003, Eisenhauer et al. 2005). La conoscenza delle orbite di queste stelle, ha permesso quindi di porre dei forti limiti sulla stima della massa del buco nero supermassiccio (3.6 milioni di masse solari).

Le osservazioni verso il centro della Via Lattea vengono generalmente effettuate nelle bande del vicino infrarosso (NIR), ovvero nelle bande H,K e L (1.7, 2.2 and 3.8 microns), questo per evitare l’assorbimento che si avrebbe nella banda visuale dovuto alla nubi di polvere interstellare che dominano il piano del disco Galattico. In particolare, le stelle in esame sono state osservate in banda K, centrata su λ=2.2 μm.



2. Paradox of youth

Il conteggio stellare più recente ottenuto dalla deep SINFONI integral-field spectroscopy ha fornito come risultato circa un centinaio di stelle di classe OB, incluse varie supergiganti blu molto luminose, stelle di tipo Wolf-Rayet e stelle giovani di sequenza principale. Grazie all’ottica adattiva, sono state rivelate stelle più deboli, fino ad una magnitudine K=17-18, che corrispondono a stelle di tipo late B o early A (3-6 Masse Solari). La rivelazione di queste stelle ha permesso di studiare la distribuzione di densità dell’ammasso stellare. Il risultato è stato che mentre la distribuzione di brillanza superficiale dell’ammasso non è centrato su Sgr A*, la distribuzione di densità lo è. Esiste quindi un accumulo molto netto di stelle intorno alla radio sorgente (Genzel et al. 2003, Schodel 2006), consistente con l’aspettativa di un accumulo stellare intorno un buco nero supermassiccio (Alexander 2005).

La coesistenza di un ammasso di stelle giovani e di un buco nero supermassicio non è facilmente spiegabile. La densità del gas che occorrerebbe per formare una stella in presenza di forze di marea così forti è pari a quella che si ha nelle zone esterne delle stelle comuni ed è sicuramente superiore alla densità delle nubi di gas osservate fino ad ora nel centro Galattico. Sebbene siano state avanzate molte proposte per spiegare il cosiddetto “paradox of youth”, la questione non è stata ancora spiegata in maniera esauriente.



3. Emissione X

Oltre ad essere una sorgente radio, Sgr A* emette radiazione anche nella banda X, esibendo due stati differenti. Da una parte abbiamo lo stato di quiescenza dove abbiamo una debole emissione X proveniente da una aerea leggermente estesa intorno al buco nero dovuta al gas caldo di accrescimento. Dall’altra parte, Sgr A* emette dei flare con una regolarità di circa uno al giorno. Durante questi flare, che durano alcune decine di minuti, l’emissione X aumenta di un fattore 100 e una sorgente puntiforme, coincidente con la posizione di Sgr A*, diventa visibile. Le durate brevi di questi flares suggeriscono che la radiazione debba aver origine da una regione più piccola di 10 raggi di Schwarzschild[1] di un buco nero di 3.6 masse solari.



4. Controparte NIR

A partire dal 2003, le osservazioni nelle bande NIR hanno evidenziato anche una controparte di Sgr A*. Anche in questo caso, la sorgente NIR è caratterizzata da due fasi distinte: una fase di quiescenza, corrispondente alla coda di uno spettro di emissione a sincrotrone, e una fase in cui la sorgente emette dei flare della durata di pochi minuti, di origine e natura sconosciuta. La comprensione di questo fenomeno è uno dei tanti diversi obiettivi principali delle prossime osservazioni del centro galattico. Deve essere inoltre ancora trovato un modello che possa spiegare o escludere la correlazione tra la variabilità osservata in banda X con quella in banda NIR.



5. Misura dello spin del buco nero

Sebbene i flare osservati in banda NIR non siano molti, essi presentano una impressionante quasi periodicità con un periodo di 17 minuti. L’unica spiegazione plausibile è quella che le oscillazioni siano prodotte dal Doppler boosting[2] di gas caldo in prossimità dell’ultima orbita stabile di un buco nero di Kerr (cioè un buco nero dotato di spin). Il periodo di 17 minuti osservato, implica che il buco nero supermassiccio ha uno spin grande la metà del massimo spin possibile per oggetto di questo tipo. Future osservazioni dei flare e della loro quasi periodicità, permetteranno di confermare questo risultato. La cosa importante da sottolineare è il fatto che le proprietà fisiche dei buchi neri siano adesso accessibili alla misure dirette!



6. Lensing gravitazionale

La teoria della relatività generale, predice che il buco nero centrale possa agire come lente gravitazionale sulle stelle che orbitano intorno ad esso, generando così per ogni stella un’immagine secondaria e due infinite serie di immagini relativistiche. Per ognuna delle sei stelle, la cui orbita è stata descritta interamente, sono state calcolate le curve di luce per le immagini secondarie, tenendo conto del fatto che l’approsimazione di campo debole non è più valida e utilizzando invece il valore esatto dell’angolo di deflessione. Infatti, tenendo conto delle varie possibili configurazioni di questo particolare sistema, l'angolo di deflessione risulta generalmente grande (cioè compreso tra 0 e π) . L’approssimazione di campo debole può essere utilizzata soltanto per la stella S14, quando la sua orbita la porta dietro al buco nero permettendo un buon allineamento tra osservatore, lente e sorgente.
Tutte le curve di luce saranno ovviamente piccate al periasse, punto di massima vicinanza al buco nero, sebbene due sottopicchi siano possibili per orbite di tipo edge-on, come quella di S14. L’immagine secondaria di questa stella sarà particolarmente visibile nel 2038 quando raggiungerà una magnitudine di 23 in banda K. La rivelazione di questa immagine potrebbe rappresentare la prima osservazione di effetti di lensing gravitazionale al di fuori dell’approssimazione di campo debole.

[giovanni allevi]

... adesso arriva il vento dell'est e cambia il senso di rotazione ...