Negli otto pannelli in alto, osservazioni fotometrichje e spettroscopiche di Lap1 ottenute con Hubble e con Jwst. In basso, le righe spettrali rilevate grazie allo strumento NirSpec: quelle più rilevanti sono indicate ed etichettate in rosso. Crediti: E. Vanzella et al., A&A, 2023

Stelle di popolazione III, le chiamano gli astronomi. Sono oggetti pressoché mitologici, gli Adamo ed Eva degli astri: stelle primigenie, che non hanno mai avuto esperienza della morte, dunque incontaminate. Tutte le stelle di generazioni successive sono infatti nate, almeno in parte, dalle “ceneri” di quelle delle generazioni precedenti. Ceneri fatte di elementi sintetizzati durante la loro vita attraverso sequenze di processi di fusione nucleare, avanzando man mano, come in un gioco dell’oca, lungo le caselle della tavola periodica: le caselle dei “metalli”, etichetta che gli astrofisici appiccicano senza andar troppo per il sottile a qualunque elemento più pesante di idrogeno ed elio. Le stelle di popolazione III invece no: non avendo progenitrici, non essendosi sporcate con le vestigia degli avi, non sono fatte d’altro che idrogeno ed elio, appunto – e al massimo una spolverata di litio. Trovarle è il sogno, finora irrealizzato, di generazioni di astronomi. Ora un team guidato da Eros Vanzella e Federica Loiacono dell’Istituto nazionale di astrofisica ritiene di aver individuato un gruppo di stelle che forse potrebbe ospitarne qualcuno, di questi astri illibati.

Il nome del promettente gruppo di stelle è Lap1, acronimo per Lensed and pristine 1. Uno perché è il primo del genere mai individuato. Pristine perché, come abbiamo detto, pare incontaminato, o quantomeno è la regione di formazione stellare più povera di metalli a oggi conosciuta nell’era della reionizzazione. E lensed perché è stato possibile studiarlo in dettaglio solo attraverso una lente gravitazionale. Lente gentilmente fornita da un ammasso di galassie, di nome Macs J0416, posizionato esattamente fra quelle lontane stelle e noi, così da amplificarne l’immagine attraverso una provvidenziale distorsione – come previsto dalla teoria della relatività generale – del percorso della luce sul tessuto dello spaziotempo.

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Eros Vanzella indica la regione in cui si trova il gruppo di stelle Lap1. Nello schermo a sinistra sono riportati i dati della stessa regione acquisiti con NirSpec

Se la lente l’ha fornita la natura, il resto questa volta ce l’ha messo il James Webb Space Telescope. Quella remota regione d’universo era infatti già stata studiata in precedenza, anche da un team guidato dallo stesso Vanzella, con il Very Large Telescope e con Hubble. Ma solo le eccezionali capacità di Jwst hanno consentito di apprezzarne appieno la “purezza”.

«Quando il comitato di valutazione della nostra proposta osservativa con Jwst l’aveva valutata fra i programmi short, ritenendola high-risk-high-gain, onestamente pensavo che non avremmo visto nulla», ricorda ora Vanzella. «Invece sono rimasto sbalordito: lo spettrografo NirSpec di Jwst ha consentito una copertura dello spettro elettromagnetico maggiore rispetto alle osservazioni precedenti, permettendoci di monitorare tutte le righe atomiche più rilevanti. E con nostra sorpresa abbiamo osservato un deficit pazzesco di metalli: vediamo solo righe di Balmer e un po’ di ossigeno ionizzato. Certo, va detto che al momento non esiste un’immagine di Lap1: è troppo debole anche per i dati dell’imager NirCam di Jwst attualmente disponibili. Nonostante ciò, vediamo almeno cinque righe atomiche».

«Ora sappiamo che esistono sistemi a bassissimo contenuto di elementi più pesanti di quelli primordiali», conclude Vanzella, «e questo significa che la scoperta delle prime stelle potrebbe giungere in un tempo non molto lontano. Lap1 potenzialmente potrebbe già contenerle. E non è finita: già sono state allocate nuove osservazioni sempre con Jwst».

Per saperne di più:

• Leggi su Astronomy & Astrophysics l’articolo “An extremely metal poor star complex in the reionization era: Approaching Population III stars with JWST”, di E. Vanzella, F. Loiacono, P. Bergamini, U. Mestric, M. Castellano, P. Rosati, M. Meneghetti, C. Grillo, F. Calura, M. Mignoli, M. Bradac, A. Adamo, G. Rihtarsic, M. Dickinson, M. Gronke, A. Zanella, F. Annibali, C. Willott, M. Messa, E. Sani, A. Acebron, A. Bolamperti, A. Comastri, R. Gilli, K. I. Caputi, M. Ricotti, C. Gruppioni, S. Ravindranath, A. Mercurio, V. Strait, N. Martis, R. Pascale, G. B. Caminha e M. Annunziatella

Paolo Ferri, “Le sfide di Marte. Storie di esplorazione di un pianeta difficile”, Raffaello Cortina Editore, 2023, 280 pagine, 22 euro

Provate a pensare a quali notizie avete letto o visto in televisione circa le missioni spaziali. Quelle degne di nota, solitamente, si riassumono in poche righe: gli ultimi (o i più importanti) test, il lancio (o l’eventuale rinvio), il primo contatto, la prima luce, l’arrivo a destinazione, gli obiettivi raggiunti o le aspettative disattese. E non manca mai qualche bella immagine. Anche quando leggiamo un approfondimento o guardiamo un documentario, spesso le cose che vengono presentate rientrano in una di queste categorie. Riguardano le fasi cruciali perché, giustamente, sono questi gli aggiornamenti notiziabili o verso cui si nutre il maggior interesse.

Ma cosa c’è dietro tutto questo? Come mai la preparazione di una missione dura anni e vi sono periodi in cui il veicolo non può essere abbandonato nemmeno per un secondo, e vengono istituiti gruppi di lavoro che si alternano giorno e notte? O ancora, come è possibile che un veicolo viaggi nello spazio profondo per moltissimi anni senza mai esaurire le proprie energie? E soprattutto, da cosa nascono i ritardi di anni, o gli errori di valutazione e di esecuzione che portano al fallimento di una missione? Quanto hanno dovuto sbagliare scienziati e ingegneri prima di capire come esplorare lo spazio fuori dall’atmosfera terrestre? Domande, queste, a cui potreste avere risposta solo se aveste l’occasione di parlare direttamente con qualcuno che lavora in un’agenzia spaziale, in prima linea in almeno una di queste missioni.

Qualcuno come Paolo Ferri, che ha lavorato per quasi quarant’anni all’Agenzia spaziale europea ed è stato a capo del dipartimento di operazioni spaziali e responsabile di diverse missioni fra cui le marziane Mars Express ed ExoMars. E che, fortunatamente per voi, su tutto questo ha scritto un libro: Le sfide di Marte. Storie di esplorazione di un pianeta difficile.

Già nel titolo, il primo imprevisto: Marte è un pianeta difficile. Io stessa (che pure ho studiato astrofisica) non avrei mai pensato di usare una simile definizione nel titolo. Eppure, l’autore lo mette in chiaro sin dalle prime righe, “più della metà delle missioni su Marte è fallito”. Più della metà. Non solo Schiaparelli. Non solo i primi tentativi americani o russi. Non solo il lander inglese Beagle 2 lanciato insieme alla missione europea Mars Express.

Questo libro è un lungo dietro le quinte su molte missioni spaziali destinate al Pianeta rosso, alcune riuscite altre un po’ meno riuscite, altre ancora clamorosamente fallite. A tratti sarà come riguardare un film già visto, ma dal punto di vista della regia, guardando come è stato girato, quali difficoltà tecniche, imprevisti e storie di vita hanno determinato la versione che ci è stata raccontata, così come ci è stata raccontata. Per altri versi, invece, sarà un susseguirsi di eventi inediti. Nulla di segreto, per carità, ma una bella (e forse rara) occasione per capire come funziona una missione spaziale anche dal punto di vista fisico, ingegneristico e talvolta politico. Le spiegazioni tecniche non mancano, e nonostante il dettaglio raggiunto sono rese davvero accessibili a tutti.

Il libro comincia dal suo protagonista, Marte, un pianeta che da sempre ha suscitato interesse, curiosità e alimentato falsi miti. Prosegue poi in maniera molto didattica, gettando le basi per comprendere tutte le fasi di volo, crociera, messa in orbita o atterraggio di una missione. Un passaggio necessario per entrare nel mondo delle missioni spaziali e acquisire quel minimo di competenze che consente di leggere e comprendere quanto segue, senza sentirsi esclusi.

Questi due capitoli iniziali, infatti, aprono le porte d’ingresso dell’Agenzia spaziale europea, dei suoi uffici e delle sue sale di controllo. Sarà questo il teatro in cui si svolgerà la restante parte del libro. Dal terzo capitolo in poi, in alcuni momenti vi sembrerà proprio di viverci dentro, di respirare l’odore della moquette nei locali dell’istituto (o almeno così li immagino io, ma lascio ad ognuno la fantasia di immaginarli come vuole) o del caffè nelle sale comuni, vi sembrerà di seguire l’autore mentre cammina nel silenzio dei corridoi, dove il ticchettio delle tastiere si interrompe solo in prossimità di luoghi in cui si tengono riunioni, di porte di uffici aperti o laboratori dove si eseguono prove e test, o ancora delle sale di controllo in cui si segue a distanza qualunque cosa si muova nello spazio verso un obiettivo.

Il susseguirsi dei capitoli segue la linea della vita di Ferri, che racconta quanto accade senza tralasciare gli eventi che l’hanno riguardato privatamente, e che talvolta hanno generato conflitti interiori difficili da gestire. Si percepiscono ansie, paure, dispiaceri, ma anche orgoglio e soddisfazione. E arriviamo a oggi, con le missioni attualmente in orbita o a zonzo su Marte, con l’ambizione di riportare sulla Terra campioni prelevati dal pianeta grazie al rover Perseverance, con la missione Mars Sample Return, e il sogno di posarvi anche un piede umano, un giorno. Il tutto per trovare risposta, ancora una volta, a questa innata e insaziabile curiosità verso il nostro vicino Pianeta rosso.

A sinistra, l’Orion-Taurus ridge: l’arco (in bianco) è stato identificato grazie ai dati sincrotrone del Long Wavelength Array. A destra, le due circonferenze in giallo denotano i confini delle strutture chiamate “Bolla di Eridano” e “Bolla di Orione” (cliccare pe ringrandire). Crediti: Bracco et al., 2023

Individuato un tipo di radiazione molto particolare – la radiazione di sincrotrone – proveniente da un arco di gas neutro e molecolare nella regione intorno alla Bolla di Eridano, in direzione della costellazione di Orione. Nonostante questi fenomeni siano già riconosciuti come la principale fonte di radiazione emessa in modo continuo in banda radio nella nostra galassia, la loro origine rimane ancora da spiegare. I risultati dello studio, guidato da Andrea Bracco dell’École normale supérieure di Parigi, sono stati pubblicati questa settimana su Astronomy & Astrophysics. Per la prima volta, utilizzando una combinazione di dati multi-frequenza, è stato possibile associare una struttura di emissione radio nota come Orion-Taurus ridge con – appunto – la superbolla di Eridano, ovvero una delle regioni di feedback stellare più vicine al Sole.

Il sincrotrone è una radiazione elettromagnetica non termica che si genera dall’interazione dei raggi cosmici (particelle cariche relativistiche) con campi magnetici, osservabile in dettaglio solo dai telescopi più moderni e sensibili come LoFar nel cielo boreale e prossimamente e Ska nel cielo australe. Proprio per la sua natura fisica, individuare la radiazione da sincrotrone costituisce una delle tecniche più utilizzate per tracciare campi magnetici in diversi contesti astrofisici, dai dischi di accrescimento intorno ai buchi neri al mezzo interstellare della Via Lattea. Ricordiamo che il mezzo interstellare è composto prevalentemente da gas dinamici sottoposti all’azione congiunta di moti turbolenti, gravità e campi magnetici. Tanto interesse da parte degli astrofisici è dovuto al fatto che capire il ruolo del campo magnetico nella dinamica del mezzo interstellare permette di conoscere meglio le fasi iniziali del processo di formazione stellare. Il processo combinato di assorbimento e diffusione della radiazione elettromagnetica nella banda visibile emessa da stelle di fondo a causa della presenza di polvere interstellare lungo la linea di vista, è un parametro chiamato “estinzione”.

Andrea Bracco, ricercatore al Laboratoire de Physique dell’École normale supérieure di Parigi, dal prossimo ottobre all’Inaf di Arcetri. Fonte: bracand.wixsite.com/cosmicogits

Il tracciamento preciso dell’estinzione nell’Arco di Orione ottenuto grazie ai dati del satellite Gaia ha permesso di localizzare la struttura a una distanza di circa 1300 anni luce dal Sistema solare. Inoltre, combinando le osservazioni radio a bassa frequenza del Long Wavelength Array (Lwa) e quelle ad alta frequenza del satellite Planck, è stato possibile studiare le proprietà del sincrotrone e stabilire alcuni parametri sia sulla distribuzione in energia dei raggi cosmici sia sull’intensità del campo magnetico.

«L’arco studiato nel nostro lavoro è probabilmente il risultato di una compressione nel mezzo interstellare dovuto ad almeno un resto di supernova nel corso dell’ultimo milione di anni. Questo scenario potrà essere verificato e perfezionato con l’aggiunta di misure di raggi cosmici ad alta energia nella banda dei raggi gamma», spiega Bracco. «La nostra analisi dati determina la presenza di campi magnetici con intensità maggiori di almeno 5-6 volte i valori medi nel mezzo interstellare diffuso nella Via Lattea e una popolazione elettronica di raggi cosmici a bassa energia di almeno due ordini di grandezza meno efficace rispetto alle misure nel mezzo interstellare delle sonde Voyager».

Questo studio mette in evidenza la possibilità di studiare nel dettaglio il mezzo interstellare nella sua complessità, grazie alla combinazione di osservazioni multi-frequenza in grado di svelare la relazione tra campo magnetico, gas interstellare e raggi cosmici nella nostra Galassia.

Marco Padovani, ricercatore dell’Inaf di Arcetri

«La scoperta di radiazione da sincrotrone emessa da regioni di gas denso e molecolare», aggiunge Marco Padovani, ricercatore dell’Inaf di Arcetri e coautore dello studio, «apre la via a una nuova esplorazione del cielo nella banda radio che sarà presto al centro dell’attenzione grazie all’arrivo di radiotelescopi di nuova generazione, con lo scopo di migliorare la nostra comprensione del cielo nella banda radio e il fenomeno del magnetismo galattico» .

«Questo sarà proprio il tema centrale del mio progetto Megaskat (Mastering Galactic Synchrotron in the Ska Time)» conclude Bracco.«In collaborazione con Marco Padovani da ottobre inizierò la mia attività ricerca all’Inaf di Arcetri dove svilupperò modelli sintetici di sincrotrone galattico che ci aiuteranno a preparare, e successivamente a interpretare, osservazioni sincrotrone senza precedenti negli anni a venire con strumenti osservativi di nuova generazione».

Per saperne di più:

• Leggi su Astronomy & Astrophysics l’articolo “The Orion-Taurus ridge: A synchrotron radio loop at the edge of the Orion-Eridanus superbubble” di A. Bracco, M. Padovani e J. D. Soler

Rappresentazione artistica di Euclid. Crediti: Esa

Come sta procedendo la missione Euclid? A fine agosto avevamo lasciato il telescopio dell’Agenzia spaziale europea (Esa) per lo studio dell’universo oscuro – già da un mese in orbita attorno a L2, a un milione e mezzo di km dalla Terra – in attesa di ricevere un aggiornamento al software di bordo: una patch che gli permettesse di superare un problema emerso con il sensore di guida fine (Fgs, dall’inglese fine guidance sensor) e di riprendere così la cosiddetta Performance verification, fase di collaudo finale prima dell’avvio della campagna scientifica vera e propria. La settimana scorsa l’Esa ha pubblicato al riguardo un aggiornamento sul proprio sito, confermando che gli esperti dell’industria stanno lavorando al nuovo software, che dovrà essere sottoposto a severi test qui a terra prima di poter essere inviato e installato sulla sonda. I test proseguiranno poi per una settimana anche dopo il caricamento, fino ad avere la certezza che la patch abbia l’effetto desiderato e che il telescopio possa essere nuovamente puntato con l’affidabilità richiesta dalla missione. Dopodiché si potrà riprendere la Performance verification, che nel frattempo è comunque andata avanti per le attività che non dipendono dall’affidabilità del puntamento.

I lavori sono dunque ancora in corso, e noi ne approfittiamo per cercare di capire meglio cos’è accaduto e qual è la funzione esatta del sensore di guida fine. Lo facciamo insieme alla coordinatrice delle attività italiane per Euclid, Anna Di Giorgio, dell’Istituto nazionale di astrofisica.

A cosa serve l’Fgs, il sensore di guida fine di Euclid, e cosa lo distingue da un comune star tracker?

«In ogni missione spaziale il sistema Aocs (Attitude and orbit control system) è necessario per controllare sia l’orbita che l’assetto. Dato che la missione Euclid è stata progettata per operare in un’orbita ampia e stabile intorno a L2 e perpendicolare al piano dell’eclittica, il controllo orbitale non richiede grossi aggiustamenti: durante la fase operativa della missione, quella dedicata alla survey, è necessario quasi esclusivamente un continuo e preciso controllo di assetto. A questo scopo, come in molte altre missioni scientifiche, il sistema Aocs di Euclid contiene sia uno star tracker che, appunto, un sensore di guida fine: il famoso Fgs, fine guidance sensor. Lo star tracker da solo, infatti, non sarebbe sufficiente a mantenere l’assetto entro i limiti stringenti imposti dai requisiti scientifici della missione: essendo montato sul modulo di servizio del satellite, la sua struttura è soggetta a deformazioni termoelastiche, soprattutto durante gli ampi cambi di puntamento – in gergo, gli slews – tra un’osservazione e l’altra, che non permettono il suo utilizzo esclusivo. Per questo motivo lo star tracker viene utilizzato per un primo puntamento “approssimativo” del satellite, basato sull’uso di un esteso catalogo di stelle di riferimento presente a bordo (derivato dal catalogo della missione Gaia). I dati acquisiti dal tracker permettono all’Aocs di puntare il telescopio in modo da avere la sorgente da misurare all’interno del campo di vista degli strumenti. Il sensore di guida fine, che è montato sulla stessa struttura meccanica dello strumento Vis, viene poi usato per compensare gli effetti della deformazione termoelastica tra lo star tracker e gli strumenti scientifici».

Come ci riesce? E con quale precisione?

«Una volta “agganciato” un campo di riferimento attraverso lo star tracker, il sensore di guida controlla che l’assetto misurato sia entro i limiti e, in caso negativo, può eventualmente richiedere un aggiustamento fine del puntamento. In questo modo permette al telescopio di mantenere l’accuratezza del puntamento entro i limiti richiesti. La necessità di poter fare slews sia ampi che accurati, di avere sia puntamenti precisi che jitters molto piccoli all’interno di ciascun puntamento, si traduce in un requisito di 25 mas (milliarcosecondi) come errore di puntamento relativo su un periodo di 700 secondi: una precisione assolutamente non raggiungibile con il solo star tracker, soprattutto se si considera il lungo periodo di tempo nel quale tale precisione deve essere mantenuta».

Ed è proprio qui che sono emersi i problemi. Si è capito qual è la loro esatta natura? Può darci qualche dettaglio?

«L’industria che ha sviluppato il sistema di controllo dell’assetto e il software alla base di tutte le correzioni di puntamento richieste dal sensore di guida fine ha lavorato intensamente per analizzare i problemi osservati. Ricordo che sono problemi sporadici, non continuativi, e che quindi sono difficili da riprodurre anche con simulazioni adeguate. L’Esa, in un post dell’inizio di settembre, ha confermato che l’industria ha compreso l’origine del problema e sta lavorando alle necessarie modifiche del software, ma a tutt’oggi non sono stati forniti dettagli sulla natura specifica del problema».

Abbiamo letto post di membri della missione che accennavano a un eccesso di raggi cosmici, tale forse da confondere il software. È possibile?

«Riguardo alla possibilità che siano i raggi cosmici una delle possibile cause, posso dire che sarebbe la prima volta che effetti del genere pongono dei problemi agli algoritmi alla base del software in un sensore di guida fine, che lavora eseguendo delle integrazioni molto brevi. Posso però confermare che da quando Euclid è stato lanciato ci sono stati diversi picchi nell’attività solare che spiegano in parte il grande numero di tracce dovute ai raggi cosmici, rilevate anche nelle prime immagini che sono state pubblicate alla fine di luglio».

I detector del sensore di guida fine sono identici, come hardware, a quelli dello strumento Vis. Il problema riscontrato con l’Fgs potrebbe dunque riguardare in qualche modo anche Vis?

«Il problema riscontrato nell’Fgs non è un problema legato all’hardware, ossia alle Ccd usate anche nel piano focale di Vis, ma – come detto prima e ribadito da Esa – è un problema legato all’algoritmo software usato per calcolare le correzioni di puntamento. Quindi si può dire tranquillamente che non riguarda lo strumento Vis, che funziona molto bene, come si può anche dedurre dalla qualità delle prime immagini di test divulgate alla fine di luglio».

L’Esa accennava anche a un secondo problema, questa volta con l’eccesso di quel segnale non voluto che gli astronomi chiamano straylight: quale accorgimento avete deciso di adottare?

«Per prevenire effetti indesiderati dovuti a un eccesso di straylight sul piano focale dei rivelatori dello strumento Vis, è stato individuato un intervallo di angoli di orientamento del satellite rispetto alla linea di vista del Sole che massimizza la zona di ombra proiettata dal sun shield su tutte le parti dello spacecraft. Euclid dovrà operare in questo intervallo per tutta la durata della survey».

Tornando al problema con il sensore di guida fine, l’impatto della patch software sulla scienza sarà nullo o si dovrà scendere a qualche compromesso?

«Se tutto andrà per il meglio, non ci saranno impatti sulla scienza dovuti alle modifiche sul software dell’Fgs. Il ritardo di alcune settimane sull’inizio della Performance verification phase è stato già in parte assorbito dall’esecuzione di tutte quelle calibrazioni che non richiedevano un puntamento continuativo del satellite, e anche se implicherà un minimo ritardo nell’inizio della fase operativa non avrà alcun effetto sulla durata e sull’area della survey. Ovviamente, una volta ripristinata la capacità di puntamento e controllo di assetto entro i limiti previsti, anche la precisione aspettata sul calcolo della posizione delle galassie potrà essere confermata».

Immagine composita dell’ammasso di galassie interagenti El Gordo, che mostra in blu la luce a raggi X ripresa da Chandra della Nasa, i dati ottici del Very Large Telescope in rosso, verde e blu e l’emissione infrarossa del telescopio spaziale Spitzer della Nasa in rosso e arancione. Crediti: X-ray: Nasa/ Cxc/ Rutgers/ J. Hughes et al; Optical: Eso/ Vlt & Soar/ Rutgers/F. Menanteau; IR: Nasa/ Jpl/ Rutgers/ F. Menanteau

Secondo il Modello cosmologico standard – conosciuto come Lambda-Cdm, dall’inglese cold dark matter – prima si formano le galassie e solo successivamente esse si combinano in ammassi di galassie più grandi. Pertanto, gli ammassi di galassie dovrebbero impiegare molto tempo per apparire sulla scena cosmica. Un nuovo studio pubblicato su Astrophysical Journal mette in discussione questa ipotesi, mostrando che due ammassi di galassie estremamente grandi si sono scontrati ad altissima velocità quando l’universo aveva solo circa la metà della sua età attuale.

La coppia di ammassi in questione è conosciuta come El Gordo – che in spagnolo significa Il Grasso, un nome decisamente appropriato visto che la sua massa è circa due milioni di miliardi di volte quella del Sole (un ‘2’ seguito da quindici zeri). Il nuovo studio utilizza una stima aggiornata di tale massa, molto più precisa, e di conseguenza rimuove una delle principali fonti di incertezza presenti in uno studio precedente degli stessi autori, sempre dedicato alla problematicità di El Gordo per il modello Lambda-Cdm.

La massa è stata stimata utilizzando la deflessione della luce proveniente dalle galassie sullo sfondo, la cui forma appare distorta a causa dell’attrazione gravitazionale di El Gordo stesso. Tale massa è stata ottenuta utilizzando il telescopio spaziale Hubble, e concorda con i risultati più recenti del telescopio spaziale James Webb e di altri studi che utilizzano altri metodi.

La ricerca, guidata da Elena Asencio, dottoranda presso l’Università di Bonn, ha utilizzato simulazioni dettagliate dell’interazione tra gli ammassi precedentemente pubblicate per stimare la velocità alla quale gli ammassi si presume si siano scontrati. Gli autori hanno poi cercato, attraverso una simulazione cosmologica Lambda-Cdm meno dettagliata che copre un volume molto grande, l’evidenza di coppie di ammassi simulati. Lo scopo era quello di contare quanti di questi ammassi sono sostanzialmente analoghi a come era El Gordo poco prima della collisione. La ricerca è stata fatta con un metodo innovativo di “tomografia a cono di luce” che considera il fatto che oggetti più distanti vengono visualizzati più indietro nel tempo, quando si erano formate meno strutture. I risultati hanno rivelato che la tensione con il modello Lambda-Cdm è molto severa per qualsiasi velocità di collisione plausibile. Inoltre, l’incertezza rimanente sulla massa di El Gordo – a oggi pari al 10 per cento – non gioca un ruolo significativo.

«I risultati del nostro studio precedente sono stati messi in discussione da alcuni scienziati una volta pubblicata una stima di massa aggiornata per El Gordo, risultata leggermente inferiore», afferma Asencio. «Ciò riduce la tensione con il modello Lambda-Cdm ma è comunque altamente significativa per qualsiasi velocità di collisione plausibile. Centinaia di simulazioni dettagliate mostrano che El Gordo non può assomigliare alle immagini se la velocità di collisione è molto più lenta, come si verificherebbe plausibilmente nel modello Lambda-Cdm».

Sebbene sia possibile ottenere una simulazione che assomigli a El Gordo con una collisione più rapida, un evento del genere sarebbe troppo raro per la teoria Lambda-Cdm. Questo perché risulterebbe molto insolito trovare due ammassi così massicci a una distanza ravvicinata, in una fase così precoce della storia cosmica.

El Gordo non è l’unico esempio di collisione di ammassi in contrasto con il modello Lambda-Cdm. Indranil Banik dell’Università di St Andrews (Regno Unito), che ha sviluppato l’analisi statistica utilizzata in questo progetto, ricorda che anche il Bullet Cluster è un altro esempio di collisione altamente energetica tra due ammassi di galassie, anche se in un’epoca successiva. «Considerata insieme a El Gordo, la situazione per il modello Lambda-Cdm peggiora ulteriormente. E molti altri esempi sono conosciuti e menzionati nel nostro studio», dice Banik.

Esistono anche diversi studi che dimostrano, in gran parte grazie ai recentissimi dati di Jwst, che le singole galassie sembrano formarsi molto più rapidamente di quanto previsto nella teoria Lambda-Cdm. «Ora ci sono molte prove che la formazione delle strutture nell’universo sia avvenuta più velocemente del previsto dal modello Lambda-Cdm. Attualmente stiamo esplorando altre evidenze a riguardo», conclude Pavel Kroupa, professore all’Università di Bonn e alla Charles University di Praga, co-autore dello studio, già intervistato da Media Inaf sulla Mond, o Dinamica newtoniana modificata.

Per saperne di più:

• Leggi su Astrophysical Journal l’articolo “The El Gordo Galaxy Cluster Challenges ΛCDM for Any Plausible Collision Velocity” di Elena Asencio, Indranil Banik e Pavel Kroupa

Grazie all’intuizione del team di missione della sonda Esa/Nasa Solar Orbiter e a un’accurata sequenza di manovre in volo per sfruttare il concomitante supporto osservativo di Parker Solar Probe, un altro veicolo spaziale destinato allo studio del Sole, sono state realizzate per la prima volta in assoluto misure simultanee della struttura a grande scala della corona solare e delle sue proprietà cinetiche e microfisiche. I risultati dello studio, pubblicati oggi in un articolo sulla rivista The Astrophysical Journal Letters e ottenuti da un team internazionale a guida Inaf a cui partecipano anche ricercatori dell’Università di Firenze, dell’Agenzia spaziale italiana e del Consiglio nazionale delle ricerche, indicano che i fenomeni di turbolenza siano i principali responsabili del riscaldamento della corona solare alle temperature osservate, gettando così nuova luce su un enigma cosmico che dura ormai da parecchi decenni.

Infografica (in inglese) della “misura a due” compiuta congiuntamente da Solar Orbiter e Parker Solar Probe. Crediti: Esa/Atg, Esa & Nasa/Solar Orbiter/Metis Team and D. Telloni et al. 2023

L’atmosfera del Sole è chiamata corona. È costituita da un gas elettricamente carico – il cosiddetto plasma – e ha una temperatura di circa un milione di gradi Celsius. La sua temperatura è un mistero per gli scienziati perché la superficie del Sole è di “appena” 6000 gradi. La corona dovrebbe essere più fredda della superficie perché l’energia del Sole proviene dalle reazioni di fusione nucleare che avvengono nelle sue regioni centrali e la temperatura diminuisce progressivamente via via che ci si allontana da esse. Eppure la corona è più di 150 volte più calda della superficie. Deve esserci un altro metodo per trasferire l’energia nel plasma, ma quale?

Da tempo si sospetta che la turbolenza nell’atmosfera solare possa provocare un riscaldamento significativo del plasma nella corona. Ma quando si tratta di studiare questo fenomeno, i fisici solari si scontrano con un problema pratico: è impossibile raccogliere tutti i dati necessari con un solo veicolo spaziale. Per avere un quadro completo, sono intanto necessari almeno due veicoli spaziali. Oggi, questa prima richiesta è soddisfatta grazie a Solar Orbiter e alla sonda Parker Solar Probe della Nasa. Solar Orbiter è stato progettato per avvicinarsi il più possibile al Sole ed eseguire operazioni di telerilevamento e misurazioni in situ. Parker Solar Probe rinuncia in gran parte al telerilevamento per avvicinarsi ancora di più alla nostra stella, realizzando misurazioni in situ.

Ma per sfruttare appieno le loro caratteristiche complementari, i due veicoli spaziali devono utilizzare i loro strumenti simultaneamente e Parker Solar Probe deve trovarsi nel campo visivo di uno degli strumenti di Solar Orbiter. In questa configurazione, Solar Orbiter può registrare le conseguenze su larga scala di ciò che Parker Solar Probe sta misurando in loco.

Daniele Telloni, ricercatore dell’Istituto nazionale di astrofisica (Inaf) a Torino, fa parte del team scientifico dello strumento Metis a bordo di Solar Orbiter. Metis è un coronografo progettato dall’Inaf, Università di Firenze, Università di Padova, Cnr-Ifn, e realizzato dall’Agenzia spaziale italiana con la collaborazione dell’industria italiana, che riesce a bloccare la luce proveniente dalla superficie del Sole e fotografa con elevato contrasto e livello di dettaglio la corona. Metis insomma è lo strumento perfetto da utilizzare per le misurazioni su larga scala delle regioni più esterne dell’atmosfera solare. Così, Telloni e il suo team hanno iniziato a cercare date e orari in cui Parker Solar Probe si sarebbe trovato nella giusta posizione per realizzare osservazioni congiunte con Solar Orbiter, scoprendo che questo sarebbe avvenuto il 1 giugno 2022. Rimaneva però ancora un problema da superare: pur trovandosi nella giusta posizione reciproca la sonda Parker Solar Probe sarebbe comunque rimasta appena fuori del campo di vista di Metis, vanificando così la fortunata configurazione orbitale.

Da ulteriori analisi, Telloni si è reso conto che per risolvere il problema era necessario impartire delle correzioni nell’assetto di Solar Orbiter, ovvero una rotazione di 45 gradi e poi un puntamento leggermente disassato rispetto al Sole. Manovre queste, seppur apparentemente semplici, che hanno allertato il team operativo del veicolo spaziale, per il rischio di un possibile danneggiamento causato da una diversa esposizione alle radiazioni solari della strumentazione del veicolo spaziale. Tuttavia, una volta chiarito il potenziale ritorno scientifico della manovra, il via libera è arrivato con grande convinzione.

Tutte le procedure sono state quindi eseguite alla perfezione, le due sonde si sono trovate nella configurazione prevista ed è stato così possibile effettuare le prime misurazioni simultanee della configurazione su larga scala della corona solare e delle proprietà microfisiche del plasma che lo compone.

«Questo lavoro è il risultato del contributo di moltissime persone e per coordinarlo servivano competenze sia sull’ambiente coronale che eliosferico», ricorda Telloni. «Io ho avuto la fortuna e il privilegio di avere come mentori due giganti della fisica coronale e dello spazio interplanetario, Ester Antonucci e Roberto Bruno, rispettivamente, entrambi dell’Inaf».

Confrontando i dati misurati con le previsioni teoriche sviluppate nel corso degli anni, il team ha dimostrato che i fisici solari avevano quasi certamente ragione nell’identificare la turbolenza come un modo efficiente per trasferire energia dalla superficie del Sole agli strati più esterni della sua atmosfera.

«Questo è solo l’ultimo di una serie di importanti risultati ottenuti grazie ai dati acquisiti da Metis e dimostra quanto sia utile poter combinare dati simultanei di remote sensing e misure in situ del vento solare, consentendo di studiare processi fisici come quelli legati al riscaldamento coronale su tutte le scale spaziali di interesse», dice Marco Stangalini, ricercatore e responsabile di programma Asi della missione Solar Orbiter.

Il modo specifico in cui la turbolenza agisce è non dissimile da quello che accade quando si mescola il caffè in una tazza. Stimolando i movimenti casuali di un fluido, sia esso un gas o un liquido, l’energia viene trasferita su scale sempre più piccole, arrivando a trasformarsi in calore. Nel caso della corona solare, il fluido che la compone è anche magnetizzato e quindi l’energia magnetica immagazzinata è disponibile per essere convertita in calore. Questo trasferimento di energia magnetica e cinetica da scale più grandi a scale più piccole è l’essenza stessa della turbolenza. Alle scale più piccole, permette alle fluttuazioni di interagire con le particelle elementari, soprattutto protoni, e di riscaldarle. Saranno ancora necessarie ulteriori indagini prima di poter affermare che l’enigma del riscaldamento solare è risolto, ma ora, grazie al lavoro del team di Telloni, i fisici solari hanno a disposizione la prima misura di questo processo.

Per saperne di più:

• Leggi su The Astrophysical Journal Letters l’articolo “Coronal Heating Rate in the Slow Solar Wind”, di Daniele Telloni, Marco Romoli, Marco Velli, Gary P. Zank, Laxman Adhikari, Cooper Downs, Aleksandr Burtovoi, Roberto Susino, Daniele Spadaro, Lingling Zhao, Alessandro Liberatore, Chen Shi, Yara De Leo, Lucia Abbo, Federica Frassati, Giovanna Jerse, Federico Landini, Gianalfredo Nicolini, Maurizio Pancrazzi, Giuliana Russano, Clementina Sasso, Vincenzo Andretta, Vania Da Deppo, Silvano Fineschi, Catia Grimani, Petr Heinzel, John D. Moses, Giampiero Naletto, Marco Stangalini, Luca Teriaca, Michela Uslenghi, Arkadiusz Berlicki, Roberto Bruno, Gerardo Capobianco, Giuseppe E. Capuano, Chiara Casini, Marta Casti, Paolo Chioetto, Alain J. Corso, Raffaella D’Amicis, Michele Fabi, Fabio Frassetto, Marina Giarrusso, Silvio Giordano, Salvo L. Guglielmino, Enrico Magli, Giuseppe Massone, Mauro Messerotti, Giuseppe Nisticò, Maria G. Pelizzo, Fabio Reale, Paolo Romano, Udo Schühle, Sami K. Solanki, Thomas Straus, Rita Ventura, Cosimo A. Volpicelli, Luca Zangrilli, Gaetano Zimbardo, Paola Zuppella, Stuart D. Bale e Justin C. Kasper

Ritratto di Giovanni Zappa disegnato dalla moglie Elisa Millosevich. Crediti: Inaf Oa Abruzzo

L’uomo adatto al posto adatto. Così Azeglio Bemporad definisce l’astronomo Giovanni Zappa quando, a 35 anni, viene nominato direttore della Specola teramana di Vincenzo Cerulli. Ma facciamo un passo indietro. Milanese di origine, Zappa nasce il 14 febbraio 1884. Rimasto orfano di padre, si trasferisce a Roma, dove consegue successivamente la laurea in fisica nel 1906 con una tesi sull’orbita della cometa Schaer. Il suo tutor e mentore al tempo è Elia Millosevich, di cui presto diventerà assistente presso l’Osservatorio del Collegio Romano. Zappa si dimostra fin da subito uno scienziato promettente nel campo dell’astronomia, di “una maturità di pensiero, rara fra principianti”, e la sua carriera procede rapida: diventa “astronomo aggiunto” a Catania nel 1910; si trasferisce all’Osservatorio di Capodimonte (Napoli) sotto la direzione di Bemporad nel 1913, dove prende la “libera docenza”; inizia a collaborare nel 1915 anche con la Specola di Teramo, di cui diventa direttore effettivo nel 1917; ottiene, in contemporanea, anche l’incarico di dirigenza all’Osservatorio del Collegio Romano nel 1922. Diranno della sua ricerca che “con dieci soli anni di studio, e non ancora quarantenne, aveva accumulata tanta dottrina quanta molti astronomi sarebbero lieti di poter arrivare a possedere a 60 anni!”.

Una delle memorie scientifiche di Giovanni Zappa. Questa sulla “Cometa periodica 1906 IV Kopff”, nella sua prima apparizione, è del 1913. Crediti: Inaf Oa Abruzzo

Nel corso della sua attività scientifica, Zappa esplora diversi ambiti dell’astronomia: dall’influenza delle maree sul circolo meridiano di Padova, all’astrografia e ai cataloghi stellari, dallo studio delle orbite delle comete di Schaer e Kopf alla variazione delle latitudini per effetto del “termine di Kimura”, fino ad arrivare a interessarsi, affascinato, alle nuove tematiche e ai nuovi scritti proposti da Einstein sulle controprove astronomiche della relatività. Secondo gli scienziati del tempo, “la sua originalità si palesava nella concezione naturalistica che aveva dell’Astronomia, e nella importanza grande che attri­buiva allo sviluppo sperimentale della teoria degli errori”.
Con i suoi studi, Zappa ha scovato e risolto molti errori sistematici, nelle osservazioni astronomiche legate alla meccanica e alla calibrazione degli strumenti osservativi – cerchi meridiani, telescopi, micromanometri, fotometri e non solo – di cui era un appassionato e talentuoso conoscitore. Zappa li chiama nei suoi appunti “l’onda degli errori”. E sa che, forse, anche in lui qualche “errore” di calibrazione deve pur esserci. Nel corso degli anni, infatti, Zappa è colpito da gravi attacchi di psicosi che minano la sua salute, con conseguenze pesanti sulla sua vita personale e sull’attività scientifica. Forse proprio con la speranza di maggiore stabilità e tranquillità, o forse spinto dal senso del dovere, seguì il consiglio del suo maestro Millosevich – al tempo rinomato e indiscusso luminare e accademico dei Lincei – e, nel 1910, Zappa ne sposa la figlia, Elisa Millosevich. Avranno due figli, Guido, nato durante la permanenza a Capodimonte e autore di una lettera di memorie familiari, e Francesco, nato a Teramo.

Cartolina d’epoca raffigurante la collina di Collurania con la specola immersa nella campagne verde in provincia di Teramo

Un legame forte, quello con la città e l’osservatorio abruzzesi.
Nel 1915 Zappa incontra Vincenzo Cerulli, nobile teramano, costruttore e fondatore dell’Osservatorio astronomico a Collurania, con cui intraprende una serie di campagne osservative e stringe un solido rapporto di scambio intellettuale e confronto scientifico. Proprio lo stesso Cerulli nel 1917, non avendo figli, nell’atto di donazione del suo osservatorio privato allo Stato, allora Regno d’Italia, indica Giovanni Zappa quale suo successore alla direzione della Specola. Il decreto regio del 1919 prevedeva anche “un posto da subalterno di prima classe” con compenso di 1200 lire. Suggerimento ben accolto dal ministro del tempo e da Bemporad, all’epoca direttore di Zappa, che scrive: “Egli sarà a Collurania ciò che dicesi l’uomo adatto al posto adatto e quindi sono assai lieto di questa scelta”.

A Collurania, la famiglia Zappa conduce “una vita primitiva, senza luce elettrica, né mezzi di locomozione, solo una corriera postale che passava una o due volte al giorno. Ma in compenso con una grande libertà”, come racconta il figlio Guido. Qui, “sotto un cielo così stellato come non lo aveva visto altrove”, Giovanni Zappa lavora su lastre fotografiche e cataloghi stellari e “passa a vagheggiare altri problemi, poiché il suo spirito è insaziabile e nessun campo vorrebbe lasciar inesplorato”, studiando l’ordine di condensazione galattica analizzato da Edward Pickering e tanto altro, com’è riportato nelle sue Memorie di Collurania. Sotto la cupola di Collurania, Zappa inizia a “curare” anche il telescopio Cooke, che lui stesso definisce “affetto da una malattia curiosa”: eseguendo alcuni movimenti lo strumento sembrava, infatti, squilibrarsi sistematicamente con qualsiasi tipo di contrappeso, e né il costruttore né diversi tecnici di professione sapevano spiegarne la ragione. Ma Zappa risolve il problema individuando l’errore di calcolo nella distribuzione delle masse mobili e aggiungendo un piccolo contrappeso di dieci chili nel tubo del telescopio. Come scrive Cerulli nella sua “Necrologia di Giovanni Zappa” l’astronomo “grandemente si rallegrava di aver in tal modo perfezio­nato il bello istrumento di Cooke”.

Alto circa sette metri, il telescopio di Collurania fu costruito dalla ditta Cooke & Sons in Inghilterra nel 1885. L’obiettivo doppio ha una apertura libera di 39,4 cm ed una distanza focale di 591 cm. Il moto orario a velocità costante avveniva per mezzo di un sistema a caduta di pesi, collegato a un regolatore a masse centrifughe. Lo strumento è risultato perfettamente riuscito dal punto di vista ottico per la limpidezza del suo obiettivo e per il notevole potere risolutivo. Crediti: M. Canzari/Inaf Oa Abruzzo

Nel 1922, Zappa vince il concorso da direttore per il Collegio Romano e, dividendosi tra Roma e Teramo, continua a dirigere entrambi gli osservatori, su forte richiesta di Cerulli che, in questo modo, cerca di poter riunire le due istituzioni in un’unica sede a Teramo. Mira ambiziosa, questa, che Cerulli porterà poi avanti anche dopo la morte di Zappa, scrivendo a Gabriele D’Annunzio e ai vertici dei ministeri. Ma questa è un’altra storia.

Nel frattempo, forse per stress e pressioni esterne, dopo la prima forte crisi nevrotica del 1911, anche la sua “malattia curiosa” torna a colpire nel 1922, in modo ancora più pesante, e lo costringe a una lunga permanenza in una casa di salute. Racconta Cerulli: “Ma pure, uscitone nel febbraio del 1923, Zappa sembrava guarito. Io lo rividi nel luglio, e mi rallegrai di ritrovarlo sempre in possesso dell’antico acume scientifico, e non più soverchiamente malinconico quan­tunque la mole dei suoi pensieri fosse cresciuta (…). Finalmente egli aveva trovata una ri­creazione, nel dirigere talune opere murarie che si eseguivano a Collurania”.

Un legame forte, quello con Teramo, dicevamo. Si potrebbe definire indissolubile, dato che ha segnato di fatto la vita e il destino di Giovanni Zappa fino all’ultima fatidica notte del 14 settembre 1923. Qualche mese dopo la permanenza estiva a Teramo, infatti, Zappa purtroppo si suicida nel suo laboratorio, proprio accanto al caro telescopio Cooke.

Tra gli ultimi ad avergli parlato, proprio Cerulli ricorda che “la mattina del 10 settembre scese da Collurania a Teramo, e venne a trovarmi in casa, com’era solito. Mi parlò dei suoi disegni sulla trasformazione della specola, e degli strumenti nuovi che aveva ordinati in Germania. Avendo visto sul mio tavolo le bozze del­l’articolo di La Rosa sul postulato di Ritz, lo lesse attentamente, e mi disse che avrebbe voluto seguitarci a pensare (…). La sera del venerdì appresso, 14 settembre, dopo una giornata tranquilla, in cui aveva fatto dei calcoli che si ritrovarono sul suo tavolo, ed aveva, al solito, sorvegliato l’opera dei muratori, ai quali, licenziandoli, raccomandò maggior sollecitudine per l’indomani, egli si uccideva, inghiottendo tutto il mercurio dell’orizzonte artificiale di Troughton. Erano le 19:39, l’agonia durò 2 ore».

«Con il mercurio del barometro, si uccise Zappa, non con il sestante di Troughton!», esclama Agostino Di Paolantonio, tecnico e “colonna portante” presso l’Osservatorio astronomico d’Abruzzo dal 1961 al 1997, dove ha raccolto la testimonianza diretta di Pasquale Ciceroni, in servizio a Collurania dal 1919 al 1961, durante la direzione di Zappa. E continua: «Zappa fu ritrovato disteso nella stanza accanto al Cooke e fu trasportato agonizzante all’ospedale di Teramo percorrendo il vialetto esterno su un carretto di legno trainato a mano».

L’edificio dell’osservatorio di Collurania che, assieme alla stazione osservativa di Campo Imperatore, costituisce l’Osservatorio astronomico d’Abruzzo dell’Inaf. Crediti: Inaf Oa Abruzzo

A seguito del tragico evento, per provvedere al sostentamento e agli studi dei figli, la moglie di Zappa, di formazione artistica, inizia a dare lezioni private di pittura alle “signorine benestanti di Teramo”, città dove vive fino al 1939. Il primogenito Guido, che diventerà un importante matematico, nella sua lettera descrive il padre come un uomo di grande ingegno, di elevati sentimenti e profonda gentilezza d’animo, i cui lavori scientifici sono stati fin da subito apprezzati da tutta la comunità scientifica. Se, infatti, a Zappa toccò una fine tragica, a noi rimane l’importante eredità degli studi di questo “profondo e geniale teorico, fosse anche un abilissimo osser­vatore, (…) di dottrina straordinaria e cultura magnifica!”.

Per saperne di più:

• Leggi la “Necrologia di Giovanni Zappa” di V. Cerulli, in Memorie della Società Astronomica Italiana, Vol. 2, p. 566
• Leggi l’approfondimento su Giovanni Zappa su Polvere di Stelle
• Leggi il libro L’Osservatorio Astronomico d’Abruzzo, di R. Buonanno, Edizione Ricerche e Redazioni, 2018

A sinistra una luna, a destra un pianeta. A sinistra Io, a destra Giove. Immersi in un’oscurità senza riferimenti e illuminati solo lateralmente dal (lontano) Sole, nulla sembra poterli smuovere. A guardarli, da vicino, da lontano, girandoci intorno e finendoci quasi dentro, la missione Juno. Orbita laggiù dal 2016, e ha scattato questa foto il 30 luglio 2023. Quel giorno la sonda ha sfiorato la luna vulcanica del pianeta, Io appunto, per poi completare (il giorno seguente) il suo 53esimo flyby ravvicinato di Giove. Al momento dello scatto, Juno si trovava a circa 51.770 chilometri da Io e a circa 395 mila chilometri sopra le cime delle nuvole di Giove.

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Immagine del satellite gioviano Io (sinistra) assieme al pianeta gigante, scattata da Juno il 30 luglio 2023.
Crediti immagine: NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS; processing di Alain Mirón Velázquez

La superficie di Io, il corpo più vulcanicamente attivo del Sistema solare, è segnata da centinaia di vulcani che eruttano regolarmente lava fusa e gas sulfurei. Juno la osserva più da vicino di chiunque altro, e ne raccoglierà ulteriori immagini e dati durante i passaggi ravvicinati programmati per la fine del 2023 e l’inizio del 2024.

Nato per vedere sotto la densa coltre di nubi atmosferiche di Giove, Juno è oggi un esploratore dell’intero sistema gioviano, e come tale volge il proprio sguardo anche ai satelliti. La missione era stata infatti lanciata nel 2011, ed è arrivata su Giove nel 2016 per una missione della durata nominale di circa 5 anni. Dal 2021 si trova nella cosiddetta fase “estesa”, che durerà fino al 2025 o fino a quando il satellite riuscirà a rimanere in vita.

Ma torniamo all’immagine: il citizen scientist Alain Mirón Velázquez l’ha elaborata a partire dai dati grezzi dello strumento JunoCam, migliorandone il contrasto, il colore e la nitidezza. I dati che Juno invia alla Terra sono infatti disponibili sia agli scienziati di tutto il mondo che al pubblico, e possono essere visualizzati e processati grazie a una piattaforma messa in piedi dalla Nasa. Si possono scaricare, modificare, elaborare e poi ricaricare sul sito in modo che siano visibili a tutti e, chissà, diventino protagoniste di altre uscite come questa.

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Rappresentazione artistica di K2-18b. Crediti: Nasa, Csa, Esa, J. Olmsted (Stsci), N. Madhusudhan (Cambridge University)

Fra le tante specialità in cui eccelle quel campione di decathlon astrofisico che è Webb, una è senza dubbio la capacità di analizzare le atmosfere degli esopianeti. Ce ne aveva dato un assaggio sin dagli esordi con lo spettro dell’atmosfera del pianeta extrasolare Wasp-96b, una fra le cinque prime immagini scientifiche con le quali si è presentato al mondo nell’estate del 2022. E non ha più smesso. L’ultima arrivata, per dirlo con le parole di uno degli autori dello studio in uscita su ApJ Letters, Savvas Constantinou dell’Università di Cambridge, mostra nientemeno che «lo spettro più dettagliato mai ottenuto fino a oggi di un sub-nettuniano in orbita nella zona abitabile, spettro che ci ha permesso di identificare le molecole presenti nella sua atmosfera». Molecole fra le quali due gas serra a noi terrestri ben noti: CO2 e CH4, ovvero anidride carbonica e metano.

Il mondo da esse avvolto si chiama K2-18b, e già ne avevamo parlato anche qui su Media Inaf. In orbita, come detto, nella zona abitabile attorno a una nana fredda a 120 anni luce da noi, in direzione della costellazione del Leone, K2-18b ha una massa e un raggio pari, rispettivamente, a 8.6 e 2.6 volte quelli della Terra. Da queste stime gli autori dello studio deducono che l’interno del pianeta sia formato, probabilmente, da uno spesso mantello di ghiaccio ad alta pressione, come su Nettuno. Mentre l’abbondanza di metano e anidride carbonica e la carenza di ammoniaca suggeriscono che in superficie – al di sotto d’una sottile atmosfera ricca d’idrogeno – possa esserci un oceano. È quello che il team di planetologi Cambridge definisce un pianeta hycean – dalla contrazione delle parole inglesi hydrogen (idrogeno) e ocean (oceano), appunto.

Spettri di K2-18 b ottenuti con gli strumenti NirIss (Near-Infrared Imager and Slitless Spectrograph) e NirSpec (Near-Infrared Spectrograph) di Webb. Crediti: Nasa, Csa, Esa, R. Crawford (Stsci), J. Olmsted (Stsci), N. Madhusudhan (Cambridge University)

Oceano d’acqua, prevedono gli astronomi. Ma non facciamoci troppe illusioni: pur trovandosi in fascia abitabile, mettono le mani avanti gli autori dello studio, potrebbe essere un oceano comunque troppo caldo per essere compatibile con la vita. A solleticare l’immaginazione – nonché l’olfatto, visto che è uno fra i principali responsabili dell’odore di mare – c’è però un altro elemento, anzi un composto, nello spettro ottenuto dagli strumenti NirIss e NirSpec di Webb. Lo vedete nella porzione più a destra, identificato dalle lettere DMS: è il solfuro di dimetile, una molecola che sulla Terra è prodotta perlopiù dalla vita, in particolare dal fitoplancton. La sua presenza nell’atmosfera di K2-18b va però verificata: saranno necessarie ulteriori osservazioni con lo stesso Webb per confermarla, e in ogni caso va sottolineato che non è necessaria la presenza di forme di vita, per produrlo. Certo, sarebbe una conferma interessante, considerando che, come osserva un altro autore dello studio, Subhajit Sarkar dell’Università di Cardiff, «sebbene mondi di questo tipo non esistano nel Sistema solare, i sub-nettuniani sono i pianeti più comuni a oggi conosciuto nella nostra galassia».

«I nostri risultati sottolineano l’importanza di considerare – quando si cerca la vita altrove – una varietà di ambienti abitabili», conclude a questo proposito il primo autore dell’articolo, Nikku Madhusudhan dell’Università di Cambridge. «Tradizionalmente, la ricerca di vita sugli esopianeti si è concentrata perlopiù su quelli rocciosi più piccoli, ma i più grandi pianeti Hycean sono molto più favorevoli per le osservazioni atmosferiche».

Per saperne di più:

• Leggi il preprint dell’articolo in uscita su The Astrophysical Journal Letters “Carbon-bearing Molecules in a Possible Hycean Atmosphere”, di Nikku Madhusudhan, Subhajit Sarkar, Savvas Constantinou, Måns Holmberg, Anjali Piette e Julianne I. Moses

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L’Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (Alma) nel deserto cileno, qui fotografato per la prima volta dall’alto. Crediti: Eso

Circa il novanta per cento del nostro universo è composto da materia oscura, invisibile, enigmatica, di cui abbiamo notizia solo attraverso “esperimenti naturali” indiretti. Esperimenti con lenti gravitazionali, ad esempio. E non stiamo parlando di occhiali spaziali. A volte, per caso, due oggetti a distanze diverse nell’universo si trovano lungo la stessa linea di osservazione, guardando dalla Terra. Quando ciò accade, la curvatura spaziale causata dalla materia intorno all’oggetto in primo piano agisce come una lente, piegando il percorso della luce proveniente dall’oggetto in secondo piano e creando un’immagine lenticolare. Tuttavia, anche in questo modo, è molto difficile raggiungere l’alta risoluzione necessaria per rilevare ammassi di materia oscura più piccoli delle galassie.

Poiché la materia oscura non è uniforme nello spazio, ma è raggruppata in ammassi e “grumi” (clumps), la sua gravità può modificare leggermente il percorso della luce e delle onde radio provenienti da sorgenti luminose distanti. Le osservazioni di questo effetto di lensing gravitazionale hanno dimostrato che la materia oscura è associata a galassie e ammassi di galassie, ma non si sa come sia distribuita su scale più piccole. Questi aspetti rendono la materia oscura, che ha giocato un ruolo importante nella formazione di stelle e galassie, un’entità ancora più misteriosa e impenetrabile.

Fluttuazioni della materia oscura. Il colore arancione più chiaro indica le regioni con alta densità di materia oscura e il colore arancione più scuro indica le regioni con bassa densità di materia oscura. I colori bianco e azzurro rappresentano gli oggetti prodotti dalle lenti gravitazionali osservati da Alma. Crediti: Alma (Eso/Naoj/Nrao), K.T. Inoue et al.

Un team di ricercatori giapponesi guidati da Kaiki Taro Inoue dell’Università Kindai di Osaka ha utilizzato l’Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (Alma), in Cile, per studiare il sistema di lenti gravitazionali noto come Mg J0414+0534, in direzione della costellazione del Toro. L’oggetto “sotto la lente”, a una distanza di 11 miliardi di anni luce dalla Terra, è un quasar e costituisce la regione centrale compatta di una galassia con una luce estremamente brillante e con una grande quantità di polvere che emette onde radio.

Osservato con Alma, uno dei più grandi interferometri di onde radio al mondo, a causa dell’effetto di lente gravitazionale della galassia massiccia in primo piano – che, con la sua forza gravitazionale, agisce sulla luce – questo quasar sembra “farsi in quattro”: l’emissione radio del quasar forma infatti non una ma quattro immagini, visibili qui sopra con i colori blu e azzurro. Le posizioni e le forme delle immagini apparenti fornite da Alma si discostano da quelle calcolate unicamente in base all’effetto di lensing gravitazionale della galassia in primo piano, indicando che è in gioco anche l’effetto di lensing dovuto alla distribuzione della materia oscura su scale più piccole – i “grumi”, appunto. Con l’aiuto dell’effetto di curvatura e di un nuovo metodo di analisi dei dati, il team giapponese è stato così in grado di rilevare le fluttuazioni nella distribuzione della materia oscura lungo la linea di osservazione con una risoluzione più elevata che mai, arrivando fino a una scala di “appena” 30mila anni luce.

Gli effetti di lente gravitazionale dovuti ai grumi di materia oscura trovati in questo studio sono così piccoli che sarebbe estremamente difficile coglierli, spiegano gli autori della ricerca. Tuttavia, grazie all’azione della lente gravitazionale prodotta dalla galassia in primo piano e all’alta risoluzione di Alma, è stato possibile rilevarli per la prima volta.

Schema concettuale del sistema di lenti gravitazionali Mg J0414+0534. L’oggetto al centro dell’immagine indica la galassia che fa da lente. Il colore arancione indica la materia oscura nello spazio intergalattico, mentre il colore giallo pallido indica la materia oscura nella galassia che fa da lente. Crediti: Naoj, K.T. Inoue

Le fluttuazioni osservate forniscono nuovi e più dettagliati vincoli sulla natura della materia oscura e sono coerenti con i modelli di particelle di materia oscura “fredde”, che si muovono lentamente. Questo risultato, pubblicato sulla rivista The Astrophysical Journal, si ricollega, dunque, ai modelli di materia oscura fredda, stando ai quali i grumi di materia oscura risiedono non solo all’interno delle galassie (colore giallo pallido, nello schema qui sopra), ma anche nello spazio intergalattico (colore arancione). Inoltre, lo studio dimostra che la materia oscura fredda è favorita anche su scale più piccole delle galassie massicce e rappresenta, per questo, un significativo passo avanti verso la comprensione della vera natura della materia oscura.

Per saperne di più:

• Leggi l’articolo su The Astrophysical Journal “ALMA Measurement of 10 kpc-scale Lensing Power Spectra towards the Lensed Quasar MG J0414+0534” di K. T. Inoue, Takeo Minezaki, Satoki Matsushita e Kouichiro Nakanishi

Sally Ride nel 1978, quando fu selezionata per diventare astronauta. Crediti: Nasa

In attesa che la prima donna cammini sulla Luna, è interessante riflettere su come il problema del genere abbia influenzato l’esplorazione umana dello spazio. In effetti, nell’arco di tempo relativamente breve trascorso dall’inizio dell’era spaziale, la percezione pubblica delle donne astronaute si è evoluta notevolmente. Se in un primo momento il desiderio di diventare astronauta era considerato semplicemente stravagante per una ragazza, ora le agenzie spaziali incoraggiano le candidature femminili.

Si tratta di un importante cambiamento di atteggiamento che, tuttavia, ci ricorda che diventare astronauta non è mai stato un compito facile. Questo vale sia per gli uomini che per le donne, con una differenza significativa: per molto tempo, almeno in occidente, questa carriera è stata semplicemente preclusa alle donne.

Il rapporto tra le donne e lo spazio è iniziato nel 1963 in Unione Sovietica con il volo di Valentina Tereskowa, un’operaia di salda fede politica con la passione per il paracadutismo, ma senza nessuna preparazione specifica. Il messaggio della propaganda sovietica era chiaro: nella patria del socialismo, tutti potevano sognare di andare nello spazio. La decisione di fare volare una donna era stata tenuta segretissima, tanto che all’aspirante cosmonauta era stato proibito di dare la notizia persino alla mamma, che lo scoprì a cose fatte. A bordo della Vostok 6, Valentina descrisse 69 orbite durante le quali soffrì terribilmente di mal di spazio, stette così male che non riuscì a portare a termine i compiti che le erano stati affidati. Ritornò a terra in condizioni pietose. La foto ricordo venne fatta dopo un passaggio in ospedale e una pulizia generale. Ovviamente, questi problemi, che avrebbero offuscato l’immagine della scienza sovietica, vennero taciuti al pubblico, ma il nume tutelare della cosmonautica russa, Sergei Korelev, disse che con le donne aveva chiuso. Una preclusione che pesa ancora e si riflette nel bassissimo numero delle cosmonaute.

Non che alla Nasa le cose andassero meglio, diciamo che non si ponevano nemmeno il problema: negli anni ‘60 l’idea di scegliere gli astronauti tra i piloti collaudatori delle varie armi dell’esercito americano era un modo semplice ed efficace per eliminare le candidature femminili. La situazione cambiò nel 1976 con il bando per selezionare l’ottavo gruppo di astronauti, che introdusse la possibilità di candidarsi per le posizioni di mission specialist. In questo modo, per la prima volta, la Nasa aprì il corpo degli astronauti alle donne e alle minoranze. Infatti, a differenza di tutti i bandi precedenti, in cui era obbligatoria un’esperienza da pilota collaudatore, uno specialista di missione doveva avere una formazione scientifica, un requisito che anche le donne potevano soddisfare. Finalmente anche loro potevano avere un’opportunità. Tra gli 8370 candidati al bando del 1976, 1000 erano donne, e Sally Ride era una di loro.

Umberto Cavallaro, “To the Stars. Women Spacefarers’ Legacy”, Springer, 2023, 494 pagine, 41,59 euro

È stata la seconda delle 75 viaggiatrici spaziali le cui storie, spesso sorprendenti, a volte divertenti, sono raccontate da Umberto Cavallaro nel libro To the Stars. Scorrendo le loro biografie, è possibile apprezzare sia le loro diversità, sia i loro punti di contatto. Le donne astronaute si possono dividere in due gruppi: quelle che hanno sempre sognato di andare nello spazio e quelle che hanno scoperto questa possibilità per caso, leggendo un annuncio su un giornale o ascoltando la radio.

Sally Ride era una dottoranda a Stanford quando ha letto sullo Stanford Daily che la Nasa stava selezionando scienziati come specialisti di missione. Ascoltando la radio, Helen Sharman apprese che un consorzio privato di industrie inglesi stava cercando un volontario per volare verso la stazione Mir, dove lei fu il primo ospite inglese, anzi il primo astronauta inglese, anche se “privato”. Peccato che la sua storia sia stata dimenticata. Dopo tutto è stata la prima donna europea in orbita e ci si chiede come mai non le sia stato riservato un posticino nella storia “ufficiale”. La prima donna giapponese nello spazio è stata Chiaki Mukai, chirurga cardiovascolare, che, rilassandosi dopo una notte di lavoro in terapia intensiva, vide un annuncio che le cambiò la vita. Qualcosa di simile è accaduto nel 2021 quando, durante il SuperBown, uno spot pubblicitario ha annunciato che Jared Isaacman accettava candidature per l’equipaggio che avrebbe volato con lui nella prima missione spaziale interamente privata. Sian Proctor non aveva visto l’annuncio, ma si è incuriosita leggendo i commenti su Twitter e ha deciso di inviare la sua proposta per sviluppare un’attività legata allo spazio. Dopo essersi candidata due volte, senza successo, per diventare astronauta della Nasa, ha avuto il privilegio (vogliamo dire la soddisfazione?) di volare prima di chi aveva superato la selezione. Insieme a Sian, ha volato nello spazio anche Hayley Arceneaux, una sopravvissuta al cancro con un arto prostatico. Hayley ha stabilito due record: oltre a essere la più giovane astronauta americana, è stata anche la prima persona disabile a volare, dimostrando che lo spazio è alla portata di tutti. Nello stesso anno abbiamo assistito alla realizzazione del sogno di Wally Funk. Sessant’anni dopo il suo tentativo fallito di essere presa in considerazione dalla Nasa, finalmente ha potuto fluttuare nello spazio per pochi preziosi minuti offerti da Jeff Bezos per inaugurare i voli suborbitali della sua compagnia Blue Origin. Nell’ottobre 2021 abbiamo anche visto la Iss trasformarsi in un set cinematografico con l’attrice russa Yulia Peresild che ha impersonato una chirurga mandata nello spazio per salvare un cosmonauta. Sebbene Yulia abbia battuto Tom Cruise, che aveva già annunciato l’intenzione di girare scene di un suo film d’azione sulla Iss, la parità nello spazio è ancora lontana. Tuttavia, siamo testimoni di importanti miglioramenti: il 25 per cento dei candidati che hanno risposto al recente bando per diventare astronauti dell’Agenzia spaziale europea sono donne.

L’ammasso delle Iadi. Crediti: Jose Mtanous

Quanta strada occorre fare, per incontrare un buco nero? Fino alla primavera scorsa la risposta sarebbe stata: 1600 anni luce. Tanto infatti dista dalla Terra Gaia BH1, il buco nero più vicino al Sistema solare. Ora, però, uno studio guidato da un ricercatore postdoc dell’Università di Padova, Stefano Torniamenti, e pubblicato a fine giugno su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, potrebbe portare a una riduzione drastica di questa distanza: i primi buchi neri che s’incontrano sarebbero oltre dieci volte più vicini, ad “appena” 150 anni luce da noi, in direzione della costellazione del Toro.

L’indirizzo esatto è: ammasso delle Iadi. Un ammasso aperto, vale a dire un gruppo di centinaia di stelle gravitazionalmente legate tra loro – per quanto in modo blando – che, avendo avuto origine dalla stessa nube molecolare, condividono alcune proprietà, come l’età e le caratteristiche chimiche. Certo, sarebbe prematuro mettersi in viaggio: ancora non c’è certezza della presenza di questi buchi neri. Ci sono però forti indizi, emersi da una serie di simulazioni condotte da Tornamienti mentre si trovava all’Istituto di scienze del cosmo dell’Università di Barcellona (Iccub).

Tornamienti e il suo gruppo hanno anzitutto messo a punto una serie di cosiddette simulazioni N-body per tracciare il moto e l’evoluzione di tutte le stelle delle Iadi. Poi hanno provato a variarne i parametri per cercare la corrispondenza migliore con le osservazioni disponibili, in particolare quelle ottenute dal satellite Gaia dell’Agenzia spaziale europea. Ed è emersa la sorpresa. «Affinché ci sia corrispondenza fra i risultati delle nostre simulazioni e le misure di massa e dimensioni dell’ammasso delle Iadi», spiega Torniamenti, «è necessario che al centro dell’ammasso ci siano – o ci siano stati fino a poco tempo fa – alcuni buchi neri»

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Stefano Torniamenti, ricercatore postdoc all’Università di Padova, primo autore dello studio pubblicato su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Crediti: Marco Dall’Amico

Più precisamente, le proprietà delle Iadi osservate da Gaia sono riprodotte da simulazioni che prevedono la presenza nell’ammasso di due o tre buchi neri. Si ottiene una buona corrispondenza, va detto, anche se questi buchi neri fossero stati tutti espulsi dall’ammasso in tempi “recenti”, astronomicamente parlando: meno di 150 milioni di anni fa, dunque all’incirca nel corso dell’ultimo quarto di vita dell’ammasso stesso. In ogni caso, parliamo di buchi neri che hanno avuto origine nelle Iadi, dunque che si trovano ancora all’interno dell’ammasso o a esso molto vicini. Di conseguenza, i più vicini a noi fra tutti quelli conosciuti.

Potremo mai vederli, così da avere la certezza della loro presenza? «Attualmente risulta difficile dire se potremo “vedere” questi buchi neri», dice Tornamienti a Media Inaf. «Le interazioni gravitazionali nell’ammasso possono portare alla formazione di sistemi binari in cui una stella orbita intorno al buco nero, rendendolo quindi osservabile dal moto della stella compagna. Tuttavia, la ricerca di oggetti di questo tipo non ha finora portato a risultati nelle Iadi, probabilmente a causa dei periodi orbitali troppo lunghi. Nuove osservazioni e nuove idee su come sfruttarle saranno probabilmente necessarie per confermare in modo ancora più diretto l’esistenza di questi buchi neri».

Per saperne di più:

• Leggi su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society l’articolo “Stellar-mass black holes in the Hyades star cluster?”, di Stefano Torniamenti, Mark Gieles, Zephyr Penoyre, Tereza Jerabkova, Long Wang e Friedrich Andersa

Il lander Vikram visto dalla telecamera di navigazione del rover Pragyan sulla superficie della Luna. Crediti: Isro

A oltre due settimane dall’atterraggio della missione indiana Chandrayaan-3 nel polo sud lunare, il lander Vikram e il rover Pragyan della missione indiana Chandrayaan-3 sono entrati in modalità di sospensione. In occasione della prossima alba lunare, prevista per il 22 settembre, si spera in un loro risveglio.

Per il momento, missione compiuta a pieni voti, fa sapere l’agenzia spaziale indiana Isro. Come da programma, infatti, sia il lander che il rover – essendo alimentati da panelli solari – sono stati operativi solo per la porzione diurna d’un giorno lunare, pari a poco più di quattordici giorni terrestri. Alimentato dall’energia fornita dalla luce del Sole, nei giorni scorsi il rover ha effettuato la passeggiata prevista sulla superficie lunare e ha portato correttamente a termine i suoi compiti, inviando a Terra tramite il lander i dati raccolti con lo spettroscopio laser di cui è dotato. Dati che hanno consentito a Isro di confermare la presenza di zolfo e di diversi altri elementi sulla superficie, tra cui alluminio, ferro, calcio, cromo, titanio, manganese, ossigeno e silicio. Tuttavia, non sono ancora stati resi noti gli esiti delle rilevazioni riguardanti la ricerca di tracce di acqua ghiacciata, un’informazione estremamente preziosa per le future missioni spaziali umane.

Attualmente, il pannello solare del rover risulta orientato correttamente per potersi ricaricare con la luce della prossima alba, ma il risveglio sarà possibile solo se l’elettronica a bordo non avrà nel frattempo subito danni a seguito delle rigidissime temperature della notte lunare, inferiori anche ai -120 gradi Celsius.

Comunque vada, la missione indiana Chandrayaan-3 è in ogni caso già un successo. È infatti la prima in assoluto ad atterrare vicino al polo sud della Luna, una regione potenzialmente ricca di ghiaccio d’acqua. L’esplorazione di questa zona della superficie lunare potrebbe aprire per l’India la strada allo space mining – ovvero la possibilità di estrarre risorse minerarie dai corpi celesti – consentendole un nuovo posizionamento strategico nel quadro geopolitico internazionale.

Per ora Pragyan è parcheggiato in sicurezza, con tutti i dispositivi spenti tranne il ricevitore. Restiamo in attesa del segnale di risveglio.

Chandrayaan-3 Mission:
Vikram Lander is set into sleep mode around 08:00 Hrs. IST today.

Prior to that, in-situ experiments by ChaSTE, RAMBHA-LP and ILSA payloads are performed at the new location. The data collected is received at the Earth.
Payloads are now switched off.… pic.twitter.com/vwOWLcbm6P

— ISRO (@isro) September 4, 2023

Immagine ottica della galassia in cui si è verificato il nuovo evento, tratta dai dati d’archivio di PanStarrs. L’oggetto a raggi X è stato localizzato all’interno del cerchio bianco. È mostrata anche la posizione di una supernova (Sn 2020rht) vista esplodere due anni fa. Crediti: Daniele B. Malesani / PanStarrs

Succede a 500 milioni di anni luce da noi, nella costellazione del Triangolo. Protagonisti un buco nero assetato di plasma e, in orbita lì nei paraggi, una stella “donatrice” – così la chiamano gli astronomi – disposta a cederglielo, o meglio, costretta a farlo dalle dure leggi della gravità, che là attorno all’orizzonte degli eventi mostrano il loro volto più feroce. La scena non è nuova: di “pasti” del genere – detti in gergo tidal disruption events, in italiano eventi di distruzione mareale – ne abbiamo già descritti tanti anche qui su Media Inaf. Ma ogni volta c’è qualche di diverso, qualche dettaglio inedito che consente di comprendere sempre meglio questi fenomeni e i loro protagonisti. In questo caso la novità sta sia nella frequenza dei pasti che – appunto – nei protagonisti, in particolare nella loro taglia.

Partiamo dalla frequenza. La tabella dietetica tipica d’un buco nero ricorda un po’ quella dei certi rettili: un digiuno intermittente estremo, con lunghissimi periodi d’astinenza punteggiati da enormi abbuffate ogni qualvolta si presenta l’occasione. Va però detto che non sempre il buco nero divora la vittima in un sol boccone: nei cosiddetti eventi di distruzione mareale parziale preferisce sbocconcellarla, con “morsi” gravitazionali intervallati talvolta da ore, talvolta addirittura da anni. Nel caso di Swift J0230 – questo il nome del fenomeno più volte osservato nel Triangolo dal telescopio spaziale Swift e riportato ieri su Nature Astronomy in uno studio guidato da Phil Evans dell’Università di Leicester (Regno Unito) – fra un pasto e l’altro (e parliamo di pasti che durano una settimana o anche più) passano in media 25 giorni.

Questo intervallo, insieme al tipo di emissione – ottica o a raggi X – osservata dagli astronomi in corrispondenza dei pasti, ha portato gli autori dello studio, fra i quali Sergio Campana e Boris Sbarufatti dell’Istituto nazionale di astrofisica, a concludere che i due protagonisti principali di Swift J0230 siano una stella di dimensioni simili al Sole in orbita fortemente ellittica attorno a un buco nero di massa relativamente contenuta – la stima è fra 10mila e 100mila masse solari – che alberga al centro della propria galassia. Ogniqualvolta l’orbita della stella la porta vicino all’orizzonte degli eventi del buco nero, ecco che una quantità di materia pari a tre volte la massa della Terra viene risucchiata dall’atmosfera al buco nero, verso il quale precipita a velocità tale da raggiungere temperature elevatissime, attorno ai due milioni di gradi. Ciò fa sì che venga emessa un’enorme quantità di raggi X: è rilevando quest’eruzione con il telescopio spaziale Swift che gli astronomi sono riusciti a ricostruire quel che stava accadendo là nella costellazione del Triangolo.

Immagini a raggi X dello stesso punto del cielo prima (a sinistra) e dopo (a destra) l’eruzione di Swift J0230. Queste immagini sono state acquisite con il telescopio a raggi X a bordo del satellite Swift. Crediti: Phil Evans (University of Leicester) / Nasa Swift

Ed è proprio Swift il terzo protagonista di questa storia. O meglio, un nuovo programma di riconoscimento automatico di transienti, sviluppato dallo stesso Evans, chiamato Swift X-ray Transient Detector. Come funziona? Ogni volta che Swift osserva una porzione di cielo, i dati acquisiti dallo strumento Xrt vengono trasmessi a terra e il software li confronta con le precedenti osservazioni relative alla stessa regione. Se emerge qualche differenza, dunque se lì in quella regione di cielo qualcosa è cambiato, il sistema genera un alert. È a seguito di questi alert che Evans e colleghi si sono accorti dell’eventi di distruzione mareale parziale in corso.

«È la prima volta che assistiamo al reiterato mordere e consumare una stella come il nostro Sole da parte di un buco nero di massa modesta», sottolinea Evans. «I cosiddetti eventi di distruzione mareale parziale e ripetuta sono di per sé una scoperta abbastanza nuova e sembrano rientrare in due categorie: quelli che eruttano ogni poche ore e quelli che eruttano ogni anno o giù di lì. Questo nuovo sistema si colloca esattamente nell’intervallo tra queste due tipologie. E quando si fanno i conti si scopre che anche i tipi d’oggetti coinvolti corrispondono alla perfezione».

«Si conosce solo un evento di questo tipo», aggiunge Campana, «perché sono estremamente difficili da osservare, solo con Swift ci si poteva riuscire. E questo evento, con un periodo di quasi un mese, fa da anello di congiunzione tra le eruzioni quasi periodiche con periodi di qualche ora, che necessitano di nane bianche e buchi neri di massa intermedia, e fenomeni di distruzione mareale con periodi di anni, che necessitano invece di buchi neri super massivi».

Per saperne di più:

• Leggi su Nature Astronomy l’articolo “Monthly quasi-periodic eruptions from repeated stellar disruption by a massive black hole”, di P. A. Evans, C. J. Nixon, S. Campana, P. Charalampopoulos, D. A. Perley, A. A. Breeveld, K. L. Page, S. R. Oates, R. A. J. Eyles-Ferris, D. B. Malesani, L. Izzo, M. R. Goad, P. T. O’Brien, J. P. Osborne e B. Sbarufatti

Elena Pancino, ricercatrice all’Inaf – Osservatorio astrofisico di Arcetri, vincitrice di un Erc Advanced Grant da 2,5 milioni di euro. Crediti: R. Spiga/Inaf

Dal primo novembre prossimo e per i successivi cinque anni, Elena Pancino – ricercatrice Inaf a Firenze – guiderà il progetto europeo “StarDance” che, con un budget di due milioni e mezzo di euro messo a disposizione dallo European Research Council (Erc), il Consiglio europeo delle ricerche, cercherà di dare risposta a una domanda fondamentale aperta da decenni: come si formano le stelle?

StarDance studierà le proprietà fisiche e chimiche delle popolazioni stellari esotiche negli ammassi stellari e nella popolazione di campo della Via Lattea, per comprovare la nuova ipotesi proposta da Pancino basata sullo studio di un tipo di stelle “non-canoniche”, risultato di interazioni tra stelle binarie che si fonderebbero dando origine a un’unica stella più massiccia. Queste popolazioni di stelle verranno studiate soprattutto negli ammassi stellari, sia aperti che globulari, ovvero le “culle” entro cui la maggior parte delle stelle si forma, rendendoli quindi ambienti molto attivi dal punto di vista chimico e dinamico. Proprio di questi ammassi, a oggi non è ancora del tutto chiaro quale sia il meccanismo di formazione, soprattutto per quelli più antichi (gli ammassi globulari), né se la formazione stellare nell’universo primordiale fosse diversa da quella che è possibile osservare oggi.

Alcune di queste stelle esotiche attendono da decenni un’interpretazione certa della loro origine. La definizione deriva da alcune loro caratteristiche peculiari: per esempio una composizione chimica anomala, il tipo di rotazione o la loro estrema ricchezza di litio, oppure la perdita di una parte importante della loro atmosfera.

Il titolo accattivante del progetto “StarDance” richiama la danza delle stelle, un concetto spesso usato per descrivere il percorso di oggetti che gravitano l’uno attorno all’altro. «Nel mio progetto, metterò assieme la danza delle stelle che da sole ruotano molto velocemente sul loro asse, delle stelle binarie che ruotano l’una attorno all’altra, e degli ammassi stellari in cui migliaia o addirittura milioni di stelle seguono i loro percorsi non-deterministici, solitarie o in coppie e multipli, sotto l’azione del comune campo gravitazionale», spiega Pancino. «Con “StarDance” avrò la possibilità di mettere alla prova una mia nuova ipotesi, secondo cui le interazioni tra stelle molto vicine tra loro, con scambio di massa e anche con la fusione delle due stelle, possono spiegare tutte le osservazioni in maniera naturale e organica. L’ambizione sta nel fatto che il progetto richiede una batteria di test ad ampio spettro, con osservazioni che vanno dalla banda dei raggi X fino all’infrarosso, ottenute per di più con tecniche diversissime, dalle più classiche fino all’intelligenza artificiale, e richiede anche competenze astrofisiche molto variegate. In sostanza, per la prima volta si guarderà il problema da diversi angoli in maniera organica e spaziando tra diversi campi di ricerca che tradizionalmente non comunicano molto tra loro».

Questa ricerca si inserisce in un contesto scientifico già in grande fermento nel campo della formazione e dell’evoluzione stellare, grazie anche al contributo della missione astrometrica europea Gaia e altre missioni spaziali e grandi survey da terra, che stanno producendo un’enorme mole di dati di altissima qualità ancora lontana, però, dall’essere interpretata in modo soddisfacente. In questo contesto, gli ammassi stellari si confermano come potenti laboratori astrofisici da utilizzare per testare i modelli teorici.

«Io e il mio gruppo potremo contare su un’enorme mole di lavoro fatta dalla comunità a cui apparteniamo. Tuttavia, l’Erc finanzia progetti alla cui base c’è un elemento di novità o di rottura con il passato, soprattutto dove ci sono grandi problemi aperti da lungo tempo, a cui le tecniche tradizionali non hanno saputo dare finora una risposta, proprio come nel nostro caso», conclude Pancino.

Vi serve una mappa per orientarvi tra i vulcani attivi di Venere? Ci ha pensato un gruppo di geologi planetari, guidati da Iván López dell’Università Rey Juan Carlos di Madrid, con cui hanno collaborato due ricercatori dell’Istituto nazionale di astrofisica. Gli autori della ricerca, pubblicata ieri online su Journal of Maps, hanno mappato Imdr Regio, una regione chiave per lo studio del vulcanesimo attivo su Venere, che è uno degli obbiettivi chiave delle future missioni sul secondo pianeta del Sistema solare recentemente selezionate per il lancio (Veritas e DaVinci della Nasa, EnVision dell’Esa, Shukrayaan-1 di Isro, Venera-D di Roscosmos).

Mappa geologica 1:5000000 di Imdr Regio su Venere. Crediti: Ivan Lopez et al. / Journal of Maps (2023)

Perché questa regione è così importare per i ricercatori? Piero D’Incecco, ricercatore all’Inaf d’Abruzzo, spiega che «in quest’area si trova un vulcano venusiano potenzialmente tuttora attivo – Idunn Mons – che è stato recentemente analizzato da svariati studi di ricerca. Questa mappa fornirà un contributo cruciale ai futuri studi scientifici che cercheranno di stabilire la tipologia, l’entità e la frequenza dell’attività vulcanica sul gemello infernale della Terra». La regione mappata è una delle geologicamente più giovani di tutto il pianeta roccioso.

«Aree come Imdr Regio dovranno essere attentamente analizzate dalle future missioni su Venere, anche tramite una comparazione diretta con vulcani terrestri. L’Inaf d’Abruzzo è direttamente coinvolto nell’ambito della partecipazione italiana Asi alla missione Veritas», aggiunge Gaetano Di Achille, co-investigator della missione Veritas e ricercatore all’Inaf d’Abruzzo, che ha recentemente preso parte a una spedizione della Nasa in Islanda per lo studio dei vulcani islandesi come possibili analoghi terrestri per Venere.

La mappatura geologica di questa regione di Venere ha richiesto anni di lavoro. «L’attenzione dei ricercatori», sottolinea D’Incecco, «si è focalizzata su quest’area dopo che nel 2010 la missione Esa Venus Express identificò un’anomalia di emissività (indice di attività vulcanica recente o tuttora in corso) proprio sulla sommità di Idunn Mons, vulcano di 200 km di diametro».

La mappa sarà utile anche a stabilire le possibili zone di atterraggio dei futuri lander (come ad esempio quello della missione Venera-D) che analizzeranno in-situ la composizione chimica della superficie di Venere, scattando anche fotografie ad alta risoluzione del suo panorama desertico.

Per saperne di più:

• Leggi su Journal of Maps l’articolo “Geology of the Imdr Regio area of Venus”, di Iván López, Lucía Martín, Piero D’Incecco, Nicholas P. Lang e Gaetano Di Achille

Siamo in un ammasso di galassie a circa 620 milioni di anni luce da qui. Al suo interno, una galassia a spirale che lo attraversa ha perso il suo gas per un fenomeno noto come ram pressure stripping, nel quale il plasma caldo che permea l’ammasso di galassie strappa il materiale gassoso presente nella galassia creando, in alcuni casi, una coda di trascinamento che le conferisce una forma simile a una medusa. La galassia in questione si chiama JO36 e, a causa dell’interazione con l’ammasso, ha già perso tutto il gas e con esso la coda tipica delle galassie medusa. Ha avuto, inoltre, una storia di formazione stellare peculiare a cui gli astronomi non erano ancora riusciti ad attribuire una spiegazione fisica. Ora però, grazie ai dati radio di una survey condotta con Lofar, hanno visto che sta attraversando uno dei getti della radiogalassia centrale dell’ammasso. Un incontro raro e inatteso, una scoperta – come spesso accade nella scienza – puramente casuale di un sistema unico mai visto prima. I risultati sono in corso di stampa su The Astrophysical Journal.

Marisa Brienza e Alessandro Ignesti, ricercatori dell’Inaf alla guida dello studio sulla galassia JO36. Crediti: Crediti: L’Oréal/Unesco, G. Peluso

JO36 fa parte di un programma osservativo chiamato Gasp (Gas stripping phenomena in galaxies with Muse), che conta 94 galassie ram pressure stripped, alcune di queste hanno una forma a medusa e 64 si trovano in ammassi, inizialmente osservate con lo spettrografo a campo integrale Muse del Very Large Telescope. Successivamente le osservazioni delle code di gas ionizzato viste da Muse sono state ampliate a diverse lunghezze d’onda, per catturare una panoramica completa dei fenomeni fisici in atto in queste galassie così particolari. Una mossa necessaria, senza la quale la protagonista di questo studio sarebbe stata semplicemente etichettata come una galassia fuori dal comune, con un probabile passato turbolento. Questo, infatti, quello che si leggeva in un articolo del 2017 di uno dei membri del gruppo Gasp. Fino a quando, appunto, è arrivata la possibilità di cercare alcune di queste galassie fra i dati di Lofar, il radiotelescopio europeo che osserva il continuo radio a basse frequenze (100 MHz) nel cielo dell’emisfero nord. La sovrapposizione fra le due survey – quella di Gasp e quella di Lofar – contava diverse galassie, fra cui JO36. Una galassia un po’ particolare, dicevamo: a differenza di altre galassie del campione e delle galassie medusa, il gas strappato dal corpo non forma una coda evidente alle lunghezze d’onda dell’idrogeno ionizzato e la sua storia di formazione stellare presentava uno strano picco di attività piuttosto recente.

«Quando abbiamo finalmente ricevuto di dati radio ci siamo resi conto che stava attraversando il getto radio di un’altra galassia», spiega Alessandro Ignesti, ricercatore all’Inaf di Padova e primo autore dello studio. Questi “getti radio” – getti di plasma provenienti dalla radiogalassia – sono dovuti all’emissione di particelle relativistiche e sono creati dall’attività del buco nero supermassiccio centrale. «JO36 si trovava quindi ad attraversare i lobi creati dai getti radio della galassia centrale dell’ammasso. Quale sia esattamente la dinamica dell’interazione non è chiaro, ma significa che la galassia si trova in una regione di spazio in cui c’è del plasma relativistico emesso dalla radiogalassia: un ambiente completamente diverso da quello in cui si trovano le altre galassie medusa di Gasp.

Sovrapposizione fra l’immagine a lunghezze d’onda ottiche e radio dell’incontro fra la galassia ram pressure stripped JO36 (in alto) e quella a 100 MHz di Lofar, che mette in evidenza i getti radio della galassia centrale dell’ammasso. La galassia a spirale JO36 si trova immersa in uno dei due lobi della radiogalassia. Crediti: Ignesti et al., 2023

Lo studio appena pubblicato non è ancora conclusivo rispetto alla fisica dell’interazione – sottolinea il ricercatore – ma riesce a dimostrare che quanto visto non è un mero effetto di sovrapposizione ottica, bensì una sovrapposizione fisica. Ci sono alcune proprietà fisiche dei due oggetti coinvolti, infatti, che supportano questo scenario. Fra queste la forma dello spettro radio dei getti della radio galassia, o la storia di formazione stellare della galassia medusa, o ancora la sua forma.

Cominciamo quindi dalla variazione nella forma e nelle proprietà del getto radio per effetto del passaggio della galassia medusa JO36. Lo potete vedere nell’immagine posizionata sulla destra. La galassia medusa è l’oggetto piccolo e luminoso all’interno del lobo superiore del getto della radiogalassia. La radiogalassia in questione si trova al centro dell’ammasso, ed è quella che a lunghezze d’onda ottiche appare come la più brillante e viene identificata con la dicitura brightest cluster galaxy, o Bcg (che tradotto dall’inglese significa appunto “galassia più brillante dell’ammasso”). All’interno del getto, che si espande decelerando, si vede una sottostruttura – in corrispondenza del punto di incontro con la galassia – che deforma localmente il campo magnetico. Non è chiaro se sia la galassia che lo attraversa, oppure il getto che si muove attorno alla galassia, come se questa fosse un sasso che affiora sul letto di un fiume che scorre. Per semplicità, però, diremo che la galassia sta attraversando il getto.

«Non era scontato che l’attraversamento di una galassia causasse una perturbazione nel getto radio della Bcg, e infatti andiamo molto cauti su questo», dice Marisa Brienza, ricercatrice all’Inaf di Bologna, seconda autrice dello studio ed esperta di radioastronomia. «La ragione è tutta da indagare, ma siamo riusciti a confermare la presenza della perturbazione attraverso l’analisi spettrale del getto radio».

Una volta fatta la scoperta con Lofar, osservando a 144 MHz, gli autori hanno immediatamente chiesto del tempo osservativo al radiotelescopio indiano Giant Metrewave Radio Telescope per osservare l’oggetto a frequenze più alte (circa 700 MHz). Combinando dati radio a diversa frequenza, infatti, è possibile vedere come si comporta lo spettro radio generato da sincrotrone, il meccanismo fisico generato dal moto degli elettroni relativistici del plasma nel campo magnetico, e che illumina i getti. Secondo le previsioni teoriche, la forma dello spettro segue una legge di potenza lungo le frequenze, e diventa sempre più ripido dal centro verso l’esterno. Succede perché gli elettroni che compongono il getto emesso dal nucleo galattico attivo della radiogalassia perdono energia man mano che si allontanano dal centro, e più perdono energia più la pendenza dello spettro aumenta, diventando più ripida.

Immagine che mostra l’andamento dell’indice spettrale della legge di potenza dell’effetto di sincrotrone che illumina i getti radio emessi dalla radiogalassia centrale. A colori più rossi corrisponde una pendenza meno elevata, a colori blu invece pendenze più ripide. Crediti: Ignesti et al., 2023

«Questo andamento risulta perfettamente ordinato quando osserviamo lo spettro del lobo inferiore», commenta Brienza facendo riferimento alla seconda immagine, quella che vedete sulla sinistra, «mentre quando guardiamo quello superiore mostra delle variazioni non attese, che suggeriscono che un qualche processo fisico abbia disturbato il normale comportamento del getto. Noi pensiamo che sia stato uno shock, causato dal passaggio di un oggetto supersonico. In pratica il passaggio di questo shock trasferisce energia negli elettroni e questo causa una variazione dello spettro. Come abbia origine questo shock nello specifico, o quale sia la dinamica che ha causato questi moti supersonici, rimane da capire. Ci sono vari scenari che possono essere esplorati, ma da qui possiamo dire chiaramente che le due galassie hanno interagito».

E la domanda, a questo punto, sorge spontanea: quanto è unico questo caso? Radiogalassie come questa non sono oggetti rari all’interno degli ammassi, e grazie alla finestra sulla bassa frequenza (intorno a 100 MHz) aperta da Lofar se ne stanno scoprendo sempre di più. Verrebbe da pensare, quindi, che in una survey come Gasp, che indaga un ambiente – gli ammassi di galassie appunto – preferenziale sia per le galassie ram pressure stripped (e medusa) che per le radiogalassie, la probabilità di inciampare in altri casi simili non sia trascurabile. Di fatto, però, ci troviamo in ambienti così estesi e massicci che, finora, questo caso è il primo e l’unico.

«Una volta avevo provato a fare un conticino probabilistico», racconta Ignesti, «ed era risultato che la probabilità che si verifichi una situazione come questa – ovvero che una galassia attraversi il lobo di una radiogalassia – è inferiore a quella di vincere al superenalotto. Ci sono una manciata di casi simili in letteratura, che riportano l’interazione fra una galassia e una radiogalassia, ma nessuno mostra le caratteristiche di questo caso».

D’altra parte, lo dicevamo, la galassia medusa non mostrava segni che lasciassero intuire un’interazione di questo tipo. Dalle prime osservazioni con Muse, però, era chiaro che si trattasse di una galassia un po’ anomala, sia nella forma, perché il gas le era strato strappato quasi completamente, sia nell’orientamento, perché era difficile intuire quale fosse la direzione dello stripping dal momento che si trovavano piccole macchie di gas ionizzato in vari punti. Per di più, dall’analisi dello spettro delle stelle si trovava uno strano picco di formazione stellare circa 200-300 milioni di anni prima dell’epoca di osservazione.

«Grazie alle osservazioni radio abbiamo capito innanzitutto la direzione in cui si sta muovendo, perché la scia punta verso nordovest e quindi quasi sicuramente la galassia si sta spostando verso sudest», continua Ignesti, «e poi abbiamo visto che l’epoca a cui è avvenuto il picco di formazione stellare coincide sorprendentemente bene con il tempo necessario per attraversare il getto radio, segno che questo potrebbe aver perturbato il mezzo interstellare causando, appunto, la formazione di molte stelle in poco tempo».

Nei piani degli autori, ora, c’è studiare la geometria del campo magnetico. Il fatto che ci sia un’emissione di sincrotrone, lo dicevamo prima, è indice della presenza di un campo magnetico che si estende lungo tutta la struttura delle radiogalassie. Gli autori pensano che l’origine della sottostruttura nel getto radio, generata dal passaggio di JO36, sia un fenomeno chiamato magnetic draping: succede quando l’oggetto che attraversa il campo magnetico è più veloce della velocità di Alfven nel plasma, e inizia a piegare il campo magnetico senza romperlo e “trascinandoselo” dietro. Se l’ipotesi è corretta, lo strascico dietro JO36 il campo magnetico dovrebbe essere ben allineato lungo il moto relativo fra getto e galassia. Per verificarlo, bisognerebbe osservare l’emissione polarizzata, che fornirebbe informazioni dirette sulla geometria del campo magnetico.

«Osservare l’emissione polarizzata con il MeerKat, ad esempio, è la nostra prossima scommessa. Non siamo che all’inizio, ma è proprio questo il bello di questa scoperta», conclude Ignesti. «Indagando oggetti come questo possiamo capire molto di più anche sulla fisica dei getti in generale, e possiamo testare i modelli teorici. Una delle domande aperte nello studio delle radiogalassie, infatti, riguarda la composizione effettiva dei getti relativistici, il loro comportamento e soprattutto la loro interazione con lo spazio circostante. Qui, abbiamo trovato un bellissimo banco sperimentale a cielo aperto per mettere alla prova la nostra conoscenza dell’astrofisica».

Per saperne di più:

• Leggi il preprint dell’articolo in uscita su The Astrophysical Journal “On the encounter between the GASP galaxy JO36 and the radio plume of GIN 049”, di Alessandro Ignesti, Marisa Brienza, Benedetta Vulcani, Bianca M. Poggianti, Antonino Marasco, Rory Smith, Martin Hardcastle, Andrea Botteon, Ian D. Roberts, Jacopo Fritz, Rosita Paladino, Myriam Gitti, Anna Wolter, Neven Tomčić, Sean McGee, Alessia Moretti, Marco Gullieuszik e Alexander Drabent

L’immagine mostra l’orientamento del campo magnetico nella galassia lontana 9io9, osservata quando l’universo aveva solo il 20 per cento della sua età attuale: la rilevazione più lontana mai effettuata del campo magnetico di una galassia.Le osservazioni sono state eseguite con Alma (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), di cui l’Eso è partner. I grani di polvere all’interno di 9io9 sono in qualche modo allineati con il campo magnetico della galassia e per questo emettono luce polarizzata, il che significa che le onde luminose oscillano lungo una direzione preferita anziché in modo casuale. Alma ha rilevato questo segnale di polarizzazione, da cui gli astronomi hanno potuto ricavare l’orientamento del campo magnetico, mostrato qui come linee curve sovrapposte all’immagine Alma. Il segnale di luce polarizzata emesso dalla polvere allineata magneticamente in 9io9 era estremamente debole, rappresentando solo l’1 per cento della luminosità totale della galassia, quindi gli astronomi hanno sfruttato un trucco della natura per ottenere questo risultato. L’equipe è stata aiutata dal fatto che 9io9, sebbene molto distante da noi, venga ingrandita tramite un processo noto come lente gravitazionale. Ciò si verifica quando la luce proveniente da una galassia lontana, in questo caso 9io9, appare più luminosa e distorta poiché viene piegata dalla forza di gravità di un oggetto molto grande in primo piano. Crediti: Alma (Eso/Naoj/Nrao)/J. Geach et al.

Utilizzando Alma (l’Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), alcuni astronomi hanno rilevato il campo magnetico di una galassia così lontana che la sua luce ha impiegato più di 11 miliardi di anni per raggiungerci: la vediamo com’era quando l’universo aveva appena 2,5 miliardi di anni. Il risultato fornisce agli astronomi indizi vitali su come si sono formati i campi magnetici delle galassie come la Via Lattea.

I campi magnetici sono comuni a molti corpi astronomici nell’universo, siano essi pianeti, stelle o galassie. «Molti potrebbero non sapere che la nostra intera galassia e altre galassie sono permeate da campi magnetici, che si estendono per decine di migliaia di anni luce», dice James Geach, professore di astrofisica all’Università dell’Hertfordshire, nel Regno Unito, e autore principale dello studio pubblicato oggi da Nature.

«In realtà sappiamo molto poco su come si formano questi campi, nonostante siano fondamentali per l’evoluzione delle galassie», aggiunge Enrique Lopez Rodriguez, ricercatore all’Università di Stanford, negli Stati Uniti, che ha partecipato allo studio. Non è chiaro quanto presto nella vita dell’universo e quanto velocemente si formino i campi magnetici nelle galassie, perché finora gli astronomi hanno mappato i campi magnetici solo nelle galassie vicine a noi.

Ora, utilizzando Alma, di cui l’Eso (Osservatorio Europeo Australe) è partner, Geach e il suo gruppo hanno scoperto un campo magnetico già completamente formato in una galassia distante, simile nella struttura a quello osservato nelle galassie vicine a noi. Il campo è circa mille volte più debole del campo magnetico terrestre, ma si estende per oltre 16mila anni luce.

Questa immagine a infrarossi mostra la lontana galassia 9io9, vista qui come un arco rossastro curvato intorno a una galassia vicina a noi e luminosa. La galassia vicina agisce come una lente gravitazionale: la sua massa curva lo spaziotempo intorno a sé, piegando i raggi luminosi provenienti da 9io9 sullo sfondo e producendone la forma distorta. Questa veduta a colori è il risultato della combinazione di immagini a infrarossi scattate con Vista (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy) dell’Eso in Cile e con il Chft (Canada France Hawaii Telescope) negli Stati Uniti. Crediti:
Eso/J. Geach et al.

«Questa scoperta ci fornisce nuovi indizi su come si formano i campi magnetici su scala galattica», spiega Geach. L’osservazione di un campo magnetico completamente sviluppato in questa fase iniziale della storia dell’universo indica che i campi magnetici che abbracciano intere galassie possono formarsi rapidamente mentre le giovani galassie crescono.

L’equipe ritiene che l’intensa formazione stellare nell’universo primordiale potrebbe aver avuto un ruolo nell’accelerare lo sviluppo dei campi. Inoltre, questi campi possono a loro volta influenzare il modo in cui si formeranno le generazioni successive di stelle. Il coautore e astronomo dell’Eso Rob Ivison sottolinea che la scoperta apre «una nuova finestra sui meccanismi interni delle galassie, perché i campi magnetici sono collegati al materiale che sta formando nuove stelle».

Per effettuare questa rilevazione, l’equipe ha cercato la luce emessa dai grani di polvere in una galassia distante, 9io9. Le galassie sono piene di grani di polvere che, quando è presente un campo magnetico, tendono ad allinearsi; la luce che emettono diventa quindi polarizzata. Ciò significa che le onde luminose oscillano lungo una direzione preferita anziché in modo casuale. Quando Alma ha rilevato e mappato un segnale polarizzato proveniente da 9io9, è stata confermata per la prima volta la presenza di un campo magnetico in una galassia molto distante.

«Nessun altro telescopio avrebbe potuto raggiungere questo obiettivo», conclude Geach. La speranza è che questa e altre future osservazioni di campi magnetici distanti aiutino a far luce sul mistero di come si formano queste strutture fondamentali nelle galassie.

Fonte: comunicato stampa Eso

Per saperne di più:

• Leggi su Nature l’articolo “Polarized thermal emission from dust in a galaxy at redshift 2.6”, di J. E. Geach, E. Lopez-Rodriguez, M. J. Doherty, Jianhang Chen, R. J. Ivison, G. J. Bendo, S. Dye e K. E. K. Coppin

Guarda il video dell’Eso (in inglese):

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Questa Gif alterna le immagini di Lro del 27 giugno 2020 e del 24 agosto 2023, prima e dopo la comparsa di un nuovo cratere da impatto probabilmente dovuto alla missione russa Luna-25. Crediti: Goddard Space Flight Center della Nasa / Arizona State University

Durante la sua discesa, la sonda russa Luna-25 ha subito un’anomalia che ne ha causato l’impatto con la superficie lunare. Roscosmos, l’agenzia spaziale russa, ha pubblicato una stima del punto di impatto il 21 agosto. È così che il Lunar Reconnaissance Orbiter (Lro) – il satellite della Nasa in orbita lunare dal 2009 – si è messo alla ricerca dei resti della sonda russa e ha ripreso un nuovo cratere che molto probabilmente è proprio il luogo dell’impatto.

Il 22 agosto, il team della Lroc (Lro Camera) e il mission operations team di Lro hanno inviato comandi alla sonda spaziale per catturare immagini del sito. La sequenza è iniziata il 24 agosto alle 18:15 Utc ed è stata completata circa quattro ore dopo, alle 22:12 Utc. Dal confronto delle immagini scattate prima del momento dell’impatto e quelle scattate dopo è risultata evidente la presenza di un nuovo piccolo cratere.

L’immagine precedente più recente di quell’area è stata catturata nel giugno 2022; quindi, il cratere si è formato successivamente a quella data. Poiché questo nuovo cratere è vicino al punto di impatto stimato di Luna-25, il team Lro ha concluso che è probabile che provenga dall’impatto di quella sonda, piuttosto che da un qualcosa di “naturale”.

Il nuovo cratere ha un diametro di circa 10 metri e si trova a 57.86 gradi di latitudine sud e 61.36 gradi di longitudine est, a un’altitudine di circa meno 360 metri. Il punto di impatto si trovava sul ripido bordo interno (con una pendenza maggiore di 20 gradi) del cratere Pontécoulant G a circa 400 chilometri dal punto di atterraggio previsto di Luna-25, a 69.54 gradi sud e 43.54 gradi est.

Avete presente il famoso detto popolare “prendere due piccioni con una fava”? Questa volta potrebbe adattarsi bene anche in campo astrofisico. Un team di fisici teorici del Tata Institute of Fundamental Research (Tifr) di Mumbai, dell’Indian Institute for Science di Bengaluru e dell’Università della California a Berkeley ha proposto, infatti, un nuovo metodo per impiegare la scienza e i rilevatori delle onde gravitazionali anche per sondare la materia oscura studiando gli effetti che questa ha sulle stelle di neutroni.

La materia oscura, interagendo con l’interno delle stelle di neutroni, ne farebbe collassare il nucleo in una sorta di mini buco nero che, una volta formato, finirebbe con l’inghiottire tutta la stella di neutroni originaria. Il risultato sarebbe la nascita di un buco nero leggero, con massa di poco superiore a quella della stella di neutroni originaria. I rivelatori di onde gravitazionali potrebbero rivelare l’interazione tra il mini buco nero e la stella di neutroni inghiottita, fornendo informazioni indirette sulla materia oscura. Crediti: Basudeb Dasgupta, Tifr

La materia oscura è un presupposto fondamentale per capire come è fatto l’universo – rappresentand0 circa l’85 per cento di tutta la massa in esso presente – e la sua esistenza è largamente accettata dalla comunità scientifica. Tuttavia, come suggerito dal nome, la natura e le proprietà della materia oscura restano ignote, soprattutto perché finora non è stato possibile, nonostante i numerosi esperimenti, rivelarla direttamente. Le evidenze che si hanno dell’esistenza della materia oscura sono tutte di tipo indiretto: finora, infatti, siamo stati in grado di rivelare solo gli effetti gravitazionali dovuti alla presenza di materia oscura sulla materia “ordinaria” circostante – ad esempio sulla curva di rotazione delle galassie. Ecco perché l’identità elementare della materia oscura e la possibilità di “svelarla” sono tra gli obiettivi primari della ricerca nei campi della cosmologia e della fisica delle particelle.

Secondo Sulagna Bhattacharya, studente laureato al Tifr, in India, e primo autore di uno studio sull’argomento pubblicato la settimana scorsa su Physical Review Letters, le particelle di materia oscura presenti in una galassia si accumulerebbero all’interno delle stelle di neutroni a causa delle loro interazioni di tipo non gravitazionale. Le particelle di materia oscura, pesanti e senza una controparte antiparticellare, formerebbero quindi un nucleo denso che collasserebbe in un minuscolo buco nero.

«Secondo questo modello, la materia oscura riuscirebbe a interagire con l’interno delle stelle di neutroni, facendone collassare il nucleo in una sorta di “mini buco nero” che, una volta formato, finirebbe con l’inghiottire tutta la stella di neutroni dalla quale è “ospitato”», spiega Paolo D’Avanzo, astrofisico non coinvolto nello studio appena pubblicato che, all’Osservatorio astronomico di Brera dell’Inaf, conduce le sue ricerche, tra le altre cose, proprio su stelle di neutroni e onde gravitazionali.

Le teorie sull’evoluzione stellare prevedono che i buchi neri si formino quando le stelle di neutroni superano circa 2,5 volte la massa del Sole, come previsto dalle equazione di Tolman-Oppenheimer-Volkoff, ma in questo caso la materia oscura porterebbe a buchi neri di piccola massa, di poco superiore a quella della stella di neutroni originaria, che tipicamente è di circa 1,4 masse solari. «Il risultato», continua D’Avanzo, «sarebbe dunque la nascita di un buco nero molto leggero, con massa decisamente inferiore a quella che una stella di neutroni può sopportare prima del suo classico collasso gravitazionale in buco nero».

Una suggestione allettante sull’esistenza di questi mini buchi neri arriva dal lavoro pionieristico di Hawking e Zeldovich degli anni ’60, secondo cui i buchi neri di piccola massa potrebbero avere avuto un’origine primordiale, cioè essere stati creati da fluttuazioni di densità estremamente rare ma di grandi dimensioni nell’universo primordiale. Buchi neri, universo primordiale da un lato e onde gravitazionali e materia oscura dall’altro: il lavoro di Bhattacharya e collaboratori affronta senza dubbio alcune questioni tra le più interessanti e complesse dell’astrofisica.

«Per parametri di materia oscura non ancora esclusi da alcun altro esperimento, i vecchi sistemi binari di stelle di neutroni nelle regioni dense della galassia», dice sottolineando l’importanza dello studio Anupam Ray, che ha co-diretto il lavoro del team di ricerca, «dovrebbero essersi evoluti in sistemi binari di buchi neri. Se non si riscontreranno fusioni anomale di oggetti con massa minima, potremo allora avere a disposizione nuovi vincoli per la ricerca sulla materia oscura». Ipotesi, però, difficile da verificare con esperimenti di laboratorio. E poi, è possibile rilevare nell’universo buchi neri di massa così piccola?

Il rivelatore Ligo gestisce due siti di rivelazione, uno vicino a Hanford, nella parte orientale di Washington, e un altro vicino a Livingston, in Louisiana. Questa foto mostra il sito del rivelatore di Livingston. Crediti: Ligo

Il team di ricerca guidato da Bhattacharya suggerisce che il mistero sulla natura della materia oscura potrebbe essere svelato dai rivelatori di onde gravitazionali Ligo (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory), Virgo e Kagra, ma anche dai rivelatori di ultima generazione, come Advanced Ligo, Cosmic Explorer ed Einstein Telescope. Tramite la misura e la modellizzazione del segnale gravitazionale prodotto da un sistema binario composto da due oggetti compatti – buchi neri o stelle di neutroni – in coalescenza è, infatti, possibile misurarne con precisione le masse. Secondo gli scienziati, l’eventuale rivelamento di un sistema binario di buchi neri con masse significativamente inferiori al limite delle 2,5 masse solari costituirebbe l’evidenza dell’esistenza dei buchi neri leggeri formatisi dall’interazione tra materia oscura e stelle di neutroni.

«La fattibilità di questa misura è sicuramente alla portata degli interferometri gravitazionali attuali e futuri, ad esempio dell’Einstein Telescope, come dimostrato dalle decine di eventi gravitazionali rivelati finora», osserva D’Avanzo. È interessante notare che alcuni degli eventi rilevati negli scorsi anni dall’interferometro Ligo – ad esempio Gw 190814 e Gw 190425 – sembrano in effetti riguardare almeno un oggetto compatto di piccola massa, al limite tra le masse attese per buchi neri e stelle di neutroni.

Sulla base di queste considerazioni, la collaborazione Ligo ha già intrapreso ricerche mirate di buchi neri di piccola massa e fissato i parametri limite. I vincoli presentati in questo studio hanno un valore significativo, poiché esplorano uno spazio di misure che è ben al di là della portata degli attuali rivelatori terrestri di materia oscura, come Xenon 1T, Panda e Lux-Zeplin, soprattutto per le particelle di materia oscura pesanti. In particolare, questa ricerca mostra come, grazie alle onde gravitazionali, si potrebbero sondare interazioni estremamente deboli di materia oscura pesante, ben al di sotto del cosiddetto neutrino floor, il limite nei modelli teorici al di sotto della quale la scoperta della materia oscura con esperimenti diretti è ostacolata da un fondo di neutrini impossibile da eliminare.

Immagine artistica dell’Einstein Telescope, un rivelatore sotterraneo di onde gravitazionali di terza generazione. Crediti: Nikhef

In altre parole, i rivelatori gravitazionali potrebbero arrivare là dove i rivelatori convenzionali di materia oscura devono confrontarsi con il disturbo di altri tipi di particelle. Considerando i continui progressi e gli sviluppi futuri previsti per gli attuali esperimenti sulle onde gravitazionali e tenendo conto della loro maggiore sensibilità e del tempo di osservazione, i ricercatori prevedono che i vincoli alla fisica della materia oscura potrebbero finalmente arrivare entro i prossimi dieci anni. «L’idea sembra promettente e sarà senza dubbio interessante attendere i risultati dell’attuale run osservativo O4 degli interferometri Ligo/Virgo/Kagra, iniziato lo scorso maggio e previsto durare più di un anno», conclude D’Avanzo.

Per saperne di più:

• Leggi su Physical Review Letters l’articolo “Can LIGO Detect Nonannihilating Dark Matter?”, di Sulagna Bhattacharya, Basudeb Dasgupta, Ranjan Laha e Anupam Ray

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Bianca Maria Poggianti, dirigente di ricerca all’Inaf-Osservatorio astronomico di Padova e Socia corrispondente dell’Accademia dei Lincei

Prestigiosa nomina per Bianca Maria Poggianti, dirigente di ricerca all’Osservatorio astronomico di Padova dell’Istituto nazionale di astrofisica (Inaf), eletta Socia corrispondente dell’Accademia dei Lincei per la classe di Scienze fisiche, matematiche e naturali. Laureata in fisica all’Università di Pisa, dopo aver conseguito il dottorato in astronomia a Padova Poggianti ha trascorso periodi di ricerca nei Paesi Bassi, nel Regno Unito e in Germania. Già premiata con il Bessel Award della von Humboldt Foundation nel 2006, Poggianti è leader di progetti internazionali di grande impatto, tra i quali la survey Wings/OmegaWings e il progetto Gasp, per il quale ha ricevuto nel 2019 un Advanced Grant dello European Research Council di 2,5 milioni di euro.

«Sono molto onorata per questo riconoscimento. Entrare a far parte di un’accademia così antica e prestigiosa», dice Poggianti, «non è solo fonte di grande soddisfazione personale, ma è anche un’opportunità unica di incontro e scambio intellettuale con soci e socie della mia e di altre discipline. In questa occasione il mio pensiero va con gratitudine a tutte le mie collaboratrici e tutti i miei collaboratori, in particolare del team Gasp, perché è solo grazie al lavoro duro fatto insieme negli anni che è stato possibile raggiungere i risultati di eccellenza per i quali oggi ho l’onore di ricevere un riconoscimento così autorevole».

Il distintivo dell’Accademia le sarà consegnato il 10 novembre a Roma, durante la cerimonia di apertura dell’anno accademico 2023-2024. Prima donna dell’Inaf a entrare a far parte dei Lincei, Poggianti si va ad aggiungere al gruppo di astronome (universitarie) già socie dell’Accademia: Francesca Matteucci, Monica Colpi e Laura Maraschi, nonché la presidente del Consiglio scientifico dell’Inaf Marica Branchesi. Poggianti sarà poi in compagnia di altri tre astronomi padovani – Francesco Bertola, Roberto Ragazzoni e Alvio Renzini – e ai colleghi dell’Inaf Massimo Della Valle e Marco Tavani, presidente dell’Istituto.

L’Accademia Nazionale dei Lincei è una delle più antiche e più celebri istituzioni accademiche esistenti. Fondata nel 1603 da Federico Cesi, annovera tra i suoi soci Galileo Galilei, Giovanni Battista Della Porta, Quintino Sella, Vito Volterra e, venendo agli anni più recenti, i premi Nobel Carlo Rubbia e Giorgio Parisi, quest’ultimo attuale vice-presidente dell’Accademia.

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Impressione artistica della binaria a raggi X del buco nero Maxi J1820+070 con un disco magneticamente arrestato formatosi attorno al buco nero. Crediti: YOU Bei

Un team scientifico internazionale ha rivelato per la prima volta i processi di trasporto del campo magnetico nel flusso di accrescimento di un buco nero e la formazione di un Mad, ossia un disco magneticamente arrestato – dall’inglese magnetically arrested disk – in prossimità del buco nero stesso.

I ricercatori hanno compiuto la scoperta mentre stavano conducevano studi osservativi a più lunghezze d’onda di un evento esplosivo riguardante la binaria a raggi X del buco nero Maxi J1820+070, utilizzando Insight-Hxmt, il primo satellite astronomico cinese a raggi X, oltre ad altri telescopi.

L’essenza della loro scoperta risiede nell’osservazione che l’emissione radio proveniente dal getto del buco nero e l’emissione ottica proveniente dalla regione esterna del flusso di accrescimento, risultano essere in ritardo rispetto ai raggi X duri emessi dal gas caldo nella regione interna del flusso di accrescimento di circa 8 e 17 giorni, rispettivamente. Ma facciamo un passo indietro e cerchiamo di capire cosa si presume stia succedendo in prossimità del buco nero in questione.

Il processo con cui un buco nero cattura il gas circostante è noto come “accrescimento” e il gas che cade nel buco nero viene definito flusso di accrescimento. I processi viscosi all’interno del flusso di accrescimento rilasciano energia potenziale gravitazionale, una parte della quale è convertita in radiazione a più lunghezze d’onda. Questa radiazione può essere osservata dai telescopi terrestri e spaziali, permettendoci di “vedere” il buco nero.

Tuttavia, attorno al buco nero ci sono campi magnetici “invisibili” e mentre il buco nero accumula gas, trascina verso di sé anche questi campi magnetici. Precedenti teorie suggeriscono che, poiché il gas in accrescimento trascina continuamente deboli campi magnetici esterni, verso la regione interna del flusso di accrescimento il campo magnetico si va rafforzando progressivamente. La forza magnetica nel flusso di accrescimento, rivolta verso l’esterno del buco nero, aumenta e contrasta l’attrazione gravitazionale, rivolta verso l’interno. Pertanto, nella regione interna del flusso di accrescimento, vicino al buco nero, quando il campo magnetico raggiunge una certa intensità, la materia accumulata rimane intrappolata dal campo magnetico e non può cadere liberamente nel buco nero. È proprio questo il fenomeno noto come Mad.

La teoria Mad è stata proposta molti anni fa e ha spiegato con successo alcuni fenomeni osservativi legati all’accrescimento dei buchi neri. Tuttavia, fino a oggi non era disponibile alcuna prova osservativa diretta dell’esistenza di un Mad, e la formazione del Mad e i meccanismi di trasporto magnetico erano un mistero.

Oltre ai buchi neri supermassicci al centro di quasi tutte le galassie, nell’universo ci sono anche molti altri buchi neri di massa stellare. Gli astronomi hanno rilevato buchi neri di massa stellare in molti sistemi stellari binari della Via Lattea. Questi buchi neri hanno generalmente una massa circa dieci volte quella del Sole. Per la maggior parte del tempo, sono in uno stato quiescente ed emettono radiazioni elettromagnetiche estremamente deboli. Tuttavia, occasionalmente entrano in un periodo “esplosivo” che può durare diversi mesi o addirittura anni, producendo raggi X. È per questo che questi sistemi stellari binari vengono spesso definiti binarie a raggi X di buchi neri.

Curva dell’emissione X (in alto), radio (al centro) e nel visibile (in basso), in funzione del tempo, del sistema binario X del buco nero Maxi J1820+070, in cui è evidente come il picco alle varie frequenze si presente in momenti successivi. Crediti: SHAO

In questo studio, i ricercatori hanno eseguito un’analisi dei dati a più lunghezze d’onda dell’esplosione della binaria a raggi X del buco nero Maxi J1820+070. Hanno osservato che l’emissione di raggi X duri mostrava un picco seguito da un ulteriore picco nell’emissione radio, 8 giorni dopo. Un ritardo così lungo tra l’emissione radio del getto e i raggi X duri del flusso caldo di accrescimento non ha precedenti.

Queste osservazioni indicano che il debole campo magnetico nella regione esterna del disco di accrescimento viene trasportato nella regione interna dal gas caldo, e l’estensione radiale del flusso di accrescimento caldo si espande rapidamente al diminuire della velocità di accrescimento. Maggiore è l’estensione radiale del flusso di accrescimento caldo, maggiore è l’aumento del campo magnetico. Ciò porta a un rapido rafforzamento del campo magnetico vicino al buco nero, con conseguente formazione di un Mad circa 8 giorni dopo il picco dell’emissione di raggi X duri.

«Il nostro studio rivela per la prima volta il processo di trasporto del campo magnetico nel flusso di accrescimento e il processo di formazione del Mad in prossimità del buco nero. Ciò rappresenta la prova osservativa diretta dell’esistenza di un disco magneticamente arrestato», afferma You Bei, primo autore dello studio.

Inoltre, il gruppo di ricerca ha osservato un ritardo senza precedenti (circa 17 giorni) tra l’emissione ottica dalla regione esterna del flusso di accrescimento e i raggi X duri provenienti dal flusso caldo di accrescimento. Attraverso simulazioni numeriche dell’esplosione della binaria a raggi X del buco nero, si è scoperto che quando l’esplosione si avvicina alla fine, l’emissione di raggi X duri fa sì che più materiale in accrescimento dalla regione più esterna cada verso il buco nero a causa di instabilità. Ciò porta a un brillamento ottico nella regione esterna del flusso di accrescimento, con il picco che si verifica circa 17 giorni dopo il picco dei raggi X duri provenienti dal flusso caldo di accrescimento.

«Grazie all’universalità della fisica dell’accrescimento dei buchi neri, per cui i processi di accrescimento per buchi neri di diverse scale di massa seguono le stesse leggi fisiche, questa ricerca farà avanzare la comprensione delle questioni scientifiche legate alla formazione di campi magnetici su larga scala, all’energia dei jet e ai meccanismi di accelerazione per l’accrescimento di buchi neri di diverse scale di massa», conclude Cao Xinwu, co-autore dello studio.

Per saperne di più:

• Leggi su Science l’articolo “Observations of a black hole x-ray binary indicate formation of a magnetically arrested disk” di Bei You, Xinwu Cao, Zhen Yan, Jean-Marie Hameury, Bozena Czerny, Yue Wu, Tianyu Xia, Marek Sikora, Shuang-nan Zhang, Pu Du e Piotr T. Zycki

La “superluna blu” sopra Siracusa, Apod del 5 settembre 2023. Crediti e copyright: Kevin Saragozza

La settimana scorsa, nella notte fra il 30 e il 31 agosto, tanti di noi hanno avuto modo d’ammirare la “superluna blu”. Una luna, a voler essere oggettivi, poco “super” e per niente “blu” – perlomeno non in senso letterale, come ben spiegato da Fabrizio Villa nel suo video sul cielo del mese di agosto. In ogni caso incantevole, al punto che tantissimi hanno provato a immortalarla. Molti hanno ottenuto un risultato soddisfacente, altri magari meno – non era facile, soprattutto senza l’attrezzatura adatta. Ma una persona ci è riuscita talmente bene che il suo scatto campeggia oggi come Apod – ovvero come immagine astronomica del giorno – sull’omonimo sito della Nasa.

Parliamo del fotografo siciliano Kevin Saragozza, che appostato strategicamente con la sua Sony Alpha 7 III in via Elorina, a Siracusa, con il diaframma impostato a f/6.3, l’Iso a 400 e il tempo d’esposizione a 1/25 di secondo, nell’istante esatto in cui la Luna – anzi, la superluna, la superluna blu – si è allineata con il faro del Castello Maniace, sulla punta estrema dell’isola di Ortigia, ha realizzato con un singolo scatto l’opera che possiamo ammirare qui sopra.

«È stata un’alba lunare insolita ed emozionante. Generalmente il nostro satellite naturale all’orizzonte si presenta di colore rossastro, ma quel giorno», ricorda Saragozza, «è apparsa quasi biancastra, e insieme ai colori azzurri del cielo ha prodotto uno scatto molto particolare, proprio sopra al Castello Maniace, uno fra i più noti castelli federiciani. Ed è stata un’emozione non da poco anche il fatto che la Nasa abbia selezionato proprio questa immagine».

Kevin Saragozza, 33 anni, fotografo di Siracusa

Trentatreenne di Siracusa, Saragozza non è nuovo a questi riconoscimenti: l’Apod del 14 novembre 2020 mostrava un suo scatto del cielo sopra Ortigia con Venere, Mercurio e la Luna, e sempre la Luna è protagonista di un’altra sua Apod, quella dell’8 dicembre 2020, in quell’occasione insieme a Giove e Saturno, e anche allora con un faro siracusano in primo piano, quello di Capo Murro di Porco, nella riserva naturale del Plemmirio.

D’altronde la fotografia ha fatto sempre parte della sua vita. È una passione che si tramanda da generazioni: il bisnonno era un noto fotografo di Milano. E l’astrofotografia, dice a Media Inaf, gli permette di esprimere tutto il suo potenziale, realizzando immagini di forte impatto visivo ma anche culturale.

Ora che conoscete alcuni dei segreti dietro a questo suo ultimo superbo scatto, se mai voleste cimentarvi anche voi nell’impresa sappiate avete tutto il tempo per appostarvi. Per la prossima superluna, ovvero la prossima luna piena al perigeo, dovremo infatti attendere fino al 18 settembre 2024 (o fino al prossimo 29 settembre se ci accontentiamo di una luna lievemente meno “super”). Chi la volesse pure “blu” dovrà invece pazientare, stando ai calcoli della Nasa, fino al 2037.

Luca Zappacosta, ricercatore Inaf presso l’Osservatorio astronomico di Roma

Nel 2020, si era aggiudicato 2 milioni 410mila secondi di osservazioni – un totale di quasi 700 ore, pari a circa 28 giorni nel corso di tre anni – con l’ambito telescopio spaziale dell’Esa Xmm-Newton per studiare un campione di una ventina di quasar, i nuclei galattici che risplendono per l’intensa attività dei buchi neri supermassicci al loro centro. E non un campione qualsiasi: include infatti i quasar più lontani tra quelli noti, spingendosi indietro nel tempo fino al primo miliardo d’anni di vita dell’universo, durante quella che gli astronomi chiamano l’epoca della reionizzazione. Parliamo di Luca Zappacosta, ricercatore presso l’Istituto nazionale di astrofisica (Inaf) a Roma e principal investigator di uno dei programmi di osservazione nei raggi X più estesi di sempre dedicati alla caratterizzazione dei primi quasar e alla ricerca della loro natura. Per saperne di più, l’abbiamo intervistato in occasione della pubblicazione, in un articolo appena uscito sulla rivista Astronomy & Astrophysics, dei risultati del primo anno di osservazioni.

Cosa avete scoperto?

«L’evidenza forse più significativa pubblicata finora che i primi quasar formatisi nell’universo mostrano differenze marcate nelle proprietà delle loro regioni centrali rispetto ai quasar osservati in epoche cosmiche meno remote. Il paper presenta osservazioni nei raggi X di qualità mai vista prima per un campione così esteso di sorgenti, il che è stato reso possibile dal Multi-Year Heritage Program di Xmm-Newton che stiamo portando a compimento».

Perché vi interessa confrontare i quasar di epoche così distanti nella storia dell’universo?

«Siamo partiti da una domanda: come è stato possibile formare questi buchi neri così massicci in meno di un miliardo di anni, cioè nel breve lasso di tempo che intercorre tra il Big Bang e l’epoca cosmica della reionizzazione, in cui sono stati osservati? Come per il famoso aneddoto del calabrone, che secondo le sue proprietà aerodinamiche non potrebbe volare ma essendo all’oscuro della cosa lo fa ugualmente, questi buchi neri per le nostre conoscenze di astrofisica non dovrebbero quasi esistere, ma “non sapendolo” esistono lo stesso e risplendono fieramente come quasar brillanti ancor prima che l’universo compisse il miliardo di anni di età. Due sono i casi: o si sono formati partendo da buchi neri iniziali (i cosiddetti “semi”) già molto massicci, o hanno avuto una storia di formazione estremamente veloce con altissimi tassi di accrescimento. Questa domanda racchiude in sé la nostra ignoranza sui processi di formazione dei buchi neri nell’universo primordiale e con essa anche la formazione delle galassie nella stessa epoca. Infatti ormai è chiaro che l’energia rilasciata dai buchi neri supermassicci al centro delle galassie ha una rilevante influenza nel processo evolutivo delle galassie che li ospitano. Capire la formazione dei buchi neri aiuta a capire la formazione delle prime strutture cosmiche, galassie e protoammassi di galassie inclusi».

Che cosa ha di speciale il campione di quasar che avete osservato?

«È il primo campione di quasar primordiali selezionato in maniera fisicamente ragionata. Ha lo scopo di indagare la natura di questi oggetti e quindi include specificatamente i quasar più difficili da formare. Questi sono i “titani” tra i buchi neri, cioè quelli alimentati da un buco nero supermassiccio che ha avuto la storia di formazione più veloce e che quindi ha inghiottito la maggior quantità possibile di materia per arrivare all’attuale massa che stiamo misurando. Essendo questi i titani tra i buchi neri supermassicci, il campione l’abbiamo chiamato Hyperion (uno dei Titani, gli antichi dei della mitologia greca) che è l’acronimo derivato dal nome esteso del progetto: Hyperluminous quasars at the Epoch of Reionization».

Rappresentazione artistica di un buco nero supermassiccio. Crediti: Nasa/Jpl-Caltech

Perché, di tutto lo spettro elettromagnetico, osservare proprio nei raggi X?

«Il progetto Hyperion si propone di indagare a qualsiasi lunghezza d’onda le caratteristiche di questi oggetti. Tuttavia è grazie alla banda X che possiamo indagare la natura dei buchi neri che alimentano questi quasar. Infatti, i raggi X provengono proprio dalle regioni più vicine al buco nero in accrescimento (cioè da circa un centinaio di anni luce da esso) e possono darci informazioni “dirette” sulle modalità in cui il buco nero si sta ingrandendo. Il nostro programma Heritage di Xmm-Newton quindi è ideale per questo tipo di studio».

Che cosa è emerso dal primo anno di osservazioni?

«Abbiamo imparato che le proprietà delle regioni vicine al buco nero che accresce materia, in questi quasar, sono nettamente diverse da quelle di quasar simili ma presenti a epoche cosmiche più recenti. Questo implica che le caratteristiche delle regioni che provocano l’emissione in banda X, ovvero le regioni più interne del disco di materia in accrescimento attorno al buco nero e l’atmosfera di elettroni caldi (chiamata corona) che sovrasta queste regioni e trasforma i fotoni ultravioletti del disco di accrescimento nei raggi X, sono nettamente diverse da quelle dei normali quasar studiati finora. La diversità può essere ricollegata proprio alla storia di formazione del buco nero centrale in quanto il nostro campione seleziona esclusivamente gli oggetti con la storia di formazione del buco nero più estrema e veloce: i titani fra i primi quasar. Per questo, è possibile che l’emissione anomala nei raggi X (e le proprietà del disco di accrescimento e della corona di elettroni) dipenda proprio dalla storia di formazione di questi buchi neri, che finora è ancora poco conosciuta».

Che cosa vi aspettate dall’analisi dei prossimi dati?

«Sicuramente ci aspettiamo altre sorprese, anzi stiamo già lavorando a ulteriori risultati inaspettati e di grande interesse. Con questo programma stiamo facendo luce sulla formazione dei primi buchi neri supermassicci in una banda dello spettro elettromagnetico (quella X) poco esplorata in queste epoche cosmiche. Quindi siamo in un territorio completamente di frontiera che verrà pienamente esplorato soltanto tra un decennio con il lancio dei satelliti X di nuova generazione, più sensibili di Xmm-Newton. Anzi, i nostri risultati sul campione Hyperion saranno di grande aiuto per meglio pianificare la progettazione di questi satelliti e le future strategie di studio riguardanti i primi quasar e i primi buchi neri supermassicci. Questi primi risultati su questo campione di quasar ci fanno ben sperare di star seguendo la strada giusta per arrivare a una comprensione dei meccanismi di formazione dei primi buchi neri al centro delle galassie».

Per saperne di più:

• Leggi su Astronomy & Astrophysics l’articolo “Hyperluminous quasars at the Epoch of Reionization (Hyperion). A new regime for the X-ray nuclear properties of the first quasars”, di L. Zappacosta, E. Piconcelli, F. Fiore, I. Saccheo, R. Valiante, C. Vignali, F. Vito, M. Volonteri, M. Bischetti, A. Comastri, C. Done, M. Elvis, E. Giallongo, F. La Franca, G. Lanzuisi, M. Laurenti, G. Miniutti, A. Bongiorno, M. Brusa, F. Civano, S. Carniani, V. D’Odorico, C. Feruglio, S. Gallerani, R. Gilli, A. Grazian, M. Guainazzi, A. Marinucci, N. Menci, R. Middei, F. Nicastro, S. Puccetti, F. Tombesi, A. Tortosa, V. Testa, G. Vietri, S. Cristiani, F. Haardt, R. Maiolino, R. Schneider, R. Tripodi, L. Vallini ed E. Vanzella

Tomaso Belloni. Crediti: Melania Del Santo

Il lutto talvolta chiama al silenzio, ma Tomaso amava la parola, scritta, letta, parlata, discussa, recitata. Amava ridere e far ridere, mal sopportava i discorsi pomposi e retorici, lui che di discorsi ne intesseva tanti, mai banali. Il nostro breve ricordo intende delineare il suo stile, quello di persona di rara intelligenza, a volte ruvida, di sicuro non convenzionale, piena di passioni e di entusiasmi esplosivi, schiva ed aperta al tempo stesso. Tomaso discuteva di tutto con tutti. Aveva opinioni forti e chiare, ma lo contraddistingueva un’onestà intellettuale che pochi possono vantare: applicava con rigore il suo approccio analitico a tutto ciò che incontrava, e tanto era insistente e sicuro di sé nell’argomentare le sue tesi quanto era pronto a riconoscere i propri errori. E non appena scopriva di aver sostenuto la tesi “sbagliata” cambiava idea, e lo faceva con un sorriso, quasi con gioia.

Era riconosciuto tra i massimi esperti al più alto livello internazionale sui suoi argomenti. L’enorme produzione scientifica di Tomaso ha il suo nucleo nello studio e caratterizzazione della variabilità nei raggi X dei buchi neri di massa stellare in accrescimento da una stella compagna. Le rapidissime oscillazioni quasi-periodiche di flusso, la ricca varietà dei modi di emissione di alcuni questi sistemi, le classi di variabilità identificate nel sistema Grs 1915+105 e la caratteristica variazione a “q” (o ”a testa di tartaruga” come scherzosamente Tomaso amava definirla) della durezza delle spettro energetico in funzione dell’intensità dei buchi neri transienti (successivamente individuata anche in altre classi di stelle compatte in accrescimento) sono tra i più noti risultati indissolubilmente legati al suo lavoro e al suo nome. L’anonimo reviewer di un suo progetto lo ha descritto come una delle “migliori menti” nel campo e “leader nella scoperta e classificazione degli stati spettrali nei buchi neri di sistemi binari a raggi X e loro relazione ai fenomeni di timing nei raggi X e al lancio di jet”. A questi argomenti si aggiungono alcune tecniche di modellizzazione degli spettri di Fourier da lui sviluppate che fanno ormai parte del bagaglio di conoscenze di base di ricercatori e studenti che lavorano nel campo. Tuttavia l’ambito dell’attività scientifica di Tomaso è stato assai più ampio: ha studiato pulsar delle più diverse classi, stelle di neutroni in accrescimento o isolate, magnetars, nane bianche in sistemi binari, oltre alle enigmatiche sorgenti “ultraluminose” di raggi X in galassie vicine. In una serie di lavori ha sviluppato importanti analogie tra le caratteristiche di variabilità di buchi neri e di stelle di neutroni in binarie a raggi X, e posto le basi per comprendere le condizioni che portano all’emissione di plasma a velocità elevatissima da questi sistemi.

Tomaso Belloni. Crediti: Luigi Stella

Tomaso è stato molto coinvolto nelle attività di importanti satelliti X, sia in sviluppo (come Loft ed eXtp), ma anche e soprattutto alcune delle missioni che hanno fatto la storia dell’astronomia X. Tra queste ricordiamo Rosat, per cui aveva lavorato al Max Planck Institute di Garching (Mpe), dai primi anni ’90; Rxte, di cui si è occupato per anni quando si trovava ad Amsterdam all’Anton Pannekoek Institute for Astronomy e poi successivamente, quando si è spostato definitivamente a Merate come ricercatore presso l’Osservatorio astronomico di Brera; Integral, per cui è stato membro dell’Integral Users Group, e per cui ha servito in svariate occasioni come chair del Time Allocation Committee; AstroSat, per il quale aveva scritto e manteneva il software ufficiale per l’analisi temporale, Ghats. Tomaso collaborava con vari istituti indiani, primo tra tutti lo Iucaa, dove risiede il centro operativo di AstroSat, e vi si recava spesso, intessendo collaborazioni, alcune decennali, con innumerevoli colleghi e studenti. Tomaso era anche visiting professor all’Università di Southampton, dove tornava in visita regolarmente, e dove teneva spesso le sue famose lezioni sul timing, che molti di noi hanno avuto il piacere di ascoltare almeno una volta.

Tomaso era infatti un ottimo oratore e divulgatore, amava il palco e lo sapeva tenere: nei suoi talk riusciva persino a rendere interessante la matematica apparentemente arida delle tecniche di Fourier. Così come incuriosiva e affascinava il pubblico di tutte le età raccontando delle stranezze dei buchi neri e della materia oscura, nelle sue lezioni pubbliche così come nei libri divulgativi di cui è autore. Curava in ogni dettaglio le sue presentazioni, che erano tanto belle quanto chiare ed essenziali. Spesso insegnava ai più giovani come prepararle, raccontando con divertito raccapriccio di quella singola slide riempita con oltre cento grafici che aveva visto proiettata a una conferenza, o dell’accozzaglia di colori e caratteri di qualche presentazione a cui aveva assistito.

Due fotografie di Tomaso Belloni. A sinistra: ”Surfing in LA” scattata a Los Angeles (dalla galleria Flickr https://flic.kr/p/MAGkNm; a destra: “Looking ahead”, scattata a Mumbai (dalla galleria Flickr https://flic.kr/p/21adXiY)

Negli ultimi anni Tomaso si è dedicato assiduamente ad attività istituzionali sia dentro Inaf che fuori. Era vice-presidente del consiglio scientifico Inaf, e durante la sua attività si è prodigato per l’ente con l’entusiasmo e la determinazione che lo contraddistinguevano. Era membro del Cospar e chair della commissione E “Research in Astrophysics from Space”. Ha avuto un ruolo chiave nella Scientific Assembly di Atene nel 2022, e più recentemente è stato fondamentale nella sua veste di chair del Scientific Organizing Committee per la proposta e organizzazione iniziale della prossima Assembly, che si terrà a Firenze nel 2026.

Tomaso Belloni. Crediti: Luigi Stella

Decadi di avide letture che hanno spaziato dai romanzi alle poesie, dall’arte a ogni tipo di scienza, alle tecnologie e alle tecniche, dalle scienze umane alla statistica (ma non quella bayesiana, non la poteva soffrire) hanno portato Tomaso ad avere una cultura smisurata, mantenuta grazie a una prodigiosa memoria e condivisa con spontaneità ed ironia. Libri, architettura, fumetti, nuove scoperte, assieme a politica e calcio erano tra gli argomenti che ogni mattina venivano disaminati sistematicamente e rumorosamente argomentati nei corridoi dell’Osservatorio. Per studenti e colleghi che lo frequentavano in ufficio, le discussioni, anche di lavoro, avvenivano con un Tomaso seduto di fronte a una finestra luminosissima, ignaro che in controluce non lo si vedesse in faccia. Rise quando qualcuno glielo fece notare e cambiò definitivamente posizione.

Amava ogni forma d’arte, e ne era appassionato fruitore. Aveva grande sensibilità per la musica, di cui conosceva anche molti aspetti tecnici. Prediligeva gli autori classici, di cui era raffinato conoscitore, ma spaziava su ogni genere: brani sempre diversi risuonavano nel suo ufficio e pervadevano anche i corridoi adiacenti. Era lui stesso un artista: ne sono testimoni le fotografie in cui catturava con inquadrature potenti la nascosta bellezza di luoghi e soggetti inattesi, seguendo giochi di luci, volumi e colori. Nel 2017 una sua serie di scatti su Cefalù era stata esposta nel Comune della città. Ci piace ricordarlo anche come fotografo semi-ufficiale di tanti incontri di lavoro e congressi: molti bellissimi ritratti sono il frutto del suo aggirarsi tra i partecipanti durante pause, cene sociali e svaghi serali con la sua fotocamera in mano. A volte portava anche il treppiedi: era per l’autoscatto, nella foto di gruppo voleva esserci anche lui.

Il tuo posto vuoto a tavola
parla racconta chiacchiera ride forte
…..
(Vivian Lamarque)

Visibilità della cometa C/2023 P1 (Nishimura) durante il mese di settembre. In alto è riportata la traettoria nei primi cinque giorni del mese, dall’1 al 5 settembre, visibile prima dell’alba intorno alle 5:30 del mattino sopra l’orizzonte Est. In basso invece è riportata la visibilità della cometa dal 18 al 23 settembre al tramonto, introno alle 19:00 in direzione Ovest

La cometa c-2023 P1, scoperta l’11 agosto scorso dall’astrofilo Hideo Nishimura, sta attualmente attraversando i cieli boreali e secondo le previsioni raggiungerà una magnitudine tale da poter essere visibile a occhio nudo. Purtroppo la vicinanza con il Sole rende complicata l’osservazione, ed è difficile prevedere se si possa osservare comodamente oppure se sarà immersa nelle luci della nostra stella.

Si potrà provare a osservarla i primi giorni di settembre prima dell’alba verso est, tra la costellazione del Cancro e quella del lLeone, bassa sull’orizzonte e non lontano da Venere, che farà da puntatore. Dopo sarà sempre più difficile, e se sopravviverà al passaggio vicino alla nostra stella si potrà osservarla, ma sempre con difficoltà, al tramonto bassa sull’orizzonte nel cielo ovest. E naturalmente si raccomanda di non puntare il Sole o le zone in prossimità del Sole con strumenti ottici, per non danneggiare la propria vista.

Il 23 settembre è il giorno dell’equinozio d’autunno. A mezzogiorno il Sole attraverserà l’equatore celeste e passerà dall’emisfero boreale a quello australe. È l’inizio dell’autunno astronomico. In quell’istante il dì e la notte avranno la stessa durata e l’emisfero boreale e australe riceveranno la stessa quantità di luce dal Sole.

In questo mese il triangolo estivo – formato dalle stelle Deneb, Altair e Vega – ci farà ancora compagnia nella prima parte della notte con le costellazioni estive del Cigno, dell’Aquila e della Lira, e poi dello Scudo del Sagittario, del Capricorno e dell’Ofiuco. Ma con l’avanzare della notte e dei giorni, le costellazioni autunnali più importanti diventeranno l’Acquario, Pegaso, Andromeda e i Pesci. Perciò inizia a essere ben osservabile, anche con un binocolo, la splendida galassia di Andromeda, situata a 2,5 milioni di anni luce da noi, e il doppio ammasso di Perseo.

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La nebulosa planetaria Ngc 7009, nota anche come Nebulosa Saturno. L’immagine variopinta è stata ottenuta dello strumento Muse montato sul Very Large Telescope) dell’Eso. Crediti: Eso/J. Walsh

Da non perdere Saturno e Giove, che saranno visibili praticamente per tutta la notte. Il primo nella nella costellazione dell’Acquario, il secondo in quella dell’Ariete, non lontano dall’ammasso delle Pleiadi.

Soprattutto Venere splenderà verso est, al mattino prima dell’alba. Il 18 settembre raggiungerà la sua massima luminosità raggiungendo magnitudine -4,5 facendo da faro a tutti i mattinieri.

Nella costellazione dell’Acquario, insieme al pianeta con gli anelli, c’è anche Ngc 7009, la nebulosa Saturno. Chiamata così, perché vista al telescopio, la somiglianza con il pianeta è piuttosto netta. Tuttavia occorre un buon telescopio e cieli bui per osservarla e apprezzare la somiglianza con il pianeta Saturno. Di magnitudine 8, essa è una nebulosa planetaria, originatasi dalla morte di una stella, e scoperta dall’astronomo William Herschel, il 7 settembre del 1782.

Il ricercatore Nicola Mari durante la raccolta dei campioni sull’isola di Cipro. Crediti: N. Mari

Secondo la Meteoritical Society, un’organizzazione internazionale di scienze planetarie, al 21 agosto 2023, sulla Terra, sono stati ritrovati 79.004 meteoriti, di cui 72.214 hanno nomi validati e confermati, mentre 6.790 hanno nomi provvisori. La maggior parte di essi proviene dalla fascia degli asteroidi che si trova tra le orbite di Marte e Giove, a circa 400 milioni di chilometri di distanza dal Sole. La restante parte – una piccola frazione – proviene da Marte, dalla Luna o ha origini cometarie. Nessun frammento ritrovato sino ad oggi, tuttavia, è stato classificato ufficialmente come meteorite di Mercurio, sebbene in teoria piccoli pezzi del pianeta più interno del Sistema solare possano raggiungere la Terra.

Per fortuna, grazie alla missione Mercury Surface, Space Environment, Geochemistry, and Ranging (Messenger) della Nasa, che dal 2011 al 2015 ha orbitato il pianeta studiandone la geologia, ora sappiamo di che pasta è fatta la superficie di Mercurio e, di conseguenza, un ipotetico meteorite proveniente dal pianeta.

Ovviamente, dal punto di vista geochimico, avere in mano pezzi di roccia autoctona sarebbe tutta un’altra storia. Una loro approfondita e dettagliata analisi mineralogica e spettroscopica permetterebbe, ad esempio, di creare un set di dati da utilizzare per meglio interpretare i dati chimici e spettrali che riceveremo dalle prossime missioni sul pianeta, come ad esempio BepiColombo, che giungerà su Mercurio nel 2025. Come fare, dunque, in loro assenza? In questi casi gli astronomi si affidano ai cosiddetti “analoghi geochimici”, cioè rocce di origine terrestre simili per composizione mineralogica a quelle presenti su Mercurio. La domanda a questo punto è: esiste da qualche parte del nostro pianeta un luogo che contenga tali rocce?

La risposta a questa domanda c’è, è affermativa, e arriva da una ricerca condotta da un team di ricercatori guidati dall’Università di Pavia, i cui risultati sono stati pubblicati sul volume numero 326 della rivista Planetary and Space Science. Il primo autore dello studio – che vede coinvolti tra gli altri Cristian Carli dell’Inaf di Roma, Piero D’Incecco e Gaetano Di Achille dell’Inaf di Abruzzo – è Nicola Mari, ricercatore in Geologia Planetaria e Vulcanologia, affiliato Università di Pavia. Il suo pane quotidiano è analizzare materiale extraterrestre, per comprendere l’evoluzione interna dei pianeti, utilizzando diversi metodi cosmochimici. Lo abbiamo intervistato.

Mari, iniziamo subito togliendoci la curiosità: qual è questo luogo le cui rocce sono risultate simili a quelle presenti su Mercurio?

«Si tratta di Cipro. In particolare il massiccio del Troodos, la più elevata catena montuosa dell’isola».

Nella ricerca di questi analoghi geochimici, che rocce cercavate, in particolare?

«Non essendo in possesso di meteoriti di Mercurio o di altro materiale proveniente da quel piccolo pianeta, le uniche rocce che avevo come paragone per Mercurio erano dei speciali meteoriti chiamati aubriti – considerati in composizione chimica degli analoghi della superficie mercuriana. Cercavo quindi rocce simili a queste aubriti, ma sulla Terra».

Come mai come sito di campionamento avete scelto proprio l’Isola di Cipro? Avevate già qualche indizio o è stata una scelta casuale?

«È stato proprio grazie alla comparazione dei dati ottenuti da queste aubriti che ho intuito come rocce laviche simili a quelle di Mercurio sulla Terra potevano essere individuate solamente nei fondali oceanici. Chiaramente, raggiungere il fondo degli oceani era fuori discussione. Quindi mi sono detto: esiste un posto dove un oceano è stato spinto in superficie dalle forze crostali? Ebbene sì. Sull’Isola di Cipro è avvenuto esattamente questo, ecco perché ho focalizzato le mie ricerche su alcuni punti dell’isola. Mi sono quindi avventurato da solo sui monti Troodos alla ricerca dei campioni di lava perfetti, in quello che era il fondale di un antico oceano: Tetide».

Dettagli interni dei campioni analizzati in questo studio. A) Campione raccolto nell’area di Parekklisia; B) campione raccolto nell’area di Kellaki; C) campione raccolto in località Asgata. Crediti: N. Mari et al., Planetary and Space Science, 2023

Quanti e quali campioni avete analizzato? E che analisi avete condotto per caratterizzarle?

«In tutto ho campionato in tre punti, prendendo diversi campioni di lava (detti in questo caso, boniniti) in ognuno di essi. Le analisi le abbiamo poi condotte al Johnson Space Center della Nasa e al Museo di Scienze Planetarie di Prato. Abbiamo fatto sia analisi geochimiche sia spettroscopiche».

Quali sono, dunque, i risultati che avete ottenuto?

«I campioni raccolti sono risultati simili in composizione a delle specifiche aree di Mercurio, specialmente a quelle ad alto contenuto di magnesio. È la prima volta che viene documentato un analogo terrestre di Mercurio».

Nell’articolo sottolineate che sia i dati spettrali che quelli geochimici sulle boniniti analizzate in questo lavoro dovrebbero essere utilizzati per l’interpretazione dei dati che acquisiranno rispettivamente Simbio-Sys/Vihi, e Mertis, due degli strumenti a bordo della missione Esa/Jaxa Bepicolombo, che studierà a fondo Mercurio. Può spiegarci meglio?

«La missione BepiColombo analizzerà la superficie di Mercurio come mai prima d’ora. Il confronto tra questi campioni e quello che analizzerà lo strumento a bordo della missione sarà dunque importante come metro di paragone per intuire la corretta mineralogia che verrà riportata dalle analisi spettrali dello strumento Vihi».

Per cos’altro potranno essere utilizzati questi dati?

«Visto che sulla Terra sappiamo per certo come si sono formate queste lave su Cipro, possiamo utilizzare tali informazioni per capire se tali processi magmatici avvengono anche su Mercurio. Inoltre, dalla chimica di queste lave è possibile risalire alla possibile composizione del magma nel mantello di Mercurio».

Qual è il vostro prossimo obiettivo?

«Il prossimo obiettivo che ci poniamo è di pianificare una nuova missione di campionamento sull’isola di Cipro, ma stavolta campionando molti più punti. Questo ci permetterà di capire se esistono aree simili ad altre zone di Mercurio, quindi non solo a quelle ad alto contenuto di magnesio».

Per saperne di più:

• Leggi su Planetary and Space Science l’articolo “Boninites as Mercury lava analogues: Geochemical and spectral measurements from pillow lavas on Cyprus island” di N. Mari, G.L. Eggers, J. Filiberto, C. Carli, G. Pratesi, M. Alvaro, P. D’Incecco, M. Cardinale e G. Di Achille

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Impressione artistica dei due pianeti in orbita attorno alla stella Toi-4600. Crediti: Tedi Vick

Un gruppo di scienziati dell’Università del New Mexico (Unm) e del Massachusetts Institute of Technology (Mit) ha scoperto due degli esopianeti con il periodo più lungo trovati da Tess, il Transiting Exoplanet Survey Satellite della Nasa: Toi-4600 b e Toi-4600 c, in orbita attorno a una nana arancione, Toi-4600 (V = 12.6), una stella leggermente più piccola e più fredda del Sole.

Per riuscire a rilevare un pianeta extrasolare e stabilirne correttamente il periodo, Tess deve osservare il suo transito almeno due volte. Poiché il 74% della copertura totale del cielo di Tess viene osservata solo per 28 giorni, la maggior parte degli esopianeti rilevati da Tess hanno periodi inferiori a 40 giorni. Pertanto, i periodi di 82,69 giorni (quasi 3 mesi) di Toi-4600 b e 482,82 giorni (circa 16 mesi) di Toi-4600 c riscontrati dai ricercatori, rendono la scoperta ancora più preziosa.

Toi-4600 b ha un raggio che è poco meno di sette volte il raggio terrestre, tra le dimensioni di Nettuno e quelle di Saturno, e una temperatura stimata di circa 75 gradi Celsius, che è calda ma in realtà più fredda di quella di molti pianeti extrasolari trovati finora. Il secondo pianeta scoperto, Toi-4600 c, ha un raggio che è circa nove volte e mezzo quello terrestre, ossia ha all’incirca le dimensioni di Saturno. Vista la durata del suo periodo orbitale, la prima volta che Tess l’ha osservato l’ha visto transitare solo una volta, per poi rivederlo passare davanti alla sua stella una seconda volta quasi tre anni dopo.

«Una volta che si hanno due transiti, si ha un’idea di quale potrebbe essere il periodo. Potrebbe essere i 965 giorni che li separano, la metà, un terzo, un quarto, ecc. I periodi più brevi possono essere esclusi perché Tess ha osservato la stella per molto tempo, quindi rimanevano solo due periodi: 965 giorni o la metà», spiega Ismael Mireles della Unm. I ricercatori hanno utilizzato un modello sviluppato da Hugh Osborn dell’Università di Berna per confrontare i possibili periodi orbitali e determinare quale fosse il più probabile, arrivando alla conclusione che la metà di 965 – 482,82 giorni, per la precisione – sia la scelta giusta. Il periodo di 482,82 giorni di Toi-4600 c lo rende il pianeta con il periodo più lungo trovato da Tess fino a oggi e, con una temperatura di circa -80 gradi Celsius, è uno dei pianeti più freddi trovati da Tess.

In alto: la curva di luce di Toi-4600 mostra quattro transiti di Toi-4600 b e due transiti di Toi-4600 c. Un ulteriore transito di Toi-4600 b è oscurato da un improvviso aumento sistematico del flusso dovuto alla luce diffusa vicino a Tbjd 1850 mentre un altro transito a Tbjd 2750 è oscurato da un transito di Toi-4600 c che avviene 1,5 giorni dopo. Un altro transito di Toi-4600 b vicino a Tbjd 2419 si è verificato durante un gap di downlink e quindi non è stato osservato da Tess. Crediti: Mireles et al, 2023

Il confronto del sistema Toi-4600 con altri sistemi attualmente scoperti dovrebbe aiutare a esplorare i processi di formazione dei sistemi di esopianeti. Sebbene a oggi siano stati rilevati più di 5mila esopianeti in oltre 4mila sistemi planetari diversi, nessuno di essi assomiglia al Sistema solare. Mireles e colleghi sono interessati a capire come si sia formato questo particolare sistema, in cui sono presenti due pianeti giganti di lungo periodo, se ci sono altri pianeti nel sistema oltre quelli già scoperti e come questi due pianeti giganti influenzano eventuali pianeti più piccoli.

Lunedì 16 ottobre sarà di nuovo possibile osservare il transito di Toi-4600 c davanti alla sua stella e tutti coloro che hanno uno strumento tale da riuscire a osservarlo, non solo gli astronomi professionisti, potrebbero contribuire attivamente alla ricerca. «Svariate persone, in pensione o che hanno un lavoro diverso ma che sono anche astrofili, stanno fornendo dati molto utili per aiutare a verificare questi pianeti. I risultati che stanno producendo sono di qualità professionale. Gli sforzi di questi cittadini scienziati sono fondamentali per il processo di conferma di questi pianeti», conclude Diana Dragomir della Unm.

Per saperne di più:

• Leggi su The Astrophysical Journal Letters l’articolo “TOI-4600 b and c: Two long-period giant planets orbiting an early K dwarf” di Ismael Mireles, Diana Dragomir, Hugh P. Osborn, Katharine Hesse, Karen A. Collins, Steven Villanueva, Allyson Bieryla, David R. Ciardi, Keivan G. Stassun, Mallory Harris, Jack J. Lissauer, Richard P. Schwarz, Gregor Srdoc, Khalid Barkaoui, Arno Riffeser, Kim K. McLeod, Joshua Pepper, Nolan Grieves, Vera Maria Passegger, Solène Ulmer-Moll, Joseph E. Rodriguez, Dax L. Feliz, Samuel Quinn, Andrew W. Boyle, Michael Fausnaugh, Michelle Kunimoto, Pamela Rowden, Andrew Vanderburg, Bill Wohler, Jon M. Jenkins, David W. Latham, George R. Ricker, Sara Seager3, and Joshua N. Winn

Illustrazione artistica dell’esopianeta Toi-1853 b. Crediti: L. Naponiello

Si chiama Toi-1853b ed è estremamente peculiare: ogni 30 ore compie un giro completo intorno alla sua stella (la Terra impiega un anno per compiere un giro completo intorno al Sole), ha un raggio comparabile con quello di Nettuno (3,5 raggi terrestri, da cui il nome) ma una massa di circa quattro volte più grande (73 masse terrestri). Ciò gli conferisce il primato della densità più elevata fra gli esopianeti nettuniani noti ad oggi (circa 10 g/cm3, il doppio della densità della Terra). Distante 545 anni luce da noi, Toi-1853b si trova nella costellazione di Boote e la sua scoperta, pubblicata oggi su Nature, è stata realizzata da un team internazionale di ricercatori, guidato da Luca Naponiello, 31 anni, dottorando in astrofisica all’Università di Roma Tor Vergata e primo autore del lavoro. Diversi ricercatori dell’Istituto nazionale di astrofisica (Inaf) hanno dato un contributo di fondamentale importanza allo studio.

Toi-1853b si trova nel cosiddetto ‘deserto dei Nettuniani’, una regione vicina alle stelle in cui non si trovano pianeti delle dimensioni di Nettuno: ricevendo una forte irradiazione dalla stella, questi pianeti non possono trattenere le loro atmosfere gassose che evaporano, lasciando così esposto un nucleo solido di dimensioni molto inferiori a quelle di Nettuno. «In base alle teorie di formazione ed evoluzione planetaria, non ci si aspettava che potesse esistere un pianeta simile e così vicino alla sua stella», commenta Naponiello. «È un pianeta con densità troppo elevata per essere un classico pianeta di tipo nettuniano e, di conseguenza, deve essere estremamente ricco di elementi pesanti». La sua presenza nel ‘deserto dei Nettuniani’ è, dunque, un ulteriore mistero da chiarire.

Non si conosce esattamente la sua composizione. «Ci aspettiamo che Toi-1853b sia prevalentemente roccioso», aggiunge Naponiello, «e circondato da un piccolo inviluppo gassoso di idrogeno ed elio che costituisce al più l’1 per cento della massa del pianeta. Oppure, un’altra ipotesi molto affascinante è che possa essere composto per metà da rocce e per metà da ghiaccio di acqua. Data l’elevata temperatura del pianeta (circa 1500 gradi kelvin), in questo secondo caso Toi-1853b potrebbe avere un’atmosfera ricca di vapore acqueo».

«Anche la sua origine è un mistero dal momento che nessuno dei modelli teorici di formazione planetaria prevede che possa esistere un pianeta con tali caratteristiche», dice Luigi Mancini, professore presso il Dipartimento di fisica dell’Università di Roma Tor Vergata e secondo autore del lavoro. «Tuttavia», continua Naponiello, «simulazioni numeriche che abbiamo condotto in scenari estremi ci suggeriscono che la sua origine possa essere dovuta a scontri fra protopianeti massicci nel disco proto-stellare originario. Tali scontri potrebbero aver rimosso quasi tutta l’atmosfera del pianeta, il che ne spiegherebbe le dimensioni ridotte e la grande densità, come se fosse rimasto solo il nucleo nudo del pianeta».

In alternativa allo scenario delle collisioni planetarie, secondo i ricercatori il pianeta potrebbe essere stato inizialmente un gigante gassoso come Giove o più massiccio, e avrebbe assunto un’orbita molto ellittica in seguito a instabilità dinamiche dovute ad interazioni gravitazionali con altri pianeti. Questo lo avrebbe portato a compiere dei passaggi molto ravvicinati alla sua stella, che gli avrebbero fatto perdere i suoi strati atmosferici esterni e avrebbero, allo stesso tempo, circolarizzato e stabilizzato la sua orbita alla distanza attuale dalla sua stella. «Al momento, non riusciamo a distinguere quale dei due scenari di formazione sia quello più plausibile, ma continueremo ad osservare questo pianeta per capirlo. Non possiamo neanche escludere che studi teorici successivi, a partire da questa eccezionale scoperta, possano portare a nuovi modelli di formazione per i pianeti nettuniani molto massicci», commenta Aldo Bonomo, ricercatore presso l’Inaf di Torino e co-autore dell’articolo.

Toi-1853b è stato inizialmente identificato nel 2020 come candidato planetario dal satellite della Nasa Tess (Transiting Exoplanet Survey Satellite) con il metodo dei transiti, ovvero osservando le diminuzioni di luce periodiche della sua stella prodotte dal passaggio del pianeta davanti ad essa. La conferma della natura planetaria di Toi-1853b e la misura della sua massa e densità sono state possibili grazie ad osservazioni spettroscopiche di velocità radiale ottenute dal team con lo spettrografo Harps-N (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher for the Northern hemisphere) al Telescopio Nazionale Galileo (Tng), che si trova sull’isola di La Palma nelle Canarie. Tali osservazioni hanno permesso di rivelare e caratterizzare con elevata precisione il segnale gravitazionale del pianeta sul moto della sua stella.

«Harps-N è ormai operativo al Tng da più di 10 anni (ha ottenuto la prima luce a marzo del 2012). È uno dei pochi strumenti di punta a disposizione della comunità astronomica per misurare con alta precisione le masse e le densità dei pianeti extrasolari, in certi casi anche con dimensioni della Terra», conclude Alessandro Sozzetti, primo ricercatore presso l’Inaf di Torino e co-autore dell’articolo. «Come in questo caso, nuove scoperte e misure portano spesso più domande che risposte».

Per saperne di più:

• Leggi su Nature l’articolo “A super-massive Neptune-sized planet”, di Luca Naponiello, Luigi Mancini, Alessandro Sozzetti, Aldo S. Bonomo, Alessandro Morbidelli, Jingyao Dou, Li Zeng, Zoe M. Leinhardt, Katia Biazzo, Patricio E. Cubillos, Matteo Pinamonti, Daniele Locci, Antonio Maggio, Mario Damasso, Antonino F. Lanza, Jack J. Lissauer, Karen A. Collins, Philip J. Carter, Eric L. N. Jensen, Andrea Bignamini, Walter Boschin, Luke G. Bouma, David R. Ciardi, Rosario Cosentino, Silvano Desidera, Xavier Dumusque, Aldo F. M. Fiorenzano, Akihiko Fukui, Paolo Giacobbe, Crystal L. Gnilka, Adriano Ghedina, Gloria Guilluy, Avet Harutyunyan, Steve B. Howell, Jon M. Jenkins, Michael B. Lund, John F. Kielkopf, Katie V. Lester, Luca Malavolta, Andrew W. Mann, Rachel A. Matson, Elisabeth C. Matthews, Domenico Nardiello, Norio Narita, Emanuele Pace, Isabella Pagano, Enric Palle, Marco Pedani, Sara Seager, Joshua E. Schlieder, Richard P. Schwarz, Avi Shporer, Joseph D. Twicken, Joshua N. Winn, Carl Ziegler e Tiziano Zingales

Rappresentazione artistica della pulsar Psr J1023+0038 che ruba gas alla sua stella compagna. Il gas si accumula in un disco intorno alla pulsar, cade lentamente verso di essa e alla fine viene espulso in un getto sottile. Inoltre, un vento di particelle, rappresentato qui da una nuvola di puntini molto piccoli, viene lanciato dalla pulsar. Il vento si scontra con il gas in caduta, riscaldandolo e facendo brillare il sistema nella banda dei raggi X, della luce ultravioletta e della luce visibile. Alla fine, grumi di questo gas caldo vengono rimossi lungo il getto e la pulsar ritorna allo stato iniziale, più debole, e il ciclo riprende. Si è osservata la pulsar passare incessantemente tra questi due stati ogni pochi secondi o minuti. Crediti: Eso/M. Kornmesser

Con una straordinaria campagna osservativa che ha coinvolto 12 telescopi sia da terra che dallo spazio, tra cui tre strutture dell’Eso (l’Osservatorio europeo australe), un team di astronomi ha svelato lo strano comportamento di una pulsar, una stella morta che ruota molto velocemente. Questo oggetto misterioso alterna quasi costantemente tra due stati di luminosità, un fatto che finora era un enigma. Gli astronomi hanno ora scoperto che responsabili di questi cambiamenti particolari sono improvvise espulsioni di materia dalla pulsar in periodi molto brevi.

«Siamo stati testimoni di straordinari eventi cosmici in cui enormi quantità di materia, simili a palle di cannone cosmiche, vengono lanciate nello spazio in un arco di tempo brevissimo, decine di secondi, da un oggetto celeste piccolo e denso che ruota a velocità incredibilmente elevate», dice Maria Cristina Baglio, ricercatrice presso la New York University Abu Dhabi, affiliata all’Istituto nazionale di astrofisica (Inaf) e autrice principale dell’articolo pubblicato oggi su Astronomy & Astrophysics.

La pulsar è una stella morta, magnetica e in rapida rotazione che lancia nello spazio un fascio di radiazione elettromagnetica. Mentre ruota, questo fascio attraversa il cosmo – proprio come i raggi di un faro scansionano l’ambiente circostante – e viene rilevato dagli astronomi mentre interseca la linea di vista verso la Terra. Ciò fa sì che la luminosità della stella sembri pulsare, quando vista dal nostro pianeta.

Psr J1023+0038, o J1023 in breve, è un tipo speciale di pulsar dal comportamento bizzarro. Situata a circa 4500 anni luce di distanza dalla Terra, nella costellazione del Sestante, orbita molto vicino a un’altra stella. Negli ultimi dieci anni, la pulsar ha attivamente estratto da questa compagna della materia, che si accumula in un disco intorno alla pulsar e cade lentamente verso di essa.

Da quando è iniziato questo processo di accumulo di materia, il fascio di radiazione è praticamente scomparso e la pulsar ha iniziato a passare incessantemente tra due modalità. Nella modalità “alta”, la pulsar emette raggi X molto luminosi, luce ultravioletta e luce visibile, mentre nella modalità “bassa” è più debole a queste frequenze mentre emette maggiormente onde radio. La pulsar può rimanere in ciascuna modalità per diversi secondi o minuti, quindi passa all’altra modalità in pochi secondi. Questo comportamente ha finora lasciato molto perplessi gli astronomi.

Francesco Coti Zelati e Maria Cristina Baglio, primi autori dell’articolo pubblicato su Astronomy & Astrophysics

«La nostra campagna di osservazione, senza precedenti, per comprendere il comportamento di questa pulsar ha coinvolto una dozzina di telescopi terrestri e spaziali all’avanguardia», aggiunge Francesco Coti Zelati, ricercatore presso l’Istituto di scienze spaziali di Barcellona, Spagna, e co-autore dello studio. La campagna comprendeva il Vlt (Very Large Telescope) e l’Ntt (New Technology Telescope) dell’Eso, che hanno rilevato la luce visibile e nel vicino infrarosso, nonché Alma (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), di cui l’Eso è partner. Nel corso di due notti nel giugno 2021, si sono osservati nel sistema oltre 280 passaggi tra la modalità alta e quella bassa.

«Abbiamo scoperto che il cambio di modalità deriva da un’intricata interazione tra il vento della pulsar, un flusso di particelle ad alta energia soffiate via dalla pulsar e la materia che si muove verso la pulsar», incalza Coti Zelati, anch’egli affiliato all’Inaf.

Nella modalità “bassa” la materia che fluisce verso la pulsar viene espulsa in uno stretto getto perpendicolare al disco. A poco a poco, la materia si accumula sempre più vicino alla pulsar e, nel frattempo, viene colpita dal vento che soffia dalla stella pulsante, provocando il riscaldamento della materia. Il sistema è ora in modalità “alta” e emette luce intensa nelle bande dei raggi X, della luce ultravioletta e della luce visibile. Alla fine, i pezzetti di questa materia calda vengono rimossi dalla pulsar tramite il getto. Con meno materia calda nel disco, il sistema diventa mano a mano più fioco, tornando alla modalità “bassa”.

Anche se questa scoperta ha svelato il mistero dello strano comportamento di J1023, gli astronomi hanno ancora molto da imparare dallo studio di questo sistema unico e i telescopi dell’Eso continueranno ad aiutare gli astronomi a osservare questa pulsar peculiare. In particolare, l’Elt (Extremely Large Telescope) dell’Eso, attualmente in costruzione in Cile, offrirà una veduta senza precedenti dei meccanismi di alternanza in J1023. «L’Elt ci consentirà di ottenere informazioni chiave su come l’abbondanza, la distribuzione, la dinamica e l’energetica della materia che cade verso la pulsar sono influenzate dall’alternanza di modalità», conclude Sergio Campana, direttore di ricerca presso l’Inaf – Osservatorio di Brera e co-autore dello studio.

Fonte: comunicato stampa Eso

Per saperne di più:

• Leggi su Astronomy & Astrophysics l’articolo “Matter ejections behind the highs and lows of the transitional millisecond pulsar PSR J1023+0038”, di M. C. Baglio, F. Coti Zelati, S. Campana, G. Busquet, P. D’Avanzo, S. Giarratana, M. Giroletti, F. Ambrosino, S. Crespi, A. Miraval Zanon, X. Hou, D. Li, J. Li, P. Wang, D. M. Russell, D. F. Torres, K. Alabarta, P. Casella, S. Covino, D. M. Bramich, D. de Martino, M. Méndez, S. E. Motta, A. Papitto, P. Saikia e F. Vincentelli

Lo studio dei pianeti extrasolari è una delle frontiere dell’astronomia moderna. Oggi di questi mondi alieni se ne conoscono alcune migliaia – 5.502, dice il contatore di esopianeti della Nasa – che abbracciano una vasta gamma di masse, raggi, temperature e parametri orbitali. La maggior parte di essi è stata rilevata utilizzando il metodo del transito e il metodo della velocità radiale, la restante parte utilizzando vari altri metodi, come la temporizzazione delle pulsar, la microlente gravitazionale e l’imaging diretto.

Parallelamente alle rivelazioni di pianeti, già da tempo gli astronomi stanno cercando di caratterizzare in maniera dettagliata le atmosfere di questi pianeti. Per farlo utilizzano osservazioni spettroscopiche: all’interno dello spettro di un pianeta extrasolare sono infatti codificate informazioni sia sulla composizione chimica dell’atmosfera, sia sui molteplici processi fisici che vi avvengono.

Una delle tecniche utilizzate dagli astronomi per individuare specie chimiche nelle atmosfere esoplanetarie è la spettroscopia di trasmissione, che sfrutta il metodo dei transiti. Quando un pianeta transita davanti alla sua stella ospite, parte della luce stellare – prima di raggiungere l’osservatore – attraversa l’atmosfera planetaria. Una parte di questa luce viene assorbita dall’atmosfera planetaria; una parte, invece, viene “trasmessa”, giungendo all’osservatore. Sottraendo dallo spettro ottenuto fuori dal transito lo spettro ottenuto durante il transito, si ottiene il cosiddetto “spettro di trasmissione”: una sorta di codice a barre contenente le impronte digitali impresse sulla luce stellare dalle specie chimiche presenti nell’atmosfera planetaria.

Illustrazione artistica del gioviano caldo Wasp-31b, nella cui atmosfera Flagg e colleghi hanno rivelato molecole di idruro di cromo, una sorta di “termometro” per determinare la temperatura e altre caratteristiche planetarie. Crediti: Nasa

Conoscere queste specie chimiche è importante non solo per determinare la composizione chimica del pianeta, ma anche per un altro motivo: determinare la loro temperatura e altre caratteristiche peculiari. Ci sono infatti molecole che funzionano come una sorta di “termometro planetario”, poiché abbondanti solo in un certo intervallo di temperature. L’idruro di cromo (CrH), una molecola biatomica formata da cromo e idrogeno, è una di queste.

Relativamente rara e particolarmente sensibile alla temperatura, la specie chimica in questione è abbondante solo nella finestra di temperature che vanno da circa 900 a 1700 gradi Celsius. Fino ad ora, tuttavia, questo idruro è stato rilevato soltanto nell’atmosfera delle stelle (nel Sistema solare la sua presenza è stata rivelata nelle macchie solari) e delle nane brune – oggetti sub-stellari con una massa al confine fra stelle e pianeti giganti gassosi – ma mai in un pianeta. Mai fino a oggi: un team di ricercatori guidato dalla Cornell University ne ha infatti trovato ora le tracce nell’atmosfera di un gioviano caldo, aprendo la strada all’utilizzo di questa molecola termo-sensibile come, appunto, “termometro” per determinare la temperatura e altre caratteristiche esoplanetarie.

«Le molecole di idruro di cromo sono molto sensibili alla temperatura», sottolinea a questo proposito Laura Flagg, astronoma alla Cornell University e prima autrice dello studio, pubblicato su The Astrophysical Journal Letters, che riporta i risultati della ricerca. «A temperature più alte si vede solo il cromo. A temperature più basse, invece, l’elemento si trasforma in altri composti. Ma esiste un intervallo specifico di temperatura, che va da circa 900 a 1700 gradi Celsius, in cui l’idruro di cromo è presente in grande abbondanza».

L’esopianeta sul quale è stata rivelata la molecola è Wasp-31b. Scoperto con il metodo dei transiti nel 2010, Wasp-31b si trova a 1305 anni luce di distanza dalla Terra e impiega circa tre giorni per completare un’orbita attorno alla sua stella madre, Wasp-31, dalla quale dista quasi sette milioni di chilometri. Per analizzare l’atmosfera del pianeta, Flagg e il suo team hanno utilizzato gli spettri ad alta risoluzione ottenuti da osservazioni condotte nel 2022, come parte dell’indagine Exoplanets with Gemini Spectroscopy (ExoGems), utilizzando lo spettrografo Graces. I ricercatori hanno quindi integrato questi dati con dati d’archivio presi nel 2017 e infine li hanno analizzati. Analisi che non solo ha confermato la presenza della molecola sul pianeta, ma ha anche permesso di determinare una temperatura di equilibrio planetaria di circa 1200 gradi Celsius: un valore all’interno del range di temperature dell’idruro di cromo.

Wasp-31b è il primo esopianeta in cui viene confermata la presenza di idruro di cromo, ma senza dubbio non sarà l’ultimo, concludono i ricercatori. Rilevare la molecola in un singolo pianeta è il primo passo verso la sua potenziale utilizzazione per caratterizzare le atmosfere degli esopianeti in modo simile a quanto già avviene per le nane brune. E anche se oggi siamo vicini al limite di ciò che è possibile caratterizzare con la spettroscopia ad alta risoluzione da terra, la rivelazione dell’idruro di cromo dovrebbe essere alla portata di Jwst e della prossima generazione di telescopi terrestri.

Per saperne di più:

• Leggi su The Astrophysical Journal Letters l’articolo “ExoGemS Detection of a Metal Hydride in an Exoplanet Atmosphere at High Spectral Resolution”, di Laura Flagg, Jake D. Turner, Emily Deibert, Andrew Ridden-Harper, Ernst de Mooij, Ryan J. MacDonald, Ray Jayawardhana, Neale Gibson, Adam Langeveld e David Sing

Illustrazione artistica del quasar Pōniuāʻena. Crediti: International Gemini Observatory / NoirLab / Nsf / Aura / P. Marenfeld

Come si influenzano a vicenda la crescita di un buco nero supermassiccio e quella della galassia che lo ospita? Che impatto hanno questi buchi neri sulle primissime fasi evolutive delle galassie? Un team internazionale guidato da ricercatrici e ricercatori dell’Istituto nazionale di astrofisica (Inaf) si è posto questi quesiti, tra i più spinosi dell’astrofisica contemporanea, e per affrontarli ha osservato uno dei tre quasar luminosi più distanti noti, la cui luce è partita circa tredici miliardi di anni fa, quando l’universo aveva un’età di appena settecento milioni di anni.

I quasar sono nuclei estremamente brillanti di galassie attive, la cui enorme luminosità deriva dall’intensa attività del buco nero supermassiccio nascosto nel cuore della galassia. Il quasar scelto dal team si chiama Pōniuā‘ena, che in lingua hawaiana – si legge sul sito dell’Imiloa Astronomy Center – “evoca l’invisibile fonte rotante della creazione, circondata da brillantezza”, ed è alimentato da un buco nero la cui massa è pari a un miliardo e mezzo di volte quella del Sole. La galassia che lo ospita si trova nel mezzo dell’epoca della reionizzazione: quel periodo della storia cosmica, verificatosi alcune centinaia di milioni di anni dopo il Big Bang, durante il quale l’universo è diventato trasparente alla radiazione emessa da stelle e galassie, così che la loro luce può oggi raggiungerci. Quasar come questo si sono formati molto presto nella sequenza temporale del cosmo, trovandosi in ambienti estremi caratterizzati dall’accumulo di enormi quantità di gas e polvere, ma le ragioni di una comparsa così rapida sono ancora uno dei misteri più grandi nell’astrofisica extragalattica.

Osservando il quasar Pōniuā‘ena con il Northern Extended Millimeter Array (Noema), il più potente radiotelescopio del suo genere nell’emisfero nord, il team ha rilevato gas molecolare freddo, sotto forma di monossido di carbonio, nel mezzo interstellare della galassia che ospita il quasar. Si tratta di un rilevamento da record: non era mai stato osservato gas molecolare freddo a epoche così antiche nella storia dell’universo. I risultati sono stati pubblicati oggi su The Astrophysical Journal Letters.

Si ritiene che il gas molecolare freddo sia uno degli ingredienti chiave per una efficiente formazione stellare. Per questo, gli astronomi ritengono che il gas molecolare fosse presente già nell’universo primordiale, anche prima che le stelle si formassero in grandi quantità. Di conseguenza, la scoperta del monossido di carbonio nel quasar Pōniuā’ena rappresenta una nuova pietra miliare per comprendere la formazione delle primissime molecole nell’universo.

«È la prima volta che misuriamo la riserva di gas molecolare freddo e polvere nell’universo primordiale, appena qualche centinaia di milioni di anni dopo il Big Bang», spiega Chiara Feruglio, ricercatrice Inaf a Trieste e prima autrice dello studio. «Troviamo che le galassie ospiti di quasar nell’universo antico hanno già la capacità di accumulare una massa di gas e polvere molto elevata: circa venti miliardi di masse solari, comparabile con quanto osservato in epoche cosmiche successive. È interessante notare che, nonostante il breve tempo cosmico intercorso dal Big Bang all’epoca in cui osserviamo il quasar Pōniuā‘ena, le quantità relative di gas freddo e polvere fredda è già molto simile al valore misurato nella nostra galassia, la Via Lattea, e altre galassie che popolano l’universo odierno».

Mappa dell’emissione di gas molecolare (monossido di carbonio) da parte del quasar Poniua‘ena, realizzata dall’osservatorio Noema. Crediti: Iram/Noema/C. Feruglio (Inaf)

«Sappiamo che questo quasar ospita un buco nero molto massiccio, che deve essersi formato o da una marcata concentrazione primordiale di massa oppure tramite accrescimento di gas a un tasso molto elevato su concentrazioni di massa più piccole», nota la co-autrice Francesca Civano, chief scientist presso il Physics of the Cosmos Program Office del Nasa Goddard Space Flight Center a Greenland nel Maryland, Stati Uniti. «Le osservazioni erano state programmate per studiare solamente la componente della polvere, non ci aspettavamo di rilevare anche una grande riserva di gas freddo, anche perché, per gli altri due quasar noti a distanze così elevate, il gas freddo non è stato ancora individuato. Invece con sorpresa abbiamo trovato due righe molto forti, che indicano una massiccia riserva di gas freddo e denso».

«Solo la notevole sensibilità recentemente raggiunta da Noema, unita alla sua ampia larghezza di banda di frequenza, ha consentito la scoperta del monossido di carbonio a Pōniuā’ena», aggiunge Jan Martin Winters, astronomo dell’Institut de radioastronomie millimétrique (Iram) in Francia e co-autore dello studio. «La potenza recentemente acquisita da Noema mantiene ora la promessa di rilevare il gas molecolare freddo in molte più sorgenti che ospitano quasar in queste epoche cosmiche primordiali. Tali rilevazioni permetterebbero di far luce anche sulla produzione di elementi pesanti nelle primissime fasi dell’universo».

L’idrogeno molecolare è di fondamentale importanza in quanto è il costituente base da cui nascono le stelle, e spesso viene invocato come il “serbatoio” della formazione stellare. Sfortunatamente, l’idrogeno molecolare non può essere osservato di per sé, ma si può utilizzare una relazione empirica tra la massa del monossido di carbonio e la massa dell’idrogeno molecolare per ricavare la quantità di idrogeno molecolare dalla quantità misurata di monossido di carbonio. L’osservazione del monossido di carbonio nel quasar Pōniuā’ena ha quindi permesso al team di ottenere una prima stima della densità cosmica di idrogeno molecolare. La stima di questo parametro fornisce importanti informazioni sulla chimica primordiale, svelando nuovi dettagli su come si sono formate le prime e più semplici molecole dell’universo. Queste stime erano finora limitate a epoche cosmiche molto successive, a partire da circa un miliardo di anni dopo il Big Bang. «La densità cosmica di idrogeno molecolare stimata grazie alle osservazioni del quasar Pōniuā‘ena concorda con quanto predetto dai più recenti modelli di formazione ed evoluzione di gas freddo nelle prime fasi dell’universo e dalle simulazioni cosmologiche», ricorda il ricercatore Inaf Umberto Maio, co-autore dello studio. Questo risultato indica che i modelli teorici sono sulla buona strada per spiegare le proprietà fondamentali dell’universo primordiale.

«Pōniuā‘ena fa parte di Hyperion, un campione dei quasar primordiali luminosi, specificamente selezionati per le “abitudini alimentari” estreme dei loro buchi neri massicci. Studiando i quasar di Hyperion», conclude Luca Zappacosta dell’Inaf, co-autore della ricerca e a capo della collaborazione scientifica Hyperion, «miriamo a comprendere la natura della comparsa così precoce di questi oggetti sorprendenti e a caratterizzare l’evoluzione simultanea di un buco nero e della sua galassia ospite. In questo contesto, questo rilevamento da record è cruciale in quanto pone le basi per scoprire il ruolo del gas molecolare freddo accumulato nei primi quasar in formazione e le avide abitudini alimentari dei buchi neri».

Per saperne di più:

• Leggi su The Astrophysical Journal Letters l’articolo “Hyperion: First constraints on dense molecular gas at z=7.5149 from the quasar Pōniuā‘ena”, di Chiara Feruglio, Umberto Maio, Roberta Tripodi, Jan Martin Winters, Luca Zappacosta, Manuela Bischetti, Francesca Civano, Stefano Carniani, Valentina D’Odorico, Fabrizio Fiore, Simona Gallerani, Michele Ginolfi, Roberto Maiolino, Enrico Piconcelli, Rosa Valiante e Maria Vittoria Zanchettin

In alto a sinistra, schema del piano focale dello strumento Vis (fonte: A. Bosco et al., Aiaa, 2018) con evidenziati in arancione i quattro rivelatori dell’Fgs; a destra (crediti: Cea, e2v, Airbus, Ias, Apco), foto del piano focale di Vis, con evidenziati in arancione due dei quattro rivelatori dell’Fgs; in basso a sinistra (crediti: Leonardo), due dei quattro dei quattro rivelatori dell’Fgs

Battuta d’arresto per il telescopio spaziale Euclid dell’Esa, dal primo luglio nello spazio e da un mese esatto in orbita attorno a L2, il secondo punto di Lagrange del sistema Sole-Terra, a un milione e mezzo di km da noi, dove trascorrerà almeno sei anni a creare una mappa 3D di miliardi di galassie remote. Ed è proprio a causa di un problema emerso con uno dei sistemi cruciali per la realizzazione di questa mappa, il cosiddetto sensore di guida fine (Fgs, dall’inglese Fine Guidance Sensor), che i responsabili della missione, come riportato sul sito dell’Esa, hanno dovuto interrompere la fase di Performance verification – avviata nella seconda metà d’agosto, al termine della fase di Commissioning – in cerca di una soluzione al problema. Problema in parte già emerso durante la prima metà d’agosto e ora evidentemente confermato, al punto che il telescopio è di nuovo in Commissioning mode.

Di che sistema si tratta? Sviluppato ad hoc per Euclid in quanto un normale star tracker non avrebbe potuto garantire la precisione richiesta, l’Fgs è un sensore stellare formato da quattro Ccdmontati direttamente nel piano focale del telescopio, ai lati della matrice di rivelatori dello strumento Vis (vedi immagine composita qui sopra). Il suo scopo è fornire all’Aocs, l’Attitude and Orbit Control System, le istruzioni necessarie a mantenere lo “sguardo” di Euclid ben fermo, puntato esattamente nella stessa posizione per tutto il tempo necessario a ogni osservazione. Per riuscire a mappare l’universo con la precisione richiesta dai cosmologi, infatti, la stabilità di puntamento richiesta dev’essere nell’ordine delle decine di millesimi di secondo d’arco, da mantenere per circa 700 secondi (il tempo d’esposizione tipico di un’osservazione, per Euclid, è di 565 secondi) .

Milliarcosecondi, insomma. Una stabilità pazzesca. Si potrebbe pensare che in fondo non sia così difficile stare immobili, là nel vuoto spaziale di L2, dove in teoria non c’è nulla che possa disturbare le osservazioni. Purtroppo non è così. Ogni minimo movimento meccanico, per esempio, dall’apertura e chiusura dell’otturatore di Vis all’azionamento delle ruota portafiltri dell’altro strumento di bordo, Nisp, è sufficiente a introdurre una perturbazione nel puntamento del telescopio. Perturbazione che va individuata, misurata e corretta.

Schema del payload module di Euclid. La posizione dell’Fgs è indicata in alto a sinistra. Crediti: Euclid Consortium

È appunto qui che entra in azione l’Fgs. Il suo enorme catalogo di stelle – 48 file derivati dal database d’altissima precisione prodotto dalla missione Gaia, per un totale di oltre 100 GB – è talmente ricco da garantire la presenza, nel campo di vista dei Cdd, di almeno tre stelle “note” praticamente in qualunque direzione Euclid stia osservando. Ed è proprio “riconoscendo” queste stelle che l’Fgs, un po’ come se fosse un evolutissimo sestante, consente a Euclid di sapere esattamente quale porzione di universo sta osservando e di mantenere l’inquadratura immobile per il tempo richiesto, senza spostarsi né ruotare.

Affinché tutto funzioni è dunque necessario che l’Fgs “dialoghi” con il resto di Euclid, riconoscendo le stelle di riferimento presenti nel campo di vista del telescopio e fornendo agli altri sistemi le informazioni necessarie a mantenere il puntamento. Ed è qui, a quanto pare di capire, che già durante il Commissioning e poi di nuovo nel corso delle prime attività di Performance verification è emerso che in alcune circostanze l’Fgs non è riuscito a fornire informazioni affidabili, indispensabili per mantenere un puntamento corretto. Il problema non si presenta sempre, sottolinea l’Esa, è intermittente. Ma si presenta con una frequenza sufficiente a destare attenzione. Ecco dunque che, per tentare di risolverlo nel modo più rapido ed efficace, i responsabili della missione hanno deciso di sospendere la Performance verification, così da poter sviluppare e collaudare alcuni aggiornamenti al software di bordo che si spera possano essere risolutivi.

Nel frattempo, dice Giuseppe Racca, project manager di Euclid, «gli esperti dell’Esa e delle industrie coinvolte hanno messo a punto una soluzione temporanea per identificare i messaggi problematici dell’Fgs e consentire così all’Aocs di controllare correttamente l’orientamento. Un altro team sta intanto lavorando in parallelo per risolvere in modo permanente il problema di affidabilità dell’Fgs. Sospendere la Performance verification e affrontare il problema come si deve è stata una decisione responsabile. A breve faremo un test in orbita della prima soluzione, e tutte le indicazioni sono positive. Sono fiducioso che presto potremo riprendere le operazioni di Performance verification».

Illustrazione artistica che mostra un buco nero supermassiccio con il suo disco di accrescimento (cliccare per ingrandire). In alto a sinistra è mostrato un ipotetico profilo a doppio picco. Le frecce rossa e blu indicano dove ha origine ciascun picco all’interno della “broad line region”. Crediti: NoirLab/Nsf/Aura/P. Marenfeld

Tutte le galassie dell’universo ospitato nelle loro regioni centrali enormi buchi neri supermassicci la cui massa è compresa tra centomila e dieci miliardi di volte quella del Sole. La maggior parte di questi mostri cosmici si trova in uno stato di quiescenza, ma la restante parte di questi oggetti – circa un dieci per cento – si trova in uno stato attivo, con il buco nero che ingurgita, appunto, attivamente materia dalle zone circostanti. Nuclei galattici attivi – Agn, dall’inglese active galactic nuclei: è così che gli astronomi chiamano i nuclei delle galassie che albergano al centro queste ultime sorgenti.

Ad alimentare i famelici buchi neri degli Agn è un’enorme struttura a forma di ciambella che vortica attorno al buco nero stesso chiamata disco di accrescimento, dove le polveri e il gas dell’ambiente circostante si accumulano prima di essere divorate. Utilizzando il telescopio Gemini North del NoirLab, uno dei telescopi gemelli dell’International Gemini Observatory, un team di astronomi ha ora ottenuto per la prima volta prove della presenza di una simile struttura nel nucleo galattico attivo della galassia III Zw 002, caratterizzandone, del buco nero e del disco di accrescimento al centro, la geometria e la dimensione.

Prove della presenza di un disco di accrescimento nel nucleo di questa galassia erano già state ottenute nel 2003 grazie a osservazioni condotte in luce visibile. Qualche anno dopo, siamo nel 2012, un altro studio ha trovato risultati simili. In quest’ultimo lavoro di ricerca, i cui risultati sono stati pubblicati su The Astrophysical Journal Letters, un team guidato da Denimara Dias dos Santos, dottoranda all’Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais (Inpe) e affiliata all’Inaf di Padova, ha integrato questi risultati con osservazioni condotte utilizzando lo spettrografo Gemini Near-Infrared (Gnirs), ottenendo, per la prima volta nel vicino infrarosso, spettri di emissione con un caratteristico profilo a doppio picco (vedi immagine di apertura): secondo i ricercatori, la prova inequivocabile della presenza di un disco di accrescimento.

«Non sapevamo che III Zw 002 avesse questo profilo a doppio picco, ma quando abbiamo ridotto i dati lo abbiamo visto molto chiaramente», dice a questo proposito Alberto Rodriguez-Ardila, ricercatore al Laboratório Nacional de Astrofísica (Lna), in Brasile, e co-autore dello studio. «Abbiamo ridotto molte volte i dati pensando che potesse essere un errore, ma ogni volta abbiamo visto lo stesso entusiasmante risultato».

Queste osservazioni, spiegano gli autori, non solo confermano la presenza teorizzata di un disco di accrescimento nel nucleo della galassia, ma fanno anche avanzare la nostra comprensione su di un altro dei componenti che è stato individuato negli Agn: la cosiddetta “broad line region”. Si tratta di una regione vicina al buco nero e al suo disco di accrescimento, il cui gas caldo ed estremamente denso, in particolare l’ossigeno neutro, dà origine alle linee di emissione (OI λ11297 emission line) che mostrano il caratteristico profilo a doppio picco.

«Per la prima volta, il rivelamento di tali profili a doppio picco impone vincoli rigorosi alla geometria di una regione che altrimenti non sarebbe stato possibile risolvere», sottolinea Rodriguez-Ardila. «Ora abbiamo prove chiare non solo del processo di alimentazione ma anche della struttura interna di una galassia attiva».

Confrontando queste osservazioni con i dati di modelli esistenti dei dischi di accrescimento, il team è stato infatti in grado di ottenere informazioni che forniscono un quadro più chiaro sulla struttura del buco nero e della broad line region del nucleo galattico attivo III Zw 002. Dall’analisi è emerso che la broad line region ha un raggio esterno di circa 52 giorni luce e un’inclinazione di 18 gradi rispetto all’osservatore, e che il buco nero supermassiccio al centro ha una massa che è da 400 a 900 milioni di volte quella del Sole.

«Questa scoperta non solo ci dà preziose informazioni sulla struttura e sul comportamento della broad line region in questa particolare galassia», concludono i ricercatori, «ma fa anche luce sugli affascinanti fenomeni che accadono attorno ai buchi neri supermassicci nelle galassie attive».

Per saperne di più:

• Leggi su The Astrophysical Journal letters l’articolo “First Observation of a Double-peaked O i Emission in the Near-infrared Spectrum of an Active Galaxy” di Denimara Dias dos Santos, Alberto Rodríguez-Ardila, Swayamtrupta Panda e Murilo Marinello

Micrografia elettronica a scansione colorata di un linfocita T (noto anche come cellula T). Crediti: Niaid/Flickr

Cosa accade al nostro sistema immunitario nello spazio? È una domanda che da anni si pongono gli scienziati riscontrando, da sempre, negli astronauti una maggiore tendenza alle infezioni e minori difese immunitarie contro agenti patogeni.

Seppur affascinante e misterioso, lo spazio è, infatti, un ambiente estremamente ostile per la salute umana. Una fra le minacce che comporta è rappresentata dai cambiamenti del sistema immunitario che si verificano negli astronauti durante la permanenza nello spazio, rendendoli più vulnerabili alle infezioni e portando alla riattivazione di virus latenti nell’organismo. Cambiamenti biologici che persistono anche dopo il ritorno sulla Terra: tra i membri dell’equipaggio delle missioni Apollo, ad esempio, il 50 per cento ha riportato, di ritorno sul nostro pianeta, infezioni batteriche o virali, suggerendo quindi qualche forma di soppressione immunitaria in atto al momento dell’atterraggio.

I progressi della ricerca spaziale confermano il profondo impatto dell’ambiente spaziale sull’immunità adattativa, tra cui l’esposizione alla microgravità, l’aumento dei livelli di radiazioni, lo stress psicologico e l’isolamento in un ambiente artificiale. E un’ulteriore conferma di come la permanenza nello spazio incida sull’attivazione delle cellule immunitarie, sulla trascrizione genica e sulla loro funzionalità arriva ora dalla Svezia con una nuova ricerca, pubblicata questa settimana su Science Advances, condotta dal Karoliska Institutet (Svezia) su otto volontari in ambiente di microgravità.

«Se vogliamo che gli astronauti siano in grado di affrontare missioni spaziali sicure, dobbiamo capire come viene influenzato il loro sistema immunitario e cercare di trovare dei modi per contrastare effetti dannosi su di esso», dice Lisa Westerberg, ricercatrice al Dipartimento di microbiologia, tumori e biologia cellulare del Karolinska Institutet e coautrice dello studio. «Ora siamo riusciti a studiare cosa succede alle cellule T, una componente chiave del sistema immunitario, quando sono esposte a condizioni di assenza di peso”.

Dry immersion: i soggetti rimangono immersi in posizione supina in un bagno termo-neutro controllato (33 ± 0,5°C) in modo continuativo. Il soggetto (in questa foto nella facility di Medes di Toulouse, in Francia) è separato dall’acqua da un tessuto elastico impermeabile ed è istruito a non produrre movimenti non necessari degli arti. Crediti: Cnes–Rémi Benoit, Esa

Nello studio, i ricercatori hanno cercato di simulare l’assenza di peso nello spazio utilizzando il metodo chiamato “immersione a secco” – dry immersion, in inglese – che simula gli effetti della microgravità. Si tratta di un letto ad acqua fatto su misura che “inganna” il corpo umano facendogli credere di essere in uno stato di microgravità. I ricercatori hanno così esaminato i linfociti T – gruppi di globuli bianchi che producono anticorpi contro specifici antigeni estranei – nel sangue di otto individui sani durante tre settimane di esposizione all’assenza di peso simulata, registrando i dati e le analisi in diversi momenti: prima dell’inizio dell’esperimento; a 7, 14 e 21 giorni dall’inizio e, infine, a 7 giorni dalla conclusione dell’esperimento.

Sebbene gli effetti delle missioni spaziali nei sistemi biologici possono essere sicuramente meglio osservati proprio nello spazio, condurre ricerche a bordo di una navicella o stazione spaziale presenta diverse difficoltà, tra cui la mancanza di tempo per gli astronauti, i maggiori requisiti di sicurezza biologica e medica, la mancanza delle necessarie attrezzature di laboratorio e la lunga procedura di approvazione di un esperimento spaziale. Per superare queste limitazioni, si ricorre a sistemi analoghi a terra, uno dei quali è proprio il metodo dell’immersione a secco. Durante la dry immersion, i soggetti sono immersi, con la testa distesa, in un bagno d’acqua termo-neutro (da 31 a 35 °C) ricoperti da un film di materiale impermeabile. Rispetto ad altri esperimenti analoghi di microgravità – ad esempio quelli a testa in giù – i volontari in dry immersion sviluppano più rapidamente i sintomi tipici del corpo umano nello spazio: i risultati ottenuti con l’immersione a secco sono molto simili a quelli delle missioni spaziali reali, e riproducono accuratamente e rapidamente la maggior parte degli effetti fisiologici del volo spaziale, come lo scarico meccanico e assiale, l’inattività fisica, la ridistribuzione dei fluidi e l’ipodinamia.

Schema descrittivo della procedura sperimentale. Il sangue è stato prelevato da otto volontari sani in cinque momenti: 7 giorni prima dell’esposizione a DI (giorno 0, arancione); 7 (blu), 14 (verde) e 21 (verde) giorni durante l’esposizione a dry immersion; e 7 giorni dopo l’esposizione a dry immersion (giorno 28, rosa). Le cellule T CD3+ sono state isolate dal sangue e è stato eseguito l’Rna-seq di massa. Crediti: Carlos J. Gallardo-Dodd et al., Science, 2023

Il team svedese ha dunque scoperto che le cellule T, dopo 7 e 14 giorni di immersione, hanno cambiato la propria espressione genica – cioè il numero di geni attivi e inattivi – acquisendo una “firma genetica” simile a quella delle cellule T naïve, dunque non differenziate. In pratica, le cellule T hanno iniziato ad assomigliare di più e a comportarsi come quei linfociti T immaturi e vergini che non hanno ancora incontrato e combattuto contro alcun patogeno “intruso”. L’effetto maggiore è stato osservato dopo 14 giorni, indicando come, in microgravità, gli anticorpi impiegherebbero quindi più tempo a riconoscere il pericolo e ad attivarsi, diventando meno efficaci nel combattere le cellule tumorali e le possibili infezioni. Dopo 21 giorni, le analisi del sangue dei volontari hanno mostrato un profilo trascrizionale paragonabile a quello delle cellule T prima dell’immersione a secco, mostrando segnali di “adattamento” al nuovo sistema ambientale di microgravità: i linfociti T hanno modificato la propria espressione genica in assenza di peso, tanto da portarla quasi alla normalità. A sette giorni dalla conclusione dell’esperimento, quando i soggetti sono tornati alla normale gravità, le cellule T avevano però nuovamente cambiato le proprie caratteristiche, suggerendo, questa volta, cambiamenti nell’espressione genica simili a quelli inizialmente indotti dalla microgravità.

Questi dati suggeriscono che le cellule T si adattano cambiando il loro trascrittoma in risposta all’assenza di peso simulata e che gli spunti di “rimodellamento” persistono anche quando vengono riesposti alla gravità normale.

«I nostri risultati possono aprire la strada a nuovi trattamenti in grado di invertire questi cambiamenti nel programma genetico delle cellule immunitarie”», conclude il primo autore dell’articolo, Carlos Gallardo Dodd, dottorando al Dipartimento di microbiologia, tumori e biologia cellulare del Karolinska Institutet insieme a Christian Oertlin e Julien Record, dello stesso team di ricerca.

Buone notizie, quindi, per i futuri equipaggi degli astronauti delle prossime missioni sulla Luna e su Marte. I ricercatori intendono ora utilizzare la piattaforma per razzi sonda del Centro spaziale Esrange a Kiruna, in Svezia, per continuare a studiare come si comportano le cellule T in assenza di peso e come ne viene influenzata la funzionalità.

Per saperne di più:

• Leggi l’articolo su Science Advances “Exposure of volunteers to microgravity by dry immersion bed over 21 days results in gene expression changes and adaptation of T cells” di Carlos J. Gallardo-Dodd , Christian Oertlin , Julien Record, Rômulo G. Galvani , Christian Sommerauer , Nikolai V. Kuznetsov, Evangelos Doukoumopoulos, Liaqat Ali, Mariana M. S. Oliveira, Lisa S. Westerberg, et al.

I dintorni rugosi dell’Olympus Mons, una caratteristica denominata Lycus Sulci, sull’aureola rialzata che circonda il vulcano. Il vulcano si trova a molte centinaia di km di distanza. I colori del terreno rappresentano la topografia e l’elevazione, e vanno dalle aree blu più basse attraverso i colori giallo-arancio-rosso più alti fino alle alte vette bianche. Crediti: Nasa/MgsS/Mola Science Team

No, non stiamo parlando della caduta degli dei, ma di frane sui vulcani di Marte, i più imponenti del Sistema solare. Il più alto dei vulcani marziani è l’Olympus Mons (Monte Olimpo, dal latino), un gigantesco vulcano a scudo individuato nel 1971 dalla sonda Mariner 9 della Nasa. Con i suoi 600 km di diametro e 21,9 km di quota, dunque circa 2,5 volte più alto del nostro Monte Everest, l’Olympus Mons di fatto è la montagna più alta del Sistema solare. La sonda spaziale Mars Express dell’Esa ha rivolto il suo “sguardo” verso questo imponente vulcano marziano, esplorandone in dettaglio i dintorni e rivelando nuovi aspetti sul suo turbolento passato.

In orbita intorno al Pianeta rosso dal 2003, la missione Mars Express sta, infatti, fotografando la superficie di Marte, mappando i suoi minerali, identificando la composizione e la circolazione della sua tenue atmosfera, sondando sotto la sua crosta ed esplorando come vari fenomeni interagiscono nell’ambiente marziano.

La Mars Express High Resolution Stereo Camera (Hrsc), sviluppata e gestita dal Dlr, l’agenzia aerospaziale tedesca, ha individuato non solo la cima dell’Olympus Mons, ma esplorato anche le zone circostanti notando una sorta di “aureola” che si estende dalla base del vulcano per centinaia di chilometri. Questa aureola, a sua volta, circonda la “scarpata basale” del vulcano, il perimetro subito intorno all’Olympus Mons notevolmente ripido e che, in alcuni punti, raggiunge i sette chilometri di altezza.

Queste nuove immagini mostrano anche, ai bordi dell’aureola, a molte centinaia di chilometri di distanza dal vulcano principale, una struttura “accartocciata” chiamata Lycus Sulci. L’aureola, che si vede particolarmente bene nell’immagine del 2004 del Mars Orbiter Laser Altimeter della Nasa e nella mappa contestuale ora realizzata da Mars Express, mostra come i fianchi inferiori dell’Olympus Mons siano catastroficamente franati diverse centinaia di milioni di anni fa.

Sembrerebbe dunque che grandi quantità di lava siano un tempo scorse lungo il vulcano, innescando frane che precipitavano fino a incontrare il basamento, in questo caso, contenente ghiaccio e acqua.
La lava incandescente avrebbe provocato così lo scioglimento e l’instabilità del ghiaccio; di conseguenza, il bordo roccioso dell’Olympus Mons si è staccato ed è parzialmente scivolato via. Il crollo si sarebbe manifestato sotto forma di enormi frane e smottamenti, che scivolando verso il basso, sarebbero poi confluiti nelle pianure circostanti.

Prospettiva del Lycus sulci fornita dalla camera Hrsc che mostra il terreno rugoso e a creste ai margini dell’aureola dell’Olympus Mons. Create da frane e cadute di roccia provocate dalla lava, le creste sono diventate più evidenti nel tempo a causa della continua erosione da parte del vento. Crediti: Esa/Dlr/Fu Berlin

Secondo gli scienziati, le frane allontanandosi dall’Olympus Mons e attraversando la superficie marziana, avrebbero assunto conformazioni alternate e diverse – compresse e allungate, accartocciate e separate – andando a originare le caratteristiche “rughe” visibili nelle nuove immagini di Lycus Sulci, diventato ancora più evidente nel corso del tempo, quando il vento ha attraversato la superficie marziana, erodendo il suo materiale.
Singole frane, come quelle dell’Olympus Mons, possono avere uno spessore di centinaia di metri; tuttavia, per questo enorme vulcano, che ha visto crolli multipli colossali e sovrapposti, lo spessore può raggiungere anche i due chilometri.

Topografia del Lycus sulci e del cratere Yelwa fornita da Hsrc (sopra). Sotto, gli anelli di diverso colore e grana, evidenziano la zona di frane dell’Olympus Mons. Si nota la differenza di colore ed età andando verso sinistra, dove un nuovo anello concentrico di materiale si è sovrapposto franando sul materiale già depositato precedentemente e quindi si trova in un rilievo più alto. Crediti: Esa/Dlr/Fu Berlin

La sovrapposizione delle varie frane può essere vista chiaramente nell’immagine fornita da Hrsc; il terreno rugoso a destra dell’inquadratura è più antico – più lisciato dal vento – rispetto alle creste presenti alla sua sinistra, che sono scivolate lungo le pendici del vulcano più tardi nella storia di Marte e, quindi, in tempi più recenti.

Nonostante le dimensioni ultraterrene, i vulcani di Marte presentano analogie con quelli che vediamo sulla Terra: frane simili – per tipologia, se non per scala – si possono osservare, infatti, intorno alle isole vulcaniche delle Hawaii e delle Canarie, anch’esse soggette in passato a importanti fenomeni franosi.

Le misure straordinarie dell’Olympus Mons sono probabilmente dovute al fatto che, a differenza della Terra, Marte non presenta placche tettoniche: la crosta rimane fissa e l’hot spot sottostante continua a produrre lava da milioni di anni sempre nello stesso punto, portando il vulcano marziano ad una tale larghezza e altezza.

Olympus Mons, con scarpata e aureola. Questa vista 3D dell’intero vulcano è stata ricavata nel 2004 dai dati topografici del Mars Orbiter Laser Altimeter (Mola) degli Stati Uniti sovrapposti a quelli della Mars Orbiter Camera (Moc). Crediti: Mola

Un altro elemento che evidenzia le proporzioni davvero immense dell’Olympus Mons è visibile a destra dell’immagine: il cratere Yelwa. Sebbene sia oscurato dall’esteso Lycus Sulci, questo cratere ha un diametro di oltre otto chilometri, appena inferiore all’altezza del Monte Everest sul livello del mare. Il cratere di Yelwa si trova a oltre mille chilometri dalla vetta dell’Olympus Mons: ciò a dimostrazione dell’elevata distanza che le frane distruttive percorrono dai fianchi del vulcano prima di depositarsi.

Nel 2004, Mars Express ha rilevato che l’età di alcuni depositi di lava presente sui fianchi del mega-vulcano è di solo 2 milioni di anni, un tempo assai ridotto dal punto di vista geologico, suggerendo che la montagna possa ancora avere una qualche attività vulcanica.

Negli ultimi vent’anni, l’Hsrc della sonda spaziale europea ha rivelato molto della variegata superficie di Marte. Le sue immagini mostrano numerrsi dettagli: dalle creste e dai solchi scolpiti dal vento alle doline sui fianchi di vulcani colossali, ai crateri da impatto, alle faglie tettoniche, ai canali fluviali e alle antiche pozze di lava. La missione Mars Express è stata immensamente produttiva nel corso della sua vita, consentendo, rispetto al passato, una comprensione molto più completa e accurata del nostro vicino planetario.

Per saperne di più:

• Leggi la notizia dell’Esa “Landslides at the foot of Olympus Mons“
• Leggi su Media Inaf gli articoli “Marte mostra segni di attività geologica” e “Tuffo su Marte con l’ultimo scatto di Mars Express“

Il telescopio Astri-1. Crediti: Daniel Lopez/Iac

Nei giorni scorsi, un vasto incendio – di possibile origine dolosa – si è sviluppato nell’isola di Tenerife. Il fuoco ha interessato un’area immensa, con un perimetro superiore a 80 km, causando danni terribili. Migliaia di persone hanno dovuto essere evacuate, molte delle quali hanno perso le loro proprietà. Inoltre, è stata distrutta larga parte della magnifica foresta tropicale nella parte nord dell’isola.

Lo sviluppo dell’incendio ha purtroppo interessato, a partire dal primo pomeriggio di domenica 20 agosto, anche l’Osservatorio del Teide, gestito dall’Instituto de Astrofisica de Canarias (Iac). L’Osservatorio ospita importanti telescopi di importanza internazionale e nel sito è in corso l’installazione del mini-array Astri, un progetto guidato dall’Istituto nazionale di astrofisica (Inaf) volto a costruire una serie di nove telescopi Cherenkov per astronomia in raggi gamma.

In poche il fuoco ore ha quasi lambito l’edificio del telescopio solare Themis, dove sono ospitati anche gli uffici e la sala controllo di Astri, e l’edificio dove è installato il centro di trasformazione elettrica di Astri. Il primo telescopio Astri-1, già installato, era poco più lontano. Successivamente, l’incendio ha circondato l’intero areale dell’Osservatorio.

Il project office di Astri, insieme al direttore della Fundación Galileo Galilei (Fgg), ha seguito costantemente la situazione, tenendo informati il presidente e il direttore scientifico dell’Inaf. Si è deciso di interrompere da remoto il collegamento elettrico a Astri-1 per evitare problemi in caso l’incendio avesse interessato direttamente l’area del telescopio. La situazione era monitorata anche grazie alle webcam dei telescopi Astri e Vtt.

Posti di blocco antincendio erano stati schierati dalle autorità locali nell’area dell’Osservatorio, in previsione di ciò che sarebbe potuto accadere. È stato quindi possibile reagire immediatamente con mezzi terrestri, elicotteri e Canadair a difesa dei telescopi. Per fortuna le strade interne sono state delle efficaci barriere tagliafuoco. L’azione notturna dei pompieri è riuscita a evitare che l’incendio danneggiasse le facility dell’Osservatorio.

Immagine di una delle piazzole di Astri ottenuta da una delle webcam del progetto. Crediti: Astri/Inaf

Ora l’incendio attorno all’Osservatorio del Teide è sotto controllo. Purtroppo, la bellissima flora intorno ai telescopi, endemica del Parco del Teide, è stata largamente distrutta. Il telescopio Astri-1 non è stato raggiunto dall’incendio, che ha invece interessato parte delle piazzole dell’infrastruttura Astri dove saranno installati gli altri telescopi. Essendo queste aree prive di vegetazione, il fuoco non ha potuto attecchire. Le infrastrutture Astri non sembrano avere subito danni importanti. Quando sarà possibile accedere al sito, l’Inaf, in collaborazione con Iac e Fgg, effettuerà un’indagine approfondita, per capire eventuali danneggiamenti secondari.

L’Inaf esprime profonda gratitudine ai colleghi Iac e ai vigili del fuoco locali e a tutti coloro che hanno lavorato così duramente in condizioni pericolose per salvare i telescopi.

Questo mosaico di immagini di Solar Orbiter mostra una moltitudine di minuscoli getti di materiale che fuoriescono dall’atmosfera esterna del Sole, il cui polo sud è a sinistra. I getti scuri sono in realtà lampi luminosi contro la superficie solare. Ciascun getto dura dai 20 ai 100 secondi ed espelle particelle cariche, note come plasma, a una velocità di circa 100 km/s. Questi eventi potrebbero essere la fonte a lungo ricercata del vento solare. Crediti: Esa & Nasa/Solar Orbiter/Eui Team; Lakshmi Pradeep Chitta, Max Planck Institute for Solar System Research

La sonda spaziale Solar Orbiter ha scoperto una moltitudine di minuscoli getti di materiale che fuoriescono dalle regioni esterne dell’atmosfera solare. Ogni getto dura dai 20 ai 100 secondi ed espelle il plasma a una velocità di circa 100 chilometri al secondo. Questi getti potrebbero essere la sorgente a lungo cercata del vento solare.

Il vento solare è costituito da particelle cariche che vengono emesse continuamente dal Sole. Si propaga attraverso lo spazio interplanetario, scontrandosi con qualsiasi cosa si trovi sul suo cammino. Alcune volte ne vediamo gli effetti. Ad esempio, quando il vento solare si scontra con il campo magnetico terrestre, produce le bellissime aurore polari.

Sebbene il vento solare sia una caratteristica fondamentale del Sole, capire come e dove viene generato non si sta rivelando affatto semplice ed è stato al centro di numerosi studi, per decenni. Ora, grazie alla sua strumentazione all’avanguardia, Solar Orbiter ci ha permesso di compiere un importante passo avanti nella comprensione della sua genesi.

In un articolo pubblicato oggi su Science viene presentata l’analisi delle immagini del polo sud del Sole scattate il 30 marzo 2022 dallo strumento Extreme Ultraviolet Imager (Eui) – che osserva il plasma solare a milioni di gradi a una lunghezza d’onda di 17,4 nanometri. Tali immagini rivelano una moltitudine di caratteristiche deboli e di breve durata associate a piccoli getti di plasma espulsi dall’atmosfera solare. Lo studio mostra come queste caratteristiche siano causate dall’espulsione di plasma dall’atmosfera solare.

I ricercatori sanno da decenni che una frazione significativa del vento solare è associata a strutture magnetiche chiamate buchi coronali – regioni in cui le linee di forza del campo magnetico del Sole non si chiudono su sé stesse, ritornando verso il Sole, bensì si estendono nel Sistema solare. Il plasma può così fluire lungo queste linee aperte, dando origine al vento solare. Ma come viene lanciato il plasma?

Fino a oggi, l’ipotesi più accreditata era che, poiché la corona solare è calda, il plasma si espande e una parte di esso fugge via lungo le linee di forza del campo magnetico. Tuttavia, questi nuovi risultati esaminano un buco coronale situato al polo sud del Sole, e i singoli getti rivelati mettono in discussione l’ipotesi che il vento solare sia prodotto solo da un flusso continuo e costante. «Uno dei risultati è che in larga misura questo flusso non è in realtà uniforme. L’ubiquità dei getti suggerisce che il vento solare proveniente dai buchi coronali potrebbe originarsi come un deflusso altamente intermittente», afferma Andrei Zhukov, Osservatorio reale del Belgio.

L’animazione mostra l’attività in una parte del polo sud del Sole, ripresa da Solar Orbiter. Le regioni più scure sono linee di forza del campo magnetico aperte, da cui il plasma può fuoriuscire più facilmente. I piccoli lampi di luce sono i getti di plasma rilasciati. Il cerchio in basso a destra indica la dimensione della Terra, in scala. Crediti: Esa & Nasa/Solar Orbiter/Eui Team; Lakshmi Pradeep Chitta, Max Planck Institute for Solar System Research

L’energia associata a ogni singolo getto è piccola. All’estremità superiore dei fenomeni coronali ci sono i brillamenti solari di classe X, mentre all’estremità inferiore ci sono i cosiddetti nanoflare, dove in un flare X risiede un miliardo di volte più energia che in un nanoflare. I minuscoli getti scoperti da Solar Orbiter sono ancora meno energetici – circa mille volte meno energetici di un nanoflare, da cui il termine picoflares – e incanalano la maggior parte di quell’energia nell’espulsione del plasma. La loro ubiquità suggerisce che stiano espellendo una frazione sostanziale del materiale che vediamo nel vento solare. E potrebbero esserci eventi ancora più piccoli e più frequenti che ne forniscono ancora di più.

Attualmente Solar Orbiter sta orbitando attorno al Sole in prossimità del suo equatore. Quindi, in queste osservazioni, l’Eui guarda verso il polo sud con un angolo radente. «È più difficile misurare alcune delle proprietà di questi minuscoli getti quando li vediamo di profilo, ma tra qualche anno li vedremo da una prospettiva diversa rispetto a qualsiasi altro telescopio o osservatorio, quindi insieme dovrebbero essere di grande aiuto», afferma Daniel Müller dell’Esa. Questo perché man mano che la missione continua, la sonda inclinerà gradualmente la sua orbita verso le regioni polari. Allo stesso tempo, l’attività sul Sole progredirà attraverso il ciclo solare e i buchi coronali inizieranno ad apparire a molte latitudini diverse, fornendo una nuova prospettiva unica.

Il Sole è l’unica stella di cui possiamo osservare l’atmosfera in modo così dettagliato, ma è probabile che lo stesso processo operi anche su altre stelle. Quindi, queste osservazioni potrebbero rappresentare la scoperta di un processo astrofisico fondamentale.

Per saperne di più:

• Leggi su Science l’articolo “Picoflare jets power the solar wind emerging from a coronal hole on the Sun” di L. P. Chitta, A. N. Zhukov, D. Berghmans, H. Peter, S. Parenti, S. Mandal, R. Aznar Cuadrado, U. Schühle, L. Teriaca, F. Auchère, K. Barczynski, É. Buchlin, L. Harra, E. Kraaikamp, D. M. Long, L. Rodriguez, C. Schwanitz, P. J. Smith, C. Verbeeck e D. B. Seaton

Rappresentazione artistica della nana bruna Lsr J1835+3259. Sono mostrati anche il campo magnetico, la cintura di radiazioni e le aurore. Crediti: Hugo Salais/Metazoa Studio

Le nane ultrafredde sono oggetti stellari di massa molto bassa. È il caso della nana bruna Lsr J1835+3259 (in breve, Lsr J1835), attorno alla quale un team di scienziati dell’Universitat de València ha individuato lo scorso gennaio una cintura di radiazioni composta da particelle cariche energetiche intrappolate nel suo forte campo magnetico. La forma a ciambella della cintura di radiazioni è una versione in scala ridotta delle ben note fasce di Van Allen – dal nome dello scienziato che nel 1958 le scoprì, il fisico James Van Allen – che circondano la Terra e Giove. La cintura di radiazioni di Lsr J1835, fotografata a lunghezze d’onda radio grazie alla rete europea di interferometria a base molto lunga (Vlbi), è la prima scoperta al di fuori del Sistema solare e dimostra l’universalità di questa struttura.

«Anche se con dimensioni ed energia diverse, l’immagine Vlbi della cintura di radiazioni intorno a Lsr J1835 è sorprendentemente simile a quelle delle fasce di van Allen o di Giove. Questa somiglianza diventa evidente quando si osservano le cinture di radiazioni di Giove e di Lsr J1835 una accanto all’altra», dice Juan Bautista Climent, ricercatore al Dipartimento di astronomia dell’Universitat de València, associato alla Valencian International University e primo autore dell’articolo pubblicato oggi su Science che riporta la scoperta. «Il diametro della struttura magnetica attorno alla nana ultrafredda è dieci volte più grande di quella di Giove e milioni di volte più potente. In effetti, Lsr J1835 è 60 volte più pesante di Giove e ruota tre volte più velocemente. Le due cose insieme danno origine a un intenso campo magnetico sulla superficie della nana bruna, molto simile a quello prodotto in un dispositivo per la risonanza magnetica».

Immagini radio di Lsr J1835+3259 ricostruite grazie alla rete europea Vlbi. Le due chiazze corrispondono alla cintura di radiazione a forma di ciambella vista di taglio. Le curve di livello indicano l’intensa luce polarizzata proveniente dall’aurora, vicino alla superficie della nana bruna, situata a metà tra le componenti radio della cintura di radiazione. Crediti: Juan B Climent

Aurore ultraluminose

Lo straordinario dettaglio dell’immagine radio di Lsr J1835 svela poi ulteriori segreti. Dallo studio emerge infatti che, proprio come sulla Terra e su Giove, la gigantesca cintura di radiazioni di Lsr J1835 contribuisce alla formazione di aurore vicino ai poli della nana bruna. Aurore extrasolari in grado di produrre un’energia così grande da risultare qualcosa di più di una piacevole luminescenza.

«Queste aurore rilasciano un’energia molto concentrata a temperature molto elevate, che genera picchi di emissione radio dieci volte superiori all’emissione totale di Lsr J1835», spiega infatti José Carlos Guirado, professore di astronomia all’Universitat de València e coautore dell’articolo. «Per la prima volta abbiamo un’immagine chiara dell’aurora, vista in luce polarizzata e situata a metà strada tra due punti radio corrispondenti alla cintura, vicino alla superficie di Lsr J1835». L’aurora e la cintura di radiazioni rilevate da Climent e dal suo team sono visibili contemporaneamente, il che fornisce preziose informazioni sulla geometria di questa nana bruna.

Gli straordinari risultati ottenuti per Lsr J1835 dimostrano che la rete europea Vlbi è in grado di mappare le fasce di radiazione negli oggetti vicini, aprendo la strada a strumenti futuri, come lo Square Kilometre Array, che potranno estendere questi studi a oggetti più piccoli e remoti, e in particolare agli esopianeti. La conoscenza dell’ambiente magnetico degli esopianeti è estremamente importante per valutare la possibilità che possano ospitare vita aliena. «La possibilità che possano offrire un ambiente compatibile con la vita dipende molto dalle caratteristiche delle radiazioni che circondano questi nuovi mondi», sottolinea a tal proposito un altro fra i coautori dell’articolo, Miguel Ángel Pérez-Torres, ricercatore all’Instituto de Astrofísica de Andalucía del Csic con alle spalle un’esperienza come postdoc in Italia, all’Inaf Ira di Bologna.

Al centro, Miguel Ángel Pérez-Torres all’Inaf di Bologna durante un convegno sul Vlbi. Crediti: Inaf

«Proprio in Italia», continua Pérez-Torres, «ho avuto la possibilità di lavorare direttamente con le antenne dei radiotelescopi di Medicina e Noto, due nodi fondamentali di Evn – la rete Vlbi europea – che anche in quest’occasione hanno contribuito a ottenere le immagini della cintura di radiazione attorno alla nana bruna. È la prima volta che queste fasce di radiazione vengono rivelate al di là del nostro Sistema solare, proprio grazie alla sensitività della rete Evn». Lsr J1835 è in effetti un oggetto estremamente piccolo e moto lontano da noi, circa 18 anni luce, dunque solo l’uso di reti per l’interferometria a lunghissima linea di base – Vlbi, appunto – permette una visione dettagliata dell’ambiente che la circonda. Per ottenere la nuova immagine della cintura di radiazioni, la rete europea Vlbi si è avvalsa di antenne radio giganti sparse in tutto il mondo, dalla Spagna a Shanghai, dalla Svezia al Sudafrica. Antenne che hanno scansionato Lsr J1835 simultaneamente fino a ottenere una risoluzione 50 volte migliore di quella possibile con il telescopio spaziale James Webb.

Per saperne di più:

• Leggi su Science l’articolo “Evidence for a radiation belt around a brown dwarf”, di J. B. Climent, J. C. Guirado, M. Pérez-Torres, J. M. Marcaide e L. Peña-Moñino

In piedi, da sinistra, Nick Pinkine, responsabile delle operazioni di Parker Solar Probe, e Helene Winters, responsabile del progetto, discutono del gravity-assist di Venere con i membri del team operativo della sonda spaziale, presso il laboratorio di fisica applicata Johns Hopkins, il 21 agosto 2023. Crediti: Nasa/Johns Hopkins Apl/Brooke Hammack

Il 21 agosto 2023, Parker Solar Probe ha compiuto il sesto flyby di Venere. Poco prima delle 8:03 EDT, muovendosi a circa 24 chilometri al secondo, la sonda della Nasa è passata a circa 4mila chilometri sopra la superficie di Venere, mentre curvava attorno al pianeta verso il Sistema solare interno.

Il mission operations team presso il Johns Hopkins Applied Physics Laboratory (Apl) a Laurel, nel Maryland, è rimasto in contatto con la sonda durante il sorvolo attraverso la Deep Space Network della Nasa, a eccezione degli 8 minuti previsti nel punto più vicino, quando Venere si trovava tra la Terra e la sonda spaziale – e ha controllato che il veicolo spaziale fosse sulla giusta rotta e funzionasse normalmente.

Gli assist gravitazionali di Venere sono essenziali per guidare Parker Solar Probe più vicino al Sole; la sonda spaziale fa affidamento sul pianeta per ridurre la sua energia orbitale, che a sua volta le consente di viaggiare più vicino al Sole – dove, dal 2018, sta esplorando le origini e i segreti del vento solare e altre proprietà della nostra stella.

Questo, come si diceva, è stato il sesto dei sette flyby pianificati ed è servito a ridurre la velocità orbitale di Parker Solar probe di circa 9.547 chilometri all’ora. La manovra ha cambiato l’orbita della sonda e l’ha preparata per i successivi cinque passaggi ravvicinati del Sole, il primo dei quali avverrà il prossimo 27 settembre (17esimo perielio). A ogni perielio, Parker stabilirà nuovi record di velocità e distanza, arrivando a 7,3 milioni di chilometri dalla superficie solare, a una velocità di oltre 635mila chilometri l’ora. Poi, il 6 novembre 2024, ci sarà il settimo (e ultimo) flyby di Venere, a cui seguiranno gli ultimi passaggi ravvicinati alla nostra stella, nel 2025.