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Fomalhaut b
Un dettaglio dell'immagine del disco di Fomalhaut che mostra il pianeta in due posizioni differenti, nel 2004 (inferiore) e nel 2006 (superiore); il raffronto tra la posizione nel 2004 e quella nel 2006 ha permesso di dedurre il moto orbitale del pianeta.
Stella madre	Fomalhaut
Scoperta	13 novembre 2008
Scopritori	Paul Kalas et al.
Classificazione	Gigante gassoso
Costellazione	Pesce Australe
Parametri orbitali
(all'epoca J2000.0)
Semiasse maggiore	~115 UA
Periastro	~102 UA
Afastro	~128 UA
Periodo orbitale	~2000 anni[1][2]
Inclinazione orbitale	~66°
Eccentricità	~0,13
Dati fisici
Massa	0,054 – 3 MJ
Nomenclature alternative
24 Piscis Austrini b, α Piscis Austrini b, Gl 881 b, HD 216956 b, HIP 113368 b, HR 8728 b
Elemento Wikidata assente · Manuale

Fomalhaut b è un probabile pianeta extrasolare che orbita attorno alla stella bianca Fomalhaut, la più brillante della costellazione del Pesce Australe, che dista circa 25 anni luce dal sistema solare.

La scoperta del pianeta è stata resa nota nel 2008 ed è stata resa possibile da una serie di fotografie scattate dal telescopio spaziale Hubble nel 2004 e nel 2006^[3][4]. Fomalhaut b e i pianeti HR 8799 b, c e d orbitanti attorno ad HR 8799 sono stati i primi il cui moto orbitale è stato confermato tramite immagini dirette.

La scoperta del pianeta è stata messa in dubbio nel gennaio 2012 in seguito ai dati raccolti nell'infrarosso dal telescopio spaziale Spitzer, il quale non ha rilevato la presenza del pianeta a queste lunghezze d'onda^[5]; tuttavia, una successiva analisi dei dati forniti dal telescopio Hubble sembra confermare, seppure con un certo margine di incertezza, l'esistenza del pianeta^[6].

Dal 1983 è noto che Fomalhaut è circondata da un disco circumstellare di polveri e gas;^[7] fin dalle prime osservazioni, alcuni studiosi hanno avanzato l'ipotesi che alcune delle sue caratteristiche potevano essere spiegate tramite l'esistenza di uno o più pianeti. Wyatt e Dent (2002) supposero che una delle possibili spiegazioni della presenza di alcuni addensamenti all'interno del disco fosse l'esistenza di un pianeta^[8]; Stapelfeldt e colleghi (2004) si rifecero alla medesima ipotesi per spiegare alcune asimmetrie presenti nel disco^[9]. L'esistenza di un pianeta massiccio in orbita attorno alla stella venne dedotta a partire dalle immagini ottenute dal telescopio spaziale Hubble, che permisero di risolvere la struttura del disco di detriti che circonda Fomalhaut.^[10] Alla luce dei dati ottenuti dal telescopio spaziale, l'astrofisica Alice C. Quillen pubblicò nel 2006 un articolo in cui alcune caratteristiche del disco, quali la sua eccentricità e il fatto che il suo confine interno sia molto netto^[11], erano ricondotte alla presenza di un pianeta collocato appena all'interno del disco stesso; tale pianeta doveva avere una massa compresa fra quella di Nettuno e quella di Saturno ed era collocato in un'orbita dall'eccentricità simile a quella del disco stesso (e ≈ 0,1)^[12].

Nel maggio 2008 un gruppo di astronomi diretti da Paul Kalas identificò il probabile pianeta, chiamato Fomalhaut b, a partire dalle immagini del disco circumstellare ottenute tra il 2004 e il 2006 dall'Advanced Camera for Surveys del telescopio Hubble. La NASA annunciò ufficialmente la scoperta il 13 novembre 2008.^[14][15] Nelle vicinanze del bordo interno del disco era apprezzabile un puntino luminoso che si era spostato di 184 ± 22 mas, corrispondenti a 1,41 ± 0,17 UA, in 1,7 anni. Il punto fu interpretato dal gruppo come la prima immagine di un pianeta extrasolare mai ottenuta; il moto del punto fu interpretato come il moto di rivoluzione del pianeta intorno alla stella centrale. Le ragioni che spinsero il gruppo a interpretare il punto come l'immagine di un pianeta furono essenzialmente due: in primo luogo esso è troppo poco luminoso (ha una luminosità di 3,4 × 10⁻⁷ L_⊙) per essere una stella di piccola massa o una nana bruna; in secondo luogo, la presenza di un corpo delle dimensioni di una nana bruna o di una stella di piccola massa nelle vicinanze del disco ne avrebbe determinato la dissoluzione^[3][4].

Fomalhaut b è quindi il primo pianeta extrasolare ad esser stato direttamente osservato nel visibile, la prima immagine, dopo quella di Nettuno, di un pianeta predetto prima ancora di essere scoperto, e la prima immagine di un pianeta che è stato ipotizzato sulla base delle sue interazioni con un disco di polveri. Si ritiene anche che sia l'oggetto esterno al sistema solare più freddo e meno massiccio che sia stato mai fotografato^[16].

Kalas ha affermato in merito alla scoperta:

Nella pubblicazione relativa alla scoperta^[14], Kalas e Graham ipotizzarono che l'emissione del pianeta derivasse da due sorgenti: dalla luce diffusa dalle polveri del disco, che contribuisce alla gran parte dell'emissione a 600 nm, e dal calore emesso dal pianeta stesso, che contribuisce prevalentemente agli 800 nm. Il fatto che il pianeta non sia stato individuato anche in seguito alle osservazioni nell'infrarosso condotte da terra ha suggerito che il pianeta avesse una massa inferiore a 3 M_J. Nonostante non sia stato possibile osservarlo con gli strumenti di terra, il pianeta sarebbe dovuto essere osservato almeno dagli strumenti a infrarossi operativi nello spazio; tuttavia, le strumentazioni sensibili del telescopio Spitzer non sono riuscite ad individuarlo, mentre un pianeta dell'età di almeno 200 milioni di anni, alla distanza in cui Fomalhaut b è stato osservato, dovrebbe essere abbastanza freddo (circa 400 K) per emettere un notevole quantitativo della sua radiazione nelle frequenze dell'infrarosso. Tuttavia, già Marengo e colleghi (2009), sulla base di una serie di osservazioni condotte tramite Spitzer, sottolineavano che, data la sua sensibilità, la mancata osservazione del pianeta nelle frequenze dell'infrarosso poneva severi limiti circa la possibilità di esistenza di un pianeta nelle regioni in cui Fomalhaut b era stato osservato. In particolare, per sostenere la tesi dell'identificazione del punto luminoso con un pianeta, era necessario rivedere il modello dell'atmosfera di Fomalhaut b, in modo da rendere conto della mancata osservazione nell'infrarosso. In attesa di tale revisione, continuavano questi studiosi, l'ipotesi più probabile circa il punto luminoso osservato era che si trattasse di una regione del disco che avesse riflettuto la luce della stella^[17].

Questi dubbi sono stati rilanciati con maggiore forza da Janson e colleghi (2012) sulla base di nuove più precise osservazioni compiute da Spitzer, che pongono limiti ancora più severi alla luminosità di Fomalhaut b nell'infrarosso. Gli autori respingono anche l'ipotesi avanzata nel 2008 da Kalas e colleghi, secondo la quale l'alta luminosità di Fomalhaut b nel visibile sia determinata da un disco di accrescimento intorno al pianeta^[3]: tale ipotesi viene ritenuta improbabile, dato l'imponente tasso di accrescimento che sarebbe richiesto per spiegare la luminosità osservata, di dimensioni simili a quello di una stella T Tauri. Janson e colleghi ritengono molto più probabili altri due scenari rispetto a quello dell'esistenza di un gigante gassoso: il primo riconduce il punto luminoso al recente scontro di due planetesimi; il secondo a un pianeta molto più piccolo di quello ipotizzato da Kalas e colleghi, della massa inferiore a 10 M_⊕, e quindi roccioso o ghiacciato, intorno al quale orbitano uno sciame di planetesimi che collidono fra loro, producendo il punto luminoso osservato^[5].

L'altra caratteristica del punto luminoso che suscita perplessità è la sua variabilità. Fra il 2004 e il 2006 il punto ha diminuito la sua luminosità di circa mezza magnitudine. La teoria che identifica il punto con un pianeta gassoso deve formulare ipotesi aggiuntive per spiegare questa variabilità. Kalas e colleghi ne avanzano due: oltre alla già citata presenza di un disco di accrescimento intorno al pianeta, essi avanzano l'ipotesi che il pianeta sia circondato da un sistema di anelli, simile a quello di Saturno: gli anelli rifletterebbero variamente la luce della stella centrale, mentre il pianeta si sposta, e questo spiegherebbe la variazione di luminosità^[3]. Tuttavia Janson et al. (2012) respingono anche questa seconda ipotesi in ragione del fatto che appare probabile che attualmente l'origine del punto luminoso osservato si trova fra la stella e la Terra e quindi appare improbabile che un sistema di anelli possa riflettere grossi quantitativi di luce da quella posizione^[5].

Inoltre, anche se il pianeta è stato utilizzato per spiegare in maniera plausibile l'eccentricità del disco, le misure di Kalas e Graham implicavano una velocità orbitale eccessiva (che determinava un mancato allineamento all'apside) perché l'ipotesi potesse funzionare. Tuttavia, le analisi dei dati ottenuti nel settembre-ottobre 2011 dall'Atacama Large Millimeter Array (ALMA) hanno suggerito un'ipotesi alternativa: la presenza di un altro pianeta pastore, più piccolo di Fomalhaut b, a modellare il disco.^[18][19] Questi risultati hanno generato seri dubbi sulle proprietà dichiarate di Fomalhaut b, sul suo status di pianeta e persino sulla sua stessa esistenza.^[20][21]

Il 24 ottobre 2012 un gruppo di astronomi dell'Università di Toronto capitanato da Thayne Currie ha annunciato la prima riscoperta indipendente di Fomalhaut b ravvivando l'idea che l'oggetto fosse un pianeta.^[6] Gli astronomi hanno analizzato i dati originali ottenuti dall'Hubble utilizzando degli algoritmi nuovi e più potenti per separare la luce della stella da quella riflessa dal pianeta, portando anche una nuova individuazione dell'oggetto alla lunghezza d'onda di 0,4 μm. La loro analisi ha mostrato che non era probabile che Fomalhaut b fosse stato comunque individuato nell'infrarosso e ha portato ad una nuova misura della velocità orbitale, inferiore a quella riportata nella pubblicazione della scoperta e coerente con quella necessaria perché Fomalhaut b possa fungere da pianeta pastore. Essi ritengono plausibile che Fomalhaut b sia un pianeta identificato dall'osservazione diretta, anche se, strettamente parlando, non è un pianeta osservato direttamente.

Una seconda pubblicazione, resa nota successivamente e a firma di Raphael Galicher e Christian Marois dell'Herzberg Institute for Astrophysics ha sostanzialmente confermato i dati del gruppo di Currie, sostenendo che la distribuzione spettrale dell'energia dell'oggetto non potesse essere dovuta alla luce diretta o diffusa di un pianeta massiccio; pertanto hanno formulato due modelli: (1) un vasto disco circumplanetario attorno ad un pianeta massiccio, ma non visibile; (2) il risultato di una collisione, avvenuta negli ultimi 100 anni, tra due planetesimi ghiacciati del diametro di circa 50 km.^[22]

Le conferme e i dubbi che si sono susseguiti sull'effettiva scoperta del pianeta hanno portato alcuni a soprannominarlo "pianeta zombie",^[23] un termine però non tecnico che non appare in alcuna pubblicazione. Ad ogni modo, in ossequio alla definizione di pianeta valida nel sistema solare, un pianeta per essere considerato tale dovrebbe aver ripulito la propria fascia orbitale dagli oggetti di dimensioni inferiori.^[24]

Fomalhaut b dista 115 UA dalla sua stella, che equivale a circa dieci volte la distanza di Saturno dal Sole. Lo spostamento del pianeta, rilevato dal telescopio Hubble, ha permesso di stimare il suo periodo di rivoluzione, pari a circa 872 anni terrestri. La velocità orbitale è 3,9 km/s, mentre l'eccentricità dell'orbita è 0,13. La massa del pianeta dovrebbe essere non superiore a 3 volte quella del pianeta Giove e non inferiore a quella di Nettuno (che equivale a 0,054 masse gioviane); si tratterebbe dunque di un gigante gassoso. Dato che Fomalhaut ha all'incirca 16 volte la luminosità del Sole, Nettuno e Fomalhaut b si trovano in regioni di temperatura simile a causa della legge di proporzionalità quadratica inversa^[3].

Sulla base della sua luminosità nel visibile e della sua relativa debolezza negli infrarossi, si ipotizza che Fomalhaut b sia circondato da un disco di accrescimento o da un sistema di anelli di raggio pari a circa 20–40 volte quello di Giove (per raffronto, il limite più esterno dell'anello A di Saturno dista dal centro del pianeta appena 2 volte il raggio di Giove); tali dimensioni sono simili ai raggi delle orbite dei satelliti galileiani di Giove e quindi inducono a ritenere che si tratti di un sistema di lune in formazione attorno al pianeta^[3].

Chiang et al. (2009) hanno sviluppato un modello in cui un singolo pianeta della massa inferiore a 3 M_J è responsabile delle caratteristiche osservabili del disco, ossia della sua eccentricità e del suo bordo interno molto netto. Tale modello è compatibile con le osservazioni di Fomalhaut b compiute da Kalas e colleghi^[25]. Di per sé il modello di Chiang et al. (2009) è compatibile con l'esistenza di altri pianeti più interni rispetto a Fomalhaut b, a patto che la massa di quest'ultimo sia di molto inferiore a 3 M_J. Tuttavia, le immagini catturate nella banda M dall'MMT Observatory escludono l'esistenza di altri giganti gassosi con una massa superiore a 2 M_J a una distanza compresa fra 10 e 40 UA dalla stella^[26]. Segue un prospetto sulle principali caratteristiche del sistema planetario.

L'8 gennaio 2013, nel corso di una conferenza dell'American Astronomical Society, è stato ipotizzato un nuovo scenario per il pianeta: l'orbita di Fomalhaut b sarebbe molto più eccentrica di quanto si pensasse in precedenza. Tale orbita lo porterebbe a variare la sua distanza dalla stella da 48 a 281 UA. Il periodo orbitale è stato ricalcolato attorno ai 2000 anni. La NASA in un comunicato ha affermato che il pianeta sta descrivendo una parte dell'orbita dove potrebbe andare potenzialmente incontro a distruzione, in quanto si appresta ad attraversare una zona della cintura asteroidale particolarmente ricca di detriti. Tale attraversamento richiederà una ventina d'anni. Kalas et al., gli scopritori del pianeta, e il SETI Institute ipotizzano la presenza di ulteriori pianeti nel sistema di Fomalhaut per spiegare l'alta eccentricità orbitale e congetturano che questi pianeti abbiano espulso Fomalhaut b da zone più interne del sistema. Un'altra ipotesi suggerita è quella di un impatto catastrofico tra un pianeta nano e lo stesso Fomalhaut b^[27][28].

Assuming that Fomalhaut b's orbit is in the same plane as the debris disk located exterior to it, it orbits Fomalhaut at a distance of approximately 115 AU^{[converti: unità di misura sconosciuta]}. This distance is about 18 AU^{[converti: unità di misura sconosciuta]} closer to the star than the inner edge of the debris disk.^[29] The orbital separation of Fomalhaut b is larger than that for directly imaged planets around beta Pictoris and HR 8799 (8-70 AU). Fomalhaut b appears to be moving at about 4 kilometers per second.^[6] It is unclear whether Fomalhaut b's orbit will make it cross the debris disk, cross the debris disk only in projection (i.e it is not orbiting in the same plane as the disk), or whether its orbit is completely nested within the debris disk.^[6][22]

At the optical wavelengths at which Fomalhaut b is detected, it is only about 2.7×10⁻¹⁰ times as bright as the star and is the faintest (intrinsically) extrasolar object yet imaged.^[14] The shape of its spectrum, as determined from measurements obtained at 0.4 to 0.8 microns, appears similar to that of its host star, suggesting that the emission identifying Fomalhaut b is completely due to scattered starlight.^[6][22] Although the initial discovery paper for Fomalhaut b suggested that its optical brightness may be variable due to planetary accretion, later reanalyses of these data fail to find convincing evidence that Fomalhaut b is indeed variable,^[6][22] thus eliminating evidence for planetary accretion and also for a 'transient' dust cloud.

In order for Fomalhaut b to be detectable at optical wavelengths, it must have an emitting area much larger than the physical size of a planet,^[14] a fact further strengthening the case that what we see as Fomalhaut b is not light coming from a planet atmosphere. A circumplanetary ring system is large enough to scatter enough starlight to make Fomalhaut b visible only if it has a radius between 20 to 40 times that of Jupiter's radius.^[14] A spherical cloud of dust with a radius of 0,004 AU^{[converti: unità di misura sconosciuta]} can make Fomalhaut b visible.^[6] Fomalhaut b appears as an unresolved point source in the highest-quality data (at 0.6 microns) which would suggest that its projected emitting area cannot be larger than about 0.25 AU, about 1/4th of the Earth-Sun distance.^[6][14] However, it may be resolved at slightly longer wavelengths, indicating that its emitting area is larger.^[22]

The mass of Fomalhaut b, if a planet, is highly uncertain. Infrared non-detections suggest that Fomalhaut b cannot be more massive than 2 times Jupiter's mass ^[6][30] but a lower limit on the mass depends on uncertain details for the nature of Fomalhaut b, its circumplanetary environment, and the existence of other planet-mass bodies in the system. Models of Fomalhaut b sculpting Fomalhaut's debris disk identify 0.5 times Jupiter's mass as a plausible estimate. Models for Fomalhaut b assuming it is surrounded by a swarm of planetesimals imply that it could be much lower mass (10-100 times the mass of the Earth).^[31] If Fomalhaut b is instead one of two shepherding planets which together confine the debris disk into a narrow ring,^[18] it could be anywhere between several times the mass of Mars to slightly more massive than the Earth.

If Fomalhaut b is a gas giant planet like Jupiter or Saturn, it probably formed several million years after the host star itself was formed, making it roughly 450 million years old.^[32] Alternatively, if it is a transient dust cloud it must be extremely young,^[6] perhaps created within the last few centuries.^[22]

• Fomalhaut
• GQ Lupi b
• HR 8799 b
• HR 8799 c
• HR 8799 d
• HR 8799 e
• Vega

• (EN) La scoperta del pianeta
• (EN) La predizione del pianeta

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Fomalhaut b is orbiting its host star at a wide separation, where forming massive planets is difficult. To explain its current location, Fomalhaut b could have been dynamically scattered by a more massive, unseen body located at smaller separations. Several ground-based observations have searched for this hypothetical Fomalhaut “c” but have yet to find it, although they have limited the mass of such an object to be less than thirteen times the mass of Jupiter.^[1] Instead, Fomalhaut b could have formed in situ if it coalesced from small pebble-sized objects that rapidly formed into a protoplanetary core which in turn accreted a gaseous envelope.^[2]

HH 111

HH 111 Oggetto di Herbig-Haro
Dati osservativi (epoca J2000.0)
Costellazione	Orione
Ascensione retta	05h 51m 44,2s[3]
Declinazione	+02° 48′ 34″[3]
Coordinate galattiche	l= 203,4653 b=−11,9232[3]
Distanza	1440-1620[4] a.l. (400-450[4] pc)
Caratteristiche fisiche
Tipo	Oggetto di Herbig-Haro
Caratteristiche rilevanti	Associato al globulo cometario L1617, originato da un sistema binario di oggetti di classe I[4]
Altre designazioni
Herbig-Haro 111
Mappa di localizzazione
Categoria di oggetti di Herbig-Haro

HH 111 è un oggetto di Herbig-Haro visibile nella costellazione di Orione, situato ad una distanza di circa 400-450 parsec (circa 1440-1620 anni luce) dal sistema solare.^[4]

• Complesso nebuloso molecolare di Orione
• Oggetti non stellari nella costellazione di Orione
• Oggetto di Herbig-Haro

• Wikimedia Commons contiene immagini o altri file su Henrykus/Sandbox/5

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Cancro della mammella

Il cancro della mammella è forse una delle più antiche forme tumorali descritte nella specie umana. La più antica descrizione di un tumore mammario è stata scoperta in Egitto e risale almeno al 1600 a.C. Il papiro Edwin Smith descrive otto casi di tumori o ulcere della mammella trattate con la cauterizzazione, per i quali ogni altro tentativo di cura risultò vano.^[1] Per secoli, i medici riscontrarono e descrissero simili casi mentre particavano la loro professione, ma comunque tutti con esito infausto. Fu necessario tuttavia attendere il XVII secolo prima che gli studi sul sistema circolatorio sanguigno e linfatico mettessero in correlazione il cancro della mammella e i linfonodi ascellari. Il chirurgo francese Jean Louis Petit (1674–1750) e, in seguito, lo scozzese Benjamin Bell (1749–1806) furono i primi a rimuovere, oltre alla ghiandola mammaria, anche il sottostante piano muscolare e i linfonodi ascellari. Il loro lavoro fu ripreso da William Stewart Halsted, che introdusse la mastectomia radicale nel 1882. Questo tipo di intervento interessava spesso entrambe le mammelle. Tale pratica chirurgica spesso conduceva a dolore cronico e a disabilità, ma era considerato necessario per prevenire che la malattia recidivasse.^[2] La mastectomia radicale rimase l'operazione principale fino agli anni settanta, quando il miglioramento delle conoscenze sulle metastasi portò a percepire il cancro sia come una malattia sistemica sia come una malattia localizzata, il che portò allo sviluppo di altre procedure che si rivelarono altrettanto efficaci e meno distruttive.

Il chirurgo francese Bernard Peyrilhe (1737–1804) realizzò il primo tentativo sperimentale di trasmissione del cancro iniettando un estratto del tumore in un animale.

Il primo studio epidemiologico caso-controllo sul tumore della mammella venne condotto per conto del Ministero della salute britannico da Janet Lane-Claypon, la quale pubblicò nel 1926 uno studio comparativo di 500 casi accertati e 500 pazienti di controllo che avevano in comune lo stesso background sociale e il medesimo stile di vita.^[3][4]

Tra le donne celebri decedute per cancro alla mammella vi sono: l'imperatrice Teodora, moglie di Giustiniano; Anna d'Austria, madre di Luigi XIV di Francia; Mary Washington, madre di George Washington; l'ambientalista Rachel Carson.^[5]

The widespread acceptance of second opinions before surgery, less invasive surgical procedures, support groups, and other advances in patient care have stemmed, in part, from the breast cancer advocacy movement.^[6]

October is recognized as National Breast Cancer Awareness Month by the media as well as survivors, family and friends of survivors and/or victims of the disease.^[7] A pink ribbon is worn to recognize the struggle that sufferers face when battling with the cancer.^[8]

The patron saint of breast cancer is Agatha of Sicily.^[9]

In the fall of 1991, Susan G. Komen for the Cure handed out pink ribbons to participants in its New York City race for breast cancer survivors.^[10]

The pink and blue ribbon was designed in 1996 by Nancy Nick, President and Founder of the John W. Nick Foundation to bring awareness that "Men Get Breast Cancer Too!"^[11]

In 2009 the male breast cancer advocacy groups Out of the Shadow of Pink, A Man's Pink and the Brandon Greening Foundation for Breast Cancer in Men joined together to globally establish the third week of October as "Male Breast Cancer Awareness Week"^[12]

In the first quarter of 2009, Anthony L. May the President and Founder of Men For A Cause, United Against Breast Cancer created the very symbolic Official Breast Cancer Awareness Flag to advocate year around breast cancer awareness."^[13]

Nella letteratura medica si è largamente discusso della probabile presenza di segni di cancro alla mammella in diverse opere pittoriche di alcuni grandi artisti; in particolare, in alcune opere di Raffaello, Rembrandt e Peter Paul Rubens, sono stati rinvenuti segni come noduli, differenze nelle dimensioni delle mammelle e pelle d'arancio (o a buccia d'arancia).^{[14][15][16][17]} Tuttavia, anche se i segni visibili siano effettivamente causati dal cancro, la loro causa reale non può essere affermata con certezza, per cui si è dubitato che si tratti realmente di casi di tumore alla mammella.^[18]

• Examples of breast cancer signs in art
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  Raffaelo Sanzio (1483-1520): Ritratto di giovane donna („La Fornarina“)
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  Peter Paul Rubens (1577–1640): Le tre grazie
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  Rembrandt van Rijn (1606–1669): Betsabea con la lettera di David
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  details
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