Lanciata nel luglio del 2023, la missione Euclid dell’Agenzia spaziale europea (Esa) sta scansionando il cielo in profondità per costruire la più precisa mappa 3D mai realizzata dell’universo, spingendosi fino a dieci miliardi di anni fa per studiare la storia cosmica e indagare i misteri delle enigmatiche materia oscura ed energia oscura. La missione, che vede un forte contributo italiano attraverso l’Agenzia spaziale italiana (Asi), l’Istituto nazionale di astrofisica (Inaf), l’Istituto nazionale di fisica nucleare (Infn) e numerosi atenei, deve raccogliere una enorme mole di dati per raggiungere i suoi ambiziosi obiettivi scientifici. E tra questi dati si nascondono moltissime sorprese.

Una delle prime sorprese è la galassia Ngc 6505, nota sin dalla fine dell’Ottocento e relativamente vicina a noi – la sua luce è partita “appena” 590 milioni di anni fa. Grazie a Euclid si è scoperto che questa galassia agisce come lente gravitazionale, deviando la luce proveniente da un’altra galassia molto più lontana, la cui luce è partita ben 4,42 miliardi di anni fa. Il risultato è un’immagine distorta di quest’ultima galassia: distorta al punto giusto da formare un anello perfetto. La ricerca, guidata da Conor O’Riordan del Max Planck Institute for Astrophysics di Monaco di Baviera, Germania, è stata pubblicata sulla rivista Astronomy & Astrophysics.

Immagine della galassia Ngc 6505: l’anello di Einstein creato da questa lente gravitazionale si può vedere al centro dell’immagine e, ingrandito, nel riquadro a destra. Crediti: Esa/Euclid/Euclid Consortium/Nasa, image processing by J.-C. Cuillandre, T. Li

Secondo la teoria della relatività generale di Einstein, i corpi dotati di massa “piegano” il tessuto dello spaziotempo che pervade l’universo, deflettendo il percorso di qualsiasi altro oggetto nelle vicinanze, compresa la luce. Questo fenomeno, chiamato lensing gravitazionale, produce immagini distorte dei corpi celesti, proprio come quelle create da una comune lente d’ingrandimento. La missione Euclid userà il lensing gravitazionale nella sua forma “debole” per studiare l’invisibile materia oscura attraverso la sua influenza sulle immagini leggermente deformate di miliardi di galassie. In rari casi, per esempio quando galassie a diverse distanze da noi si trovano fortuitamente allineate, il lensing gravitazionale si manifesta nella sua forma più eclatante, detta “forte”, dando luogo a immagini multiple di una stessa galassia o eccezionalmente a un intero anello, detto anello di Einstein.

«Questa prima lente gravitazionale forte scoperta da Euclid ha caratteristiche uniche», spiega Massimo Meneghetti, ricercatore dell’Istituto nazionale di astrofisica, associato all’Istituto nazionale di fisica nucleare, tra gli autori del nuovo studio. «È veramente raro poter trovare una galassia relativamente prossima a noi, come questa che si trova nel catalogo Ngc (New galaxy catalog, uno dei cataloghi di galassie vicine), che agisca da lente gravitazionale forte. Galassie così vicine infatti non sono generalmente in grado di focalizzare la luce di sorgenti retrostanti e formare immagini multiple, a meno che non contengano enormi quantità di materia nelle loro regioni centrali. La formazione di anelli di Einstein completi come quello di Ngc 6505 è un evento ancora più raro, perché richiede che la galassia lente e quella sorgente siano perfettamente allineate con il nostro telescopio. Per questi motivi, non ci aspettiamo che Euclid osserverà molte lenti come Ngc 6505. Anche considerando la vasta area di cielo che verrà coperta nel corso della missione, ci aspettiamo di poter scoprire al massimo 20 lenti come questa».

Infografica sulla formazione di un anello di Einstein. Crediti: Esa

Questa lente gravitazionale è stata scoperta per caso, in una delle prime zone di cielo osservate da Euclid, analizzando i dati della fase di verifica della missione appena due mesi dopo il lancio, dall’astronomo Bruno Altieri dell’Esa: per questo il gruppo di ricerca l’ha soprannominata “lente di Altieri”. Benché la galassia Ngc 6505 sia stata osservata per la prima volta nel 1884, l’anello di Einstein scoperto con Euclid non era mai stato notato prima, dimostrando le straordinarie capacità di scoperta della missione.

La distorsione indotta dal lensing gravitazionale dipende dalla distribuzione e dalla densità di materia della galassia che agisce da lente. Per questo motivo, analizzando la distorsione è possibile misurare la sua massa sia in termini di stelle che di materia oscura. In questo caso, inoltre, visto che l’anello di Einstein della lente di Altieri ha un raggio più piccolo rispetto a quello di Ngc 6505, è stato possibile studiare accuratamente la composizione e la struttura delle regioni centrali, dove la materia oscura è meno prominente, e dove la galassia è dominata dalle stelle.

«Dato che il lensing gravitazionale è il metodo più preciso per misurare la massa, combinando il modello dell’anello di Einstein e della distribuzione di stelle della galassia, abbiamo potuto misurare che la frazione di massa composta da materia oscura al centro della lente è soltanto l’11 per cento», spiega la co-autrice Giulia Despali, ricercatrice al Dipartimento di fisica e astronomia “Augusto Righi” dell’Università di Bologna, associata dell’Inaf e dell’Infn. «Ricordiamo che la materia oscura costituisce circa l’85 per cento della materia totale del nostro universo, quindi le regioni centrali delle galassie sono veramente particolari. Abbiamo infatti misurato le proprietà della galassia con estrema precisione, scoprendo una struttura complessa che varia con la distanza dal centro e stimando la funzione di massa iniziale, e cioè la proporzione di stelle di piccola e grande massa. Le nuove osservazioni di Euclid ci aiutano quindi a capire di più sia sull’universo oscuro che sui processi di formazione ed evoluzione delle galassie».

Se questa scoperta è avvenuta per caso, all’interno della collaborazione Euclid c’è un vasto gruppo dedicato alla ricerca di lenti gravitazionali, e ci si aspetta di trovarne oltre centomila nei 14mila gradi quadrati di cielo che saranno osservati nel corso della missione. Queste indagini sfruttano, da un lato, strumenti sofisticati come l’intelligenza artificiale, e dall’altro anche la citizen science, coinvolgendo il pubblico non esperto nell’ispezione visuale delle immagini, in collaborazione con la piattaforma Zooniverse. ​​L’obiettivo è quello di realizzare una mappa dettagliata della distribuzione della materia, sia quella visibile che quella oscura, nelle galassie e negli ammassi di galassie a varie distanze dall’universo locale per poter così studiare la natura e l’evoluzione nel tempo della materia oscura e dell’energia oscura.

Guarda l’intervista a Giulia Despali su Media Inaf Tv:

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Per saperne di più:

• Leggi l’articolo “Euclid: A complete Einstein ring in Ngc 6505”, di C. M. O’Riordan et al. su Astronomy & Astrophysics

In un viluppo di polvere apre gli occhi una stella. Colonne di materiale scagliato a velocità forsennata si innalzano e sbattono contro il gas che ha la ventura di trovarsi là, dove un fatto ordinario, nella straordinaria vita dell’universo, sta accadendo. Diffuse emorragie di particelle ionizzate, che si aprono al cosmo come la corolla spalancata di un fiore, si riversano in un’area larga decine di volte il Sistema solare. Una coltre di materia luminescente, riflesso della neonata stella, ammanta la scena di splendore. Al centro un polveroso disco in formazione, culla di mondi che saranno.

L’oggetto di Herbig-Haro HH-30 immortalato dal James Webb Space Telescope. Crediti: Esa/Webb, Nasa & Csa, Tazaki et al.

Questa è la fotografia dell’irruenta nascita di un astro e dei primi vagiti del suo sistema di pianeti. A fornircela è il James Webb Space Telescope, che ha catturato dettagli straordinari di HH-30, brillante regione che circonda una stella appena nata in una nebulosa oscura della Nube del Toro, in corrispondenza della nota costellazione. Oggetti di Herbig-Haro si chiamano, queste incantevoli regioni che si accendono quando il materiale eruttato da una stella in fasce sbatte contro il gas e le polveri nelle vicinanze. L’immagine presentata in questo articolo è stata scelta come “foto del mese” da parte della Nasa, dell’Esa e dell’Agenzia spaziale canadese (Csa)

C’è tanta luce, ma c’è anche tanta polvere in questa fotografia. L’occhio infrarosso di Webb è sensibile all’emissione di minuscoli granelli di polvere, grossi solo millesimi di millimetro. Più o meno le dimensioni di un batterio. I granelli di queste dimensioni formano un diffuso pulviscolo che avvolge la regione. Con l’interferometro Alma, in passato, è stato possibile osservare grani di polvere più grossi, delle dimensioni di poco più di un millimetro, e che si addensano in una stretta regione all’interno del disco protoplanetario. Telescopi diversi, se usati in sinergia, si rivelano strumenti formidabili per indagare l’universo, in quanto ciascuno di essi cattura dettagli invisibili agli occhi degli altri strumenti. Ognuno di essi ci consegna un pezzo. Mettere insieme questi pezzetti ci consente di ricostruire quel che sta accadendo o che è successo in passato, dalle piccole scale di asteroidi e comete alle stazze colossali degli ammassi di galassie.

HH-30 visto da diversi strumenti: Hubble, Webb e Alma (pannelli a sinistra). Nell’immagine a destra sono indicate le diverse parti che costituiscono questo oggetto. Crediti: Esa/Webb, Nasa & Csa, Esa/Hubble, Alma (Eso/Naoj/Nrao), Tazaki et al.

HH-30 piace tanto agli astronomi perché il disco di pianeti in formazione è rivolto di taglio al nostro pianeta. Questo consente agli scienziati di studiare nel dettaglio come si aggregano e come si evolvono i granelli di polvere in queste strutture. Il disco protoplanetario di HH-30 è stato scoperto dal Telescopio spaziale Hubble nel 1995 e dista 450 anni luce dalla Terra.

Celata rimane ai nostri occhi la stella. Responsabile di un tale spettacolo, evidentemente non lesina di timidezza. Sepolta nella polvere del disco che la cinge, lo scarto, l’avanzo, quello che resta, che è stato escluso dall’aggregazione del rovente astro. Un avanzo non dissimile da quello che in un tempo lontano, quattro miliardi e mezzo di anni fa, ha cominciato ad addensarsi, a creparsi, a frammentarsi nei pianeti del Sistema solare. Incluso quello che ci ospita. Uno scarto, che per noi è tutto.

Per saperne di più:

• I dati di HH-30 fanno parte del programma osservativo 2562 (principal investigators: F. Ménard, K. Stapelfeldt) realizzato con gli strumenti NirCam e Miri del James Webb Space Telescope

I getti radio sono eiezioni di materia ed energia che brillano intensamente alle frequenze delle onde radio. Prodotti come conseguenza dall’accrescimento del titanico buco nero supermassiccio presente nel cuore di luminosi nuclei galattici chiamati quasar, nell’universo locale – cioè le regioni a noi più vicine – questi getti radio sono abbastanza comuni, ma nell’universo lontano e primordiale sono rimasti finora sfuggenti. Finora, appunto.

Una collaborazione internazionale di ricercatori ha infatti ora individuato un getto radio prodotto agli albori dell’universo. E non un getto radio qualsiasi: un getto radio da record. Che si tratti di qualcosa di straordinario lo si intuisce già dal titolo dell’articolo che descrive la scoperta, accettato per la pubblicazione sulla rivista The Astrophysical Journal Letters e disponibile come preprint su ArXiv: “Monster radio jet (>66 kpc) observed in quasar at z∼5”. Quel maggiore di 66 kiloparsec ci dice che il getto in questione si estende per almeno 200mila anni luce, il doppio della larghezza della nostra galassia, la Via Lattea, ma è probabile che la dimensione fisica del getto si estenda ben oltre questo valore. Il valore z∼5 – che è il redshift della sorgente, cioè il parametro che gli astrofisici usano per quantificare la distanza delle galassie più remote – ci dice invece che le sue onde radio osservate qui sulla Terra oggi hanno impiegato 12,5 miliardi di anni per raggiungerci: detto altrimenti, sono state emesse quando l’universo aveva solo un miliardo di anni. Si tratta, spiegano i ricercatori, del getto più esteso che sia mai stato osservato a redshift superiori a 4.

Illustrazione artistica che mostra il più grande getto radio osservato nell’universo primordiale. Identificato per la prima volta utilizzando il telescopio internazionale Low Frequency Array (Lofar ), osservazioni di follow-up con il Gemini Near-Infrared Spectrograph (GNirs) e nell’ottico con l’Hobby Eberly Telescope, hanno permesso di dipingere un quadro completo del getto stesso e del quasar che lo produce: J1601+3102. Crediti: NoirLab/Nsf/Aura/M. Garlick

A produrre il mostruoso getto bilobato è stato J1601+3102. Si tratta di un quasar “radio loud” –ovvero, un forte emettitore di onde radio – scoperto nel 2022 analizzando i dati ottenuti in modalità Vlbi dai radiotelescopi del Low Frequency Array (Lofar), una rete di radiotelescopi europea.

Grazie a nuove osservazioni con la stessa rete di telescopi e a osservazioni di follow-up nel vicino infrarosso con il Gemini Near-Infrared Spectrograph (Gnirs) e nell’ottico con l’Hobby Eberly Telescope (Het), i ricercatori non solo hanno scoperto il getto, ma hanno anche tracciato un quadro completo del getto stesso e del quasar che lo emette.

«Stavamo cercando quasar con forti getti radio nell’universo primordiale, il che ci aiuta a capire come e quando si formano i primi getti e come essi influenzano l’evoluzione delle galassie», dice Anniek Gloudemans, ricercatrice presso il NoirLab e prima autrice dell’articolo che presenta i risultati di ricerca. «È solo grazie al fatto che questo oggetto è così estremo che possiamo osservarlo dalla Terra. «Questo quasar mostra cosa possiamo scoprire combinando la potenza di più telescopi che operano a diverse lunghezze d’onda».

Le immagini Lofar di J1601+3102 mostrano una struttura del getto radio estesa, che include un lobo radio settentrionale, un lobo radio meridionale e un nucleo. Il lobo settentrionale si estende per 9 kiloparsec (circa 29mila anni luce). Il lobo meridionale dista invece 57 kiloparsec (circa 185mila anni luce) dal quasar. Oltre a essere sei volte più vicino al nucleo del quasar, il lobo settentrionale è cinque volte più luminoso. Ciò, spiegano i ricercatori, suggerisce che esso sia potenzialmente illuminato dall’interazione estrema con il mezzo interstellare circostante.

Quanto al quasar che l’ha emesso, determinare le proprietà di questi oggetti – come massa e velocità con cui consumano materia – è necessario per comprendere la storia della loro formazione ed evoluzione. Per misurare questi parametri, il team ha cercato negli spettri di emissione della sorgente una specifica lunghezza d’onda della luce. Gli addetti ai lavori la chiamano linea di emissione larga del magnesio II. Normalmente, questo segnale appare nell’intervallo di lunghezza d’onda della luce ultravioletta. Tuttavia, a causa dell’espansione dell’universo, che fa sì che la luce emessa dal quasar venga “allungata” a lunghezze d’onda maggiori, il segnale del magnesio II arriva sulla Terra nell’intervallo di lunghezza d’onda del vicino infrarosso, dove è rilevabile con lo spettrografo Gnirs. Individuata questa caratteristica spettrale, i ricercatori hanno derivato le proprietà del buco nero di J1601+3102, stimandone la massa e la velocità di accrescimento, e successivamente la potenza del getto. Secondo i calcoli dei ricercatori, il buco nero di J1601+3102 avrebbe una massa pari a quella di 450 milioni di soli. Considerato che i quasar possono avere masse miliardi di volte maggiori di quella del Sole, si tratta di una sorgente relativamente piccola. Il suo tasso di accrescimento è pari al 45 per cento del limite di Eddington (la soglia massima di materia che un buco nero può consumare in un periodo di tempo), il che significa che sta ingurgitando materia in maniera efficiente ma non è ancora entrato nel regime alimentare estremo chiamato dagli astronomi “super-Eddington”. Quanto alla potenza del getto osservato, si parla di un valore pari a 8 x 10⁴⁴ (8 seguito da 44 zeri) erg a secondo, che significa che la luce emessa dal getto è pari a circa il tre per cento della luminosità totale del quasar.

«È interessante notare che il quasar che alimenta questo enorme getto radio non ha una massa estrema rispetto ad altri quasar», dice a questo proposito Gloudemans. «Questo sembra indicare che non è necessario un buco nero eccezionalmente massiccio o un tasso di accrescimento estremamente elevato per generare getti così potenti nell’universo primordiale».

Questo quasar è unico in quanto è il primo individuato nell’universo primordiale ad avere getti radio estesi. Getti rimasti elusivi, concludono i ricercatori, probabilmente a causa del rumore del fondo cosmico a microonde – la radiazione fossile rimasta dal Big Bang – presente quando si osserva ad alto redshift. La conferma spettroscopica di nuovi emettitori forti di onde radio ad alto redshift e osservazioni in modalità Vlbi sono necessarie per rivelare ulteriori getti radio nell’universo primordiale e stabilire vincoli sul tempo di formazione dei primi quasar.

Per saperne di più:

• Leggi su arXiv il preprint dell’articolo “Monster radio jet (>66 kpc) observed in quasar at z∼5” di Anniek J. Gloudemans, Frits Sweijen, Leah K. Morabito, Emanuele Paolo Farina, Kenneth J. Duncan, Yuichi Harikane, Huub J. A. Röttgering, Aayush Saxena e Jan-Torge Schindler

Giacomo Bonnoli, della Collaborazione Magic, coordinatore per le osservazioni multi-banda e multi-messaggero. Crediti: G. Bonnoli

Non c’è ancora un comunicato stampa per questa notizia ma solo due telegrammi su The Astronomer’s Telegram (ATel), un servizio online che fornisce notifiche rapide alla comunità astronomica su scoperte e osservazioni di fenomeni transienti, come supernove, esplosioni di raggi gamma e altro ancora.

Il 14 gennaio alle 19:46, ora locale, ATel #16977 riporta che i telescopi Magic, dalla vetta dell’Isola di La Palma, alle Canarie, hanno rilevato un brillamento (o flare, in inglese) di raggi gamma ad altissima energia provenire da una sorgente denominata OP 313. Il 28 gennaio alle 16:36 ATel #17000 evidenzia ancora una volta una forte attività di flaring di raggi gamma ad altissima energia sempre da lì, OP 313.

L’analisi preliminare dell’osservazione con Magic della durata di 3 ore del 27 gennaio ha permesso di rilevare OP 313 con una significatività statistica molto elevata (superiore a 30 deviazioni standard). Il flusso stimato al di sopra degli 80 GeV ha raggiunto un livello paragonabile a quello della Nebulosa del Granchio.

Ma cos’è esattamente OP 313? Da quanto tempo è sotto osservazione e da parte di chi? Lo abbiamo chiesto a Giacomo Bonnoli dell’Inaf di Milano, che fa parte della Collaborazione Magic dal 2006 e ha contribuito a coordinare questa campagna osservativa sul brillamento eccezionale del blazar OP 313, che è ancora in corso.

Bonnoli, di che oggetto si tratta?

«OP 3131 è un blazar. I blazar sono particolari radiogalassie (una sottoclasse dei nuclei galattici attivi) caratterizzate dall’avere il getto relativistico orientato in una direzione prossima a quella della Terra. Effetti relativistici amplificano il segnale che possiamo osservare e sono quindi particolarmente brillanti a tutte le frequenze. Il flusso emesso è molto variabile (anche quattro o più ordini di grandezza) e allo stato attuale non è possibile predirne l’andamento, ma solo monitorarlo (in ottico da terra, nei raggi X e gamma dallo spazio) e reagire prontamente alle allerte che segnalano stati attivi con campagne osservative rapide quanto estemporanee, denominate Target of Opportunity. I blazar si dividono in due famiglie principali: i BL Lac, caratterizzati da una minore luminosità ma con uno spettro energetico che si estende molto nella banda dei raggi gamma, e i flat spectrum radio quasar (Fsrq), più luminosi ma più difficili da osservare con i telescopi Cherenkov, in quanto lo spettro energetico si estende poco nella banda gamma, con la parziale eccezione delle fasi di flare».

Un’immagine composita della radiogalassia Hercules A, con l’immagine radio ottenuta da Vla (New Mexico, Usa) sovrapposta al campo fotografato in ottico dal telescopio orbitante Hubble Space Telescope. Evidente al centro l’immagine ottica della galassia ospite, ed i due collimati getti radio emergenti dalla regione nucleare. I blazar sono sorgenti di questo tipo ma orientate fortuitamente con l’asse del getto relativistico in una direzione prossima, entro pochi gradi, alla linea di vista. Crediti: Nasa, Esa, S. Baum and C. O’Dea (Rit), R. Perley and W. Cotton (Nrao/ Aui/ Nsf), and the Hubble Heritage Team (Stsci/Aura)

E Magic è riuscito a osservare proprio uno di questi flare?

«Sì, Magic (costituito da una coppia di telescopi del tipo Iact, ossia Imaging Atmospheric Cherenkov Telescopes, con primario da 17 metri di diametro, a lungo i più grandi al mondo) da sempre è lo strumento Iact d’elezione per le osservazioni dei flat spectrum radio quasar, essendo caratterizzato da una bassa soglia energetica, ossia dalla sensibilità a fotoni gamma con energie di poche decine di GeV. I pochi Fsrq (giusto 10 quelli elencati nel catalogo di riferimento TeVCat 2) di cui si conosce emissione nella banda gamma Vhe(acronimo di very high energy, ossia con energie dei fotoni superiori a 30 GeV) sono stati in gran parte scoperti da Magic. Solo più recentemente sia Hess (con il gigantesco Hess-II da 28 metri di diametro dello specchio principale) che Cta-Lst1 hanno potuto eguagliare e superare le prestazioni di Magic in questo parametro».

I due telescopi Magic (sulla destra) da 17 metri di diametro e i quattro telescopi Lst (Large Size Telescope) da 23 metri di diametro. Crediti: F.Villa

Perché i blazar sono tanto interessanti?

«L’intensa emissione dei blazar è – semplificando al massimo – generata da un motore centrale, costituito da un buco nero supermassiccio con una massa che può andare dalle decine di milioni alle decine di miliardi di masse solari, che si alimenta con materia che precipita gravitazionalmente da un disco di accrescimento. In più una coppia di potenti getti di plasma relativistico viene prodotta, e questa è la sede dell’emissione elettromagnetica (estesa dalle bande radio fino alle bande gamma) che ci consente di studiarli. Possono pertanto essere interpretati come laboratori naturali di fisica dei plasmi o anche come grandi acceleratori di particelle in grado, forse, di generare una parte degli ultra high energy cosmic rays (Uhecr), protoni e ioni con energie anche milioni di volte superiori a quelle disponibili nei fasci di Lhc. Questi raggi cosmici sono ben noti, ma non c’è certezza su quali sorgenti cosmiche li producano, anche se i blazar sono tra i principali indiziati. D’altro canto, i blazar sono dei fari cosmici che “sondando” con i loro fotoni le profondità dello spazio fino a noi, e ci consentono di studiare grandezze di notevole interesse cosmologico come il campo magnetico intergalattico, che permea l’intero universo, o i fondi cosmici di radiazione ottici e infrarossi. Anche fenomeni esotici legati all’esistenza di potenziali particelle non incluse nel Modello Standard (le axion-like particles, o Alp) o di violazione dell’invarianza di Lorentz alle energie prossime alla scala di Planck sono interessantissimi argomenti che possono essere affrontati con opportune osservazioni di blazar alle altissime energie (in prospettiva, con il Cherenkov Telescope Array Observatory)».

Cosa ha di speciale OP 313?

«Il blazar OP 313, noto anche come B2 1308+32 si trova nella costellazione dei Cani da Caccia ed è a oggi il più lontano Fsrq osservato da un telescopio Cherenkov (fu rivelato da Cta-Lst1 nel dicembre del 2023), trovandosi ad un redshift z=0.997, che significa che i fotoni che oggi riveliamo sono partiti circa 7.8 miliardi di anni fa, e che oggi questa sorgente si trova a circa 10.9 miliardi di anni-luce da noi (mentre la luce viaggiava, l’universo si è ulteriormente espanso). Non in assoluto il più lontano noto, ma il più lontano osservato con telescopi Iact. OP 313 batte di pochissimo il secondo in questa speciale classifica, ossia PKS 0346-27 a z=0.991 rivelato da Hess (un sistema di telescopi Cherenkov in Namibia, quindi privilegiato per osservare il cielo australe) nel novembre del 2021. Tutti i Fsrq rivelati da telescopi Cherenkov sono stati osservati per brevi periodi durante le fasi di flare, con l’unica eccezione del vicino PKS 1510-089, che con un redshift molto più contenuto (z=0.361) è sufficientemente brillante da essere rivelato dagli Iact anche in fasi di attività più moderata. Un altro elemento stuzzicante di OP 313 è che questa sorgente è suggerita da molti studi come una potenziale sorgente cosmica di neutrini di altissima energia, i quali, se osservati, sarebbero una prova indiretta ma robustissima della produzione di raggi cosmici di altissima energia proprio nei blazar, o almeno in alcuni di essi».

Cosa ha di speciale questo brillamento di OP 313?

«Questo brillamento è speciale in quanto il segnale nella banda dei raggi gamma VHE si è presentato estremamente intenso e agevolmente osservabile per molte settimane; qualcosa di mai riscontrato sinora e del tutto sorprendente. La persistenza del fenomeno ha consentito di osservare la porzione di energia più estrema dello spettro elettromagnetico del blazar in questa fase di attività parossistica con altissima significatività statistica, il che permetterà misure molto precise sul suo spettro. Questa particolarità è una novità totale, in quanto l’emissione dei Fsrq nella banda gamma VHE è solitamente scarsa e difficilissima da acciuffare. Spesso i flares sono molto brevi e il tempo che trascorre tra l’allerta e l’osservazione – pochi giorni al massimo – più che sufficiente ad arrivare tardi».

Perché è così difficile osservare questi oggetti cosmici?

«Per l’emissione di altissima energia dei Fsrq un fattore limitante sempre presente è la grande distanza da noi, che opera in due modi. Uno, efficace attraverso tutto lo spettro elettromagnetico, è la diluizione del flusso osservato con il quadrato della distanza. L’altro, specifico dei fotoni nella banda VHE, è l’attenuazione cosmologica dovuta all’interazione con i fondi cosmici di radiazione che permeano l’intero universo. Fotoni che sono stati incessantemente prodotti nelle stelle di tutte le galassie lungo tutta la storia dell’universo, e che adesso lo permeano tutto, compresi i grandi vuoti intergalattici. Interagendo con questi fotoni “bersaglio” con energie fino a pochi eV, i fotoni di alta energia si annichilano generando coppie elettrone-positrone, e sono così sottratti al flusso rivelabile da noi. Questo effetto è tanto più marcato quanto più crescono la distanza della sorgente e l’energia dei fotoni osservati, ma comincia ad essere significativo, per la distanza di OP 3130, già a qualche decina di GeV. Inoltre, esistono anche fattori intrinseci alla sorgente: da un lato per le caratteristiche fisiche dell’ambiente in cui si produce l’emissione elettromagnetica, i Fsrq hanno una emissione intensa a energie sotto il GeV, che poi si estingue rapidamente a energie poco superiori. In sostanza, di fotoni gamma VHE ne producono tendenzialmente pochi. Dall’altro lato, la presenza di intensi campi di radiazione ottica e infrarossa prodotti dalla sorgente stessa, tende ad attenuare ulteriormente il flusso per un fenomeno di auto-assorbimento alla fonte».

Giacomo Bonnoli (Inaf Brera), con il collega Rodolfo Canestrari (oggi Inaf Iasf Palermo) durante una campagna metrologica in situ sugli specchi del prototipo Astri-Horn installato all’Osservatorio di Serra La Nave (Inaf Catania) sull’Etna. Crediti: G. Bonnoli

Questa volta però siete riusciti piuttosto bene ad osservarlo…

«In questo specifico e sinora abbastanza unico caso, tali effetti di soppressione dell’emissione interni alla sorgente sono stati, per ragioni ancora ignote ma molto interessanti da investigare, estremamente limitati, permettendoci di ricevere il consistente flusso di fotoni che ci ha letteralmente sorpreso. Da questo punto di vista questo brillamento di OP 313 è stato totalmente antitetico a flares della stessa sorgente come quello del luglio 2022, quando la brillanza nelle bande ottiche era cresciuta assai più che stavolta, ma senza che in quell’occasione – come del resto nei numerosi tentativi di osservazione precedenti, tutti infruttuosi – si riuscissero a osservare quantità apprezzabili di fotoni gamma. Allo stesso tempo, il comportamento osservato in OP 313 è stato del tutto antitetico a quello tipico di un’altra sorgente analoga, Fsrq 3C 454.3 che per i telescopi Cherenkov mai è stato possibile sinora osservare – nonostante, anche qui, numerosi tentativi – nemmeno durante flares di estrema intensità. Segno questo che in quella sorgente, per giunta un pochino più vicina (z=0.859), è proprio lo spettro intrinseco ad estendersi poco alle altissime energie e, a quanto pare, ad avere sistematicamente questo comportamento, mentre in OP 313 abbiamo potuto osservare una netta differenziazione tra episodi di flare diversi».

Cosa intendete fare a questo punto?

«Il confronto tra questi vari episodi, caratterizzati da risultati osservativi così diversi, ci permetterà verosimilmente di capire meglio cosa regola l’emissione elettromagnetica degli Fsrq a livello dei parametri fisici caratterizzanti la regione del getto relativistico che la origina, come ad esempio il campo magnetico, l’energia degli elettroni relativistici nel plasma che costituisce il getto, o anche la distanza della regione di emissione dal buco nero centrale. Saranno necessari studi accurati di dettaglio e un attento confronto dei dati con i modelli teorici d’emissione per questa sorgente. Inoltre, un segnale tanto generoso da una sorgente tanto lontana, ci consentirà di misurare con precisione il fondo ottico di radiazione e la sua evoluzione nel tempo a partire da un’epoca in cui l’universo aveva poco meno della metà dell’età attuale, derivando questa informazione dalla misura dell’attenuazione prodotta sul flusso di fotoni gamma Vhe emesso da OP 313».

Tornando ai neutrini: ne sono stati trovati provenire da questa sorgente?

«Per quanto riguarda la produzione dei neutrini, le informazioni preliminari diffuse dalla collaborazione IceCube nel telegramma astronomico #17016, pur non conclusive, non hanno individuato un flusso apprezzabile di neutrini associato al periodo del flare elettromagnetico; un’indicazione che ci si aspetterebbe se l’accresciuta emissione di fotoni durante il flare si accompagnasse con una analoga produzione di raggi cosmici; ma la mancata osservazione potrebbe essere anche semplicemente un portato dell’esiguità del flusso prodotto, rispetto alla sensibilità del rivelatore antartico IceCube per queste particelle così elusive».

Oltre a Magic, chi è coinvolto nella campagna osservativa?

«Nel campo degli strumenti per osservazioni di raggi gamma da terra della categoria degli Imaging Atmospheric Cherenkov Telescopes (Iact), oltre a Magic è molto impegnato nelle osservazioni Cta-Lst1, prototipo del Large Size Telescope per il Cherenkov Telescope Array Observatory da 23 metri di diametro dello specchio, installato, collaudato e gestito dalla Lst Collaboration. Proprio Lst1 fu il primo, nel dicembre del 2023, a rivelare un segnale nella banda dei raggi gamma VHE da questo blazar, che è attualmente il più distante mai osservato da strumenti di questo tipo. Questo avvenne in occasione di un precedente intenso brillamento, seguito con una campagna del tutto analoga a questa. Magic e Lst1 sono entrambi situati all’Osservatorio del Roque de los Muchachos a La Palma, Isole Canarie, a poche decine di metri di distanza l’uno dall’altro, e in questa fase collaborano strettamente. Infine, anche Veritas, array situato al Fred Lawrence Whipple Observatory in Arizona (Usa), ha osservato e rivelato un segnale molto intenso da questo brillamento, diffondendo un proprio Telegramma Astronomico a riguardo. Inoltre, sono attive campagne di osservazione su molti strumenti orbitanti, come ad esempio il Neil Gehrels Swift Observatory capace di osservazioni nelle bande ottiche, ultraviolette, dei raggi X soffici e duri».

I due telescopi Magic. Crediti: F. Villa

Anche in banda ottica stanno seguendo l’evento?

«Sì, anche da terra molti osservatori stanno seguendo l’evento, specialmente nelle bande ottiche e infrarosse, con osservazioni sia fotometriche che polarimetriche. Quest’altro Astronomer’s Telegram sintetizza alcuni primi risultati di questo articolato sforzo. Va assolutamente evidenziato che non stiamo parlando solo di professionisti, in quanto nelle campagne ottiche sui blazar sono spesso coinvolti anche osservatori amatoriali, come ad esempio l’Osservatorio Astronomico Provinciale di Montarrenti (Oapm) gestito dall’Unione astrofili senesi. Queste sorgenti, brillanti ed estremamente variabili nelle bande ottiche, sono infatti osservabili con ottima precisione da piccoli telescopi tra i 30 e i 60 cm, tipici degli osservatori amatoriali, che tutti assieme dispongono di un ingente tempo osservativo cumulato, risorsa preziosa e scarsa invece nei pochi, grandi osservatori professionali. E in effetti l’attivazione della campagna di osservazioni di Magic era stata suggerita, oltre che dalle osservazioni del satellite Fermi nei raggi gamma HE (con energie fino alle decine di GeV) da molteplici osservazioni ottiche ottenute con piccoli strumenti, che avevano annunciato lo stato particolarmente attivo di OP 313. Tra di esse, quelle che hanno portato alla diffusione di alcuni telegrammi astronomici (ATel #16951, 16964) diramati da una mini-collaborazione costituita dall’Osservatorio Astronomico dell’Università degli Studi di Siena, dell’Oapm e anche dell’Osservatorio Astronomico ”Città di Seveso”, anche esso amatoriale. Questa integrazione delle attività (anche di ricerca) di professionisti ed amatori è un percorso importante e virtuoso per molte ragioni, in cui sia Inaf (in collaborazione con l’Unione astrofili italiani) che io personalmente siamo convintamente impegnati».

Individuare tracce di vita extraterrestre è una delle sfide più ardue che si pone oggi la ricerca astrobiologica. Scrutare pianeti lontani in cerca di biofirme chimiche nelle loro atmosfere e/o sondare la composizione del suolo alla ricerca di acqua liquida o molecole organiche complesse, sono alcuni dei metodi utilizzati per trovare una prova della sua esistenza. Tuttavia, la rivelazione di queste biofirme non sempre permette di distinguere un ambiente potenzialmente abitabile da uno realmente abitato. Le biofirme, inoltre, possono derivare anche da processi non biologici, rendendo difficile la conferma di un’origine vivente.

In primo piano, una piastra contenente microbi. Sullo sfondo, alcuni pianeti extrasolari sui quali è attiva la ricerca di vita. Crediti: Illustrazione artistica creata con Adobe AI

E se esistesse un modo più semplice e diretto per trovare la vita oltre la Terra? Ad esempio un metodo in grado di individuare inequivocabile la sua presenza rivelando il movimento microbico? È quello che propone un gruppo di scienziati guidati della Technical University Berlin: un test di motilità, come viene chiamato dagli addetti ai lavori, che, senza l’ausilio di sofisticate apparecchiature, permette di individuare la presenza di microrganismi in grado di muoversi autonomamente; una capacità, questa del movimento, che rappresenta un solido indizio di vita. I risultati della ricerca sono stati pubblicati oggi sulla rivista Frontiers in Astronomy and Space Sciences.

Lo studio si fonda su una caratteristica specifica e distintiva di molti organismi terrestri: la motilità. La motilità è una caratteristica presente in tutti e tre i domini della vita (batteri, archea ed eucarioti) e può essere attivata tramite diversi meccanismi molecolari in risposta a vari segnali ambientali. C’è ad esempio la fototassi, il movimento in risposta a stimoli luminosi. C’è la magnetotassi, che comporta il riorientamento in funzione dei campi magnetici. E c’è anche la chemiotassi, il movimento indotto dal gradiente di una sostanza chimica: la forma di motilità oggetto dello studio in questione. Chemio-attrattore e chemio-repellente sono i termini usati per indicare la molecola (un nutriente o un veleno) verso cui gli organismi si muovono o si allontanano, rispettivamente.

Prendendo spunto da quest’ultimo comportamento tipico di alcuni esseri viventi, Max Riekeles, Vincent Bruder e Dirk Schulze Makuch, tutti e tre ricercatori della Technical University Berlin, hanno sviluppato un metodo nuovo e semplice per individuare la presenza di microrganismi; un approccio che potrebbe essere usato nelle future missioni spaziali per individuare la vita su Marte e altri pianeti.

Il metodo, applicabile per il rilevamento della vita in situ, utilizza un piccolissimo vetrino con due camere separate da una sottile membrana, chiamato μ-slide, e una sostanza, la L-serina, in grado di indurre la chemiotassi in alcune specie batteriche. Per testare la fattibilità di questo metodo, e in particolare l’efficienza della L-Serina nello stimolare il movimento di alcune specie di germi, Riekeles e colleghi hanno condotto test di motilità in laboratorio, adagiando i microrganismi all’interno di una camera del vetrino e aggiungendo L-Serina nell’altra. Le specie incluse nello studio sono microorganismi estremofili, cioè organismi in grado di vivere in una varietà di ambienti ostili.

Oltre al batterio Bacillus subtilis, una specie in grado di sopravvivere e sopportare temperature fino a 100 gradi Celsius, nella ricerca sono stati utilizzati lo Pseudoalteromonas haloplanktis, un batterio isolato dalle acque antartiche in grado di vivere in ambienti con temperature comprese tra -2,5 e 29 gradi Celsius, e Haloferax volcanii, un archeobatterio “coltivabile” facilmente in laboratorio – caratteristica rara per un estremofilo – isolato da ambienti come il Mar Morto, il Gran Lago Salato dello Utah, negli Usa, e ambienti oceanici caratterizzati da elevate concentrazioni di cloruri. Haloferax volcanii prospera anche in ambienti caratterizzati da elevata salinità e alti livelli di radiazione, condizioni molto simili a quelle che si trovano sulla superficie di Marte.

Questi organismi sono stati scelti per due motivi principali, spiegano i ricercatori. La prima ragione è questa: dato che non è stato ancora identificato alcun microbo extraterrestre, i tratti necessari per sopravvivere in ambienti esoplanetari non sono ben compresi e pertanto è difficile scegliere organismi rappresentativi da esaminare. Tuttavia, è possibile ipotizzare che per la sopravvivenza in climi extraterrestri come quello di Marte, caratteristiche specifiche, come la capacità di formare spore e l’attitudine a vivere in ambienti freddi (psicrofila) e salati (alofilia), sarebbero probabilmente vantaggiose per la sopravvivenza. Poiché ogni organismo selezionato in questo esperimento esibisce uno o più di questi tratti, risulta il migliore da usare come organismo modello di microbi extraterrestri.

La seconda ragione riguarda la molecola chemio-attrattiva. Studi precedenti hanno dimostrato che Bacillus subtilis è attratto dalla L-serina, ciò consente ai ricercatori di utilizzare il batterio come controllo positivo, cioè il controllo che permette di verificare che i risultati negativi siano validi. Pseudoalteromonas haloplanktis è invece debolmente respinto dalla L-serina, il che consente agli scienziati di utilizzarlo come controllo negativo, cioè il controllo che permette di verificare che i risultati positivi sia realmente tali.

«I batteri e gli archea sono due delle forme di vita più antiche sulla Terra, ma si muovono in modi diversi e hanno sviluppato sistemi di motilità indipendentemente l’uno dall’altro», sottolinea Riekeles. «Testando entrambi i gruppi, possiamo rendere i metodi di rilevamento della vita più affidabili per le future missioni spaziali».

La sostanza chemio-attrattiva utilizzata, come dicevamo, è la L-serina, un amminoacido proteinogenico utile nei batteri per il metabolismo dell’azoto e del carbonio, ma utilizzato anche per attivare sistemi di risposta allo stimolo che portano poi al movimento del microrganismo. Si ritiene che la L-serina sia presente anche su Marte. Se dunque la vita sul Pianeta rosso avesse una biochimica simile a quella sulla Terra, è plausibile che la molecola possa attrarre potenziali microbi marziani.

Nello studio i ricercatori hanno utilizzato un approccio semplificato, che potrebbe fare la differenza nel rilevare o meno tracce di vita extraterrestre nelle future missioni spaziali. Invece di attrezzature complesse, hanno utilizzato un vetrino chiamato μ-slide con due camere separate da una sottile membrana. I microbi vengono posizionati su un lato e la sostanza chimica L-serina viene aggiunta all’altro. «Se i microbi sono vivi e in grado di muoversi, nuotano verso la L-serina attraverso la membrana», dice Riekeles a questo proposito. «Questo metodo è facile, conveniente e non richiede computer potenti per analizzare i risultati».

Flusso di lavoro semplificato che mostra il sistema di rilevamento della vita suggerito nello studio. Crediti: Max Riekeles et al., Frontiers in Astronomy and Space Sciences, 2025

Il protocollo sperimentale è stato il seguente. Inizialmente, la camera destra della μ-slide, designata come camera chemio-attrattiva, è stata riempita con il liquido contenente concentrazioni variabili di L-serina. Successivamente, una soluzione contenente i microorganismi sospesi nel proprio liquido di crescita è stata aggiunta alla camera di sinistra. I vetrini sono stati quindi coperti con un coperchio e incubati a temperature idonee per consentire la formazione del gradiente chimico della L-serina e la eventuale migrazione degli organismi. L’esperimento è stato condotto separatamente con ciascuno dei tre microbi.

Terminata l’incubazione, è stato effettuato un controllo per essere certi che l’aumento osservato nel numero di cellule nella camere dei chemio-attrattori fosse attribuibile alla migrazione per chemiotassi e non alla crescita cellullare. Completato questo test, i vetrini sono stati osservati al microscopio per verificare la motilità di tutti i microorganismi testati. Per ciascuna camera chemio-effettrice sono state acquisite dieci immagini al microscopio. Le immagini sono state quindi analizzate per il conteggio delle cellule e il numero medio di conteggi utilizzato per il calcolo della deviazione standard, che descrive la variabilità di una serie di misure effettuate su un campione, e l’errore standard, che misura l’incertezza nella stima di un valore statistico.

Andiamo ora ai risultati. L’esperimento, spiegano i ricercatori, evidenzia che tutti e tre gli organismi hanno esibito un comportamento chemiotattico significativo in risposta alla L-serina, supportando ulteriormente la base della chemiotassi e, più in generale, della motilità come importante biofirma microbica. «In particolare», aggiunge Riekeles, «l’uso di H. volcanii amplia la portata delle potenziali forme di vita che possono essere rilevate usando metodologie basate sulla chemiotassi, anche quando è noto che alcuni archea possiedono sistemi chemiotattici». Per quanto riguarda l’archeobatterio H. volcanii, è infatti la prima volta che viene rilevata una risposta chemiotattica indotta dalla L-serina.

Nel contesto dell’astrobiologia, la chemiotassi rimane un campo ampio e solo parzialmente compreso, che promette di essere di fondamentale importanza sia per l’isolamento che per l’identificazione di microbi viventi, concludono i ricercatori. I risultati di questo studio dimostrano efficacemente la fattibilità di utilizzare le μ-slide per l’osservazione della chemiotassi di procarioti in intervalli di tempo più brevi (diverse ore) e più lunghi (fino a 24 ore). Dati i vincoli tecnici, computazionali e di tempo necessari per una missione di rilevamento della vita in situ, questo approccio semplificato potrebbe essere un modo conveniente in termini di risorse per sondare la potenziale vita responsiva alla chemiotassi. Sebbene siano necessari ulteriori adattamenti per la sua applicabilità sul campo, i requisiti minimi necessari di risorse e tecniche, nonché la ridotta necessità di osservazione continua, rendono il loro utilizzo un’alternativa attraente per le future missioni spaziali, dove potenza, gestione dell’operatore, archiviazione dei dati e capacità di elaborazione dati sono limitate.

Per saperne di più:

• Leggi su Frontiers in Astronomy and Space Sciences l’articolo “Application of chemotactic behavior for life detection” di Max Riekeles, Vincent Bruder, Nicholas Adams, Berke Santos, Dirk Schulze-Makuch

Con un diametro di circa 250mila anni luce – quasi due volte e mezzo più grande della nostra Via Lattea – la galassia Leda 1313424 è circondata da nove anelli di stelle. A produrli, una “freccia” – una galassia nana blu molto più piccola – che le ha trafitto il cuore. La spettacolare immagine della “signora degli anelli” è stata scattata dal telescopio spaziale Hubble. A confermare l’esistenza degli otto anelli galattici, persino individuandone un nono più esterno, sono stati i dati dell’Osservatorio W. M. Keck delle Hawaii.

Leda 1313424 presenta nove anelli, sei in più di qualsiasi altra galassia conosciuta. Le immagini ad alta risoluzione del telescopio spaziale Hubble della Nasa hanno confermato la presenza di otto anelli, mentre i dati dell’Osservatorio W. M. Keck delle Hawaii ne hanno confermato un nono. Crediti: Nasa, Esa, Imad Pasha (Yale), Pieter van Dokkum (Yale)

«È stata una scoperta “serendipica”», dice Imad Pasha, dottorando alla Yale University (New Haven, Connecticut) e primo autore dello studio pubblicato su The Astrophysical Journal Letters. «Stavo analizzando le immagini di una survey condotta con telescopi terrestri quando ho visto una galassia con diversi anelli ben definiti e ne sono stato immediatamente attratto. Non ho potuto far altro che fermarmi e iniziare a studiarla».

Da quanto indicano le osservazioni di Hubble e del Keck, la galassia – soprannominata “Bullseye”, occhio di bue – è stata attraversata circa 50 milioni di anni fa da una galassia nana blu: una piccola intrusa che ha viaggiato come un dardo attraverso il suo nucleo generando anelli nella sua scia, come increspature in uno stagno. Un sottile filamento di gas si estende tutt’ora a unire le due galassie, ormai distanti 130mila anni luce.

Sulla scala dei tempi cosmici, capita abbastanza frequentemente che le galassie si scontrino o si manchino di poco l’una con l’altra, ma è estremamente raro che una galassia si tuffi esattamente al centro di un’altra. La traiettoria rettilinea della galassia nana blu attraverso Bullseye ha fatto sì che il materiale si muovesse a ondate sia verso l’interno che verso l’esterno, dando il via a nuove regioni di formazione stellare.

Confronto fra le dimensioni della Via Lattea (a sinistra) e Leda 1313424, la grande galassia Bullseye. La Via Lattea ha un diametro di circa 100mila anni luce, mentre la Bullseye è quasi due volte e mezzo più grande, con un diametro di 250mila anni luce. Nasa, Esa, Ralf Crawford (Stsci)

I ricercatori sospettano che i primi due anelli del Bullseye si siano formati rapidamente e si siano diffusi in cerchi via via più ampi, come accade con le onde generate da un sasso lanciato nell’acqua. La formazione degli altri anelli potrebbe essere stata leggermente sfalsata, poiché il passaggio della galassia nana blu ha avuto un impatto maggiore sui primi.

«Stiamo osservando Bullseye in un momento molto particolare», spiega Pieter G. van Dokkum, coautore della ricerca e professore a Yale. «Dopo l’impatto, c’è una finestra di tempo molto ristretta in cui galassie come questa riescono ad avere così tanti anelli».

Questa illustrazione mostra l’enorme galassia Bullseye vista dall’alto. I cerchi tratteggiati indicano la posizione di ciascuno dei suoi anelli, che si sono formati come le increspature di uno stagno dopo che una galassia nana blu (non mostrata) ha attraversato il suo nucleo circa 50 milioni di anni fa. Crediti: Nasa, Esa, Ralf Crawford (Stsci)

Le orbite delle singole stelle sono rimaste in gran parte indisturbate, anche se gruppi stellari si sono “ammassati” per formare anelli distinguibili nel corso di milioni di anni. Il gas, tuttavia, è stato trasportato verso l’esterno e si è mescolato con la polvere per formare nuove stelle, illuminando ulteriormente gli anelli di Bullseye.

Gli autori dello studio sospettano l’esistenza di un decimo anello, distante tre volte oltre l’anello più esterno nell’immagine di Hubble, che però si potrebbe essere affievolito e non sarebbe più rilevabile.

La ricerca non solo offre una visione affascinante delle dinamiche galattiche, ma conferma anche previsioni teoriche di lunga data sulla formazione degli anelli stellari nel corso di miliardi di anni. Il team di ricerca ha, infatti, trovato una sorprendente connessione tra Bullseye e una teoria consolidata da tempo: gli anelli della galassia sembrano essersi spostati verso l’esterno esattamente – o quasi – nel modo previsto dai modelli. «Era una teoria formulata per il giorno in cui qualcuno avrebbe visto così tanti anelli», ricorda van Dokkum. «È immensamente gratificante poter ora confermare quella previsione di lunga data proprio con la nostra galassia Bullseye».

Per saperne di più:

• Leggi su The Astrophysical Journal Letters l’articolo “The Bullseye: HST, Keck/KCWI, and Dragonfly Characterization of a Giant Nine-ringed Galaxy” di Imad Pasha, Pieter G. van Dokkum, et al.

Sono i primi mondi scoperti al di fuori del Sistema solare. Sono esotici ed estremamente rari. Possono avere orbite molto stabili e masse variabili da pochi decimi di quella terrestre fino a quella di un gigante gassoso come Giove. Alcuni sono “pianeti diamante”, corpi ricchi di carbonio trasformato nel prezioso minerale per via delle alte pressioni. Stiamo parlando dei pianeti delle pulsar. Come suggerisce il loro nome, questi mondi orbitano attorno alle pulsar, stelle di neutroni in rapida rotazione ed estremamente magnetizzate. Psr J0337+1715 Ab è uno dei membri di questa classe. Individuato per la prima volta nel 2022, secondo un nuovo studio condotto da un team di scienziati del Centre national de la recherche scientifique (Cnrs) di Parigi il corpo celeste potrebbe essere il più piccolo pianeta extrasolare mai scoperto fino ad oggi.

Illustrazione artistica che mostra il pianeta Psr J0337+1715 Ab nel sistema stellare composto dalla pulsar J0337+1715 A e dalle due nane bianche Psr J0337+1715 B e C. Crediti: Guillaume Voisin & Fabrice Mottez

Psr J0337+1715 Ab è un candidato pianeta che fa parte di un sistema triplo di stelle situato a 4200 anni luce da noi nella costellazione del Toro. Noto come Psr J0337+1715, il sistema è costituito da due nane bianche (Psr J0337+1715 B e Psr J0337+1715 C) e una pulsar – la prima scoperta all’interno di un sistema ternario di stelle – chiamata Psr J0337+1715 A. Nel sistema, la pulsar segue un’orbita di circa 1,6 giorni con la nana bianca Psr J0337+1715 B, formando quella che gli astronomi chiamano binaria interna. La coppia di stelle è orbitata a sua volta dalla nana bianca esterna Psr J0337+1715 C, che impiega circa 327 giorni per completare un giro.

Nel complesso, il sistema triplo si estende per circa una unità astronomica. Oltre a renderlo straordinariamente compatto rispetto ad altri sistemi multipli, questa caratteristica ne fa un laboratorio naturale ideale per testare la teoria della relatività generale di Einstein. All’interno del sistema stellare, la presenza del candidato pianeta Psr J0337+1715 Ab era stata rilevata per la prima volta grazie a una ricerca guidata da Guillaume Voisin dell’Observatoire de Paris. Il nuovo studio, guidato dallo stesso Voisin e pubblicato il mese scorso sulle pagine della rivista Astronomy & Astrophysics, ha continuato le osservazioni del sistema stellare, perfezionando la nostra conoscenza delle proprietà fisiche e orbitali del candidato pianeta.

Le pulsar sono veri e propri fari cosmici: ruotando su se stesse fino a centinaia di volte ogni secondo, sotto la spinta del forte campo magnetico che possiedono, irradiano dai poli onde radio a intervalli regolari che possono essere rilevate dai radiotelescopi. Essendo orologi cosmici estremamente precisi, minuscole variazioni nei tempi di arrivo dei segnali radio potrebbero rappresentare la firma di un’ampia varietà di fenomeni. Misurate attraverso una tecnica chiamata Pulsar Timing Array (Pta), le anomalie nei tempi di arrivo degli impulsi radio potrebbero essere causate da un pianeta in orbita attorno al corpo celeste.

Nella loro ricerca, Voison e colleghi hanno osservato Psr J0337+1715 utilizzando il radiotelescopio del Nançay Radio Observatory. Registrando gli impulsi radio emessi dalla sorgente, i ricercatori si sono accorti della presenza di un ritardo nei tempi di arrivo degli impulsi radio di soli quattro microsecondi. Sebbene piccolissima, si trattava di una variazione dello schema temporale degli impulsi che andava studiata. Secondo i ricercatori, le possibili cause dell’anomalia del “battito” della pulsar potevano essere due: un rumore intrinseco al meccanismo di emissione della pulsar o la presenza di un pianeta. Per escludere una delle due ipotesi, hanno condotto simulazioni basate su modelli di temporizzazione numerica, includendo in ciascuno parametri astrometrici e di spin della pulsar.

I risultati dell’indagine hanno confermato la seconda ipotesi: l’anomalia potrebbe essere dovuta al cosiddetto ritardo di Rømer, cioè la variazione della distanza tra la pulsar e l’osservatore indotta da un pianeta. Assumendo la presenza del pianeta, i ricercatori ne hanno quindi stimato le caratteristiche: secondo i loro calcoli, il pianeta orbiterebbe attorno alla pulsar con un periodo di 3310 giorni (circa nove anni terrestri), mentre la sua massa sarebbe circa la metà di quella della Luna. Si tratta di un valore che lo renderebbe il mondo meno massiccio che sia mai stato rilevato al di fuori del Sistema solare. Per una conferma, tuttavia, saranno necessarie ulteriori osservazioni.

Per saperne di più:

• Leggi su Astronomy and Astrophysics l’articolo “Explanation of the exceptionally strong timing noise of PSR J0337+1715 by a circum-ternary planet and consequences for gravity tests” di G. Voisin, I. Cognard, M. Saillenfest, T. M. Tauris, N. Wex, L. Guillemot, G. Theureau, P. C. C. Freire e M. Kramer

Connettere telescopi, coinvolgere persone e osservare il cielo con un approccio collaborativo: è questa la missione di Noctis, acronimo di Network osservativo coordinato di telescopi per l’insegnamento e la scienza. Finanziato dal Ministero dell’università e della ricerca (Mur) con 200mila euro nell’ambito del Bando Prin 2022, il progetto – guidato da Silvano Tosi dell’Università di Genova in collaborazione con l’Istituto nazionale di astrofisica (Inaf) e l’Università della Calabria, le cui unità di ricerca sono coordinate, rispettivamente, da Serena Benatti e Sandra Savaglio – mira a creare una rete italiana di telescopi ottici automatici e robotici, distribuiti da nord a sud del Paese.

Serena Benatti, ricercatrice all’Inaf di Palermo

Con sei osservatori già attivi in Liguria, Toscana, Campania, Calabria e Sicilia, Noctis offrirà una copertura coordinata del cielo a livello nazionale, consentendo di monitorare fenomeni astronomici come i transiti di esopianeti, la variabilità stellare, i detriti spaziali e le esplosioni cosmiche. L’obiettivo è raccogliere dati scientifici utili e complementari a quelli raccolti con strumentazione tecnologicamente più avanzata, contribuendo a una visione più completa dell’universo.

La vera forza di Noctis, però, non è solo nella tecnologia, ma nelle persone. Attraverso il modello della citizen science, appassionati, studenti e curiosi potranno partecipare attivamente alle osservazioni e all’analisi dei dati, come spiega Serena Benatti dell’Inaf di Palermo, coordinatrice dell’unità di ricerca di Inaf per il progetto Noctis: «Non serve essere scienziati per contribuire alla conoscenza del cosmo. Chiunque potrà raccogliere dati, analizzarli e persino diventare coautore di pubblicazioni scientifiche. Un modo per rendere tutti protagonisti della scienza».

Oltre alla ricerca, infatti, Noctis punta a offrire opportunità educative, di formazione e divulgative. Sono previsti incontri pubblici, workshop e sessioni di osservazione guidata dai ricercatori del progetto e accessibili anche da remoto. Questa modalità permetterà a chiunque di familiarizzare con strumenti avanzati e di esplorare più a fondo i segreti del cielo. «È incredibile pensare che un appassionato possa contribuire a scoprire nuovi mondi o monitorare eventi straordinari nell’universo», aggiunge Benatti, che prosegue: «Grazie a Noctis possiamo valorizzare il lavoro e la territorialità degli osservatori sparsi in Italia».

L’attuale rete di telescopi è solo il punto di partenza. Altri osservatori in Italia si sono già dichiarati interessati a unirsi al progetto. Silvano Tosi, responsabile scientifico del progetto Noctis, evidenzia l’importanza del coinvolgimento pubblico: «L’osservazione del cielo è un’attività che da sempre affascina persone di ogni età. Vogliamo offrire strumenti che permettano a tutti di partecipare, valorizzando le risorse locali e rafforzando il legame tra ricerca e società».

Noctis non si limita a fare scienza: ambisce a ispirare e coinvolgere nuove generazioni, avvicinando sempre più persone alla ricerca astronomica. Il cielo diventa uno spazio condiviso, dove tecnologia, curiosità e conoscenza si incontrano. «Contiamo sulla partecipazione di tanti appassionati in tutto il Paese», conclude Tosi, «e siamo pronti a partire con grande entusiasmo».

Dieci minuti. Tanto è bastato alle particelle prodotte da un impatto con un asteroide – o una cometa – avvenuto circa 3.8 miliardi di anni fa per scavare due enormi canyon nell’emisfero sud della Luna. È quanto riporta uno studio guidato da David Kring, del Lunar and Planetary Institute (Usa), pubblicato oggi su Nature Communications.

Vista sui due grandi canyon che si irradiano dal bacino d’impatto di Schrödinger vicino al polo sud lunare. Crediti: Nasa/Ernie T. Wright

Dieci minuti per incidere sul volto della Luna due cicatrici lunghe e profonde: rispettivamente, 270 km di lunghezza e 2.7 km di profondità la prima, 280 km di lunghezza e 3,5 km di profondità la seconda. Due gole paragonabili al Grand Canyon dell’Arizona – per scavare il quale, però, il fiume Colorado ha impiegato milioni di anni, mentre qui è stato sufficiente il tempo di una sigaretta.

Larghezza e profondità del Grand Canyon (sulla Terra) e di Vallis Planck (sulla Luna) a confronto. Ogni fascia di colore corrisponde a 500 metri di dislivello. Crediti: David A. Kring, Danielle P. Kallenborn e Gareth S. Collins

Le due enormi gole si trovano in una regione “quantistica”, toponomasticamente parlando: il cratere Schrödinger, un cratere da impatto lungo il margine esterno dell’immenso bacino Polo Sud-Aitken (2400 km di diametro), là dov’è approdato il lander cinese Chang’e 6 lo scorso giugno e non lontano dalle possibili mete della futura missione Artemis III – quella che dovrebbe portare la prima donna e la prima persona di colore sul suolo lunare. E “quantistici” sono anche i loro nomi: Vallis Schrödinger e Vallis Planck.

Già si sapeva che entrambe le gole, così come gli altri canyon e le gravine che circondano il bacino di Schrödinger, sono state incise dai detriti rocciosi – il nome tecnico è ejecta – espulsi a raggiera durante un evento d’impatto. Nel nuovo studio si è partiti dalle fotografie della superficie lunare per produrre mappe da utilizzare, a loro volta, per calcolare la direzione e la velocità degli ejecta, così da poter arrivare a un modello del processo di formazione dei raggi scavati dagli ejecta. È questo modello che ha consentito agli autori dello studio di concludere che i due grand canyon debbano essere stati incisi sulla crosta lunare in meno di dieci minuti, da ejecta che viaggiavano a una velocità compresa tra 0.95 e 1.28 km al secondo. L’energia sprigionata, scrivono Kring e colleghi, sarebbe stata pari a circa 130 volte quella di tutte le testate nucleari oggi presenti sulla Terra.

Per saperne di più:

• Leggi su Nature Communications l’articolo “Grand canyons on the Moon”, di David A. Kring, Danielle P. Kallenborn & Gareth S. Collins

L’esopianeta gioviano ultra-caldo Wasp-121b potrebbe essersi formato molto più vicino alla sua stella di quanto si ritenesse possibile finora. La scoperta è il risultato delle analisi della sua atmosfera planetaria effettuate con lo spettrometro Igrins installato al telescopio Gemini Sud, sulle Ande cilene. I risultati dello studio, guidato da Peter Smith dell’università statale dell’Arizona, sono stati pubblicati il 30 gennaio scorso su The Astronomical Journal.

Il telescopio Gemini Sud installato al Cerro Pachón, nelle Ande cilene È il gemello meridionale dell’osservatorio internazionale Gemini. Crediti: International Gemini Observatory / NoirLab / Nsf / Aura / M. Paredes

Quasi un terzo degli esopianeti conosciuti – finora oltre cinquemila – sono giganti gassosi, simili a Giove o Saturno. Mentre il nostro Sistema solare si è sviluppato con i giganti gassosi lontani dal Sole, alcuni sistemi planetari sono costituiti dai cosiddetti “gioviani caldi” o addirittura “ultra-caldi”: giganti gassosi che orbitano molto vicini alla loro stella (alcuni vicini quanto Mercurio al Sole). Per questo motivo, gli esopianeti gioviani caldi esposti a temperature estreme si sono meritati il soprannome di “marshmallow arrosto”, ripreso dall’omonimo programma osservativo che utilizza Igrins per studiare la composizione e il clima nelle atmosfere dei pianeti gioviani caldi.

Come è stato possibile capire la posizione del pianeta in formazione rispetto alla stella, basandosi sull’analisi della sua atmosfera? Anzitutto occorre tenere presente che un sistema planetario si forma a partire dal cosiddetto disco protoplanetario, un disco vorticoso contenente una miscela di materiale roccioso e ghiacciato. I materiali rocciosi come il ferro, il magnesio e il silicio necessitano di temperature molto alte per passare dallo stato solido a quello gassoso, mentre i materiali ghiacciati come l’acqua, il metano, l’ammoniaca e il monossido di carbonio, sono facilmente vaporizzabili e richiedono temperature molto basse per condensarsi. D’accordo con il gradiente della temperatura, i materiali rocciosi e ghiacciati all’interno del disco si distribuiscono nei diversi stati, da vapore a solido, a seconda della distanza dalla stella. Le conseguenze di questa distribuzione sono molto interessanti: possono essere individuati gli elementi nella composizione dei pianeti e delle loro atmosfere, è possibile calcolare il rapporto tra materiale roccioso e ghiacciato e infine si può determinare la distanza del pianeta dalla sua stella.

Distribuzione dei materiali rocciosi e ghiacciati all’interno del disco protoplanetario di una stella in base al gradiente di temperatura (illustrazione artistica). Crediti: NoirLab/Nsf/Aura/P. Marenfeld

Nel caso di Wasp-121b è stato misurato per la prima volta il rapporto roccia-ghiaccio di un pianeta in transito utilizzando un unico strumento – Igrins appunto: impresa per cui di solito servono due strumenti diversi. La misurazione di questo rapporto richiede in genere osservazioni multiple, utilizzando sia uno strumento sensibile alla luce visibile per rilevare gli elementi rocciosi solidi, sia uno sensibile alla luce infrarossa per rilevare gli elementi ghiacciati allo stato gassoso. Ma proprio a causa delle temperature estreme raggiunte dal pianeta Wasp-121b, entrambi i materiali vengono vaporizzati nell’atmosfera, e sono rilevabili con l’alta risoluzione spettrale di Igrins.

«Si tratta di un risultato davvero interessante, perché il rapporto tra materiali rocciosi e solidi in Wasp-121b non è quello che ci aspettavamo di vedere: contiene una sovrabbondanza di materiale roccioso vaporizzato», spiega Lorenzo Pino, ricercatore all’Inaf di Arcetri e coautore dello studio. «Questo può essere spiegato se il pianeta si è formato all’interno della linea dei ghiacci dell’acqua del suo disco protoplanetario, a differenza per esempio di Giove: è dunque un risultato inaspettato per un gigante gassoso come Wasp-121b».

«Questi risultati sono molto incoraggianti per l’analisi chimica degli esopianeti anche in futuro: lo European Extremely Large Telescope (Elt) ospiterà Andes, uno strumento che abbinerà la grande capacità di raccogliere fotoni di Elt a una copertura spettrale maggiore rispetto a quella di Igrins», aggiunge Pino. «Studi come questo dimostrano il potenziale di Andes come strumento per caratterizzare in dettaglio la storia di formazione dei pianeti extrasolari e – con tecniche molto simili – di caratterizzare le atmosfere di pianeti più piccoli e freddi, potenzialmente rocciosi, che potrebbero essere interessanti per lo sviluppo della vita».

Per saperne di più:

• Leggi su The Astronomical Journal l’articolo “The Roasting Marshmallows Program with IGRINS on Gemini South. II. WASP-121 b has Superstellar C/O and Refractory-to-volatile Ratios” di Peter C. B. Smith, Jorge A. Sanchez, Michael R. Line, Emily Rauscher, Megan Weiner Mansfield, Eliza M.-R. Kempton, Arjun Savel, Joost P. Wardenier, Lorenzo Pino, Jacob L. Bean, Hayley Beltz, Vatsal Panwar, Matteo Brogi, Isaac Malsky, Jonathan Fortney, Jean-Michel Désert, Stefan Pelletier, Vivien Parmentier, Sai Krishna Teja Kanumalla, Luis Welbanks, Michael Meyer, e John Monnier

Tranquilla non lo è stata mai, la luna gioviana Io: con i suoi oltre quattrocento vulcani è l’oggetto geologicamente più attivo del Sistema solare. Ma un’eruzione come quella registrata il 27 dicembre scorso dalla suite di strumenti a bordo della sonda della Nasa Juno gli scienziati non l’avevano mai vista: la potenza stimata sprigionata dal cosiddetto hot spot – il sito dell’eruzione, che copre un’area di 100mila km quadrati nell’emisfero sud di Io (vedi immagine qui sotto) – è di almeno 80mila miliardi di watt. Una potenza pari a sei volte quella di tutte le centrali elettriche presenti sulla Terra.

L’enorme hot spot è visibile appena a destra del polo sud di Io in questa immagine scattata dall’imager a infrarossi Jiram a bordo della sonda Juno della Nasa il 27 dicembre 2024, durante il flyby della luna gioviana. Crediti: Nasa/Jpl-Caltech/Swri/Asi/Inaf/Jiram

Ad accorgersi dell’imponente evento è stato – nel corso dell’ultimo flyby, il 27 dicembre 2024, a 74mila km dalla luna – uno strumento italiano: lo spettrometro Jiram, (Jovian InfraRed Auroral Mapper). Finanziato dall’Agenzia spaziale italiana (Asi) e utilizzato sotto la responsabilità scientifica dell’Istituto nazionale di astrofisica (Inaf), Jiram è uno dei dieci strumenti scientifici a bordo di Juno.

«Nel periodo di estensione della missione, Juno aveva già effettuato due flyby molto ravvicinati di Io», ricorda il principal investigator della missione, Scott Bolton del Southwest Research Institute di San Antonio, riferendosi ai sorvoli del dicembre 2023 e del febbraio 2024. «E se ciascuno di essi aveva prodotto dati sulla tormentata luna superiori a ogni nostra aspettativa, i dati dell’ultimo – e più distante – flyby ci hanno veramente stupito. Si tratta dell’evento vulcanico più potente mai registrato sul mondo più vulcanico del Sistema solare – il che è tutto dire».

Progettato per catturare la luce infrarossa emessa dalle regioni interne di Giove, Jiram può spingere il suo sguardo dai 50 ai 70 km al di sotto delle nubi che avvolgono il gigante gassoso. Ma da quando la Nasa ha esteso la missione di Juno, il team ha utilizzato lo strumento anche per studiare le lune Io, Europa, Ganimede e Callisto.

«L’emissione infrarossa – un enorme hot spot – rilevata da Jiram nell’emisfero meridionale di Io è stata così forte da saturare il nostro rivelatore», spiega Alessandro Mura dell’Inaf di Roma, co-investigator della missione Juno e responsabile scientifico di Jiram. «Ma abbiamo comunque prova del fatto che ciò che abbiamo rilevato siano in realtà alcuni hot spot molto vicini fra loro che hanno emesso nello stesso momento, suggerendo la presenza di un vasto sistema di camere magmatiche sotterranee. I dati confermano che si tratta della più intensa eruzione vulcanica mai registrata su Io».

Queste tre immagini di Io acquisite nel 2024 dalla JunoCam a bordo della sonda Juno della Nasa mostrano cambiamenti significativi e visibili della superficie (indicati dalle frecce) vicino al polo sud della luna gioviana. I cambiamenti si sono verificati tra il 66° e il 68° “perigiove”, ovvero il punto dell’orbita di Juno in cui la sonda è più vicina a Giove. Crediti: Nasa/Jpl-Caltech/Swri/Msss; elaborazione delle immagini a cura di Jason Perry

Quanto al responsabile dell’intensa attività eruttiva di Io, compresa quella in atto nell’hot spot osservato da Jiram, è presto detto: Giove. In particolare, l’enorme attrazione gravitazionale che il gigante del Sistema solare esercita su Io. Grande più o meno come la nostra Luna, Io orbita attorno a Giove a distanza ravvicinata, compiendo un giro completo ogni 42.5 ore e seguendo una traiettoria ellittica. Dunque ogni 42.5 ore la sua distanza da Giove tocca un minimo e un massimo, e con essa l’attrazione gravitazionale esercitata dal pianeta. Ciò porta Io a subire in continuazione un’azione di “schiacciamento” alternata a una di “rilascio”, un po’ come una spugna che venga continuamente strizzata e ammollata. Quest’alternanza causa un forte attrito, producendo così un’enorme quantità d’energia e portando alla fusione delle regioni interne della luna. Ecco così spiegata l’origine dei continui pennacchi di lava e cenere che si sprigionano nell’atmosfera di Io attraverso gli oltre quattrocento vulcani che, secondo le stime, ne costellano la superficie.

Venere come appare a inizio (immagine in alto) e fine (immagine in basso) novembre 2025. Simulazione con software Stellarium.

Anche questo febbraio i principali pianeti del Sistema solare sono ben visibili in cielo. Nell’arco del mese sono praticamente visibili tutti e otto. Tuttavia Urano e Nettuno solo attraverso un binocolo o meglio un telescopio. Mercurio sempre difficile perché vicino al Sole. Saturno è rintracciabile a ovest dopo il tramonto del sole ma soltanto per la prima metà del mese. Poi, oltre ad anticipare il suo tramonto, sarà sempre più immerso nelle luci del sole fino a non essere più osservabile. Anche i suoi anelli, praticamente di taglio, non saranno molto appariscenti. Al contrario Giove risplende in cielo nella costellazione del Toro ben visibile anche a fine mese per tutta la prima parte della notte. Marte ancor più di Giove sarà visibile per tutto l’arco della notte nella costellazione dei Gemelli, rosso come sempre.

Il pianeta più appariscente del mese è Venere. Un pianeta tanto inospitale quanto affascinante, il cui studio approfondito potrebbe chiarire quali possano essere i limiti per la fascia di abitabilità anche in altri sistemi planetari. Il gemello della Terra, che però ha preso un’altra strada, con un effetto serra incredibilmente alto che porta la superficie del pianeta a temperature di circa 500 gradi e un’atmosfera fatta al 96 per cento di anidride carbonica, con piogge di acido solforico. A questo link è possibile trovare una serie di articoli su Venere, a dimostrazione di quanto possa essere importante il suo studio. Appena superata la dicotomia, ossia praticamente la fase di ultimo quarto, da inizio fino alla fine del mese, Venere si appresta a diventare una sottile falce e, avvicinandosi alla Terra sempre più, il suo diametro apparente passerà da 32 secondi d’arco ad addirittura 48 secondi d’arco. Osservabile per tutto il mese, è luminosissimo ed è impossibile non riconoscerlo verso sud sud-ovest a partire dall’imbrunire.

Marte e la Luna nella costellazione dei Gemelli, visibili la sera del 9 febbraio. Simulazione con software Stellarium

In questo mese la costellazione dei Gemelli è ben alta sull’orizzonte ed è visibile per quasi tutta la notte. La sera del 9 febbraio, proprio in mezzo alla costellazione, la Luna e Marte saranno prospetticamente molto vicini tra loro. Sembrano essere due regali che i Gemelli si scambiano tra loro. Con un telescopio a bassi ingrandimenti si possono addirittura vedere i due astri nello stesso campo dell’oculare.

Il periodo migliore per osservare gli oggetti di profondo cielo sono i primi giorni e dopo la metà del mese. Da non perdere allora la possibilità di osservare, ma solo attraverso un telescopio, le galassie nella costellazione del Leone come M95, M96, M105, M65 e M66 , e se proprio si ha fame, anche la galassia Hamburger o Ngc 3628. Nella costellazione Cancro, invece, si possono osservare con facilità gli ammassi aperti di stelle M67 e M44 – quest’ultimo, l’ammasso del Presepe, anche osservabile a occhio nudo e con un binocolo.

Guarda su MediaInaf Tv la videoguida al cielo del mese a cura di Fabrizio Villa:

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Nino Panagia è nato e cresciuto a Roma e si è laureato in fisica presso l’Università di Roma, dove ha conseguito il dottorato nel 1966. Alla fine degli anni ’60 e ’70 ha ricoperto incarichi presso l’Istituto di astrofisica spaziale di Frascati, in Italia, e l’Istituto di radioastronomia di Bologna. Alla fine degli anni ’70 visitò gli Stati Uniti per un anno per lavorare con il dottor Yervant Terzian alla Cornell University e decise che voleva lavorare e vivere negli Stati Uniti. Negli anni ’80, come dipendente dell’Agenzia spaziale europea, fu invitato dal professor Riccardo Giacconi a unirsi al nuovo Space Telescope Science Institute, responsabile della missione scientifica del telescopio spaziale Hubble. Nel 1986 fu nominato professore ordinario al Dipartimento di fisica e astronomia dell’Università di Catania dove ha insegnato fino al 1995 e ha continuato a ritornare, negli anni successivi, come associato Inaf all’Osservatorio astrofisico di Catania.

Nino era ben noto per la sua intensa, attiva e lunga carriera scientifica, con più di trecento articoli in riviste peer reviewed in quasi sessant’anni e conferenze tenute in tutto il mondo su una varietà di argomenti di astrofisica, tra cui le supernove, le stelle massicce, il mezzo interstellare e la formazione stellare. È stato uno dei primi astronomi emeriti nominati presso lo Space Telescope Science Institute. Ha vinto il prestigioso Premio Gruber in Cosmologia nel 2007 per il suo ruolo nella determinazione del tasso di espansione dell’universo. Infine, è stato collaboratore del team di Saul Perlmutter, insignito del Premio Nobel per la fisica nel 2011 per la scoperta riguardante l’accelerazione dell’espansione dell’universo attraverso lo studio delle supernove.

Nino Panagia davanti al suo ufficio allo Space Telescope Science Institute

«Mi è difficile commentare la scomparsa di Nino in modo “bilanciato”, senza rischiare di cadere nei soliti luoghi comuni secondo cui chi ci lascia era sempre il “migliore”. Non saprei dire se questo fosse vero, ma sono sicuro che a lui sarebbe piaciuto che noi lo pensassimo. La sua profonda conoscenza dell’astrofisica, sia negli aspetti teorici che nelle applicazioni pratiche, lo rendeva un astronomo di straordinaria versatilità. Poteva “transitare” con disinvoltura da una trattazione quantitativa del “Bondi accretion” a una discussione dettagliata dei bias connessi con la riduzione delle osservazioni astronomiche, per terminare con la preparazione di una meravigliosa pasta con i broccoli. L’identificazione del progenitore di Sn 1987A e la misura della sua distanza (assieme a Roberto Gilmozzi, un altro “fedelissimo” del “Professore”, come molti chiamavano Nino a Stsci) sono alcuni dei fiori all’occhiello della sua variegata produzione scientifica. Riporto un dato significativo, che testimonia il valore del suo contributo all’astrofisica: il suo lavoro “Some Physical Parameters of Early-Type Stars”, pubblicato nel 1973, continua a essere citato ininterrottamente da 52 anni, incluso il 2025. Forse l’aspetto che più emoziona, chiunque sia stato suo studente o giovane collaboratore, era la sua capacità di insegnare astrofisica durante la stesura dei manoscritti, trasmettendo non solo le conoscenze scientifiche, ma anche l’arte di scrivere un lavoro scientifico, concentrandosi esclusivamente sugli elementi essenziali e tralasciando il “superfluo”. Il suo aforisma motivazionale era: “se lo fai bene, viene meglio”.

Quando era a capo della divisione “Academic Affairs” di Stsci aveva un ufficio d’angolo molto grande. Lo aveva arredato stile museo inglese di epoca vittoriana, che sembrava il negozio di un antiquario gestito da una nobildonna della stessa epoca. Ne era molto fiero, e spesso vi rimaneva fino a sera tarda a lavorare alla luce di una lampada fioca. La scena sembrava uscita da un film di Agatha Christie, però non lo hanno mai accoltellato.

Aveva un carattere un po’ “umorale”, che cambiava come il tempo. Nelle giornate “nuvolose” poteva diventare polemico e meticoloso (per usare un eufemismo) all’inverosimile. I litigi, accompagnati da celebri epiteti, riecheggiano ancora nei corridoi dello Stsci: il suo “sei st.… e in malafede” è leggenda. Una volta, un cupo Massimo Stiavelli venne in ufficio e di punto in bianco mi chiese se fosse meglio farsi cavare un molare senza anestesia o avere Nino come referee. La risposta la conosce il mio dentista».

Massimo Della Valle

Letto e sottoscritto da: Roberto Gilmozzi, Massimo Stiavelli, Claudia Scarlata, Guido de Marchi, Martino Romaniello, Sandra Savaglio, Piero Rosati, Mauro Giavalisco, Antonella Nota, Letizia Stanghellini, Piero Madau, Paolo Padovani, Daniela Calzetti, Monica Tosi, Carla Cacciari, Filippo Mannucci, Francesca Matteucci e Gianni Zamorani. Ci mancherai, Nino, ma sarai sempre con noi.

Nino Panagia con Guido De Marchi nel patio di casa sua

«Conosco Nino da 35 anni e negli ultimi 15 abbiamo lavorato a stretto contatto, scrivendo insieme più di 30 papers. Quante telefonate, quanti messaggi, ma soprattutto quante chiamate su Skype, almeno una al giorno! Le nostre famiglie lo sapevano, quando Diana o Henk si sentivano dire “I am on the phone with Guido” o “Nino is calling on Skype” sapevano che per la successiva mezz’ora tutte le altre faccende di casa sarebbero passate in secondo piano. Certo, discutevamo di scienza e di ricerca, di estinzione e di eccesso in H-alpha, di spettri e di fotometria, ma anche di tante altre cose, compresa la storia antica e le ricette di cucina. E quando la malattia di Nino ha reso più difficili le comunicazioni a distanza, rimaneva sempre la possibilità, ogni qualche mese, di sedersi insieme e di parlare, di scienza o di altro. Questa è l’ultima foto scattata a casa sua, in giardino, sperando che le nostre osservazioni con Jwst del mese successivo sarebbero state un successo (lo sono state!).

Nel bellissimo pezzo scritto da Massimo Della Valle emerge il Nino che in tanti abbiamo conosciuto e a cui abbiamo voluto un gran bene, il Nino pignolo e il Nino accomodante, il Nino preparatissimo e il Nino maestro, il Nino che all’università era conosciuto per poter dimostrare con uguale convinzione una cosa e il suo contrario, e il Nino del “se lo fai bene, viene meglio”, che era diventata la sua massima. Ma non era la sola. Ne voglio ricordare un’altra che Nino menzionava spesso durante la nostra ricerca: “non lo facciamo perché è difficile, come diceva JFK, ma perché è facile eppure nessuno ci ha ancora pensato!” Questo ha ispirato molta della nostra ricerca insieme: fare quello che è possibile ed assicurarsi che sia solido e robusto, perché “se lo fai bene, viene meglio!”

Conoscere Nino e lavorare con lui per tutti questi anni è stato per me un onore e un vero piacere. Ora è difficile dirgli addio, ma bisogna. Per fortuna rimangono i ricordi, tanti e belli, e per me anche lo squillo inconfondibile di Skype: Nino is calling!».

Guido De Marchi

Nino Panagia con Monica Tosi

«Nino Panagia è la persona che per prima mi ha insegnato a fare ricerca. Laureata da pochi mesi, lo conobbi a un congresso a Frascati e non dimenticherò mai il suo sguardo, vero specchio di una mente eccezionalmente acuta e, forse, di un’anima inquieta. Lavorando con lui imparai sia il suo metodo di ricerca scientifica sia il modo per descriverne adeguatamente i risultati. In sintesi, da lui ho imparato tutto.

Negli anni ci siamo ritrovati tante volte: prima nei suoi ultimi anni a Bologna, insoddisfatto del sistema italiano, troppo burocratico; poi nei suoi anni a Baltimora, i difficili anni pionieristici di creazione di Stsci e di preparazione all’utilizzo di Hst, seguiti dagli anni felici del consolidamento dei successi di Hst e suoi personali, finalmente con tanti giovani promettenti a seguirlo nei vari campi di interesse in cui Nino brillava con le sue intuizioni, la sua competenza e il suo estro. L’ultima volta che l’ho incontrato, una decina di anni fa, era già in pensione, uno dei primi emeriti a Stsci, ma era il solito Nino e per me resterà sempre quello: pungente, critico, pieno di idee per nuovi progetti scientifici».

Monica Tosi

Nino Panagia con Howard Bond, Larry Petro, Nolan Walborn, Carla Cacciari, Brad Whitmore e Loretta Willers

«Ho conosciuto Nino a Baltimora nel settembre 1984, quando si unì al gruppo Esa presso lo Space Telescope Science Institute, in preparazione di Hubble il cui lancio era allora previsto per il 1986. Fummo assegnati entrambi al Guest Observer Support Branch (Gosb), incaricato di definire e implementare le procedure per la gestione delle domande di tempo osservativo, e di curare la loro prima applicazione ai programmi di tempo garantito. Il Gosb era guidato da Neta Bahcall, e ricordo con nostalgia e divertimento le discussioni animate nel gruppo e soprattutto fra Neta e Nino, che proponeva soluzioni innovative e originali per quello che doveva essere uno strumento all’avanguardia nella ricerca astronomica dei decenni successivi. I nostri interessi scientifici non coincidevano, ma Nino era sempre disponibile a discutere di tutto con una visione critica e brillante, un punto di riferimento importante per tutti i colleghi e specialmente per i più giovani. Vorrei ricordarlo anche per i suoi interessi al di fuori del lavoro, il suo gusto per le cose belle, il desiderio di amicizia e convivialità, la sua abilità culinaria – mitico il suo cheesecake! – e le bellissime azalee del suo giardino. L’amore per la conoscenza, certo, ma anche la ricerca di quello che rende la vita piena e bella».

Carla Cacciari

«Ho conosciuto Nino ormai vent’anni fa per un articolo sui lampi di luce gamma collegati a stelle di grande massa. Mi hanno subito colpito la sua enorme cultura scientifica (e non solo) e la sua “italianità” anche in terra straniera. Con Nino si parlava di tutto, di scienza, di cucina, di musica e di cultura in generale, sempre con entusiasmo e competenza».

Sergio Campana

Nino Panagia con studenti e personale dell’osservatorio astrofisico di Catania

«Ho conosciuto Nino quando ero studente di fisica all’università di Catania e ne ho apprezzato subito le straordinarie doti didattiche. La teoria spiegata con grande chiarezza prendeva subito forma quando ne mostrava le applicazioni concrete a fenomeni astrofisici. Quando gli chiesi la tesi l’anno dopo me la concesse confessandomi che io ero il secondo studente a cui avesse mai dato una tesi. Questo segnò l’inizio di una collaborazione fruttuosa che si è protratta per ben quindici anni ma anche di un percorso che avrebbe avuto un impatto significativo sulla mia formazione e sulla mia vita professionale. Riflettendo su quel momento, a distanza di tempo, mi rendo conto di quanto quella sua decisione abbia rappresentato una svolta significativa nella mia vita, orientandola verso direzioni inaspettate e contribuendo a formare la persona che sono oggi.

Durante gli anni trascorsi allo Space Telescope Science Institute, prima come dottorando, poi come Esa fellow e infine come visitatore, ho avuto l’opportunità di apprezzare non solo le sue straordinarie competenze scientifiche, ma anche le sue qualità umane. Molti sono i ricordi legati a quel periodo. Le lunghe discussioni nel suo studio in cui riusciva sempre a convincermi della necessità di approfondire analisi o fare nuovi calcoli, talvolta ritardando la pubblicazione di un lavoro, per garantire risultati migliori, o quella volta in cui, nella cucina di casa sua, discutemmo vivacemente su quale fosse il modo migliore per cucinare le melanzane per la pasta alla norma. Quella volta, forse, riuscii ad avere la meglio.

Ciao Nino».

Salvo Scuderi

«Dal 1965 al 1968 Nino ed io eravamo ambedue al Laboratorio di astrofisica di Frascati, dirimpetto al Sincrotrone dell’Infn. Perdipiù, abitavamo con le famiglie nella stessa casa, lui al pianterreno, io al secondo. A quell’epoca eravamo tutti “tutorless” e dovevamo inventarci un campo di ricerca tutto da noi. Così, a un certo punto lui si mise sui processi radiativi in situazioni astrofisiche e io andai sull’evoluzione stellare. È di quegli anni il suo celebrato articolo sul continuo nebulare dovuto al decadimento a due fotoni. Una cosa proprio oggi di estrema attualità, con galassie ad altissimo redshift i cui spettri Jwst mostrano il “Balmer jump” (il contrario del “break”) dovuto infatti al continuo nebulare. Quanto gli sarebbe piaciuto assistere a queste scoperte!

Poi io mi trasferii a Bologna e di lì a poco anche lui. Eravamo in due diversi istituti, ma ci vedevamo ogni tanto per discutere di vari argomenti e io contavo sul suo consiglio circa le proprietà dei grani interstellari, l’estinzione e simili.

Gli interessi di Nino coprivano una varietà di campi, dalle supernove agli Agn (fu Nino a inventare i “Plerioni”) ai venti stellari ed altro. Con approcci originali ha prodotto risultati importanti in tutti questi campi, e provava particolare soddisfazione se poteva trattare con precisione finanche le sottigliezze.

Siamo tutti unici, ma Nino lo era eccome».

Alvio Renzini

I lettori interessati agli asteroidi near-Earth ricorderanno i casi degli asteroidi 2023 DW e 2023 DZ2, due asteroidi di circa 50-60 metri di diametro che erano arrivati ad avere una probabilità massima d’impatto con la Terra dello 0,16 per cento rispettivamente per il 14 febbraio 2046 e il 27 marzo 2026. In seguito alle osservazioni di follow-up con i telescopi al suolo, l’arco orbitale conosciuto venne esteso al punto tale che queste probabilità crollarono a zero in breve tempo a zero.

Plot dell’orbita eliocentrica di 2024 YR4. L’afelio cade nella fascia principale degli asteroidi, mentre il perielio è fra le orbite della Terra e di Marte. Crediti: Jpl Small-Body Database Lookup

Ora la storia sembra ripetersi: c’è un asteroide near-Earth appena scoperto che si trova al primo posto delle risk list di Nasa, Esa e Neodys, si tratta di 2024 YR4. Scoperto il 27 dicembre 2024 dal telescopio del progetto Atlas collocato in Cile, dopo poche ore di osservazioni e conferme indipendenti della sua reale esistenza da parte di altri osservatori, è uscita la circolare Mpec 2024-Y140 del Minor Planet Center, che gli ha assegnato la sigla 2024 YR4. L’orbita eliocentrica seguita da questo Nea è a bassa inclinazione sull’eclittica, ha un semiasse maggiore di 2,54 au e un’eccentricità di 0,66: al perielio arriva poco all’esterno dell’orbita di Venere, mentre all’afelio si porta al limite esterno della fascia principale degli asteroidi e può arrivare fino a 1,2 au da Giove. Dal punto di vista fisico 2024 YR4 è un asteroide di tipo S o L con un periodo di rotazione di circa 19,5 minuti. La magnitudine assoluta dell’asteroide è +23,9 e considerato che l’albedo geometrico per un S vale circa 0,2 si può stimare una dimensione di 40-60 metri. In parole povere si tratta di un asteroide con dimensioni paragonabili a quello responsabile della catastrofe di Tunguska. La cosa interessante riguarda la probabilità d’impatto di 2024 YR4 con la Terra: con le 261 osservazioni astrometriche disponibili in questo momento distribuite su un arco orbitale di 36 giorni, l’asteroide per il 22 dicembre 2032 ha una probabilità dell’1,3 per cento di colpire il nostro pianeta (dati Neocc/Esa).

Porzione di immagine ingrandita che mostra l’asteroide 2024 YR4 ripreso dal telescopio “Cassini” della Stazione astronomica di Loiano (BO) la sera del 29 gennaio 2025. Le misure astrometriche sulle immagini, estremamente delicate considerata la scarsa luminosità dell’asteroide, sono state fatte da Marco Micheli del Neocc dell’Esa. Crediti: Inaf/Esa

Attualmente il grado di rischio è -0,52 nella scala Palermo e 3 nella scala Torino, quindi è una situazione che richiede attenzione e l’asteroide necessita di ulteriori osservazioni astrometriche per determinare meglio l’orbita. Purtroppo 2024 YR4 è in fase di rapido allontanamento dalla Terra, già ora è di magnitudine +22,6 e ben presto sarà talmente debole da non essere più osservabile. Alla Stazione astronomica di Loiano dell’Inaf di Bologna abbiamo voluto dare il nostro piccolo contributo alla sicurezza della Terra e la sera del 29 gennaio abbiamo ripreso l’asteroide con il telescopio “G. D. Cassini“, che con i suoi 1,52 metri di diametro è il secondo telescopio presente sul territorio italiano. Le misure astrometriche sono state inviate al Minor Planet Center che le includerà nel database pubblico e le agenzie spaziali aggiorneranno la probabilità d’impatto.

Per certi aspetti 2024 YR4 è più un caso analogo a (99942) Apophis, che nel dicembre 2004 arrivò ad avere una probabilità d’impatto del 2,7 per cento per il 13 aprile 2029. Successivamente, grazie a ulteriori osservazioni anche su immagini pre-scoperta, la probabilità si ridusse a zero e ora sappiamo con certezza che Apophis il 13 aprile 2029 farà solo un passaggio ravvicinato a circa 32.000 km dal nostro pianeta. Considerato il diametro di circa 350 metri, l’impatto con Apophis sarebbe stato pericoloso, mentre un classe Tunguska come 2024 YR4 si può ancora gestire, eventualmente evacuando la zona dell’impatto nel caso fosse abitata. Si stanno anche cercando, su immagini riprese nel settembre 2016 quando 2024 YR4 passò a 0,076 au dalla Terra il giorno 8, se sia presente l’asteroide “in incognito”, in modo da aumentare l’arco orbitale osservato. Non resta che attendere l’evolvere della situazione.

Per saperne di più:

• Leggi il post dedicato a 2024 YR4 sul blog di Albino Carbognani Asteroidi e dintorni

Dall’altra parte della Luna si troverebbero i segni di attività geologica recente. A dirlo è uno studio uscito la scorsa settimana su The Planetary Science Journal e realizzato da Cole Nypaver e Thomas Watters, dello Smithsonian Institution, negli Stati Uniti, e da Jaclyn Clark, dell’Università del Maryland. Le tracce di tale attività sono da ricercarsi in una serie di piccole creste, disperse fra i crateri nella faccia della Luna che mai si mostra al nostro pianeta, che si sarebbero formate duecento milioni di anni fa. Ieri l’altro, insomma, in termini geologici.

«Molti scienziati ritengono che la maggior parte dei movimenti geologici della Luna siano avvenuti due miliardi e mezzo, o forse tre miliardi di anni fa», afferma Clark. «Ma noi stiamo vedendo che queste formazioni tettoniche sono state recentemente attive nell’ultimo miliardo di anni e potrebbero esserlo ancora oggi. Queste piccole creste nei mari lunari sembrerebbero essersi formate negli ultimi 200 milioni di anni, all’incirca, il che è relativamente recente considerando la scala temporale della Luna».

Immagine della superficie lunare con evidenziati i mari (in rosso) e le piccole creste nella faccia nascosta della luna (in giallo). Nell’ingrandimento le creste sono indicate dalle frecce. Crediti: T. Watters, Smithsonian Institution

I ricercatori hanno mappato ben 266 piccole creste prima sconosciute, distribuite in regioni vulcaniche che contano dalle 10 alle 40 creste. Regioni vulcaniche che si sarebbero formate oltre tre miliardi di anni fa. La tecnica che ha consentito di datare le creste prende il nome di crater counting – letteralmente, “conto dei crateri”, che si trovano in prossimità delle creste. Grazie a essa i ricercatori si sono accorti che le creste sono molto più giovani delle altre formazioni nei dintorni. «Essenzialmente, più sono i crateri che si trovano su una superficie, e più questa è vecchia: la superficie ha più tempo di accumulare crateri», spiega Clark. «Dopo aver contato i crateri intorno a queste piccole creste e aver constatato che alcune delle creste tagliano i crateri da impatto esistenti, riteniamo che queste formazioni geologiche siano state tettonicamente attive negli ultimi 160 milioni di anni».

Formazioni simili sarebbero presenti anche nella faccia della Luna a noi rivolta, anche se più antiche. Questo suggerisce che le creste siano state prodotte da fenomeni simili, legati probabilmente al progressivo restringimento della Luna e a piccole alterazioni della sua orbita. Le missioni Apollo hanno rivelato diversi “lunamoti” superficiali. Le creste al centro dello studio potrebbero essere legate a un’attività sismica simile.

Conoscere la geologia della Luna è fondamentale per l’organizzazione delle prossime missioni spaziali. «Speriamo che le future missioni lunari prevedano strumenti come il georadar in modo che i ricercatori possano comprendere meglio le strutture al di sotto della superficie lunare. Sapere che la Luna è ancora geologicamente attiva ha delle implicazioni davvero importanti riguardo a dove vogliamo mettere i nostri astronauti, le nostre attrezzature e infrastrutture sulla Luna», conclude Clark.

Per saperne di più:

• Leggi su The Planetary Science Journal l’articolo “Recent Tectonic Deformation of the Lunar Farside Mare and South Pole-Aitken Basin” di C. A. Nypaver, T. R. Watters e J. D. Clark

Le prime immagini ad alta definizione della “ragnatela cosmica” che struttura l’universo sono state ottenute grazie a uno studio guidato da ricercatori dell’Università di Milano-Bicocca in collaborazione con l’Istituto nazionale di astrofisica (Inaf). Grazie a Muse (Multi-Unit Spectroscopic Explorer), innovativo spettrografo installato presso il Very Large Telescope dell’European Southern Observatory, in Cile, il team ha catturato una struttura cosmica risalente a un universo molto giovane. La scoperta, pubblicata ieri su Nature Astronomy, apre una nuova prospettiva per comprendere l’essenza della materia oscura.

Immagine di un’ampia regione dell’universo come predetta da simulazioni basate sul modello cosmologico attuale e condotte con super computer. Nell’immagine osserviamo, in bianco, il tenue bagliore del gas presente nei filamenti cosmici che disegna una fitta trama cosmica. All’intersezione di questi filamenti, in rosso, è visibile il gas all’interno delle galassie, che dà vita a nuove stelle. Crediti: Alejandro Benitez-Llambay/Università di Milano-Bicocca

Sfruttando le capacità offerte dal sofisticato strumento, il gruppo di ricerca coordinato da Michele Fumagalli e Matteo Fossati dell’Università di Milano-Bicocca ha condotto una delle più ambiziose campagne di osservazione con Muse mai completata in una singola regione di cielo, acquisendo dati per centinaia di ore.

Un solido pilastro della cosmologia moderna è l’esistenza della materia oscura che, costituendo circa il 90 per coento per cento di tutta la materia presente nell’universo, determina la formazione e l’evoluzione di tutte le strutture che osserviamo su grandi scale nel cosmo. «Sotto l’effetto della forza di gravità, la materia oscura disegna un’intricata trama cosmica composta da filamenti, alle cui intersezioni si formano le galassie più brillanti», spiega Fumagalli. «Questa ragnatela cosmica è l’impalcatura su cui si creano tutte le strutture visibili nell’universo: all’interno dei filamenti il gas scorre per raggiungere e alimentare la formazione di stelle nelle galassie».

In rosso, l’immagine del gas diffuso contenuto all’interno del filamento cosmico che connette due galassie, evidenziate da una stella gialla, estendendosi su una distanza di tre milioni di anni luce. Crediti: Davide Tornotti/Università di Milano-Bicocca

«Per molti anni, le osservazioni di questa ragnatela cosmica sono state impossibili: il gas presente in questi filamenti è infatti così diffuso da emettere solo un tenue bagliore, indistinguibile dagli strumenti allora disponibili», commenta Fossati. Muse, grazie alla sua elevata sensibilità alla luce, ha consentito agli scienziati di ottenere immagini dettagliate di questa ragnatela cosmica. Lo studio guidato da Davide Tornotti, dottorando dell’Università di Milano-Bicocca, e collaboratori ha utilizzato questi dati ultrasensibili per produrre l’immagine più nitida mai ottenuta di un filamento cosmico che si estende su una distanza di tre milioni di anni luce attraverso due galassie che ospitano ciascuna un buco nero supermassiccio.

«Catturando la debole luce proveniente da questo filamento, che ha viaggiato per poco meno di 12 miliardi di anni prima di giungere a Terra, siamo riusciti a caratterizzarne con precisione la forma e abbiamo tracciato, per la prima volta con misure dirette, il confine tra il gas che risiede nelle galassie e il materiale contenuto nella ragnatela cosmica», spiega Tornotti. «Attraverso alcune simulazioni dell’universo con i supercomputer, abbiamo inoltre confrontato le previsioni del modello cosmologico attuale con i nuovi dati, trovando un sostanziale accordo tra la teoria corrente e le osservazioni».

«Quando quasi dieci anni fa Michele Fumagalli mi ha proposto di partecipare a queste osservazioni ultra-profonde con lo strumento Muse ho accettato con grande entusiasmo, perché le potenzialità dello studio erano veramente moltissime», ricorda Valentina D’Odorico, ricercatrice Inaf e co-autrice del lavoro. «Abbiamo già pubblicato vari lavori basati su questi dati, ma il risultato ottenuto nell’articolo guidato da Tornotti può essere considerato il coronamento del progetto. Infatti, non solo vengono identificate le sovradensità occupate dai nuclei galattici attivi presenti nel campo e il filamento che li unisce, ma tali strutture confrontate in modo quantitativo con le predizioni di simulazioni numeriche sono in accordo con un modello di formazione delle strutture cosmiche che adotta materia oscura fredda».

Per saperne di più:

• Leggi su Nature Astronomy l’articolo “High-definition imaging of a filamentary connection between a close quasar pair at z = 3”, di Davide Tornotti, Michele Fumagalli, Matteo Fossati, Alejandro Benitez-Llambay, David Izquierdo-Villalba, Andrea Travascio, Fabrizio Arrigoni Battaia, Sebastiano Cantalupo, Alexander Beckett, Silvia Bonoli, Pratika Dayal, Valentina D’Odorico, Rajeshwari Dutta, Elisabeta Lusso, Celine Peroux, Marc Rafelski, Mitchell Revalski, Daniele Spinoso e Mark Swinbank

Quest’infografica (cliccare per ingrandire) mostra le molecole chiave e i minerali scoperti nei campioni dell’asteroide Bennu. Nel riquadro in alto a sinistra ci sono molecole precursori, come ammoniaca e formaldeide, mentre in alto a destra sono rappresentati i sali e le argille. Ingredienti che, unendosi all’acqua all’interno del corpo progenitore di Bennu, hanno portato alla sintesi di molecole organiche, mostrate in basso. Il riquadro in basso a destra raffigura le basi azotate di Dna ed Rna, mentre quello in basso a sinistra raffigura gli amminoacidi, elementi costitutivi delle proteine. I campioni di Bennu contengono tutte e cinque le basi azotate presenti nel Dna e nell’Rna e 14 dei 20 amminoacidi utilizzati dalla vita per costruire le proteine. Crediti: Nasa Goddard/Osiris-Rex/Dan Gallagher

Mattoni della vita come amminoacidi e basi di Dna e Rna sono stati scoperti nei campioni di rocce e polveri prelevati dall’asteroide Bennu nel 2020 e portati sulla Terra dalla missione Osiris-Rex della Nasa. Che ci fosse materia organica sugli asteroidi si sospettava da tempo e tracce erano state viste anche nei meteoriti trovati sulla Terra, ma questo risultato è la conferma definitiva che gli asteroidi contengono gli elementi alla base della vita e che potrebbero averli portati sulla Terra. La scoperta è pubblicata oggi in due articoli su Nature e Nature Astronomy.

Nei campioni di Bennu sono stati scoperti 14 dei 20 amminoacidi presenti sulla Terra e tutte e cinque le basi, ossia le lettere dell’alfabeto della vita che si trovano nelle molecole di Dna e Rna. Sono inoltre stati scoperti sali minerali che si sono formati nel corpo celeste dal quale ha avuto origine Bennu, in seguito a un impatto, e che permettono di avere informazioni sulla chimica del Sistema solare primitivo.

Tutte queste scoperte sono state possibili perché i campioni di Bennu sono rimasti incontaminati: dal momento in cui sono stati prelevati dalla sonda Osiris-Rex non hanno subito alcuna alterazione, né dal contatto con l’atmosfera né dal contatto con la Terra. Nell’articolo pubblicato su Nature Astronomy, i ricercatori coordinati da Daniel Glavi del Goddard Space Flight Center della Nasa hanno riportato la scoperta di migliaia di composti organici, compresi 14 amminoacidi alla base della vita sulla Terra, 19 amminoacidi non proteinogenici (che non sono cioè coinvolti nella struttura delle proteine e praticamente assenti nella biologia che conosciamo), più le cinque basi che costituiscono Dna e Rna, vale a dire adenina, guanina, citosina, timina e uracile.

Le analisi hanno inoltre dimostrato che Bennu è ricco di composti a base di azoto e ammoniaca che si sono formati miliardi di anni fa nelle regioni più esterne e fredde del Sistema solare. Secondo i ricercatori, la materia organica scoperta nei campioni di Bennu mostra di avere una complessità maggiore rispetto a quella presente nella biologia terrestre e suggerisce che il corpo celeste dal quale Bennu ha avuto origine si trovasse nella fascia più esterna del Sistema solare, dove l’ammoniaca è stabile.

L’articolo pubblicato su Nature e coordinato da Timothy McCoy, del Museo di storia naturale della Smithsonian Institution, ha scoperto nei campioni di Bennu una varietà di sali minerali. Ci sono fosfati che contengono sodio e carbonati, solfati, cloruri e uoruri ricchi di sodio. Probabilmente si sono formati in seguito a un processo di evaporazione dell’acqua avvenuto moltissimo tempo fa sul corpo celeste da cui è nato Bennu.

Quattordici dei venti aminoacidi utilizzati dalla vita sulla Terra per costruire le proteine ​​sono stati scoperti nei campioni di Bennu. Crediti: Nasa Goddard/Osiris-Rex

La scoperta di amminoacidi e basi di Dna e Rna sui campioni dell’asteroide Bennu «dimostra per la prima volta l’abbondanza della materia organica tipica della vita» su un corpo celeste di questo tipo e «conferma le attese» della comunità scientifica: lo ha detto all’Ansa John Brucato, astrobiologo dell’Osservatorio di Arcetri dell’Istituto nazionale di astrofisica non coinvolto nei due studi pubblicati oggi.

Finora amminoacidi sono stati scoperti nei meteoriti, ossia in frammenti di asteroidi caduti sulla Terra, «ma i meteoriti avrebbero potuto subire alterazioni a causa del contatto con l’atmosfera o nell’ambiente terrestre. C’è sempre stato il dubbio che gli amminoacidi trovati fossero terrestri. Per questo», osserva Brucato, «è nata l’idea di organizzare missioni spaziali per andare a raccogliere i campioni direttamente sugli asteroidi». Sono nate così la missione Osiris-Rex della Nasa, partita nel 2018 e che nel 2023 ha portato sulla Terra rocce e polveri dell’asteroide Bennu, e la missione Hayabusa-2 dell’agenzia spaziale giapponese Jaxa, che nel 2020 ha portato a Terra i campioni dell’asteroide Ryugu.

«È importante il ruolo che gli asteroidi hanno nell’origine della vita». Questi corpi celesti «hanno portato sulla Terra materia organica e acqua», dice Brucato, «adesso si tratta di capire quali molecole siano arrivate. Non si sta dicendo», precisa il ricercatore, «che la vita sia stata portata sulla Terra dagli asteroidi, perché su questi corpi celesti non ci sono batteri, ma negli asteroidi sono avvenuti processi chimico-fisici che hanno permesso la formazione di molecole complesse».

Per saperne di più:

• Leggi su Nature l’articolo “An evaporite sequence from ancient brine recorded in Bennu samples”, di T. J. McCoy, S. S. Russell, T. J. Zega, K. L. Thomas-Keprta, S. A. Singerling, F. E. Brenker, N. E. Timms, W. D. A. Rickard, J. J. Barnes, G. Libourel, S. Ray, C. M. Corrigan, P. Haenecour, Z. Gainsforth, G. Dominguez, A. J. King, L. P. Keller, M. S. Thompson, S. A. Sandford, R. H. Jones, H. Yurimoto, K. Righter, S. A. Eckley, P. A. Bland, M. A. Marcus, D. N. DellaGiustina, T. R. Ireland, N. V. Almeida, C. S. Harrison, H. C. Bates, P. F. Schofield, L. B. Seifert, N. Sakamoto, N. Kawasaki, F. Jourdan, S. M. Reddy, D. W. Saxey, I. J. Ong, B. S. Prince, K. Ishimaru, L. R. Smith, M. C. Benner, N. A. Kerrison, M. Portail, V. Guigoz, P.-M. Zanetta, L. R. Wardell, T. Gooding, T. R. Rose, T. Salge, L. Le, V. M. Tu, Z. Zeszut, C. Mayers, X. Sun, D. H. Hill, N. G. Lunning, V. E. Hamilton, D. P. Glavin, J. P. Dworkin, H. H. Kaplan, I. A. Franchi, K. T. Tait, S. Tachibana, H. C. Connolly Jr. e D. S. Lauretta
• Leggi su Nature Astronomy l’articolo “Abundant ammonia and nitrogen-rich soluble organic matter in samples from asteroid (101955) Bennu”, di Daniel P. Glavin, Jason P. Dworkin, Conel M. O’D. Alexander, José C. Aponte, Allison A. Baczynski, Jessica J. Barnes, Hans A. Bechtel, Eve L. Berger, Aaron S. Burton, Paola Caselli, Angela H. Chung, Simon J. Clemett, George D. Cody, Gerardo Dominguez, Jamie E. Elsila, Kendra K. Farnsworth, Dionysis I. Foustoukos, Katherine H. Freeman, Yoshihiro Furukawa, Zack Gainsforth, Heather V. Graham, Tommaso Grassi, Barbara Michela Giuliano, Victoria E. Hamilton, Pierre Haenecour, Philipp R. Heck, Amy E. Hofmann, Christopher H. House, Yongsong Huang, Hannah H. Kaplan, Lindsay P. Keller, Bumsoo Kim, Toshiki Koga, Michael Liss, Hannah L. McLain, Matthew A. Marcus, Mila Matney, Timothy J. McCoy, Ophélie M. McIntosh, Angel Mojarro, Hiroshi Naraoka, Ann N. Nguyen, Michel Nuevo, Joseph A. Nuth III, Yasuhiro Oba, Eric T. Parker, Tanya S. Peretyazhko, Scott A. Sandford, Ewerton Santos, Philippe Schmitt-Kopplin, Frederic Seguin, Danielle N. Simkus, Anique Shahid, Yoshinori Takano, Kathie L. Thomas-Keprta, Havishk Tripathi, Gabriella Weiss, Yuke Zheng, Nicole G. Lunning, Kevin Righter, Harold C. Connolly Jr. e Dante S. Lauretta

Da sinistra: Mario Lattanzi, Mariateresa Crosta e William Breonio, i tre autori dell’articolo pubblicato su Jcap lo scorso dicembre, che mette a confronto le curve di rotazione previste da diversi modelli teorici con i dati ottenuti dalla Dr3 di Gaia. Crediti: Mariateresa Crosta/Inaf

L’avevamo intervistata nel 2020, in occasione di un articolo uscito su Mnras sulla curva di rotazione della Via Lattea che ha suscitato interesse e discussione nella comunità scientifica. Lei è Mariateresa Crosta, astrofisica all’Inaf di Torino e coautrice di due nuovi articoli di follow-up, pubblicati lo scorso marzo su Mnras e lo scorso dicembre nel Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. I due lavori sono parte della tesi di dottorato di William Beordo, primo autore di entrambi gli articoli. Il tema è lo stesso: riprodurre la curva di rotazione della nostra galassia, ovvero tracciare la velocità rotazionale delle stelle in funzione della loro distanza dal centro. I dati, invece, sono quelli della Dr3 di Gaia, che hanno fornito circa 130 volte più stelle rispetto a quelle utilizzate nel primo articolo, basato invece sulla DR2. L’idea, allora come oggi, è quella di riprodurre la curva di rotazione delle stelle nella nostra galassia usando una geometria rigorosamente relativistica, che non necessita di una componente di materia oscura, né di altre modifiche di sorta, per riprodurre l’osservato. In questo nuovo studio, gli autori hanno messo a confronto questo approccio con altre due teorie, quella standard e la cosiddetta Mond. Avrà funzionato anche questa volta, con i dati della nuova Dr3? Media Inaf ha intervistato Mariateresa Crosta, coautrice del nuovo studio.

Già nel 2020 avevate proposto questo approccio alternativo alla teoria cosmologica oggi più comunemente accettata, il cosiddetto modello LambdaCdm. Cosa c’è che non convince in questo modello?

«La motivazione principale è stata voler provare fino a che punto la fisica di una galassia, intesa come oggetto esteso, sia governata dalla teoria di Einstein, soprattutto alla luce dei dati sempre più accurati di Gaia, il satellite dell’Esa che ha mappato la nostra Via Lattea fino al 15 gennaio scorso. Una precisazione doverosa: l’accuratezza raggiunta da Gaia – il microarcosecondo, equivalente a misurare, da Giove, la dimensione della stella sulla Mole Antonelliana – obbliga a tener conto di qualunque correzione relativistica che possa influenzare la luce di una stella nel suo percorso fino a noi osservatori. In altre parole, obbliga a seguire una sorta di filo d’Arianna attraverso le curvature mutevoli locali (la luce viene infatti curvata dalla presenza di corpi celesti come stelle, pianeti, o ammassi, che esercitano attrazione gravitazionale su di essa, ndr) fino alla stella. Dati questi dati, però, finora le curve di rotazione delle stelle sono sempre state costruite assumendo una fisica newtoniana, ovvero un’approssimazione della Relatività generale».

Come mai?

«Perché si ritiene che le velocità delle stelle siano molto più piccole della velocità della luce, e che quindi non sia necessario ricorrere alla complessità della Relatività generale per descriverli. Noi, però, ne facciamo più che altro una questione scientifico epistemologica: se i dati che forniamo alla comunità astronomica sono modellati secondo Einstein, allora per consistenza anche la nostra galassia deve essere modellata sulla base della stessa teoria. E tracciare la sua curva di rotazione è, per noi, il test più immediato da effettuare avendo a disposizione i dati cinematici e spettroscopici di Gaia».

Quindi, se capisco bene, visti i dati provenienti da Gaia sarebbe giusto costruire una curva di rotazione basandosi sulla teoria della Relatività generale.

«Esatto. Per quanto riguarda il modello della nostra galassia, la nostra sfida è stata testare il profilo di velocità che abbiamo ricavato basandoci su un approccio strettamente conforme alla Relatività generale, e metterlo a confronto con i modelli attualmente in uso, in particolare il modello classico di Newton, che include un alone di materia oscura, e l’approccio alternativo Mond che va per la maggiore. In realtà il nostro approccio non è in contraddizione con il modello LambdaCdm, che pure fa uso della Relatività generale. Per intenderci, non è che stiamo escludendo un effetto di “materia oscura”, semplicemente forniamo un’interpretazione, compatibile con la teoria standard della gravità, della piattezza delle curve di rotazione della Via Lattea senza invocare una componente di alone (di materia oscura) ad hoc, che circonderebbe la Galassia, o un’accelerazione correttiva nel caso di Mond».

La curva di rotazione della Via Lattea ottenuta con i dati della Dr3 di Gaia, sopra la quale sono state aggiunte le curve di rotazione previste da diversi modelli teorici. Crediti: Gaia – immagine della galassia; W. Beordo et al., JCAP (2024)

La questione dietro alle curve di rotazione, lo ricordiamo, è che alla periferia delle galassie, le velocità delle stelle rimangano piuttosto sostenute, anziché diminuire come previsto dalla gravità di Newton. Ne risulta un grafico con la curva più piatta di quanto ci si attenderebbe. Per “correggerlo”, alcune teorie prevedono l’aggiunta di una componente gravitazionale in più, ovvero la materia oscura, oppure una correzione da inserire nella legge di gravitazione, come nel caso della teoria Mond. Nel vostro caso, quindi, la materia oscura qui non servirebbe più?

«Pensare a possibili applicazioni dell’equazioni di campo di Einstein per tener conto di un universo senza componenti oscure è un argomento innovativo, ma non nuovo. La letteratura ci offre esempi sulle curve di rotazione già a partire dal 2007 ma pensati per le galassie esterne. Il messaggio è stato raccolto da pochi adepti».

Per dipanare la questione fra correzioni e teorie, dunque, perché i dati di Gaia possono essere d’aiuto?

«Ciò che non è stato fatto in passato è testare ipotesi come quella di una geometria relativistica (l’approccio che proponiamo noi) con il campione di dati più accurato, più numeroso, più completo e più omogeneo di sempre che offre lo strumento Gaia. Con il primo lavoro abbiamo utilizzato circa seimila stelle della Dr2 di Gaia (il rilascio dei dati corrispondente a 22 mesi di osservazioni), mentre negli ultimi due articoli (il primo pubblicato ad aprile 2024, e il secondo in dicembre) ben circa 800mila stelle della Dr3 (34 mesi di dati raccolti), tutte caratterizzate da posizioni, velocità e distanza misurate da Gaia. La selezione rappresenta le stelle che meglio tracciano sul piano equatoriale orbite stabili, oggetti che hanno raggiunto l’equilibrio e quindi rappresentano dei traccianti fedeli sul disco galattico. Gaia è straordinaria proprio per questo: la misura senza precedenti e diretta della cinematica “relativistica” di ogni stella unita a quella della sua distanza permette di porre limiti molto stringenti al potenziale gravitazionale di cui subisce l’influenza. Per le galassie esterne abbiamo meno osservazioni puntuali di questo tipo».

Quali sono le differenze principali fra le teorie che avete testato? E quali sono le conseguenze, ad esempio, sulle conoscenze che abbiamo raccolto finora sulla nostra galassia?

«Per quanto riguarda le curve di rotazione le differenze principali sono, a grandi linee, quelle menzionate prima. Nel modello LambdaCdm si assume che la Relatività generale si riduca al suo limite newtoniano su scale galattiche, ma per tener conto della piattezza delle curve di rotazione osservate, ovvero del fatto che le stelle mantengono lontano dal centro galattico un valore di velocità costante non previsto da Newton, occorre aggiungere ai modelli del disco e del nucleo galattico un alone di materia oscura di cui non si conosce ancora la natura. Questa materia, impossibile da osservare attraverso l’emissione di onde elettromagnetiche, per definizione, dovrebbe essere circa 5-10 volte superiore al contenuto di materia “osservabile” nella nostra galassia, affinché il limite newtoniano della Relatività generale ne riproduca correttamente la curva di rotazione misurata. La teoria Mond, invece, introduce una correzione ad hoc all’accelerazione gravitazionale, che si riduce alla teoria newtoniana in presenza di forti accelerazioni, mentre va ad aumentare la forza gravitazionale in regimi di bassa accelerazione, come nella periferia delle galassie, dove la curva di rotazione risulta essere piatta. Poi ci sono anche teorie che prevedono modifiche alla Relatività generale. Il vantaggio di esplorare la Relatività generale piuttosto che sue alternative è che essa costituisce la teoria standard della gravità in un intervallo di ben 60 ordini di grandezza, evitandoci di scomodare i fenomeni fisici su cui poggiano le nostre certezze che le alternative devono comunque prevedere. Inoltre, la nostra galassia è il prodotto cosmologico a noi più vicino e quindi il laboratorio ideale per verificare le previsioni cosmologiche alla nostra epoca (che dicono come si è evoluto l’universo vicino). Se costruiamo un modello fisico della nostra galassia questo costituirà il “modello” per altre galassie simili alla nostra, come lo è il Sole per le stelle».

Mariateresa Crosta, astrofisica dell’Inaf di Torino. Crediti: Inaf/R. Bonuccelli

Fra i tre modelli che avete testato – modello newtoniano, Mond, e modello relativistico – quale funziona meglio, alla fine?

«C’è da dire che il modello di Relatività generale è il più semplice possibile, in cui si utilizzano alcune soluzioni particolari appartenenti una classe più generale di soluzioni dell’equazioni di campo di Einstein. Il problema è che la nostra galassia è un oggetto esteso e multistrutturato, e si conoscono poche soluzioni esatte delle equazioni di Einstein. Quella da noi adottata, e poi adattata alla tipologia di dati di Gaia, risulta valida solo sul piano equatoriale (o almeno fino a un kiloparsec da esso) e lontano dal centro galattico dove risiede una singolarità [il buco nero supermassiccio SgrA*, ndr]. Per descrivere le curve di rotazione questo è più che sufficiente. I fit con i dati di Gaia Dr3 hanno confermato ancora una volta che tutti i modelli sono statisticamente equivalenti, nel senso che riproducono la curva di rotazione osservata e il profilo di densità della galassia senza dirimenti differenze, e soprattutto che non smentiscono il test sull’effetto di trascinamento gravitazionale che è stata la nostra ipotesi principe di lavoro. E fa riflettere: un modello basato sulla Relatività generale, più semplice possibile, con meno parametri e coerente con la teoria standard è staticamente equivalente a un altro modello con più parametri e con componenti ad hoc di cui non si conosce ancora la natura. Se hypoteses non fingo e applico il rasoio di Occam la Relatività generale dovrebbe essere favorita. Ciò suggerisce con maggior vigore la necessità di ulteriori avanzamenti nelle soluzioni matematiche dell’equazioni di Einstein per descrivere un oggetto multistrutturato come la galassia nell’ambito della Relatività generale e nel contesto LambdaCdm che necessiterebbe di materia oscura fredda».

Quindi i vostri risultati rischiano di mettere in discussione, ancora una volta, la necessità di invocare materia oscura ed energia oscura per colmare il bilancio energetico dell’universo?

«Non proprio. I nostri risultati al momento riguardano solo la curva di rotazione della nostra galassia. La necessità di materia oscura o energia oscura è presente anche in altri contesti. Per cui si deve procedere per gradi, adattando le geometrie e i relativi osservabili caso per caso. Nello spirito di cui si diceva prima, c’è già un grosso vantaggio a costruire un modello per la nostra galassia».

Che mi dice invece della Relatività generale? Anche questa è in discussione?

«La Relatività generale è una teoria molto prolifica, ma non sempre viene applicata nel modo corretto semplicemente perché sono necessari dei cambi di paradigma, come è avvenuto nel caso di Gaia, dovuti alle nuove accuratezze in gioco. Sicuramente non è eterna, ma se uno la sonda fino in fondo delimita i regimi dove può essere messa in discussione e aiuta a comprendere come andrebbe modificata».

Per saperne di più:

• Leggi sul Journal of Cosmology and Astroparticle Physics l’articolo “Exploring Milky Way rotation curves with Gaia Dr3: a comparison between ΛCDM, MOND, and general relativistic approaches“, di William Beordo, Mariateresa Crosta e Mario Lattanzi
• Leggi su Mnras l’articolo “Geometry-driven and dark-matter-sustained Milky Way rotation curves with Gaia Dr3“, di William Beordo, Mariateresa Crosta, Mario Lattanzi, Paola Re Fiorentin e Alessandro Spagna

Scoperto il primo gennaio del 1801 dall’astronomo italiano Giuseppe Piazzi, all’epoca direttore della Specola di Palermo, il pianeta nano Cerere è stato nello scorso decennio meta della missione della Nasa Dawn, che vi ha orbitato attorno a distanza ravvicinata per tre anni e mezzo, raccogliendo un’enorme mole di dati – molti dei quali ancora oggetto di studio – e portando a numerose scoperte. Una fra le più sensazionali, pubblicata nel 2017 su Science da un gruppo guidato da Maria Cristina De Sanctis dell’Istituto nazionale di astrofisica, è stata senza dubbio l’individuazione inequivocabile di tracce di materiale organico sulla sua superficie.

Superficie del pianeta nano Cerere. I siti nei quali è stato individuato materiale organico sono evidenziati in rosso. La grande maggioranza si trova nei pressi del cratere Ernutet, nell’emisfero settentrionale. Crediti: Mps

Ma dove arriva quel materiale, in gran parte costituito da composti alifatici? Trattandosi di quelli che vengono comunemente definiti i “mattoncini della vita”, dunque di molecole di notevole interesse astrobiologico, gli scienziati si interrogano da tempo sulla loro origine: endogena, vale a dire dall’interno del pianeta nano, portate magari in superficie dai processi di criovulcanismo che caratterizzano Cerere? O esogena, come conseguenza d’impatti con asteroidi provenienti da regioni lontane?

Uno studio pubblicato ieri su Agu Advances, la rivista dell’American Geophysical Union, e condotto in parte anche con l’ausilio d’algoritmi d’intelligenza artificiale, che hanno aiutato gli autori a individuare nuovi depositi di composti alifatici sulla superficie del pianeta nano, favorisce la seconda ipotesi: le sostanze organiche arriverebbero da fuori, e a portarle su Cerere sarebbero stati gli impatti.

Dettaglio dei depositi di materiale organico (qui in rosso) nei pressi del cratere Ernutet. Crediti: Mps

«I siti nei quali sono state individuate le molecole organiche sono in realtà rari su Cerere e privi di qualsiasi firma criovulcanica», ricorda il primo autore dello studio, Ranjan Sarkar dell’Mps, il Max Planck Institute for Solar System Research (Gottinga, Germania). La grande maggioranza dei depositi si trova infatti lungo il bordo – o comunque in prossimità – del cratere Ernutet, nell’emisfero settentrionale del pianeta nano. Solo tre si trovano distanti da esso. L’attenta analisi delle strutture geologiche presenti nei siti in cui è stato individuato il materiale organico – due dei quali non erano noti prima del nuovo studio – hanno portato gli autori a propendere per l’origine esogena. «Nessuno dei depositi offre prove di attività vulcanica o tettonica attuale o passata: niente trincee, niente canyon, niente duomi lavici, niente bocche vulcaniche. Inoltre non ci sono, nelle vicinanze, tracce di crateri da impatto profondi», aggiunge un altro coautore dello studio, Martin Hoffmann, dell’Mps.

Quest’ultimo aspetto, l’assenza di crateri profondi, è ritenuto rilevante perché le simulazioni al computer indicano che i corpi che più frequentemente si sono scontrati con Cerere siano quelli provenienti dalla fascia esterna degli asteroidi. Gli asteroidi non troppo distanti, in particolare, non acquistano una velocità elevata, e questo fa sì che il calore sviluppato al momento dell’impatto sia contenuto, con temperature sufficientemente basse da consentire ai composti organici di sopravvivere.

«Ovviamente la prima ipotesi è che il caratteristico criovulcanismo di Cerere abbia trasportato il materiale organico dal suo interno alla superficie. Ma i nostri risultati mostrano il contrario», conclude un altro coautore dello studio, Andreas Nathues, sempre dell’Mps.

Per saperne di più:

• Leggi su Agu Advances l’articolo “Ceres: Organic-Rich Sites of Exogenic Origin?”, di R. Sarkar, A. Nathues, M. Hoffmann, E. Cloutis, K. Mengel, P. Singh, G. Thangjam, J. Hernandez, S. Karunatillake e M. Coutelier

Se siete stati in Islanda, a nord, dove si trova il lago Myvatn ad esempio, probabilmente ricorderete curiosi rilievi conici che, pur sembrando crateri, non si trovano sopra un vero condotto vulcanico. Si chiamano, appunto, pseudocrateri (in inglese anche rootless cones), e sappiamo che sulla Terra si formano quando la lava ricopre uno strato contenente acqua, innescando reazioni esplosive. Nella figura qui sotto, nel pannello di sinistra, vedete proprio un’immagine scattata al lago Myvatn di cui parlavamo prima, ma altre formazioni simili si trovano lungo la costa della Big Island, nelle Hawaii. E poi su Marte. Li potete vedere nell’immagine sulla destra. Per capire meglio come si formino queste particolari strutture, sulla Terra e su Marte, una professoressa e un suo studente all’università di Niigata, in Giappone, hanno creato un esperimento “domestico” con amido, bicarbonato e sciroppo per dolci. Il risultato è stato pubblicato sull’ultimo numero del Journal of Volcanology and Geothermal Research.

Pseudocrateri terrestri, in un’immagine scattata al lago Myvatn in Islanda, e su Marte, in una composizione creata con Ctx Global Mosaic v.1.0 (Dickson et al., 2023). Crediti: Niigata University

Gli pseudocrateri, dicevamo, sono piccole formazioni vulcaniche di diametro variabile, fino a diverse centinaia di metri, originate da esplosioni innescate dall’interazione tra la lava superficiale e corpi idrici come laghi e fiumi. A differenza dei normali vulcani, quindi, non c’è alcuna risalita di magma dal sottosuolo. Aver trovato queste strutture anche su Marte – oltre che sulla Terra, dove sembra chiaro il processo di formazione – può dire molto sulla geologia passata del Pianeta rosso.

Ma veniamo all’esperimento di laboratorio realizzato da Rina Noguchi, professoressa all’Università di Niigata, e dal suo studente Wataru Nakagawa. Lo vedete nelle due immagini qui sotto. Quella a sinistra mostra uno schema degli ingredienti necessari all’esperimento, a destra invece c’è una foto del becher al termine della prova. Gli ingredienti sono: sciroppo di amido riscaldato, come analogo della lava, e una miscela di bicarbonato di sodio e sciroppo per dolci, per rappresentare uno strato contenente acqua. Utilizzare direttamente l’acqua non era possibile, in laboratorio, per una questione di temperatura: in natura, infatti, la temperatura della lava supera i 1000 °C, riscaldando l’acqua fino a farla vaporizzare ed espandere in modo esplosivo. Lo sciroppo di amido che simula la lava, però, quando raggiunge i 140 °C diventa caramello, e non riesce a vaporizzare l’acqua. La soluzione ideata da Noguchi e Nakagawa è stata quindi di sfruttare la decomposizione termica del bicarbonato di sodio – una reazione già nota nella preparazione del karumeyaki (una caramella a nido d’ape di origine cinese ma diffusa anche in Giappone) – per creare lo stesso effetto. Quando viene riscaldato dallo sciroppo di amido, il bicarbonato di sodio rilascia anidride carbonica, intensificando la formazione di schiuma e simulando esplosioni simili alla formazione di coni senza radici. Lo sciroppo per dolci, invece, è stato aggiunto al bicarbonato per regolare la viscosità. Per analizzare il processo di formazione degli pseudocrateri, i ricercatori hanno fatto alcune prove variando lo spessore dello sciroppo in un becher e osservando attentamente le dimensioni e il numero di sfiati formati.

Schema dell’esperimento (a sinistra) e stato del becher al termine dell’esperimento (a destra). Nella figura di destra, le linee tratteggiate verde chiaro indicano i condotti che hanno raggiunto la superficie dello sciroppo, mentre le linee magenta indicano i condotti falliti. Crediti: Niigata University

«Abbiamo osservato che i condotti spesso non riuscivano a mantenere la loro struttura perché venivano interrotti dai condotti che si formavano nelle vicinanze», spiega Noguchi. «Lo studio ha rivelato che la competizione tra condotti, oltre a quella con l’acqua, influenza in modo significativo la distribuzione spaziale degli pseudocrateri. Gli strati di sciroppo più spessi hanno mostrato una maggiore competizione tra i condotti, e un conseguente aumento di condotti falliti, in accordo con le osservazioni su Marte, dove la lava più spessa è correlata a un minor numero di formazioni. Al contrario, in ambienti con condotti abbondanti (e dunque molti pseudocrateri), le esplosioni sono ridotte a causa della limitata disponibilità di acqua, portando a formazioni a cono più piccole. Anche in questo caso, siamo in linea con le osservazioni su Marte, che mostrano come le aree con lava sottile non presentino caratteristiche simili a pseudocrateri».

A ulteriore sostegno di questa idea, gli autori spiegano che anche i condotti falliti osservati negli affioramenti lavici terrestri suggeriscono che la competizione tra condotti influisce sulla formazione di pseudocrateri. Questi esperimenti e le osservazioni geologiche evidenziano che la fusione e la separazione dei condotti, guidate dallo spessore della lava, sono fattori chiave nel determinare la distribuzione spaziale e le dimensioni degli pseudocrateri.

Per saperne di più:

• Leggi su Journal of volcanology and geothermal research l’articolo “Experimental verification for self-organization process on the spatial distribution and edifice size of rootless cone“, di Rina Noguchi e Wataru Nakagawa

media.inaf.it/2025/01/28/eccen…
La conta dei pianeti extrasolari conosciuti è arrivata ormai a quota settemila – un numero impressionante. Ma ancor più impressionante è la varietà di questi mondi. Ciascuno di loro sembra avere una propria peculiarità, un tratto distintivo che lo rende unico, nonostante le sigle piuttosto anonime che li contraddistinguono.

Prendiamo Hd 20794 d, il terzo pianeta (questo indica il suffisso ‘d’) in orbita attorno ad Hd 20794, una stella di tipo G, dunque simile al Sole, che splende ad appena 19.7 anni luce da noi. Vicinissima, almeno in termini cosmici. E già questa peculiarità rende i mondi che le danzano attorno piuttosto interessanti. «Hd 20794, attorno alla quale orbita Hd 20794 d, non è una stella ordinaria», osserva infatti Xavier Dumusque dell’Università di Ginevra, coautore di uno studio su questo sistema planetario guidato da Nicola Nari, dell’Instituto de Astrofísica de Canarias, e pubblicato oggi su Astronomy & Astrophysics. «La sua luminosità e la sua vicinanza la rendono un candidato ideale per i futuri telescopi la cui missione sarà osservare direttamente le atmosfere degli esopianeti».

La traiettoria dei tre pianeti del sistema Hd 20794 e, in verde, la zona abitabile attorno alla stella (crediti: Gabriel Pérez Díaz, Smm/Iac). Nel riquadro in basso a sinistra, rappresentazione artistica del pianeta Hd 20794 d (crediti: Nasa)

Ma è appunto il suo terzo pianeta, Hd 20794 d, ad aver catalizzato l’attenzione degli astronomi. È una super-Terra, vale a dire un pianeta roccioso più grande della Terra – la sua massa è pari a 5.82 volte quella del nostro pianeta. La sua peculiarità? L’orbita. Compie infatti una rivoluzione attorno ad Hd 20794 in 647 giorni – circa quaranta in meno rispetto a Marte attorno al Sole – seguendo un tracciato molto ellittico. L’eccentricità della sua orbita, ovvero la misura di quanto si discosta da un cerchio, è pari a 0.45: ciò significa che nel corso della sua rivoluzione viene a trovarsi per un tratto molto vicino e per un altro molto lontano dalla stella. Non solo. Gli autori dello studio – molti dei quali dell’Istituto nazionale di astrofisica – hanno scoperto che, proprio per questa eccentricità, Hd 20794d entra ed esce dalla cosiddetta zona abitabile, quell’intervallo di distanze dalla stella in cui è possibile la presenza di acqua in fase liquida sulla superficie del pianeta: una delle condizioni necessarie per lo sviluppo della vita come la conosciamo.

L’estensione della fascia abitabile dipende da diversi fattori, principalmente dalle proprietà stellari. Per stelle come la nostra o come Hd 20794, può estendersi da 0.7 a 1.5 unità astronomiche, comprendendo dunque, nel caso del Sole, non solo l’orbita della Terra ma anche quella di Marte. Ma la Terra e Marte solcano orbite quasi circolari, la loro eccentricità è bassissima: 0.017 quella terrestre e 0.093 quella marziana. Dunque le condizioni di abitabilità sono relativamente stabili, tanto che qui sulla Terra l’alternanza di stagioni calde e fredde non è determinata dalla distanza dal Sole (infatti qui da noi, nell’emisfero nord, siamo più vicini alla nostra stella d’inverno che d’estate), bensì dall’inclinazione dell’asse di rotazione rispetto al piano orbitale. Su Hd 20794 d, al contrario, nel corso dell’anno la distanza dalla stella varia enormemente, portando a cambiamenti radicali delle condizioni di abitabilità. Detto altrimenti, su Hd 20794 d le stagioni dipendono fortemente dalla distanza dalla stella, al punto che se mai in quel remoto mondo ci fosse un oceano in superficie, entrando e uscendo dalla fascia d’abitabilità potrebbe passare, nel corso dell’anno, da uno stato ghiacciato a uno stato liquido. Una caratteristica che rende Hd 20794 d un interessante laboratorio naturale per mettere alla prova nuove ipotesi sulla ricerca della vita nell’universo.

Per saperne di più:

• Leggi su Astronomy & Astrophysics l’articolo “Revisiting the multi-planetary system of the nearby star HD 20794. Confirmation of a low-mass planet in the habitable zone of a nearby G-dwarf”, di N. Nari, X. Dumusque, N. C. Hara, A. Suárez Mascareño, M. Cretignier, J. I. González Hernández, A. K. Stefanov, V. M. Passegger, R. Rebolo, F. Pepe, N. C. Santos, S. Cristiani, J. P. Faria, P. Figueira, A. Sozzetti, M. R. Zapatero Osorio, V. Adibekyan, Y. Alibert, C. Allende Prieto, F. Bouchy, S. Benatti, A. Castro-González, V. D’Odorico, M. Damasso, J. B. Delisle, P. Di Marcantonio, D. Ehrenreich, R. Génova-Santos, M. J. Hobson, B. Lavie, J. Lillo-Box, G. Lo Curto, C. Lovis, C. J. A. P. Martins, A. Mehner, G. Micela, P. Molaro, C. Mordasini, N. Nunes17, E. Palle, S.P. Quanz, D. Ségransan, A. M. Silva, S. G. Sousa, S. Udry, N. Unger e J. Venturini

Guarda l’intervista ad Alessandro Sozzetti su MediaInaf Tv:

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Valentina Gottardi e Maciej Michno, “Lumen, chi ha nascosto le stelle?”, Cocai Books, 2024, 40 pagine, 24 euro

C’è qualcuno su Marte? Questa è solo una delle tante domande – di cosa sono fatte le stelle? e da dove vengono? di cosa è fatta la Terra? – cui prova a rispondere, in modo divertente e scientificamente accurato, il manuale C’è qualcuno su Marte? 30 domande e risposte per piccoli astronomi di Anna Curir (La Nuova Frontiera, 2024). Un libro molto utile a un giovane lettore che voglia essere introdotto nella scienza del cielo.

Si tratta di una delle new entries della nuova edizione di Libri di astronomia per bambini e ragazzi: l’annuale bibliografia delle pubblicazioni di astronomia per bambini e ragazzi pubblicata da Polvere di stelle, il portale dei beni culturali dell’astronomia italiana. Se dovessimo trovare una cifra che accomuna le recenti pubblicazioni di questo ristretto segmento editoriale, diremmo che i libri di astronomia per bambini e ragazzi del 2024 hanno usato la forma dell’album illustrato per raccontare non solo l’astronomia ma anche l’impatto, eccessivo, che le attività umane hanno sul mondo naturale e non solo. Un tema cui sono dedicati due album usciti, che vale la pena di menzionare.

Lumen, chi ha nascosto le stelle?di Valentina Gottardi e Maciej Michno, con la supervisione scientifica di Danio Miserocchi, edito da Cocai Books, giovane casa editrice trentina che ha avuto una menzione speciale al Non Fiction Bologna Award nel 2024 con Caduto. La seconda vita degli alberi, è un album illustrato che affronta il tema dell’inquinamento luminoso. Un tema di cui non si parla mai abbastanza che invece meriterebbe più attenzione nell’editoria e soprattutto nel dibattito ecologico. Gli autori concentrano la loro attenzione su aspetti poco narrati di questo fenomeno: l’impatto della luce artificiale sulla vita degli animali notturni, delle piante e anche implicitamente anche dell’uomo, e invitano il lettore a riflettere sul mondo in cui viviamo così poco propenso a rispettare le esigenze di tutte le forme viventi. Farfalle, insetti, animali acquatici rischiano molto per l’illuminazione eccessiva e mal orientata dei nostri centri abitati. E che dire poi della visione dei cieli stellati? Pare che un terzo della popolazione del pianeta viva in regioni dalle quali, per quanto sono illuminate, non si riesce a vedere la Via Lattea.

Hannah Arnesen, “Stardust. Polvere di stelle”, traduzione di Laura Cangemi, Orecchio Acerbo, 2024, 349 pagine, 33 euro

Di stelle e non solo si narra in Stardust: polvere di stelle di Hanna Arnesen (Orecchio Acerbo, 2024), un album rivolto ai ragazzi dagli 11 anni in su, in realtà, adatto a tutte le età. Il libro è un potente racconto illustrato – 349 pagine – che affronta il tema del cambiamento climatico partendo da… da dove tutto ha avuto inizio: la nascita dell’universo. L’opera ha la forma epistolare. L’autrice indirizza la prima lettera al Passato e alla Terra, ripercorrendo con splendide illustrazioni la storia e la formazione del nostro pianeta e del Sistema solare. La seconda missiva si rivolge al Presente e al Lettore, mostrando cosa significhi vivere a diretto contatto con gli sconvolgimenti climatici del nostro pianeta. La terza – la più toccante? – parla a un Bambino che, forse, nascerà, e guarda al nostro Futuro denso di incognite ma non privo di speranze. L’opera, frutto della creatività della giovane artista svedese Hanna Arnesen, esce per la prima volta in Italia per Orecchio Acerbo, che ne ha acquistato i diritti, ed è in corso di traduzione in molte lingue. Il libro ha il grande merito di affrontare in modo scientifico e poetico un problema che ci riguarda tutti, da molto vicino.

Del nostro pianeta, e soprattutto dell’attitudine umana a fare la Guerra, racconta Oliver Jeffers in Intanto sulla Terra (Zoolibri, 2024). L’album è la narrazione di un viaggio intrapreso da un papà che, partendo dalla Terra, accompagna in auto i suoi bambini attraverso lo spazio e il tempo nell’universo. L’autore gioca con i figli a trasformare in anni le distanze che separano un oggetto celeste dal punto di partenza del viaggio. Ecco che, andando lontano e a ritroso nel tempo, si scopre che l’uomo, da sempre, ha l’attitudine a combattere in modo feroce contro i suoi simili per cercare di possedere ciò che non ha.

Jérémie Decalf, La notte è piena di promesse, Terre di mezzo, 2021, 64 pagine, 18 euro

Ma lasciamo da parte le guerre per immergerci nello spazio profondo. La notte è piena di promesse (Terre di mezzo, 2021) è il titolo di un altro albo illustrato, dedicato ai bambini dagli 8 ai 10 anni, ma adatto a tutti, grazie alla grande capacità narrativa dell’autore, Jérémie Delcaf. Il libro affronta un viaggio spaziale da un punto di vista particolare: quello della sonda Voyager 2, che racconta in prima persona la sua avventura ai confini del Sistema solare, dove viene circondata da immensità e meraviglia. Fluttuando insieme alla sonda nello spazio, quasi fosse una compagna di strada, incontriamo Giove, Saturno, Urano, arrivando fino a Nettuno, e oltre. Qui la sonda ci lascia, continuando, però, il suo viaggio verso l’infinito, portando con sé, incise su un disco dorato, informazioni che parlano della Terra: foto, registrazioni e brani musicali, un segno d’amicizia rivolto a tutte le possibili forme di vita extraterrestre che la sonda potrebbe avere la fortuna di incontrare lungo il suo cammino. Un ponte quindi verso nuove connessioni? Ce lo auguriamo, ne abbiamo tanto bisogno.

Libri di astronomia per bambini e ragazzi propone quest’anno ben 80 pubblicazioni suddivise in quattro fasce di età: 3-5, 6-8, 8-10 e 11-14 anni, che corrispondono approssimativamente ai destinatari dei libri. Completa la selezione una sezione dedicata agli atlanti, alle mappe del cielo e alle enciclopedie. In rete è possibile consultare la bibliografia, curata dalle scriventi, bibliotecarie dell’Inaf di Firenze e di Trieste, in collaborazione con la fondazione Accademia dei perseveranti, editore di LiBeR e di Liberdatabase.

EduINAF

2024-09-13 08:00:22

C’è qualcuno su Marte?

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Un agile libricino che soddisfa le curiosità di grandi e piccini interessati allo spazio

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C'è qualcuno su Marte?

Un agile libricino che soddisfa le curiosità  di grandi e piccini interessati allo spazio

^{Claudia Mignone (EduINAF)}

Agli albori del cinema, c’era il film muto. Senza sonoro. Si guardavano le immagini in movimento sullo schermo, ed era già un gran bello spettacolo. I dialoghi, come anche i rumori di scena, bisognava immaginarseli. Un po’ come nello spazio, dove i suoni non si propagano in assenza d’aria e “nessuno può sentirti urlare”, per citare un classico del cinema (che però il sonoro ce l’aveva). In casi speciali, tuttavia, le vibrazioni nello spazio si possono misurare, aggiungendo una colonna sonora assolutamente originale allo show delle immagini celesti.

È il caso del recente sorvolo di Mercurio da parte di BepiColombo, missione delle agenzie spaziali europea (Esa) e giapponese (Jaxa) che lo scorso 8 gennaio ha “sfiorato” la superficie del pianeta più interno del Sistema solare per la sesta e ultima volta. Durante questa manovra di fionda gravitazionale, necessaria per l’inserimento – a fine 2026 – delle due sonde che compongono la missione in orbita attorno a Mercurio, alcuni strumenti di bordo hanno raccolto immagini e altri dati, come di consueto in questo tipo operazioni. Tra loro, anche l’Italian Spring Accelerometer (Isa), accelerometro made in Italy che ha registrato le vibrazioni della sonda in prossimità del pianeta, regalandoci il sottofondo sonoro di questo ultimo flyby immortalato nelle istantanee delle fotocamere di monitoraggio.

Tre immagini del sesto sorvolo di Mercurio da parte della missione BepiColombo, scattate dalle fotocamere di monitoraggio a bordo della sonda. Crediti: Esa/BepiColombo/Mtm

«Il suono è stato creato a partire dai dati accelerometrici di Isa raccolti nell’ora in cui la sonda si è trovata più prossima a Mercurio», spiega a Media Inaf Carmelo Magnafico, ricercatore dell’Istituto nazionale di astrofisica e co-investigator dello strumento Isa. «È stato necessario traslare in frequenza le misurazioni perché rientrassero nello spettro udibile dell’orecchio umano: in pratica, il tempo delle misure è stato compresso tanto da ridurre l’ora di dati a un minuto di suono. Isa è sensibile a tutte le accelerazioni subite dalla sonda che non siano direttamente dovute alla gravità, comprese le vibrazioni del satellite stesso. Per questo motivo i dati ci sono molto utili per capire tutte le forze, sia generate internamente che esternamente, che “spingono” la sonda su un’orbita diversa da quella che si otterrebbe sotto l’effetto esclusivo della gravità del Sole e di Mercurio».

Il video, pubblicato oggi dall’Esa, mostra una simulazione di BepiColombo durante il sorvolo con l’aggiunta – nella seconda metà del filmato – delle immagini di Mercurio raccolte durante il flyby. Dall’inizio alla fine, si percepisce un ronzio di fondo (non particolarmente piacevole) causato dal continuo tremolio del satellite: si tratta di piccole perturbazioni, dal carburante che viene leggermente sbatacchiato ai pannelli solari che vibrano alla loro frequenza naturale, fino al vapore nelle tubature di bordo. Man mano che ci si avvicina a Mercurio, si riconoscono altri suoni: per esempio, si possono ascoltare dei piccoli tonfi in corrispondenza dell’ingresso e della sonda all’interno dell’ombra del pianeta e, più tardi, anche in uscita. I rumori più forti, come il rombo, simile a quello di una grancassa, che si sente intorno al minuto 00:17 e poi di nuovo intorno al minuto 00:51, sono invece causati dalla rotazione dei lunghissimi pannelli solari (catturata, nel secondo caso, anche da una delle fotocamere di monitoraggio).

Questo spettrogramma riassume i momenti salienti del flyby registrati nei dati dello strumento Isa e trasformati in suono. In alto, indicato dalle frecce rosse, il contributo delle ruote di reazione. Nella parte inferiore, corrispondente alle frequenze più basse, si nota il contributo dei pannelli solari del modulo Mtm, i veri protagonisti del suono. Crediti: Esa/BepiColombo/Isa

«Un altro effetto visibile sui dati è quello delle maree che Isa e la struttura del satellite subiscono per l’estrema vicinanza di Mercurio», nota Magnafico. «L’effetto del pianeta è infatti quello di attrarre in maniera diversa le parti del satellite più prossime al suo centro, rispetto a quelle più distanti. Anche se piccolissimo, questo effetto viene riscontrato direttamente sui dati e percepito dal satellite che vorrebbe allungarsi e allinearsi con Mercurio». La compensazione di quest’ultimo fenomeno da parte delle ruote di reazione della sonda, che hanno il compito di mantenerlo nell’assetto comandato, risulta udibile sotto forma di un ronzio che cambia in frequenza a partire dal minuto 00:30 e che dura circa sette secondi.

Il ricercatore ricorda che attualmente, in fase di crociera, BepiColombo è formato da tre satelliti – il Mercury Planetary Orbiter (Mpo) dell’Esa, il Mercury Magnetospheric Orbiter (Mio) della Jaxa e il Mercury Transfer Module (Mtm) – ed è quindi molto più grande di come sarà il solo Mpo, a bordo del quale si trova Isa, durante la fase scientifica in orbita attorno a Mercurio. «L’analisi di questi dati è cruciale per il team di Isa», prosegue, «perché possiamo confrontare le misure con i segnali fisici attesi (il salto tra luce e ombra e i gradienti di gravità) e correlare tra loro tutti quelli registrati negli altri flyby in cui è stato possibile misurare effetti analoghi. Una sorta di calibrazione in volo». Questo sorvolo è stata l’ultima occasione per misurare molti di questi effetti con a bordo i pannelli solari del modulo Mtm, lunghi ciascuno 14 metri, che rendono la sonda più suscettibile alle vibrazioni. Il modulo di trasferimento, infatti, non entrerà in orbita attorno a Mercurio ma si separerà dai due orbiter una volta a destinazione.

«Isa opererà per prendere quanti più dati possibili in questa fase di crociera che offre delle caratteristiche particolari quando si è lontani da Mercurio e l’attività a bordo è limitata: questo ci sta consentendo di provare il nostro accelerometro in condizioni di quiete e imparare a individuare i molti effetti presenti a bordo», aggiunge Magnafico. «BepiColombo entrerà in orbita nel novembre 2026 e al quel punto abbandonerà l’Mtm e i suoi grandi pannelli solari e, nella primavera del 2027, comincerà la vera missione. Tuttavia i dati di calibrazione e le informazioni raccolte ora saranno preziosissime per distinguere tra loro gli effetti delle molte accelerazioni che agiranno sulla sonda».

Guarda il video sul canale YouTube dell’Esa (il suono è stereo, si consiglia l’uso delle cuffie):

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In orbita attorno al Sole ci sono alcuni corpi con orbite estremamente simili a quella della Terra e con una velocità geocentrica all’infinito inferiore alla velocità di fuga della Luna (circa 2,4 km/s) o alla sua velocità orbitale (1 km/s). Corpi con una velocità relativa così bassa possono essere sia di origine artificiale, sia naturale. Gli oggetti artificiali sono generalmente gli stadi superiori dei razzi di missioni del passato che vengono casualmente riscoperti dalle survey che cercano asteroidi near-Earth (Nea). Nella maggior parte dei casi questi oggetti hanno un rapporto area/massa elevato perché all’interno sono cavi e quindi le loro orbite – oltre a essere determinate dalla gravità del Sole e dei pianeti – sono perturbate dalla pressione di radiazione solare su scale temporali brevi, settimane o mesi.

La perturbazione dell’orbita da parte della radiazione ha permesso di scoprire che l’asteroide 2018 AV2 è probabilmente artificiale e legato alla missione Apollo 10, oppure che J002E3 potrebbe essere lo stadio superiore del Saturn V dell’Apollo 12. Molti di voi ricorderanno il caso dell’ex asteroide 2020 SO, che divenne un satellite temporaneo della Terra per un periodo di alcuni mesi, a cavallo fra il 2020 e il 2021. In realtà, come è stato appurato attraverso osservazioni fotometriche e spettroscopiche, non era un asteroide, ma uno space debris: il secondo stadio del razzo Atlas-Centaur che portò il Surveyor 2 verso la Luna nel 1966, una delle tante sonde senza equipaggio che avevano lo scopo di esplorare la superficie lunare in preparazione delle missioni Apollo.

L’asteroide Kamoʻoalewa ripreso il 7 marzo 2024 dalla Stazione Astronomica di Loiano dell’Inaf-Oas quando era di magnitudine +22. Crediti: A. Carbognani/Inaf.

Per quanto riguarda i corpi di origine naturale con una bassa velocità geocentrica, l’origine più probabile è che siano frammenti espulsi nello spazio a causa delle collisioni con asteroidi near-Earth del sistema Terra-Luna. I crateri da impatto sulla Terra e sulla Luna ci dicono che eventi di questo genere erano molto frequenti nel passato e anche ora la probabilità di un impatto non è zero, come ci ricordano le cadute di Tunguska (1908) e Chelyabinsk (2013).

L’espulsione di ejecta dalla Terra durante la formazione del cratere è teoricamente possibile, ma per via dell’elevata velocità di fuga del nostro pianeta (11,4 km/s), è necessario un impatto molto energetico affinché i frammenti vengano espulsi nello spazio. Considerato che i grandi impatti sono rari, è molto più facile che siano gli ejecta lunari a entrare in orbita eliocentrica, diventando asteroidi near-Earth a bassa velocità relativa con la Terra.

Di origine lunare è sicuramente l’asteroide (469219) Kamoʻoalewa, uno dei migliori quasi-satelliti della Terra con dimensioni comprese fra 40 e 100 metri. Nel 2021 una caratterizzazione spettroscopica di Kamoʻoalewa, fatta utilizzando il Large Binocular Telescope e il Lowell Discovery Telescope, ha mostrato che molto probabilmente si tratta di un frammento di superficie lunare e la China National Space Administration sta pianificando l’invio della missione robotica Tianwen-2 per portare sulla Terra campioni da Kamoʻoalewa e confermare così i risultati delle osservazioni telescopiche. Il lancio dovrebbe avvenire nel maggio 2025.

La traiettoria geocentrica di 2024 PT5, il secondo asteroide noto di origine lunare. Crediti: Nasa/Jpl-Caltech.

Recentemente è stato scoperto che anche l’asteroide 2024 PT5 è un frammento di Luna. Si tratta di un corpo di 8-19 metri di diametro scoperto dal telescopio sudafricano del progetto Atlas il 7 agosto 2024. Il giorno dopo la scoperta, 2024 PT5 ha raggiunto la minima distanza dalla Terra di circa 568mila chilometri con una velocità relativa di 1,37 km/s e proseguendo lungo la propria orbita eliocentrica ha iniziato ad allontanarsi. Nel periodo 29 settembre – 25 novembre 2024, 2024 PT5 è diventato un quasi-satellite della Terra mantenendosi a una distanza compresa fra 3,5 e 4 milioni di chilometri dal nostro pianeta. Successivamente, il 9 gennaio di quest’anno 2024 PT5 ha fatto il passaggio al nodo discendente dell’orbita eliocentrica ed è arrivato alla minima distanza di 1,8 milioni di chilometri con una velocità relativa di 1 km/s e ora è in fase di allontanamento dalla Terra.

Subito dopo la scoperta, il 14 agosto, 2024 PT5 è stato caratterizzato fotometricamente con il Lowell Discovery Telescope. Dalla spettrofotometria è stata trovata una banda di assorbimento a 1 μm che suggeriva un’origine naturale per 2024 PT5 e ha motivato ulteriori osservazioni. Queste osservazioni sono state fatte il 16 agosto con l’utilizzo simultaneo di due strumenti, ancora il Lowell Discovery Telescope e in più l’Infrared Telescope Facility della Nasa, per ottenere la spettroscopia nel visibile del target.

Gli spettri ottenuti mostrano che, nel complesso, 2024 PT5 è un oggetto piuttosto rosso, infatti alla lunghezza d’onda di a 2,35 μm riflette circa il doppio della luce rispetto a 0,55 μm. Inoltre, è confermato che la superficie di 2024 PT5 ha una forte banda in assorbimento alla lunghezza d’onda di 1,0 μm e un’altra debole banda in assorbimento a 2,0 μm, coerente con una composizione di tipo roccioso, ricca di silicati. Con questo spettro di riflettanza non c’è alcun motivo per ipotizzare un’origine artificiale dell’oggetto.

Inoltre, se 2024 PT5 avesse un elevato rapporto area/massa come la maggior parte degli space debris, dovrebbe mostrare una significativa deriva orbitale dovuta alla pressione della radiazione, ma dall’analisi delle osservazioni astrometriche questo non risulta. L’asteroide 2024 PT4 è quindi di origine naturale, ma qual è la sua origine?

Se si prendono gli spettri delle classi tassonomiche in cui sono stati suddivisi gli asteroidi si vede che nessuna classe si adatta allo spettro di 2024 PT5. I tipi O e Q non sono abbastanza rossi, mentre i tipi A (la classe di asteroidi più rossa e ricca di silicati) sono troppo rossi. Altri tipi di asteroidi rocciosi, come gli S, hanno una pendenza spettrale completamente diversa. In termini di pendenza spettrale 2024 PT5 è un tipo intermedio rispetto a diverse classi di asteroidi rocciosi, quindi potrebbe provenire dalla fascia principale, ma avrebbe caratteristiche davvero inconsuete.

In realtà, lo spettro dell’asteroide è molto simile a quello dei campioni della superficie lunare raccolti dalle missioni Luna 24, Apollo 14 e Apollo 17. In sostanza, la superficie di 2024 PT5 riflette la luce in modo molto più simile ai materiali lunari rispetto a qualsiasi altro tipo di asteroide conosciuto, proprio come Kamo‘oalewa.

La scoperta di un secondo asteroide near-Earth di origine lunare suggerisce che esista tutta una popolazione di Nea di questo tipo. Facendo qualche stima risulta che potrebbero esserci circa 16 Nea di origine lunare fra quelli già noti. Il problema è ottenerne gli spettri per discriminarne l’origine, ma ora possiamo iniziare a gettare uno sguardo diretto alla violenta evoluzione collisionale del sistema Terra-Luna.

Per saperne di più:

• Leggi su The Astrophysical Journal Letters l’articolo “On the Lunar Origin of Near-Earth Asteroid 2024 PT5” di Kareta T. et al.

La radiogalassia Inkathazo con i suoi poderosi getti di plasma che si estendono per 3.3 milioni di anni luce. Crediti: K. K. L Charlton (Uct), MeerKat, Hsc, Carta, Idia

Gigantesca ed enigmatica è l’emissione radio di una galassia scoperta da un team internazionale di ricercatori nel cielo australe utilizzando l’interferometro MeerKat, localizzato in Sud Africa. La ciclopica emissione, che raggiunge un’estensione grande quanto 32 volte la Via Lattea, è prodotta da getti di plasma generati da un buco nero supermassiccio in fase di accrescimento.

Si chiamano radiogalassie giganti e sono oggetti che sprigionano imponenti emissioni radio che si estendono ben oltre la componente stellare. In particolare, quella appena scoperta sembrerebbe essere più enigmatica delle altre, tanto da guadagnarsi il soprannome di Inkathazo, che nei linguaggi africani Xhosa e Zulu significa niente meno che “problema”.

«Non ha le stesse caratteristiche di molte altre radiogalassie giganti», afferma Kathleen Charlton, studentessa dell’Università di Città del Capo e prima autrice dell’articolo che presenta la scoperta, uscito questa settimana su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (Mnras). Tra i coautori anche gli italiani Ivan Delvecchio e Lucia Marchetti dell’Inaf di Bologna. «Per esempio, i getti di plasma hanno una forma inusuale: anziché estendersi per diritto da una parte all’altra, uno dei getti è piegato», aggiunge Charlton.

Non solo la forma dei getti è un problema, ma pure la loro stazza immane, protesa per oltre tre milioni di anni luce. Inkathazo non è infatti una galassia solitaria ma possiede numerose vicine di casa, tutte parte di un ammasso, ovvero un insieme molto vasto di galassie, traboccante di gas caldo e materia oscura. Non si capisce insomma come abbia fatto il gas a raggiungere le dimensioni osservate dovendo fronteggiare un ambiente ricco di oggetti. «Questa scoperta è entusiasmante e inaspettata», commenta Kshitij Thorat, coautore dello studio. «Trovare una radiogalassia gigante all’interno di un ammasso solleva domande riguardo al ruolo delle interazioni nella formazione ed evoluzione di queste galassie giganti».

Mappa dell’età degli elettroni nei getti di plasma. Gli elettroni più “giovani” – ovvero, riaccelerati di recente – sono rappresentati in verde. In viola invece troviamo il plasma più “vecchio”, che non ha subito una riaccelerazione ad opera di fenomeni energetici. Crediti: K. K. L Charlton (Uct), MeerKat, Hsc, Carta, Idia

Le galassie di un ammasso infatti, proprio come gli abitanti di uno stesso quartiere, frequentemente interagiscono fra loro, a causa della forza di gravità che le calamita l’una verso l’altra. Con esiti che, a quanto pare, talvolta potrebbero essere inattesi.

Grazie alle prodigiose capacità di MeerKat è stato possibile mappare l’età del gas – ovvero, da quanto tempo è stato accelerato dal buco nero centrale – con grande accuratezza, nelle diverse regioni dei getti. Esaminando queste mappe i ricercatori si sono accorti che l’età è piuttosto variabile, suggerendo che in certe zone gli elettroni nel plasma siano stati riaccelerati da fenomeni energetici. I responsabili potrebbero essere gli impatti tra i getti e il gas caldo diffuso tra una galassia e l’altra all’interno dell’ammasso. «Questi risultati mettono in crisi i modelli esistenti e suggeriscono che non comprendiamo ancora molto della complessa fisica del plasma che agisce in queste galassie estreme», afferma Thorat.

Inkathazo non è l’unica radiogalassia gigante scoperta da MeerKat. Il potente interferometro situato nell’emisfero australe ne ha scovate altre due prima di lei, in una regione del cielo denominata Cosmos, grande quanto cinque lune piene.

«Il fatto che abbiamo rivelato tre radiogalassie giganti puntando MeerKat verso una singola regione del cielo dimostra che c’è verosimilmente un enorme tesoro di radiogalassie giganti sconosciute nel cielo australe», dice Jacinta Delhaize, ricercatrice dell’Università di Città del Capo. La maggior parte delle radiogalassie giganti a ora note si trova infatti nell’emisfero celeste settentrionale.

Il radiotelescopio MeerKat in Sud Africa. Crediti: South African Radio Astronomy Observatory

MeerKat è il precursore dello Square Kilometer Array (Ska), straordinario radiotelescopio attualmente in costruzione e che effettuerà le prime operazioni entro la fine del decennio, alla cui realizzazione sta contribuendo anche il nostro Paese. «Stiamo entrando in un’era entusiasmante della radioastronomia», conclude Delhaize. «Mentre MeerKat ci ha portati più lontano di quanto fosse stato fatto in precedenza, Ska ci permetterà di spingere questi confini ancora più lontano e, sperabilmente, di risolvere alcuni dei misteri che circondano oggetti enigmatici come le radiogalassie giganti».

Per saperne di più:

• Leggi su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society l’articolo “A spatially resolved spectral analysis of giant radio galaxies with MeerKAT” di K. K. L. Charlton, J. Delhaize, K. Thorat, I. Heywood, M. J. Jarvis, M. J. Hardcastle, F. An, I. Delvecchio, C. L. Hale, I. H. Whittam, M. Brüggen, L. Marchetti, L. Morabito, Z. Randriamanakoto, S. V. White e A. R. Taylor

Per la prima volta, gli astronomi hanno rilevato un lampo radio veloce (Frb, dall’inglese fast radio burst) alla periferia di un’antica galassia ellittica apparentemente morta: una posizione assolutamente imprevista per un fenomeno precedentemente associato a galassie molto più giovani. Illustrata in due studi complementari condotti dalla Northwestern University e dalla McGill University, la scoperta manda in frantumi l’ipotesi che i lampi radio veloci provengano esclusivamente da regioni di formazione stellare attiva. Le nuove prove osservative suggeriscono che le origini di questi misteriosi eventi cosmici potrebbero essere diverse da quanto si riteneva in precedenza. Entrambi gli studi sono stati pubblicati martedì sulla rivista Astrophysical Journal Letters.

Gli astronomi hanno rilevato Frb 20240209A nel febbraio 2024 con il Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment (Chime). Crediti: Chime, Andre Renard, Dunlap Institute for Astronomy & Astrophysics, University of Toronto

«La teoria prevalente è che gli Frb provengano da magnetar formate da supernove a collasso del nucleo», spiega Tarraneh Eftekhari della Northwestern, che ha guidato uno degli studi ed è coautrice dell’altro. «Non sembra essere questo il caso. Mentre le stelle giovani e massicce terminano la loro vita come supernove a collasso del nucleo, non vediamo alcuna prova di stelle giovani in questa galassia. Grazie a questa nuova scoperta, si sta delineando un quadro che mostra che non tutti gli Frb provengono da stelle giovani. Forse c’è una sottopopolazione di Frb associata a sistemi più vecchi».

Gli astronomi hanno rilevato per la prima volta questo Frb, denominato Frb 20240209A, nel febbraio 2024 con il Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment (Chime). Gli Frb, che si accendono e scompaiono nel giro di pochi millisecondi, sono brevi e potenti esplosioni radio che generano più energia in una sola rapida esplosione di quanta ne emetta il Sole in un anno intero. In particolare, questo evento si è ripetuto più di una volta. Tra l’esplosione iniziale di febbraio e il mese di luglio 2024, la stessa sorgente ha prodotto altri 21 impulsi, sei dei quali sono stati rilevati anche da un telescopio situato a 60 chilometri di distanza dalla stazione principale di Chime. Gli outrigger, versioni più piccole di Chime, consentono agli astronomi di circoscrivere con precisione le posizioni specifiche degli Frb nel cielo, facendo una triangolazione.

Dopo aver individuato la posizione del lampo radio, Eftekhari e i suoi collaboratori si sono affrettati a utilizzare i telescopi degli osservatori W.M. Keck e Gemini per esplorare l’ambiente circostante l’evento. Sorprendentemente, invece di trovare una galassia giovane, hanno visto che il lampo radio ha avuto origine ai margini di una galassia di 11,3 miliardi di anni, situata a soli 2 miliardi di anni luce dalla Terra, estremamente luminosa e incredibilmente massiccia: 100 miliardi di volte la massa del Sole. «Sembra essere la galassia ospite di un Frb finora più massiccia», riferisce Eftekhari. «È tra le galassie più massicce in circolazione».

Ma mentre la maggior parte degli Frb si origina all’interno delle galassie, il team ha rilevato Frb 20240209A in periferia, a 130mila anni luce dal centro della galassia, dove esistono poche altre stelle. «Tra la popolazione di Frb, questo è il più lontano dal centro della galassia ospite», dichiara Vishwangi Shah. «Questo è sorprendente ed emozionante, perché ci si aspetta che gli Frb abbiano origine all’interno delle galassie, spesso in regioni di formazione stellare. La localizzazione di questo Frb così lontano dalla sua galassia ospite solleva domande su come eventi così energetici possano verificarsi in regioni in cui non si stanno formando nuove stelle».

Prima di questa scoperta, gli astronomi avevano rintracciato solo un altro Frb ai margini esterni di una galassia. Nel 2022, infatti, un team internazionale di astronomi ha rilevato un Frb proveniente da un ammasso globulare ai margini di Messier 81 (M81), una galassia a spirale a circa 12 milioni di anni luce dalla Terra. Certo, il lampo radio in questo caso era associato a una galassia viva, non a una vecchia ellittica in cui la formazione stellare è cessata miliardi di anni fa.

La posizione del fast radio burst, indicata dai contorni ovali, è alla periferia di una galassia ellittica massiccia, l’ovale giallo a destra. Crediti: Gemini Observatory

Dei circa 100 Frb finora individuati, la maggior parte ha probabilmente avuto origine da magnetar, che si formano attraverso supernove a collasso del nucleo. Gli astrofisici ritengono che l’origine di Frb 20240209A, tuttavia, potrebbe essere simile a quella dell’Frb trovato in M81. In particolare, lo studio guidato da McGill discute la probabilità che il nuovo Frb abbia avuto origine all’interno di un denso ammasso globulare, come in M81. Tali ammassi sono siti promettenti per le magnetar che potrebbero essersi formate attraverso altri meccanismi e associate a stelle più vecchie, tra cui la fusione di due stelle di neutroni o il collasso di una nana bianca sotto la propria gravità.

«Un’origine da ammasso globulare per questo Frb ripetuto è lo scenario più probabile per spiegare perché questo Frb si trova al di fuori della sua galassia ospite», dice Shah. «Non sappiamo con certezza se nella posizione dell’Frb sia presente un ammasso globulare e abbiamo presentato una proposta per utilizzare il James Webb Space Telescope per osservazioni di follow-up della posizione dell’Frb. In caso affermativo, sarebbe il secondo Frb noto a risiedere in un ammasso globulare. In caso contrario, dovremmo considerare scenari esotici alternativi per l’origine dell’Frb».

«È chiaro che c’è ancora molto spazio per le scoperte quando si tratta di Frb», conclude Eftekhari, «e che i loro ambienti potrebbero contenere la chiave per svelare i loro segreti».

Per saperne di più:

• Leggi su The Astrophysical Journal Letters l’articolo “The massive and quiescent elliptical host galaxy of the repeating fast radio burst FRB 20240209A” di T. Eftekhari25, Y. Dong (董雨欣), W. Fong, V. Shah, S. Simha, B. C. Andersen, S. Andrew, M. Bhardwaj, T. Cassanelli, S. Chatterjee, D. A. Coulter, E. Fonseca, B. M. Gaensler, A. C. Gordon, J. W. T. Hessels, A. L. Ibik, R. C. Joseph, L. A. Kahinga, V. Kaspi, B. Kharel, C. D. Kilpatrick, A. E. Lanman, M. Lazda, C. Leung25, C. Liu, L. Mas-Ribas, K. W. Masui, R. Mckinven, J. Mena-Parra, A. A. Miller, K. Nimmo, A. Pandhi, S. S. Patil, A. B. Pearlman26, Z. Pleunis, J. X. Prochaska, M. Rafiei-Ravandi, M. Sammons, P. Scholz, K. Shin, K. Smith, and I. Stairs
• Leggi su The Astrophysical Journal Letters l’articolo “A Repeating Fast Radio Burst Source in the Outskirts of a Quiescent Galaxy” di Vishwangi Shah, Kaitlyn Shin, Calvin Leung27, Wen-fai Fong, Tarraneh Eftekhari27, Mandana Amiri, Bridget C. Andersen, Shion Andrew, Mohit Bhardwaj, Charanjot Brar, Tomas Cassanelli, Shami Chatterjee, Alice Curtin, Matt Dobbs, Yuxin Dong (董雨欣), Fengqiu Adam Dong, Emmanuel Fonseca, B. M. Gaensler, Mark Halpern, Jason W. T. Hessels, Adaeze L. Ibik, Naman Jain, Ronniy C. Joseph, Jane Kaczmarek, Lordrick A. Kahinga, Victoria M. Kaspi, Bikash Kharel, Tom Landecker, Adam E. Lanman, Mattias Lazda, Robert Main, Lluis Mas-Ribas, Kiyoshi W. Masui, Ryan Mckinven, Juan Mena-Parra, Bradley W. Meyers, Daniele Michilli, Kenzie Nimmo, Ayush Pandhi, Swarali Shivraj Patil, Aaron B. Pearlman28, Ziggy Pleunis, J. Xavier Prochaska, Masoud Rafiei-Ravandi, Mawson Sammons, Ketan R. Sand, Paul Scholz, Kendrick Smith, and Ingrid Stairs

La Einstein Probe ha rilevato il debole segnale a raggi X del transiente Ep240315a molto prima della sua controparte a raggi gamma. Questo dimostra l’elevata sensibilità delle sue ottiche. Le osservazioni successive hanno mostrato che il burst proveniva da circa 12,5 miliardi di anni luce di distanza, iniziando il suo viaggio cosmico verso di noi quando l’universo aveva appena il 10 pe rcento della sua età attuale. Crediti: Openverse/ Einstein Probe Science Center

Il 15 marzo 2024, lo strumento Wxt a bordo della missione Einstein Probe ha rilevato un’esplosione di raggi X a bassa energia. Gli astronomi definiscono questi raggi X “morbidi”, anche se sono molto più energetici della luce visibile o ultravioletta. L’esplosione è durata più di 17 minuti e, prima di scomparire, ha “sfarfallato” in luminosità. Un evento del genere è noto come transiente veloce di raggi X (Fxrt, dall’inglese fast X-ray transient) e a questo particolare transiente è stata data la designazione Ep240315a.

Circa un’ora dopo l’osservazione dell’emissione X, un telescopio in Sudafrica – nell’ambito del progetto Atlas, Asteroid Terrestrial-Impact Last Alert System – ha rilevato luce visibile provenire dalla stessa direzione. Le osservazioni successive del telescopio Gemini-North alle Hawaii e del Very Large Telescope in Cile hanno fornito misure di redshift che hanno confermato che il burst proveniva da circa 12,5 miliardi di anni luce di distanza, iniziando il suo viaggio cosmico verso di noi quando l’universo aveva appena il 10 percento della sua età attuale. Si è trattato della prima volta che sono stati rilevati raggi X morbidi per una durata così lunga da un’esplosione così antica.

La rapida individuazione di Ep240315a ha permesso al team di collaborare con Roberto Ricci dell’Università di Roma Tor Vergata, associato all’Inaf, di osservare il burst a lunghezze d’onda radio utilizzando l’Australian Telescope Compact Array (Atca). Monitorandolo per tre mesi, hanno stabilito che l’energia emessa era coerente con un tipico gamma-ray burst (Grb). Da analisi successive è emerso che i raggi X coincidono effettivamente con un gamma-ray burst noto come Grb 240315C. Questo burst era stato osservato dallo strumento Burst Alert Telescope (Bat) a bordo del satellite Swift della Nasa e dallo strumento Konus della Federazione Russa sulla sonda Wind della Nasa.

Roberto Ricci, ricercatore dell’Università di Roma Tor Vergata, associato all’Inaf. Crediti: R. Ricci

«Questi risultati dimostrano che un gran numero di Fxrt è associato a Grb e che i più avanzati telescopi a raggi X come Einstein Probe, e in futuro Theseus, possono individuarli in galassie remote, spingendosi fino agli albori dell’universo», commenta Ricci. «Combinando la potenza delle osservazioni a raggi X con quelle radio, abbiamo a disposizione un nuovo modo per esplorare queste potenti esplosioni cosmiche, anche senza rilevarne i raggi gamma».

Tuttavia, c’è un mistero da risolvere. Sebbene i Grb siano associati ai raggi X, Ep240315a è diverso. Di solito i raggi X precedono i raggi gamma di poche decine di secondi, ma Ep240315a è stato osservato più di sei minuti (372 secondi) prima di Grb 240315C: un ritardo così lungo non era mai stato osservato prima.

Se a questo si aggiunge la durata inaspettatamente lunga dell’emissione X, si deduce che non è ancora chiaro come esplodono i Grb. Il tempo e l’aumento dei dati disponibili sicuramente contribuiranno a migliorare la comprensione di questi fenomeni cosmici. Sebbene le missioni precedenti siano state in grado di rilevare i raggi X morbidi, la sensibilità e il campo visivo superiori di Einstein Probe hanno aperto di molto questa interessante finestra.

Per saperne di più:

• Leggi su Nature Astronomy l’articolo “Soft X-ray prompt emission from a high-redshift gamma-1ray burst EP240315a”, di Y. Liu et al.
• Leggi su The Astrophysical Journal Letters l’articolo “Long-term radio monitoring of the fast X-ray transient EP240315a: evidence for a relativistic jet”, di Roberto Ricci et al.

media.inaf.it/2025/01/23/fluss…
A sei anni dalla pubblicazione della storica “fotografia” del buco nero supermassiccio M87*, la prima a immortalare un buco nero, la Collaborazione Event Horizon Telescope (Eht) presenta una nuova analisi su M87*. Questa analisi combina le osservazioni effettuate nel 2017 e nel 2018, e consente nuove intuizioni sulla struttura e la dinamica del plasma vicino al margine del buco nero. In particolare, i risultati, pubblicati ieri su Astronomy & Astrophysics confermano che l’asse di rotazione del buco nero M87* punta lontano dalla Terra, e dimostrano che le turbolenze all’interno del disco di accrescimento – il gas in rotazione attorno al buco nero – giocano un ruolo importante nello spostamento del picco di luminosità dell’anello.

Immagini osservate e teoriche di M87*. I pannelli di sinistra mostrano immagini di M87* provenienti dalle campagne osservative di Eht del 2017 e del 2018. I pannelli centrali mostrano immagini esemplificative di una simulazione magnetoidrodinamica relativistica generale (Grmhd) in due momenti diversi. I pannelli di destra presentano le stesse istantanee della simulazione, sfocate per adattarsi alla risoluzione osservativa di Eht. Crediti: Eht Collaboration

«L’ambiente di accrescimento di un buco nero è per sua natura turbolento e dinamico, e nel caso di M87*, le nostre osservazioni del 2017 e del 2018 mostrano quadri molto differenti tra loro», spiega Hung-Yi Pu, coordinatore dello studio e ricercatore presso la National Taiwan Normal University. «Osservando il buco nero in evoluzione e confrontandone le osservazioni progressive, abbiamo fatto un importante passo avanti nella comprensione delle complesse dinamiche che lo governano».

Le osservazioni del 2018 hanno confermato, infatti, non soltanto la presenza dell’anello luminoso di M87* catturato per la prima volta nel 2017, con un diametro di circa 43 microarcosecondi (coerentemente con le previsioni teoriche per l’ombra di un buco nero di 6,5 miliardi di masse solari), ma anche alcune previsioni teoriche rispetto alla rotazione del buco nero. Come ipotizzato dalla Collaborazione Eht, la regione più luminosa dell’anello si è spostata in senso antiorario di circa 30 gradi rispetto al 2017, e il suo nuovo posizionamento valida anche la teoria secondo cui l’asse di rotazione del buco nero punta lontano dalla Terra. Questo spostamento è una diretta conseguenza delle forti turbolenze e instabilità che caratterizzano il disco di accrescimento, e che influenzano il modo in cui il materiale cade verso il buco nero e alimenta il potente getto relativistico osservabile a scale più ampie.

«Il flusso di accrescimento di M87* si manifesta sotto forma di un disco di gas caldo e magnetizzato che spiraleggia verso il buco nero. Il gas può muoversi nella stessa direzione della rotazione del buco nero (accrescimento progrado) oppure in direzione opposta (accrescimento retrogrado)», spiega Mariafelicia De Laurentis, professoressa dell’Università di Napoli Federico II e ricercatrice dell’Infn. «Le nostre analisi suggeriscono che proprio quest’ultimo scenario, in cui il gas ruota contro la rotazione del buco nero, è quello che meglio giustifica le variazioni osservate nel corso degli anni. Questo perché il moto retrogrado genera un ambiente più turbolento e instabile, favorendo fluttuazioni più marcate nell’emissione luminosa dell’anello che circonda il buco nero».

L’analisi dei dati, correlati presso il Max-Planck-Institut für Radioastronomie (Mpif) e il Mit Haystack Observatory ed elaborati da un gruppo internazionale di diverse istituzioni, ha consentito non soltanto di interpretare in modo accurato le osservazioni del 2017 e del 2018, ma anche di compilare una libreria di circa 120mila immagini di simulazione. Questa, tre volte più grande rispetto a quella utilizzata finora, aprirà a nuove previsioni teoriche su alcuni dei fenomeni più misteriosi dell’universo.

«Attualmente stiamo analizzando i dati del 2021 e 2022, e questo lavoro sarà determinante per rafforzare i vincoli statistici sui modelli di accrescimento e sulla dinamica magnetica intorno a M87*. L’estensione delle osservazioni su scale temporali più ampie ci consentirà di descrivere con maggiore precisione la turbolenza del plasma vicino all’orizzonte degli eventi e di mettere alla prova in modo più rigoroso le previsioni della relatività generale in condizioni estreme di gravità», conclude De Laurentis.

Per saperne di più:

• Leggi su Astronomy & Astrophysics l’articolo “The persistent shadow of the supermassive black hole of M87 – II. Model comparisons and theoretical interpretations”, della Event Horizon Telescope Collaboration

L’immagine che vedete qui sotto è stata ripresa dal telescopio spaziale James Webb e mostra una porzione della galassia nana Leo P (stelle in basso a destra, rappresentate in blu). Leo P è una galassia in formazione stellare situata a circa 5 milioni di anni luce di distanza, nella costellazione del Leone. Ha un diametro di circa 3.900 anni luce (circa il 4 per cento della Via Lattea). Un team di scienziati ha raccolto dati da circa 15mila stelle in Leo P per dedurre la sua storia di formazione stellare, stabilendo che la galassia ha attraversato tre fasi: un’esplosione iniziale di formazione stellare, una “pausa” durata diversi miliardi di anni e poi un nuovo ciclo di formazione stellare che sta ancora continuando.

L’immagine della Near-Infrared Camera di Webb combina la luce infrarossa alle lunghezze d’onda di 0,9 micron (in blu), 1,5 micron (in verde) e 2,77 micron (in rosso). Le stelle di Leo P appaiono blu rispetto alle galassie sullo sfondo per diversi motivi. Le stelle giovani e massicce, comuni nelle galassie in formazione stellare, sono prevalentemente blu. Leo P è inoltre estremamente carente di elementi più pesanti dell’idrogeno e dell’elio e le stelle “povere di metalli” che ne risultano tendono a essere più blu delle stelle simili al Sole. La struttura a bolla in basso al centro è una regione di idrogeno ionizzato che circonda una stella di tipo O calda e massiccia. Crediti: Nasa, Esa, Csa, K. McQuinn (Stsci), J. DePasquale (Stsci)

Copertina di “Inaf25”, volume ideato e curato da Roberto della Ceca e Giampaolo Vettolani, realizzato grazie al coordinamento editoriale di Cecilia Toso e la direzione artistica di Davide Coero Borga

Il 23 e 24 gennaio l’Istituto nazionale di atrofisica (Inaf) celebra i 25 anni dalla sua fondazione con un workshop dal titolo “Inaf +25” presso l’Auditorium nazionale “Ernesto Capocci” dell’Inaf – Osservatorio astronomico di Capodimonte, una delle sedi storiche di maggior prestigio dell’Ente. La due giorni vuole celebrare i 25 anni della fondazione dell’Istituto e discutere sul futuro scientifico e tecnologico dell’Ente.

Era il 26 agosto 1999 quando sulla Gazzetta ufficiale della Repubblica italiana veniva pubblicato il decreto n. 296, che sanciva la nascita dell’Inaf, ente di ricerca italiano, controllato dal Ministero dell’università e della ricerca (Mur), con interessi e attività in campo astronomico, astrofisico e planetologico.

«L’Inaf è l’ente di ricerca italiano per lo studio dell’universo, è coinvolto nell’esplorazione del cosmo a tutte le lunghezze d’onda e con tutti i messaggeri celesti, dal nostro Sistema solare, attraverso il tempo e lo spazio, fino alle origini dell’universo. Una comunità di donne e uomini che contribuiscono ogni giorno a rendere più grande la nostra comprensione dell’universo in cui viviamo», dice Roberto Ragazzoni, presidente dell’Istituto dal 5 aprile 2024. «Ci troviamo a Napoli non solo per celebrare il passato, ma soprattutto per discutere degli scenari nei prossimi 25 anni: un incontro proiettato nel futuro».

​​Da 25 anni l’Inaf si impegna a studiare l’universo in tutti i suoi aspetti, sviluppa strumentazione all’avanguardia per osservazioni e ricerche sia da terra sia dallo spazio, diffonde la cultura in campo astronomico e preserva il patrimonio storico nazionale nel campo.

«Forniamo alla ricerca un contributo che la comunità internazionale riconosce essere di elevata qualità. Utilizziamo prestigiose infrastrutture osservative a terra e nello spazio e metodologie e infrastrutture di calcolo avanzato. Sviluppiamo tecnologie di punta funzionali alla nostra ricerca e che trovano spesso applicazione in altri settori della società civile. Formiamo le nuove generazioni di studiosi a essere pronti per competere sullo scenario internazionale guardando con grande attenzione alle novità di metodi e tecnologie che possono facilitare l’accesso a nuove finestre di conoscenza. Siamo attenti alla valorizzazione e diffusione della conoscenza impegnandoci in iniziative che prevalentemente sono indirizzate a veicolare passione e bellezza verso bambini e ragazzi», dice Isabella Pagano, direttrice scientifica dell’Inaf dal 1° novembre 2024.

Programma del workshop

Il pomeriggio del 23 gennaio sarà dedicato a interventi che descrivono l’origine del concetto di Inaf, la sua fondazione, la crescita nel corso degli anni e le molte imprese e realizzazioni. Sarà inoltre presentato il volume Inaf25, ideato e curato da Roberto della Ceca e Giampaolo Vettolani, realizzato grazie al coordinamento editoriale di Cecilia Toso e la direzione artistica di Davide Coero Borga. Un volume pensato e strutturato per raccontare cronologicamente gli eventi principali che hanno dato all’Inaf e all’Italia intera la possibilità di avanzare in modo decisivo nell’esplorazione e nella conoscenza del cosmo.

Nella giornata del 24 gennaio sono previsti interventi e una tavola rotonda sul futuro dell’Inaf nei prossimi 25 anni dedicata allo sviluppo delle prossime attività scientifiche e tecnologiche dell’Ente. La tavola rotonda vedrà la partecipazione, tra gli altri, di Tom Herbst dell’Istituto Max Planck per l’astronomia (Germania), Antonella Nota dello Space Telescope Science Institute (Stati Uniti), Phil Diamond (direttore generale dell’Osservatorio Ska), Roberta Zanin (project scientist dell’Osservatorio Cta), Monica Colpi (professore ordinario in astrofisica all’Università Milano Bicocca) ed Ester Antonucci (già direttrice dell’Inaf – Osservatorio astrofisico di Torino).

Dopo la fascia principale degli asteroidi, compresa fra le orbite di Marte e Giove, la fascia di Kuiper oltre l’orbita di Nettuno fra le 30 e le 50 unità astronomiche (au) dal Sole è l’altra grande regione del Sistema solare a ospitare asteroidi e comete. Nella fascia di Kuiper ci sono corpi di tutte le dimensioni, si va dai granelli di polvere ai ciottoli alle comete fino ai pianeti nani. In generale, il processo di formazione dei pianeti a partire da dischi proto planetari composti da gas e polveri che circondano la stella ospite è in grado di produrre in modo efficiente fasce di planetesimi, quindi non sorprende che anche altre stelle siano dotate di strutture simili a quelle che circondano il Sole. La loro esistenza si può dedurre dalla presenza di un eccesso infrarosso nello spettro della stella attorno a cui orbitano (come ad esempio nello storico caso della stella Vega) e generalmente sono rilevabili attorno a stelle entro 500 anni luce dal Sole. Le osservazioni indicano che dal 17 al 33 per cento delle stelle presentano un analogo della fascia di Kuiper, percentuale che sale al 75 per cento per le stelle più giovani e meno evolute. Osservare le fasce di planetesimi extrasolari è importante perché, nel caso delle più giovani, è da queste strutture che si formano i pianeti, mentre le più mature sono il risultato della genesi planetaria: la loro analisi è importante per capire sia come si evolvono i sistemi planetari, sia per comprendere meglio l’evoluzione dello stesso Sistema solare.

Le 74 fasce di planetesimi della survey Reasons. Il nord è in alto e l’est è a sinistra. Le barre indicano una scala di 50 au, mentre le ellissi rappresentano il fascio sintetizzato delle osservazioni e danno una indicazione della risoluzione raggiunta. Crediti: L. Matrà et al., A&A, 693, 2025

A prima vista, trovare le fasce di planetesimi dovrebbe essere facile, data la loro grande estensione angolare. In realtà sono difficili da osservare e riprendere per via della loro bassa temperatura. I corpi che si trovano all’interno di una fascia di planetesimi sono molto lontani dalla loro stella, quindi sono estremamente freddi. Ad esempio, nella fascia di Kuiper le temperature variano da -250 a -150 gradi Celsius. A queste temperature le fasce emettono solo radiazione elettromagnetica a grande lunghezza d’onda, fra l’infrarosso e le microonde, il che le rende difficili da osservare.

Uno dei telescopi che le può osservare è l’Atacama Millimeter/submillimeter Array (Alma), gestito dallo European Southern Observatory (Eso) e dai suoi partner. Si tratta di un radiointerferometro composto di 66 antenne posto nel Cile settentrionale, specificamente progettato per rilevare radiazioni alle lunghezze d’onda millimetriche e sub-millimetriche, emesse da sorgenti astronomiche fredde, come le fasce di planetesimi. La scelta di osservare a queste lunghezza d’onda assicura che la maggior parte dei granelli di polvere emittenti non siano influenzati dalla pressione della radiazione e quindi è un modo per tracciare i planetesimi genitori pur senza risolverli direttamente. Ulteriori vantaggi di questa scelta includono il fatto che l’emissione stellare a queste lunghezze d’onda è debole nella maggior parte dei sistemi, lasciando inalterata l’immagine della fascia (al contrario di quello che accade con le osservazioni a lunghezza d’onda più corta) con una risoluzione sufficiente a risolverne i dettagli. Nel caso di Alma, nella configurazione più estesa dell’array, le risoluzioni vanno da 0,02 arcosecondi a 230 GHz a 0,043 arcosecondi a 110 GHz. Una fascia di planetesimi con un diametro di 200 au attorno a una stella a 150 anni luce dal Sole sottende un angolo apparente di 4,3 arcosecondi, circa 220 volte maggiore del miglior potere risolutivo di Alma.

Questa immagine mostra diverse antenne di Alma durante le osservazioni. Sopra di esse è visibile la fascia della Via Lattea, la nostra Galassia vista di taglio. Crediti: Eso/Y. Beletsky

Utilizzando Alma, l’Hawaiian Submillimeter Array (Sma) e dati di archivio, un team guidato da Luca Matrà, professore associato presso l’Università di Dublino, ha intrapreso una ricerca per riprendere quante più fasce di planetesimi possibili, in tutte le loro fasi evolutive, da quelle appena formate a quelle già mature. La survey, denominata Reasons (Resolved Alma and Sma Observations of Nearby Stars) è la maggiore del suo genere mai effettuata. Nell’ambito di Reasons sono state osservate interferometricamente per la prima volta 25 fasce di planetesimi a lunghezze d’onda di 1,27 mm; 15 con Alma e 10 con Sma. Queste osservazioni, combinate con osservazioni d’archivio, completano un censimento di follow-up di un campione di sorgenti già rilevate a lunghezze d’onda sub-millimetrica.

Tutti i set di dati sono stati analizzati e modellati in modo uniforme per ricavare le proprietà spaziali di tutte le fasce di planetesimi che sono state combinate con la fotometria a diverse lunghezze d’onda per ottenere le proprietà di emissione della polvere e della stella ospite. Reasons ha rivelato che le fasce di planetesimi hanno forme, dimensioni ed età diverse, ma all’interno di questa varietà si stanno delineando alcuni schemi ricorrenti. Prima di tutto, come era già noto da ricerche precedenti, è stato trovato che la dimensione delle fasce aumenta all’aumentare della luminosità intrinseca della stella, anche se con una correlazione più incerta rispetto alle ricerche precedenti. Inoltre è stata confermata una generale assenza di fasce più piccole di alcune decine di unità astronomiche, che sarebbero state facilmente rilevate e risolte se fossero state massicce come le altre fasce della popolazione osservata: ciò significa che o la maggior parte delle fasce si forma più lontano dalla propria stella oppure che le fasce più piccole sono meno massicce e quindi più difficili da rilevare. Il team di ricercatori ha anche confermato la correlazione fra la massa della fascia e il loro raggio, con le fasce più giovani che appaiono in media più piccole e più massicce delle fasce più vecchie. Questo andamento può essere attribuito all’evoluzione collisionale, che esaurisce le fasce piccole più velocemente di quelle grandi. Se questo processo dovesse avvenire più velocemente nelle fasce vicine alle stelle ospiti, potrebbe anche spiegare perché le fasce di piccole dimensioni sono rare. Le fasce analizzate da Reasons non sono più grandi di quelle scoperte in precedenza, ma sono più ampie ossia fissato il limite esterno, la loro estensione radiale verso la stella è maggiore: gli anelli sottili, come quello trovato intorno a Fomalhaut, sono rari nella popolazione osservata. Per spiegare questa caratteristica, una possibilità è che le fasce si allarghino con il passare del tempo. I primi risultati di questa survey, tuttavia, hanno rilevato che le fasce più vecchie non sono necessariamente quelle più larghe, il che indica che probabilmente non è così. Un’altra possibilità è che le fasce più larghe abbiano degli spazi al loro interno che le dividerebbero in anelli più stretti, ma che non possiamo ancora vedere per i limiti della risoluzione che è possibile raggiungere.

I risultati della survey Reasons sono molto interessanti, ed è solo l’inizio delle ricerche sulle fasce di planetesimi extrasolari. I futuri telescopi saranno in grado di scoprire sottostrutture all’interno delle fasce, come lacune e anelli, inoltre potrebbero persino nascondere dei pianeti nani molto simili a Plutonee Eris, pronti per essere scoperti.

Per saperne di più:

• Leggi su Astronomy and Astrophysics l’articolo “REsolved ALMA and SMA Observations of Nearby Stars (REASONS)“, di L. Matrà, S. Marino, D. J. Wilner, G. M. Kennedy, M. Booth, A. V. Krivov, J. P. Williams, A. M. Hughes, C. del Burgo, J. Carpenter, C. L. Davies, S. Ertel, Q. Kral, J.-F. Lestrade, J. P. Marshall, J. Milli, K. I. Öberg, N. Pawellek, A. G. Sepulveda, M. C. Wyatt, B. C. Matthews e M. MacGregor

Il Solar Dynamics Observatory della Nasa ha catturato questa immagine di anelli coronali sopra una regione attiva del Sole a metà gennaio 2012. L’immagine è stata scattata nella lunghezza d’onda di 171 angstrom, nell’ultravioletto estremo. Crediti: Nasa/Solar Dynamics Observatory

Per decenni gli scienziati hanno cercato invano di prevedere con precisione i brillamenti solari, intense eruzioni sulla superficie della nostra stella che possono inviare raffiche di particelle cariche nel Sistema solare. Ora, utilizzando il Solar Dynamics Observatory della Nasa, un team di ricercatori ha identificato uno sfarfallio negli anelli coronali che sembra preannunciare sistematicamente un grande brillamento. Se fosse davvero così, questi segnali di inquietudine prima della tempesta sarebbero un vero e proprio avvertimento e potrebbero aiutare gli scienziati a proteggere gli astronauti e la tecnologia, nello spazio e a terra, dai pericoli del cosiddetto space weather.

Guidato dall’eliofisica Emily Mason della Predictive Sciences Inc. di San Diego, in California, il team ha esaminato gli anelli coronali in prossimità di 50 forti brillamenti solari, analizzando come la loro luminosità in luce ultravioletta estrema variasse in modo irregolare per alcune ore prima di un brillamento, rispetto ai loop sopra le regioni senza brillamenti. Questi anelli nascono da regioni attive in cui sta avvenendo il fenomeno della riconnessione magnetica, dove hanno origine anche i brillamenti solari.

Pubblicato su Astrophysical Journal Letters nel dicembre 2024 e presentato il 15 gennaio 2025 in una conferenza stampa durante il 245° meeting dell’American Astronomical Society, lo studio indica anche che lo sfarfallio raggiunge un picco prima per i brillamenti più forti. «I risultati sono davvero importanti per la comprensione dei brillamenti e possono migliorare la nostra capacità di prevedere il pericoloso tempo spaziale», commenta Mason. Tuttavia, il team afferma che sono necessarie ulteriori osservazioni per confermare questo legame.

I quattro pannelli di questa animazione mostrano le variazioni di luminosità dei loop coronali in quattro diverse lunghezze d’onda della luce ultravioletta estrema (131, 171, 193 e 304 angstrom) prima di un brillamento solare nel dicembre 2011. Le immagini sono state scattate dall’Atmospheric Imaging Assembly del Solar Dynamics Observatory della Nasa e sono state elaborate per rivelare il tremolio dei loop coronali. Crediti: Nasa/Solar Dynamics Observatory/JHelioviewer/E. Mason

Altri ricercatori hanno cercato di prevedere i brillamenti solari esaminando i campi magnetici sul Sole o cercando tendenze coerenti in altre caratteristiche degli anelli coronali. Tuttavia, Mason e i suoi colleghi ritengono che la misurazione delle variazioni di luminosità dei loop coronali potrebbe fornire previsioni più precise rispetto a questi metodi, segnalando i brillamenti in arrivo con 2-6 ore di anticipo e con un’accuratezza del 60-80 per cento.

Gli scienziati sperano che le loro scoperte sui loop coronali possano essere utilizzate per aiutare a mantenere astronauti, veicoli spaziali, reti elettriche e altri beni al sicuro dalle radiazioni nocive che accompagnano i brillamenti solari. Ad esempio, un sistema automatizzato potrebbe cercare le variazioni di luminosità dei loop coronali nelle immagini in tempo reale del Solar Dynamics Observatory e lanciare un allarme in tempo utile.

Per saperne di più:

• Leggi su Astrophysical Journal Letters l’articolo “131 and 304 Å Emission Variability Increases Hours Prior to Solar Flare Onset” di Kara L. Kniezewski, E. I. Mason, Vadim M. Uritsky e Seth H. Garland

L’adesivo triangolare che si troverà affisso sulle porte dei dipendenti che avranno seguito il corso di formazione per le “Safe Zone Inaf”

Come trasformare il proprio ufficio, studio o laboratorio in un ambiente sicuro e inclusivo? Lo scopriranno a partire da domani, mercoledì 22 gennaio, i circa 170 dipendenti – 110 donne e 60 uomini – dell’Inaf, l’Istituto nazionale di astrofisica, che hanno risposto all’offerta di un corso di formazione online sulle cosiddette safe zone. Il corso, della durata complessiva di sei ore, sarà tenuto da Roberto Baiocco, professore al Dipartimento di psicologia dello sviluppo e psicologia dell’educazione della Sapienza. Al termine della formazione, i partecipanti riceveranno un adesivo identificativo “Safe Zone” da apporre sulla porta della propria stanza e un’attestazione, diventando punti di riferimento per promuovere l’inclusività nelle sedi dell’Inaf.

Per capire a chi si rivolgono e che funzione avranno le safe zone abbiamo raggiunto Silvia Piranomonte, astronoma e membro del Comitato unico di garanzia dell’Inaf che, insieme a Vito Giacalone (responsabile all’Inaf del benessere organizzativo) e al prorettore della Sapienza Fabio Lucidi, ha portato a termine l’accordo per inserire nel corso di formazione l’Inaf – primo ente di ricerca italiano a implementare le safe zone.

Piranomonte, che cos’è esattamente una safe zone?

«Le safe zone sono spazi di ascolto e condivisione pensati per promuovere inclusione, supporto e sicurezza all’interno delle comunità accademiche e di ricerca. Sebbene il concetto sia nato negli Stati Uniti nell’ambito dell’attivismo Lgbtq+ nei college e nelle università, oggi si è ampliato per abbracciare l’ideale moderno di libertà, affermando che tutti gli esseri umani, indipendentemente dalle differenze, sono uguali in dignità e diritti. Questi spazi offrono un ambiente in cui chiunque, in particolare le persone appartenenti a minoranze sessuali e di genere, può esprimersi pienamente dal punto di vista sociale, emotivo e intellettuale. Gli operatori delle safe zone ricevono una formazione mirata su tematiche legate al genere, agli orientamenti sessuali e alle identità di genere, per comprendere i fattori che riducono la discriminazione e aumentano il benessere».

Diceva che hanno avuto origine negli Stati Uniti. In Italia ci sono istituzioni che le hanno già adottate? Con quali risultati?

«Le safe zone, già implementate in università italiane come Sapienza a Roma e l’Università di Torino, e in numerose università e organizzazioni internazionali, hanno dimostrato di migliorare il senso di comfort e sicurezza percepito negli ambienti di lavoro, aumentare la visibilità delle persone appartenenti a minoranze, rafforzare il supporto esterno, aumentare il coinvolgimento delle comunità accademiche su temi legati alla diversità e alla consapevolezza sulle problematiche di genere e identità riducendo così i conflitti interni e migliorando il benessere generale all’interno degli ambienti di studio e lavoro».

Crediti: Silvia Piranomonte/Inaf

Ma concretamente come funzionano? A chi si rivolgono?

«In Inaf l’obiettivo è rendere le safe zone accessibili a studenti e a tutto il personale. Al termine della formazione, verranno distribuiti gli adesivi “Safe Zone Inaf” che identificheranno chiaramente i luoghi e le persone a cui rivolgersi. Questa iniziativa non solo rappresenta un forte messaggio di inclusione e supporto, ma contribuisce a creare una comunità in cui il rispetto e il benessere delle persone siano centrali».

Ci può fare un esempio?

«Per esempio, un/una dipendente Inaf, un/una contrattista, uno/a studente o studentessa che si senta discriminato/a, che viva difficoltà legate alla propria identità di genere, o si percepisca poco valorizzato/a, può trovare un ascolto empatico e confidenziale nella safe zone. La safe zone non è altro che lo spazio offerto da un/una collega formato/a, riconoscibile grazie all’adesivo “Safe Zone Inaf” affisso fuori dalla sua porta. In questo spazio, la persona troverà qualcuno in grado di ascoltarla e aiutarla a esplorare opzioni concrete per affrontare la situazione. Tuttavia, le safe zone non si limitano all’ascolto: grazie a una rete visibile e competente, possono anche indirizzare le persone verso risorse specifiche dell’ente, come supporto psicologico o legale interno, o altri servizi offerti dall’Inaf».

media.inaf.it/2025/01/21/venti…
Un team di astronomi ha scoperto venti molto potenti che spazzano l’equatore di Wasp-127b, un esopianeta gigante. Raggiungendo velocità fino a 33mila km/h, i venti formano la corrente a getto più veloce del suo genere mai misurata su un pianeta. La scoperta è stata fatta utilizzando il Vlt (Very Large Telescope) dell’Eso (Osservatorio europeo australe), in Cile, e fornisce informazioni uniche sulle formazioni meteorologiche di un mondo lontano.

Rappresentazione artistica dei venti supersonici su Wasp-127b. Crediti: Eso/L. Calçada

Tornado, cicloni e uragani devastano la Terra, ma gli scienziati hanno ora scoperto, molto al di fuori del Sistema solare, venti planetari su una scala completamente diversa. Fin dalla sua scoperta nel 2016, gli astronomi hanno studiato la meteorologia di Wasp-127b, un pianeta gassoso gigante situato a oltre 500 anni luce dalla Terra. Il pianeta è leggermente più grande di Giove, ma ha una massa molto più piccola, il che lo rende “gonfio”. Un gruppo internazionale di astronomi ha ora fatto una scoperta inaspettata: venti supersonici imperversano sul pianeta.

«Parte dell’atmosfera di questo pianeta si sta muovendo verso di noi ad alta velocità, mentre un’altra parte si sta allontanando da noi alla stessa velocità», dice Lisa Nortmann, scienziata dell’Università di Gottinga, in Germania, e autrice principale dello studio. «Questo segnale ci mostra che c’è una corrente a getto molto veloce, supersonica, intorno all’equatore del pianeta».

A 9 km al secondo (vale a dire ben 33mila km/h), questi venti canalizzati si muovono a una velocità quasi sei volte superiore a quella di rotazione del pianeta. «È qualcosa che non avevamo mai visto prima», dice Nortmann. È il vento più veloce mai misurato in una corrente a getto che si muove attorno a un pianeta. In confronto, il vento più veloce mai misurato nel Sistema solare, su Nettuno, viaggia a “soli” 0,5 km al secondo (1800 km/h).

Il gruppo di lavoro, la cui ricerca è stata pubblicata oggi su Astronomy & Astrophysics, ha mappato il meteo e la composizione di Wasp-127b utilizzando lo strumento Crires+ installato sul Vlt dell’Eso. Misurando come la luce della stella ospite viaggia attraverso la zona superiore dell’atmosfera del pianeta, sono riusciti a tracciarne la composizione. I risultati confermano la presenza di molecole di vapore acqueo e di monossido di carbonio nell’atmosfera del pianeta. Ma quando il gruppo ha tracciato la velocità di questo materiale nell’atmosfera, ha osservato, con grande sorpresa, un doppio picco: ciò indica che un lato dell’atmosfera si sta muovendo verso di noi e l’altro si sta allontando da noi, ad alta velocità. I ​​ricercatori concludono che potenti correnti a getto intorno all’equatore spiegherebbero questo risultato inaspettato.

Sviluppando ulteriormente la mappa meteorologica, il gruppo ha anche scoperto che i poli sono più freddi del resto del pianeta. C’è anche una leggera differenza di temperatura tra il lato mattutino e quello serale di Wasp-127b. «Questo dimostra che il pianeta ha strutture meteorologiche complesse, proprio come la Terra e altri pianeti del Sistema solare», spiega Fei Yan, coautore dello studio e professore all’Università di scienza e tecnologia della Cina.

Il campo della ricerca sugli esopianeti sta avanzando rapidamente. Fino a pochi anni fa, gli astronomi potevano misurare solo la massa e il raggio dei pianeti al di fuori del Sistema solare. Oggi, telescopi come il Vlt dell’Eso consentono già agli scienziati di mappare il meteo su questi mondi lontani e di analizzarne le atmosfere. «Comprendere le dinamiche degli esopianeti ci aiuta a esplorare meccanismi come la ridistribuzione del calore e i processi chimici, migliorando la nostra comprensione della formazione dei pianeti e gettando luce potenzialmente anche sulle origini del Sistema solare», dice David Cont della Ludwig Maximilian University di Monaco, Germania, e coautore dell’articolo.

È interessante notare che, al momento, studi come questo possono essere condotti solo da osservatori da terra, poiché gli strumenti attualmente presenti sui telescopi spaziali non hanno la necessaria precisione di misura delle velocità. L’Elt (Extremely Large Telescope) dell’Eso, in costruzione vicino al Vlt, in Cile, e il suo strumento Andes consentiranno ai ricercatori di approfondire ulteriormente le strutture meteorologiche su pianeti lontani. «Ciò significa che, probabilmente, potremo risolvere dettagli ancora più fini nelle strutture del vento ed espandere questa ricerca a pianeti più piccoli e rocciosi», conclude Nortmann.

Fonte: comunicato stampa Eso

Per saperne di più:

• Leggi il preprint dell’asrticolo in uscita su Astronomy & Astrophysics “CRIRES+ transmission spectroscopy of WASP-127b. Detection of the resolved signatures of a supersonic equatorial jet and cool poles in a hot planet”, di L. Nortmann, F. Lesjak, F. Yan, D. Cont, S. Czesla, A. Lavail, A. D. Rains, E. Nagel, L. Boldt-Christmas, A. Hatzes, A. Reiners, N. Piskunov, O. Kochukhov, U. Heiter, D. Shulyak, M. Rengel e U. Seemann

Guarda il video (in inglese) sul canale YouTube dell’Eso:

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Due fisici indiani, Pankaj Joshi dell’Università di Ahmedabad e Sudip Bhattacharyya del Tata Institute of Fundamental Research, sostengono che il collasso gravitazionale della materia nell’universo primordiale abbia dato origine a singolarità nude che potrebbero costituire una frazione significativa della materia invisibile nell’universo.

Rappresentazione di una singolarità nuda. Crediti: Yukterez/Wikimedia Commons (Via Lattea sullo sfondo: Eso/S.Brunier)

In accordo con la teoria attualmente più accreditata, quando l’universo ha avuto origine dalla singolarità del Big Bang, gli stati della materia – in termini di temperatura, densità e altri aspetti – erano estremi. Nel 1971, il noto fisico Stephen Hawking suggerì, in seguito a una proposta simile avanzata nel 1966 da Yakov Zeldovich e Igor Novikov, che nell’universo primordiale si fossero verificate fluttuazioni quantistiche, ossia continui mutamenti temporanei nello stato di energia del vuoto che consentono la creazione di coppie virtuali particella–antiparticella. Se sufficientemente forti, queste fluttuazioni portano al collasso gravitazionale dei blob di materia ad altissima densità e, in alcuni casi, all’epoca potrebbero aver creato buchi neri primordiali (Phb, da primordial black holes) in misura abbondante.

Un buco nero è un oggetto cosmico esotico previsto dalla teoria della relatività generale di Einstein, “immortalato” per la prima volta nel 2018 dalla collaborazione Event Horizon Telescope, che rilasciò la prima immagine nell’aprile dell’anno successivo. Non ha una superficie solida e la sua materia è quasi infinitamente densa. Questa materia, cioè la singolarità, è nascosta all’interno di un confine invisibile, chiamato orizzonte degli eventi, dal quale nulla, nemmeno la luce, può sfuggire. Nel caso dei buchi neri, quindi, non è possibile accedere a questa singolarità e alla regione estrema all’interno dell’orizzonte degli eventi.

È stato proposto che i buchi neri primordiali possano costituire una frazione significativa della materia oscura, che rappresenta circa un quarto del contenuto dell’universo attuale ed è circa cinque volte più abbondante di quella “normale”, o barionica. Tuttavia, non sappiamo con certezza di cosa sia fatta questa misteriosa materia, che rappresenta una delle questioni fondamentali della fisica e della cosmologia. Gli scienziati di tutto il mondo hanno continuato a condurre ricerche approfondite sui buchi neri primordiali e le loro eventuali implicazioni sulla materia oscura sono oggetto di un’indagine.

Nella nuova ricerca, Joshi e Bhattacharyya hanno dimostrato che il collasso gravitazionale nella fase iniziale dell’universo potrebbe portare a singolarità visibili – o nude – dove la singolarità non è coperta da un orizzonte degli eventi. Pertanto, tali singolarità nude primordiali (PNaS, dall’inglese primordial naked singularities), a differenza dei buchi neri, potrebbero essere accessibili all’osservazione. Se queste singolarità nude rappresentassero una grande frazione della materia oscura, allora una parte significativa dell’universo potrebbe essere costituita da oggetti puntiformi quasi infinitamente densi – singolarità, appunto – che possono essere accessibili all’osservazione. Le singolarità nude primordiali potrebbero, in linea di principio, rivelare effetti di gravità quantistica osservabili e quindi servire come laboratori naturali per testare teorie sulla gravità quantistica.

«L’origine e composizione della materia scura costituiscono alcune delle grosse incognite in cosmologia moderna e l’idea che essa sia composta da piccoli buchi neri prodotti nell’universo primordiale attraverso il collasso di perturbazioni ha una lunga storia e un fascino innegabile», commenta a Media Inaf Luciano Rezzolla, astrofisico della Goethe University di Francoforte e principal investigator di BlackHoleCam, non coinvolto nello studio. «Seguendo questa logica e considerando che il collasso di una perturbazione può anche portare alla formazione di una singolarità nuda, l’idea proposta da Joshi and Bhattacharyya è interessante almeno a livello di principio. Quello che rende questo scenario più difficile da realizzare rispetto a una materia oscura composta da buchi neri primordiali è che oggi sappiamo che creare delle singolarità nude non è affatto facile e anzi richiede delle condizioni iniziali che sono estremamente ben preparate (o fine-tuned, in inglese). Inoltre, se singolarità nude di grande massa esistessero, queste sarebbero già state rivelate da tempo. Insomma, la congettura del censore cosmico di Penrose – secondo la quale ogni singolarità è “coperta” da un orizzonte e che non esistono singolarità nude in natura – sembra confermata dalle nostre simulazioni numeriche e dalle osservazioni, rendendo questo scenario difficile da realizzare in pratica. Tuttavia, ulteriori predizioni teoriche ed osservazioni astronomiche potranno aiutare a comprendere meglio questo affascinante scenario».

Per saperne di più:

• Leggi su Journal of Cosmology and Astroparticle Physics l’articolo “Primordial naked singularities” di Pankaj S. Joshi e Sudip Bhattacharyya

Dalle missioni Apollo, i campioni lunari sono conservati presso il Johnson Space Centre della Nasa a Houston e sono disponibili per la ricerca. Tutti i campioni lunari analizzati nel laboratorio di Gottinga sono stati forniti dalla Nasa. Crediti: Andreas Pack

Un gruppo di ricercatori della University of Göttingen e del Max Planck Institute for Solar System Research (Mps) ha trovato un altro tassello nel puzzle della formazione della Luna e dell’origine dell’acqua sulla Terra.

Finora, la teoria prevalente era che la Luna fosse il risultato di una collisione tra la Terra in formazione e il protopianeta Theia. Le nuove misurazioni indicano che la Luna si è formata da materiale espulso dal mantello terrestre, con un contributo minimo da parte di Theia. Inoltre, i risultati supportano l’idea che l’acqua potrebbe aver raggiunto la Terra già nelle prime fasi del suo sviluppo e non in seguito a impatti successivi.

Per arrivare a queste conclusioni, i ricercatori hanno analizzato isotopi dell’ossigeno di 14 campioni lunari e hanno effettuato 191 misurazioni su minerali provenienti dalla Terra. Gli isotopi sono varietà dello stesso elemento che differiscono solo per la massa del loro nucleo, ossia hanno lo stesso numero di protoni ma diverso numero di neutroni. L’équipe ha utilizzato una versione migliorata della fluorurazione laser, una tecnica spettroscopica basata sull’eccitazione di una molecola mediante radiazione laser e sulla misura della radiazione di fluorescenza che la molecola emette subito dopo, tornando al suo stato energetico fondamentale. In particolare, la molecola analizzata è stata quella dell’ossigeno: le nuove misurazioni mostrano un’altissima somiglianza tra i campioni prelevati dalla Terra e dalla Luna di un isotopo chiamato ossigeno-17 (17O). La somiglianza isotopica tra la Terra e la Luna è un problema di lunga data nella cosmochimica per il quale è stato coniato il termine “crisi isotopica”.

«Una spiegazione è che Theia abbia perso il suo mantello roccioso in precedenti collisioni e che abbia poi sbattuto contro la Terra primitiva come una palla di cannone metallica», spiega Andreas Pack, direttore del Centro di Geoscienze dell’Università di Göttingen e capo della Divisione di Geochimica e Geologia isotopica. «Se così fosse, oggi Theia farebbe parte del nucleo terrestre e la Luna si sarebbe formata da materiale espulso dal mantello terrestre. Questo spiegherebbe la somiglianza nella composizione della Terra e della Luna».

I dati ottenuti forniscono anche una visione alternativa dell’origine dell’acqua sulla Terra: secondo un’ipotesi diffusa, l’acqua sarebbe arrivata sulla Terra solo dopo la formazione della Luna, attraverso una serie di ulteriori impatti noti come Late Veneer Event (evento di rivestimento tardivo). Poiché la Terra è stata colpita da questi impatti molto più frequentemente della Luna, dovrebbe esserci anche una differenza misurabile tra gli isotopi dell’ossigeno – a seconda dell’origine del materiale che ha impattato. «Tuttavia, poiché i nuovi dati dimostrano che non è così, si possono escludere molti tipi di meteoriti come causa del rivestimento tardivo», spiega il primo autore Meike Fischer. «I nostri dati possono essere spiegati particolarmente bene da una classe di meteoriti chiamata condriti enstatite: sono isotopicamente simili alla Terra e contengono una quantità di acqua tale da essere l’unica responsabile dell’acqua terrestre».

Per saperne di più:

• Leggi su Proceedings of the National Academy of Sciences l’articolo “Oxygen isotope identity of Earth and Moon with implications for the formation of the Moon and source of volatiles” di Meike Fischer, Stefan T. M. Peters, Daniel Herwartz e Andreas Pack

Negli ultimi giorni, molte testate giornalistiche hanno dedicato ampio spazio a un imminente allineamento planetario, descritto come un evento raro e spettacolare. Il fenomeno richiama indubbiamente una certa attenzione mediatica, forse anche perché evocativo di congiunzioni astrali alle quali qualcuno, ancora oggi, tende a dare significati simbolici e spirituali. Media Inaf ha approfondito il tema intervistando Michele Maris dell’Inaf di Trieste, che si occupa di vari aspetti dello studio del Sistema solare.

Maris, cos’è un allineamento planetario e ogni quanto tempo si verifica?

«Si parla di allineamento planetario quando tre o più pianeti visti dalla Terra si collocano più o meno nella stessa regione del cielo. Di solito questo avviene quando più o meno i pianeti si trovano tutti dalla stessa parte del Sistema solare. Dato che tutte le orbite stanno vicino al piano dell’orbita della Terra, visti da quest’ultima, in questa condizione i pianeti che partecipano all’allineamento sembrano disporsi approssimativamente su un arco di alcune decine di gradi e possono essere osservati assieme nel giro della stessa nottata. Si può pensare di classificare gli allineamenti in base a quali e quanti pianeti possiamo osservare e a quanto è ampio l’arco sul quale si distribuiscono. Ad esempio nel grande allineamento del 10 marzo 1982, i pianeti visti dalla Terra apparivano racchiusi in un arco di circa 95 gradi: un allineamento di questo tipo avviene in media circa ogni 175 anni. Ma altri allineamenti, con meno pianeti o con i pianeti distribuiti su un arco più ampio, si sono verificati anche nei decenni successivi. Ad esempio, ricordo quelli del 2023 e 2024. È importante sottolineare come gli allineamenti siano un effetto apparente, che dipende dal nostro punto di vista. Per cui mentre da Terra in questi mesi vedremo i pianeti apparentemente allineati, dal punto di vista di un osservatore che si trovasse fuori dal sistema solare i pianeti non lo sarebbero affatto».

Disposizione dei pianeti il 25 gennaio 2025, alle ore 19. Come si vede, dal punto di vista di un osservatore che si trovasse fuori dal Sistema solare i pianeti non appaiono affatto allineati. L’immagine è stata fatta utilizzando il visualizzatore delle orbite del Jet Propulsion Laboratory (Jpl) della Nasa. Crediti: Jpl/Nasa

A breve ci saranno due occasioni del genere. Cosa ci possiamo aspettare?

«Quest’anno avremo la possibilità di osservare due allineamenti: attorno al 25 gennaio e al 28 febbraio. In realtà, tempo permettendo, gli allineamenti saranno visibili per diversi giorni prima e dopo le date indicate, solamente i pianeti saranno più o meno distanziati e dovremo considerare l’orario del tramonto del Sole. In gennaio, attorno alle 19 italiane, potremo vedere Marte a 30 gradi sopra l’orizzonte a est in salita, Giove pressappoco a sud-sud est a 60 gradi in culminazione, Venere e Saturno ben visibili a ovest tra i 28 e i 15 gradi sull’orizzonte, tramontanti. Con un binocolo potremmo cercare Nettuno che segue Venere e Saturno sulla linea del tramonto di pochi gradi più alto e Nettuno verso sud, in alto in cielo. In febbraio alla stessa ora vedremo Marte ancora più alto a est, Giove in culminazione a sud-sud ovest, Urano un poco più in basso a sud ovest, mentre seguendo il Sole al tramonto avremo bassi sull’orizzonte Venere, Nettuno, Mercurio e Saturno molto vicino alla Luna. Diciamo che, considerando l’orario del tramonto, l’allineamento di gennaio resta il più favorevole. Di fatto, anche verso fine marzo potremmo vedere Mercurio, Venere, Saturno e Nettuno molto ravvicinati, ma saranno sopra l’orizzonte quando è giorno e quindi non potranno essere visti».

Allineamento dei pianeti il 25 gennaio 2025 da Bologna, alle ore 19 (locali). Crediti: Stellarium

È possibile che si verifichi un allineamento perfetto di tutti gli 8 pianeti del Sistema solare?

«No, per varie ragioni… la principale delle quali è che le orbite dei pianeti non giacciono sullo stesso piano, quindi i pianeti non si allineano mai su una linea, come spesso si vede in molte illustrazioni. In sé gli allineamenti non sono rarissimi. Sono rari quelli particolarmente stretti, come quello del 1982».

Nemmeno avendo a disposizione un tempo infinito?

«No, neppure in un tempo infinito perché le linee dei nodi non stanno allineate e quindi i piani orbitali non si intersecano su una retta».

In che modo gli allineamenti planetari possono essere utilizzati per studi scientifici o per pianificare missioni spaziali?

«Gli allineamenti sono prima di tutto uno spettacolo della natura, ammirabile senza bisogno di strumenti particolari. Dal punto di vista dello studio scientifico, avere un periodo in cui alcuni pianeti si trovano dalla stessa parte del Sistema solare permette di ridurre i tempi di viaggio da un pianeta all’altro. Ad esempio, l’allineamento del 1982 ha permesso le missioni di esplorazione Voyager 1 e 2 degli anni ’70 e ’80. In questo caso, è stato possibile effettuare in sequenza il passaggio ravvicinato di Giove, Saturno, Urano e Nettuno. Una disposizione, quella del 1982, che ha reso questo allineamento piuttosto raro».

Gli allineamenti planetari possono influenzare fenomeni astronomici come le maree o il comportamento delle comete?

«Nel caso dell’allineamento del 1982 si fece un gran parlare di questa cosa, ma la risposta è semplicemente no. Gli effetti gravitazionali dei pianeti sono molto piccoli rispetto a quelli del Sole, quindi il fatto di avere i pianeti da una stessa parte del Sistema solare non produce effetti particolari alla nostra stella. Tanto meno al nostro pianeta, le cui maree sono dominate dagli effetti del Sole e della Luna».

Un allineamento planetario può influenzare le orbite dei pianeti nel lungo termine, o la gravità del Sole domina sempre?

«No, la gravità del Sole domina sempre il moto dei pianeti e allineamenti di questo tipo non cambiano in modo importante le orbite dei pianeti. I pianeti si perturbano a vicenda costantemente con la propria gravità ma queste perturbazioni sono molto piccole. Per esempio, la perturbazione più forte che Giove produce sulla Terra è pari a qualche centomillesimo dell’effetto della gravità del Sole. Possiamo pensare che i pianeti si comportino in modo analogo a un’altalena. Se diamo delle spintarelle a un’altalena, piccole rispetto al suo peso, metteremo l’altalena in oscillazione. Finché le spintarelle sono date a casaccio l’oscillazione resta piccola, perché le spinte che potrebbero aumentarla finiranno con l’essere cancellate dalle spinte che tendono a bloccarla. Se però diamo piccole spinte sempre dalla stessa parte e in sincrono con le sue oscillazioni, col tempo vedremo l’altalena oscillare sempre più. In teoria quindi se le perturbazioni reciproche tra i pianeti si potessero sommare per milioni di anni, cioè se avvenissero in sincrono con il loro periodo orbitale, le orbite potrebbero subire dei cambiamenti significativi. Tuttavia, durante la sua formazione, il Sistema solare ha raggiunto un equilibrio simile a quello attuale, in cui le mutue perturbazioni non avvengono in sincrono e quindi tendono a compensarsi tra loro».

Michele Maris, primo ricercatore presso l’Inaf Osservatorio Astronomico di Trieste. Si occupa di modelli di esoclimi per l’abitabilità di esopianeti nell’ambito del progetto Asi Asteria, dello sviluppo tecnologico della missione Lspe Strip e del telescopio antartico Itm-Mnt. Ha inoltre seguito la missione Planck dell’Esa e partecipato alle missioni Euclid, LiteBird e Life. Si occupa inoltre di insegnamento all’Università di Padova e divulgazione, con conferenze e lezioni al pubblico e la mostra Caves in the Skies. Crediti: M. Maris

Quali strumenti permettono di calcolare con precisione gli allineamenti planetari e fino a che punto possiamo prevederli nel futuro?

«A differenza di altri fenomeni, come ad esempio le congiunzioni planetarie o le occultazioni, per prevedere gli allineamenti non occorre una precisione di calcolo molto elevata. Anche strumenti piuttosto semplici sono in grado di prevederli. Al giorno d’oggi uno smartphone connesso a internet può accedere a servizi per il calcolo delle posizioni dei pianeti in cielo (chiamate effemeridi), che coprono un intervallo temporale che va da 13.200 anni nel passato fino a 17.191 anni nel futuro, sufficienti per la gran parte delle applicazioni pratiche, come ad esempio la navigazione o l’astronomia osservativa. Con metodi di calcolo più sofisticati possiamo spingerci a milioni o miliardi di anni nel passato o nel futuro. Ma la precisione di calcolo di questi strumenti diventa esponenzialmente peggiore all’ampliarsi dell’intervallo temporale. Di fatto, se volessimo studiare il moto dei pianeti per capire come saranno messi tra un miliardo di anni, potremmo ottenere informazioni sulla forma, le dimensioni e l’orientamento delle orbite, ma non potremmo stabilire esattamente in quale punto preciso della loro orbita i pianeti verrebbero a trovarsi e quindi potremmo non essere in grado di prevedere allineamenti a quella data».