Presentiamo il numero 272 di Coelum Astronomia, un’edizione ricca di spunti e approfondimenti che spaziano dalle ultime scoperte scientifiche ai progetti che più appassionano la comunità astronomica professionale e amatoriale. “Vita su Marte”, a cura di Giorgio Bianciardi e Vincenzo Rizzo, l’articolo analizza le condizioni che potrebbero aver reso Marte abitabile nel passato e ci accompagna attraverso le più recenti scoperte che continuano ad alimentare il dibattito sulla possibile presenza di vita passata sul Pianeta Rosso. Uno studio che fonde tecnologia, biologia e astrofisica per raccontarci la complessa evoluzione del pianeta. Subito dopo, esploriamo il futuro dell’astrofisica solare con l’European Solar Telescope (EST), grazie all’articolo di Thomas Villa. Un ambizioso progetto sviluppato con tecnologie all’avanguardia e una collocazione strategica sulle isole Canarie, EST si propone di lavorare in sinergia con osservatori come il DKIST alle Hawaii, garantendo una copertura quasi continua del cielo solare e aprendo nuove frontiere nella ricerca sui campi magnetici e sull’evoluzione della nostra stella madre. Dai panorami marziani e dal Sole ci spostiamo al nostro pianeta con “Il progetto GINGER”, firmato da Angela di Virgilio e Nicolò Beverini. Questo ambizioso progetto si sviluppa nei laboratori sotterranei del Gran Sasso, dove i giroscopi laser ad anello sono all’opera per misurare con incredibile precisione la rotazione terrestre e le sue variazioni. GINGER non è solo uno strumento di geofisica, ma una porta verso la comprensione di fenomeni previsti dalla relatività generale, ampliando i confini del nostro sapere scientifico. Con “Il Disarmo e il pensiero scientifico”, Paolo Teruzzi affronta il ruolo cruciale della comunità scientifica nel promuovere la pace e la responsabilità etica. In un periodo in cui le tensioni internazionali riaccendono lo spettro delle armi nucleari, questo articolo ci ricorda le lezioni del passato e il potenziale della scienza nel guidare scelte consapevoli per il futuro dell’umanità. Una riflessione che non mancherà di stimolare un dibattito acceso e necessario. Tra i contributi più interessanti, spicca la testimonianza personale di Matteo Mellone, appassionato di astronomia e progettista di strumentazione avanzata. La sua storia è un invito alla perseveranza e all’innovazione, dimostrando come la passione per il cielo possa trasformarsi in un percorso lavorativo e di ispirazione per molti. La ricerca di supernovae storiche può nascondere delle sorprese. Il racconto di Fabio Briganti e Riccardo Mancini è un’indagine accurata a testimoniare che la passione si dimostri anche nella cura dei dettagli nella ricerca. Non mancano momenti dedicati ai più piccoli, grazie al ritorno di Laura Saba con i suoi “AstroRacconti”. Le storie del simpatico GattoBuio, arricchite dalle illustrazioni di Guido Marchesini, accompagnano i giovani lettori in un viaggio fantastico tra stelle e costellazioni. Sempre in ambito divulgativo rappresentiamo con particolare partecipazione il progetto didattico per il contrasto all’inquinamento luminoso, descritto da Francesca Manenti. Questo percorso di educazione civica sensibilizza le nuove generazioni sulla necessità di proteggere il cielo notturno e la sua bellezza. L’iniziativa rappresenta un modello esemplare di come la scienza possa integrarsi con l’impegno civile per generare consapevolezza e cambiamento. Infine, l’Hanc Marginis celebra Vincenzo Ferraro, pioniere della magnetoidrodinamica e figura cruciale nello studio del plasma e dei campi magnetici. Clementina Sasso ci guida in un viaggio che ripercorre l’impatto delle sue intuizioni sulla comprensione delle tempeste geomagnetiche e delle aurore polari. Un omaggio a un innovatore il cui lavoro continua a ispirare la scienza moderna. Ogni articolo di questo numero è un invito a scoprire, riflettere e lasciarsi ispirare. Non importa se il vostro interesse principale è rivolto a Marte, alla Terra, o alle stelle: il numero 272 di Coelum Astronomia è pensato per voi, appassionati del cielo e della scienza. Buona lettura!
VI Simposio degli Ottico-Meccanici Italiani
L’incontro del VI Simposio degli Ottico-Meccanici Italiani, svoltosi il 7 dicembre nella splendida cornice della Specola Vaticana, è stato un appuntamento straordinario che ci ha profondamente arricchiti. La Specola, uno dei più antichi osservatori astronomici del mondo, è un luogo dove tradizione e innovazione si fondono, offrendo un’esperienza unica. Camminare tra i suoi spazi, impregnati di storia e di scienza, è un viaggio che invita a riflettere e ispirarsi. È una location che consigliamo vivamente di visitare, per immergersi in un clima sereno, ricco di energia e di stimoli intellettuali. Desideriamo esprimere un sentito ringraziamento agli organizzatori dell’evento, Gianfranco Coppola e Adriano Lolli, il cui entusiasmo e la cui passione hanno reso possibile questa iniziativa. In particolare, il coinvolgente invito di Adriano Lolli ha avuto un ruolo cruciale: senza il suo spirito accogliente, avremmo probabilmente mancato questa straordinaria occasione. Purtroppo, a causa di precedenti impegni, non abbiamo potuto partecipare alla visita guidata prevista nella mattinata. Tuttavia, la partecipazione al simposio ci ha pianamente soddisfatti grazie alla qualità e alla profondità degli interventi. I relatori, tra cui lo stesso Adriano Lolli in qualità di moderatore, hanno condiviso con passione e competenza le loro esperienze e scoperte, dimostrando come la scienza possa essere accessibile e coinvolgente. Ringraziamo anche Richard A. D’Souza S.J., Claudio Costa, Roberto Ciabattoni, Roberto Ragazzoni, Fabrizio Tamburini, Massimo D’Apice e Antonello Satta per i loro contributi, che hanno reso la giornata indimenticabile. Il simposio ha offerto un perfetto equilibrio tra scienza, ironia e convivialità, con uno spirito goliardico che ha trasformato ogni intervento in un momento di condivisione autentica. È stato un evento che ha dimostrato come anche gli ambiti più tecnici possano essere affrontati con leggerezza e umanità, offrendo spunti di grande valore. Non vediamo l’ora di raccontarvi ancora di più su queste nuove imprese e ricerche nei prossimi numeri di Coelum, e rinnoviamo il nostro invito a visitare la Specola Vaticana: un luogo che merita di essere scoperto per immergersi in una giornata di pura bellezza e straordinaria energia scientifica.
Uno scorcio tra polveri e gas galattici: l’Ammasso del Perseo
Per il secondo progetto di astrofotografia collettiva, il Team di Overall Photons si è imbattuto in un target ben conosciuto dagli astrofili ma poco fotografato in ambito amatoriale, poiché estremamente distante e quindi “piccolo” e debole per i telescopi e i sensori dell’astrofotografo medio. Il target in questione è l’ammasso di galassie del Perseo (Abell 426), migliaia di galassie distanti in media 240 milioni di anni luce e di magnitudine elevata.
Solo grazie alla collaborazione di 19 astrofotografi da tutto il mondo è stato possibile mettere in luce tramite una vista a largo campo le migliaia di deboli galassie dell’ammasso e, sorprendentemente, anche le nubi di polvere e idrogeno ionizzato della nostra Via Lattea. Nubi che formano una complessa trama intricata simile ad una ragnatela cosmica che si posiziona prospetticamente tra il Sistema Solare e l’ammasso galattico.
Tutto questo, incredibile ma vero, in condizioni non sempre ottimali di inquinamento luminoso, con attrezzatura di medio-basso costo e dai balconi/cortili dei partecipanti, ovvero grazie all’integrazione di centinaia di ore di acquisizione di segnale luminoso.
Di seguito alcuni numeri che riassumono la storia di questo secondo progetto:
3 mesi di acquisizione, novembre-dicembre-gennaio, con molte complicazioni e cambi di programma dovuti al maltempo
19 partecipanti da tutti il mondo, ognuno con la propria configurazione astrofotografica e condizioni del cielo
392 ore di acquisizioni totali suddivise in 199 ore di H-alpha e 193 ore in LRGB
circa 5300 file grezzi processati, che hanno richiesto una settimana di lavoro tra preparazione e stacking tramite PC e SSD esterni da decine di Terabyte per la gestione dei dati
Il secondo soggetto e obiettivo centrato per il gruppo OverallPhotons: Abell 426. Crediti: Elisa Cuccu, Andrea Iorio, Fernando Linsalata, Giampiero Lilli, Roberto Volpini, Gianni Melis, Roberto Testi, Stephane Moinard, José Manuel López Arlandis, Michele Mazzola, Vitali Pelenjow, Leonardo Pelosi, Patrick Bisaillon, Aidan Guerra, Jeff Ratino, George William Hoffman, Vasile Unguru, Vakhtang Khutsishvili, Jonathan Schwab.
Dalle ricerche condotte, questo di Overall Photons è attualmente il progetto amatoriale più grande in termini di ore di acquisizione su Abell 426. Il risultato ha lasciato tutti i partecipanti senza fiato per l’inattesa profondità raggiunta tramite i mezzi amatoriali utilizzati.
È interessante sottolineare che le nubi di H-alpha provengono dalla nostra galassia, poiché questo ammasso ha un redshift tale da spostare la sua linea di emissione H-alpha al di fuori dell’intervallo dei filtri narrowband amatoriali con banda 3 -10 nm. Infatti, per catturare l’idrogeno derivante dalle galassie dell’ammasso sarebbe stato necessario un filtro spostato ulteriormente verso il rosso, centrato precisamente a 672 nm.
Resta quindi in sospeso un quesito, se questo idrogeno appartenente alla Via Lattea è stato generato da un fenomeno di ionizzazione o da un’onda d’urto di una supernova, quale e dove sono la causa di tale fenomeno? All’indagine la risposta.
Cosa succede quando una passione alimenta un percorso di crescita personale e professionale, portando a risultati straordinari? Matteo Mellone rappresenta l’esempio perfetto di come dedizione e creatività possano fondersi per creare soluzioni innovative e strumenti di grande impatto.
Nel suo racconto troverete non solo i dettagli di un cammino. tecnico, ma anche l’ispirazione di un viaggio umano ricco di entusiasmo e visione. Vi invitiamo a leggere questa storia che unisce l’amore per l’astronomia alla competenza ingegneristica, in un percorso che sta per trasformarsi in qualcosa di ancora più grande. Buona lettura!
L’INIZIO DI UNA PASSIONE
Mellone Matteo, nato nel 1983, fin da bambino sono stato irresistibilmente attratto dal cielo e, come molti, ho sognato di diventare un astronauta. La mia famiglia ha sempre sostenuto questa passione, permettendomi di iniziare con un piccolo binocolo, il primo strumento che mi ha aperto una finestra sull’universo. Da quel momento, ogni nuovo strumento rappresentava una meraviglia: un cannocchiale zoom, con cui ho scoperto la Luna e gli anelli di Saturno, e poi il mio primo telescopio, un modesto 50mm f/10, che ha accresciuto ulteriormente la mia emozione. A 16 anni sono passato a qualcosa di più concreto, il mitico 114/900, e da lì in poi ho avuto la sensazione di tenere il cielo nelle mie mani. Questa passione, in continuo crescendo, mi ha portato a esplorare un susseguirsi di strumenti, dai Dobson ai Newton su montatura equatoriale, dagli Schmidt- Cassegrain agli apocromatici. La voglia di avere telescopi sempre più grandi e di poterli costruire da me ha influenzato profondamente il mio percorso di studi, conducendomi alla progettazione aeronautica e all’ingegneria meccanica. La curiosità e il desiderio di imparare mi hanno spinto a leggere moltissimi libri, articoli e riviste del settore, ammirando e studiando l’evoluzione meccanica, ottica ed elettronica dei telescopi. La vera svolta, però, è avvenuta nel 1999, quando mi sono iscritto al CAST, il Circolo Astrofili Talmassons, un gruppo affiatato e operativo a 360 gradi nel mondo astronomico, molto attivo nella divulgazione attraverso l’osservatorio, le scuole e le piazze. Le lunghe nottate trascorse in osservatorio e in montagna mi hanno profondamente temprato, permettendomi di imparare dall’esperienza degli astrofili più esperti e di provare molti strumenti diversi. Un ricordo particolare va a Paolo Beltrame e Francesco Scarpa, che mi hanno accompagnato numerose volte sul Monte Matajur quando ancora non avevo la patente; con loro trascorrevo notti intere osservando il cielo con i loro Dobson e apocromatici, un periodo di oltre vent’anni fa che resta impresso nella mia memoria.
PRIME MODIFICHE E APPROCCI ALLA PROGETTAZIONE
Negli anni ‘90 non esisteva tutta la varietà di strumenti e montature disponibile oggi, e così ho iniziato a modificare e migliorare i telescopi in mio possesso, disegnando e costruendo piccole montature equatoriali con motori in ascensione retta. Con il tecnigrafo successivamente ho iniziato il cammino prima nel utilizzo del CAD 2D e poi nel CAD 3D, una competenza che si è evoluta fino a diventare il mio lavoro come progettista meccanico.
Stazione osservativa portatile per Newton 275 mm F 4,7 su GTD G41 Obs. Alluminio e Inox tagliato al laser e parti stampate in 3D. Sostegno studiato per portare il telescopio al 30esimo del mio palazzo munito di uno skygarden.
Dal 2008, grazie al lavoro, ho avuto l’opportunità di trasferirmi all’estero, vivendo in paesi come Ungheria, Thailandia, Vietnam e India. Qui ho avuto la possibilità di confrontarmi con culture diverse, ma ho trovato un denominatore comune ovunque: comunità di astrofili e gruppi di appassionati, ai quali mi sono sempre unito e di cui sono tuttora socio. Questa rete internazionale di appassionati ha rappresentato una forza motrice, spingendomi a credere nelle mie capacità e a fare sempre di più, generando curiosità e interesse per i miei progetti in molti luoghi diversi. La mia prima montatura equatoriale è stata costruita con materiali semplici come pannelli di compensato, cuscinetti, tubi di plastica e motorini elettrici con potenziometri montati su ruote dentate da 5 cm di diametro, recuperate da macchine telecomandate.
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Anche se l’inseguimento era impreciso e la struttura instabile, quei primi passi rappresentavano per me un grande traguardo. In seguito sono passato a strutture più solide, utilizzando parti in alluminio e partendo sempre da schizzi e idee su carta. Qui ho incontrato le prime vere difficoltà, come il periodismo dovuto alle ruote dentate e vite senza fine, o l’ortogonalità insufficiente, che rendeva difficile un puntamento di precisione con cerchi graduati.
Nonostante le difficoltà, non mi sono mai demoralizzato. Dopo aver acquistato una montatura equatoriale Konus EQ2 manuale, dotata di un Newton 144/900, ho iniziato a motorizzarla. Anche in questo caso, i giochi meccanici e l’instabilità della struttura erano evidenti, tanto che bastava una folata di vento per far tremare tutto. Ho provato a migliorare la situazione sostituendo componenti, lubrificando meglio le parti mobili e facendo tutto ciò che era possibile con le conoscenze dell’epoca. Tuttavia, ho capito che non ero ancora pronto per realizzare la montatura che immaginavo e che avevo bisogno di imparare ancora molto. Così, dopo il 114/900, sono passato a un Dobson artigianale semi-truss da 300mm f/4.5, uno strumento fantastico che mi ha accompagnato per molti anni. Naturalmente, l’ho personalizzato, aggiungendo una ventilazione forzata per lo specchio primario alimentata da una mini batteria a 12V, riverniciandolo con una vernice resistente all’acqua e annerendo completamente l’interno. Ho persino aggiunto luci rosse perimetrali sotto la base per evitare di urtarlo al buio durante le osservazioni in montagna, dove il cielo era ancora straordinariamente scuro. Nonostante l’ingombro, questo Dobson si è rivelato un’ottima palestra di astronomia pratica.
Nel 2004, sfruttando un’occasione, ho venduto il Dobson per acquistare un Celestron C11, uno Schmidt-Cassegrain da 279mm di diametro e una focale di 2790mm. Era uno strumento impegnativo, pesante per l’epoca, ma volevo sfruttarlo appieno. Non sentendomi ancora pronto a progettare e costruire una montatura per sostenerlo, consapevole che ogni imprecisione meccanica mi avrebbe scoraggiato, ho acquistato una montatura equatoriale Synta EQ6. Questa montatura, robusta e affidabile, è stata migliorata ulteriormente con l’installazione del kit DA1 di Astromeccanica, che custodisco ancora oggi con grande cura. Un’esperienza mi ha permesso di comprendere l’importanza di alcune modifiche, come la trasmissione a cinghia, la gestione delle rampe di accelerazione e le correzioni sull’inseguimento.
DallKirkham 505 mm f20 campo corretto 10x10mm Colonna per carichi elevati e Osservatorio Scorrevole. Committente Tiziano Olivetti Thailandia
L’INIZIO DELLA RIVOLUZIONE DIGITALE
Nel frattempo, iniziava la rivoluzione digitale. Avevo consapevolezza di quanto fosse impegnativa l’astrofotografia su pellicola e ho deciso di provarci anch’io, ma utilizzando tecnologie più moderne, come la webcam Philips Vesta Pro e, successivamente, le prime reflex digitali. Le nuove tecnologie esprimevano un potenziale e un forte cambiamento in atto, rendendomi consapevole dell’importanza di una meccanica ben progettata. Mentre molte soluzioni sul mercato erano eccellenti ma costose, sentivo di avere abbastanza conoscenze per iniziare a progettare una montatura con buone prestazioni meccaniche e costi contenuti. Non è stato semplice, ma ci dovevo provare. Dopo molti anni di studio e pratica, oggi utilizzo strumenti avanzati come Autodesk Inventor Professional per la progettazione e l’analisi FEM, che permette di prevedere il comportamento dei componenti sotto carico e garantire risultati affidabili.
L’ANALISI FEM: UNA BASE PER LA PROGETTAZIONE AFFIDABILE
Come ho accennato precedentemente nel corso degli anni ho imparato a eseguire l’analisi FEM (Finite Element Method), un metodo che permette di prevedere come un prodotto reagirà agli stress fisici a cui sarà sottoposto. Uso questa tecnica ancora oggi, dopo sedici anni, per garantire che i miei progetti siano robusti e affidabili. La mia esperienza professionale include dieci anni nella progettazione di macchine e impianti nel settore dei metalli e dell’industria siderurgica, seguiti da cinque anni come responsabile della ricerca e sviluppo nel settore automotive, dedicandomi alla progettazione di veicoli speciali. Questo percorso ha consolidato le mie competenze nella progettazione 3D e nelle tecnologie correlate, come le simulazioni FEM, la stampa 3D, la scansione 3D e l’utilizzo di materiali compositi. Ho avuto la fortuna di poter toccare con mano ciò che progettavo, utilizzando la modellazione 3D come uno strumento per rappresentare concretamente le idee che immaginavo nella mia mente. Oggi sono responsabile di progetti e investimenti per un’azienda che si occupa di progettare e costruire motori elettrici di molte tipologie, inclusi quelli destinati al settore automotive. Posso affermare che si tratta di un’esperienza professionale che si sposa perfettamente con la mia passione per l’astronomia, consentendomi di applicare le competenze tecniche acquisite per sviluppare soluzioni innovative e personalizzate per strumenti astronomici.
LA COLLABORAZIONE CON TIZIANO OLIVETTI
A Bangkok ho conosciuto Tiziano Olivetti, un fotografo planetario storico di cui leggevo gli articoli sulle riprese planetarie ad alta risoluzione già da dieci anni prima. Per puro caso vivevamo quasi vicini di casa, separati soltanto da cinque chilometri. Da questa coincidenza è nata una bella amicizia, e abbiamo trascorso innumerevoli nottate a riprendere pianeti con il suo telescopio Dall-Kirkham da 410 mm autocostruito.
Una nuova e inattesa occasione per imparare moltissimo, sia dal punto di vista pratico che dai “trucchi” di ripresa. Per chi non lo sapesse, un Dall-Kirkham, abbreviato DK, è una variante del telescopio Cassegrain, dotato di uno specchio primario ellissoidale concavo e di uno specchio secondario sferoidale convesso. È una configurazione che produce immagini prive di astigmatismo, anche se presenta un coma ottico maggiore fuori asse. Si tratta di una soluzione particolarmente indicata per osservazioni in cui un buon potere di risoluzione è più importante di un ampio campo visivo, come nel caso dell’osservazione planetaria. Tiziano mi propose di progettare insieme il suo nuovo telescopio, ancora più grande del precedente.
L’idea era entusiasmante: un Dall-Kirkham da mezzo metro con una focale di oltre dieci metri. Era il momento giusto per mettermi in gioco e applicare concretamente le mie abilità di. Con grande entusiasmo abbiamo iniziato la progettazione, fissando tre obiettivi principali: semplicità di realizzazione, costo ottimizzato e contenuto, e rigidità strutturale e meccanica. In pochi mesi abbiamo realizzato il progetto in 3D e svolto l’analisi FEM, controllando baricentri e flessioni.
I risultati teorici erano molto promettenti. Dopo un paio di mesi avevamo tutti i componenti necessari e lo abbiamo assemblato: tutto combaciava perfettamente con il modello 3D. I test sul cielo si sono dimostrati subito ottimi e coerenti con le previsioni; il telescopio non presentava flessioni, e lo specchio primario era saldamente mantenuto in posizione in ogni direzione. Ce l’avevamo fatta, ma non ci siamo fermati lì. Tiziano mi ha chiesto di progettare anche una nuova colonna per la montatura e infine un osservatorio. L’ho accontentato e il risultato è stato una delle più grandi soddisfazioni della mia vita.
DallKirkham da 400 mm f25 full carbon Committente: Cherdphong Visarathanonth per gli amici Tony – Thailandia Focale di 10 metri, ostruzione del 13% e un peso totale operativo 32 kg grazie all’utilizzo intensivo di fibra di carbonio. La struttura è estremamente stabile e ogni componente è stato pensato per massimizzare la rigidità e limitare il peso.
Le immagini prodotte da quel telescopio da mezzo metro, minimalista, essenziale e autocostruito, hanno iniziato a suscitare curiosità e domande tra gli astrofili, portando a un passaparola che mi ha reso noto tra gli appassionati e ha generato richieste per progettare telescopi personalizzati. Le richieste riguardavano spesso strumenti con caratteristiche non disponibili sul mercato, come telescopi planetari con rapporti focali molto spinti o con un campo apparente molto piccolo.
I risultati ottenuti e l’apprezzamento da parte di chi ha creduto in me hanno alimentato la curiosità e la volontà di altri astrofili di pensare ad alternative su misura. Nel tempo, le richieste si sono ampliate e diversificate, includendo analisi e correzioni meccaniche su telescopi esistenti, progettazione di montature, accessori e persino piccoli osservatori. Un esempio significativo è rappresentato dalla montatura ibrida sviluppata per Marco Lorenzi, che vive a Singapore. Con la Polare praticamente all’orizzonte e la necessità di gestire un Newton da 53 cm, le alternative sul mercato erano poche e molto costose. Parlando con Marco, abbiamo deciso di affrontare la sfida e creare una montatura ibrida con friction drive per il suo grande telescopio.
I fori di alleggerimento, 3 grandi manopole di collimazione della cella del primario, altre viti per il tilt e l’allineamento del focheggiatore. Anche le ventole non sono standard, sono senza cuscinetti e calibrate prive di vibrazioni. Le ventole aumentano il flusso d’aria a contatto con lo specchio primario per favorire e velocizzare il raggiungimento dell’equilibrio termico.
Abbiamo trascorso settimane e nottate a progettare e definire i dettagli della montatura, lavorando in connessione remota tra Thailandia e Singapore. Le sessioni di progettazione spesso duravano otto ore, e molte volte ci ritrovavamo alle tre del mattino senza nemmeno accorgercene. Nell’ambiente 3D abbiamo considerato con estrema cura flessioni, pesi e bilanciamenti, poiché i componenti dovevano essere realizzati direttamente a Singapore, portati al dodicesimo piano del suo appartamento e assemblati da Marco stesso. Non potevamo permetterci errori.
LA FILOSOFIA DELLA PROGETTAZIONE
Ed è qui che voglio spiegare la filosofia con cui approccio la progettazione: la vera difficoltà risiede nel rendere semplice e modulare il design di qualsiasi cosa. L’intento è sempre quello di far sì che una persona sia in grado di assemblare il telescopio o la montatura in modo indipendente, ovviamente seguendo le procedure corrette. La modularità e il corretto dimensionamento dei singoli componenti fanno sì che la vita dello strumento sia molto lunga. Mantengo sempre margini di sicurezza sovradimensionando i componenti, una scelta che si basa sul principio che siamo bravi se risolviamo i problemi, ma siamo davvero bravi se evitiamo che si presentino. Questo approccio consente, nell’eventualità di una sostituzione, di intervenire su un singolo dettaglio in modo semplice e rapido. Accolgo le richieste di chi ha ben chiaro lo scopo del progetto e sa cosa vuole.
L’obiettivo è sempre quello di offrire un prodotto innovativo e di qualità superiore a un costo competitivo. Tuttavia, non accolgo tutte le richieste, soprattutto se il progetto è già disponibile sul mercato o se non suscita il mio interesse. Per esempio, non ho portato avanti richieste come: progettare telescopi Newton da 12” e 16” con rapporti focali molto veloci come F3/3.2; progettare telescopi da 20” e 24” in configurazione Nasmyth, copiando soluzioni esistenti; o costruire telescopi Dobson classici di grandi dimensioni con materiali base in legno.
Logisticamente, se posso mi sposto per seguire le destinazioni dei progetti, ma, non essendo questo il mio lavoro principale, non sempre riesco a farlo. Rimane comunque una grande soddisfazione poter vedere e toccare con mano le creazioni, condividere opzioni, commenti e impressioni direttamente sul campo, che sarebbe l’ideale. Un mio aspetto che a volte rappresenta una sfida è il mio perfezionismo: un progetto è finito solo quando tutti i dettagli sono stati valutati e ottimizzati. Non lascio nulla al caso. Inoltre, cerco sempre di coinvolgere il committente, almeno nei passaggi fondamentali, trovando un equilibrio tra tecnica, costi ed estetica.
Siamo italiani, e ci teniamo al design italiano. Alla base del mio modo di pensare, immaginare e progettare, ci sono alcune regole fondamentali: quello che non c’è non costa, quello che non c’è non pesa, quello che non c’è non si rompe, il design deve essere modulare, l’insieme fa la forza e deve essere semplice nella sua globalità. Nonostante la specificità e complessità delle soluzioni richieste, la semplificazione e l’ottimizzazione dei singoli componenti sono imprescindibili. Per me, la chiave di tutto è il design, che si riflette sulla rigidità della struttura e sui costi di realizzazione. Questo significa che il successo di un progetto non è solo tecnico, ottico o meccanico, ma anche economico, rispettando il budget e le aspettative del committente.
Durante la progettazione, le modifiche sono inevitabili e spesso si discostano molto dalla bozza iniziale. Condivido ogni step con il committente, utilizzando applicazioni social per una rapida condivisione delle informazioni o collegamenti remoti per sessioni in tempo reale. L’ultimo verdetto lo lascio sempre alla FEM. Per garantire la rigidità necessaria e individuare eventuali punti critici durante la fase di progettazione, la FEM offre risultati verosimili ma non perfetti. Per questo motivo, considero sempre un fattore di sicurezza di 2x: se una deformazione strutturale massima è prevista a 0.1 mm, la FEM deve risultare in 0.05 mm; se una montatura deve supportare un carico di 80 kg senza flessioni, la dimensiono per 160 kg. Questo mi garantisce che il risultato finale non deluderà le aspettative.
PROGETTI COMPLESSI E MIGLIORAMENTI CONTINUI
Non è semplice trovare un design leggero che combini rigidità strutturale, e per questo motivo alcuni progetti subiscono continue modifiche basate sui risultati della FEM. Un esempio è il DK 400 F25 richiesto da Cherdphong Visarathanonth, per gli amici Tony: doveva essere estremamente leggero ma garantire un allineamento ottico con una focale di 10 metri. Le revisioni sono state molteplici e la maggior parte dei componenti è stata realizzata in fibra di carbonio per limitare le dilatazioni termiche. Solo alla versione 19 il telescopio è stato considerato pronto per la costruzione. Nonostante tutto, si può sempre migliorare ulteriormente, e una versione rivista e ottimizzata è già in corso.
Onestamente sono attratto da tutto ciò che non si può reperire sul mercato, ed è per questo che ho rifiutato molti progetti, come ho spiegato sopra. Sebbene i rifiuti vengano accettati, non sono certo che siano sempre compresi. Questa per me è una passione che deve rimanere tale. Se un domani dovesse diventare un’attività a tempo pieno, non cambierò il mio approccio: posso indirizzare e consigliare, ma deve restare qualcosa che mi piace fare.
Trovo stimolanti i progetti ambiziosi e particolari, quelli che devi creare da zero perché non esistono, cercando di fare innovazione con soluzioni nuove e non convenzionali. Al momento non c’è un progetto che mi sia piaciuto più di altri in assoluto: ognuno mi ha dato soddisfazione nel realizzarlo e gratificazione nella felicità di chi ha creduto in me. Tuttavia, c’è un progetto che avrei voluto fare ma a cui ho dovuto rinunciare: la richiesta di un bellissimo Newton fotografico da 1,2 metri di diametro. Un progetto davvero grande, ma con problematiche meccaniche complesse, come le celle astatiche per la gestione delle deformazioni dello specchio principale, che al momento sono fuori dalla mia portata.
Montatura ibrida yoke equatoriale per latitudini prossime all’equatore. Sistema friction drive su entrambi gli assi, con elettronica di controllo ONSTEP fatta su misura. Committente Marco Lorenzi https://www. glitteringlights.com/ Singapore
Mi piacciono particolarmente i telescopi planetari Dall-Kirkham molto spinti e con ostruzione molto bassa, una configurazione ottica che consente di avere solo due specchi, di cui il secondo funge da moltiplicatore di focale, ciò minimizza l’introduzione di problematiche e/o ulteriori elementi ottici, ottimizzando la resa ottica e riducendo il passaggio della luce attraverso altre lenti. In termini pratici, si ottiene un’immagine più pulita, che, unita a un piccolo campo corretto, riduce le ostruzioni centrali dello specchio secondario nei confronti del primario. Per fare un confronto, un classico C14 ha un’ostruzione centrale del 33%, mentre i miei DK si attestano tra il 13% e il 15%, il risultato è un contrasto naturale delle immagini migliore e a una massimizzazione della raccolta di luce. Investo anche mesi nello studio delle soluzioni, partendo dall’analisi delle problematiche riscontrate dagli utilizzatori di strumenti simili per cercare soluzioni e accorgimenti che possano risolverle.
In base al budget, decido quali materiali e tipologie di lavorazioni utilizzare. Il mio processo di progettazione è articolato in diversi passaggi.
Prima di tutto, cerco di rendere consapevole il richiedente di ciò che sta chiedendo, valutando se la soluzione proposta è effettivamente la più adatta allo scopo e guidandolo nella scelta migliore.
Successivamente, analizzo e studio il progetto determinando i parametri ottici. Per fare ciò, utilizzo programmi dedicati per il dimensionamento delle celle, la distribuzione dei punti di appoggio dello specchio primario e la definizione delle posizioni e distanze delle ottiche in base ai requisiti richiesti dal committente.
Definisco quindi l’applicazione dello strumento o dell’attrezzatura, considerando quale equipaggiamento verrà utilizzato. Ad esempio, se si desidera un telescopio specifico, è fondamentale considerare quale tipo di montatura lo sorreggerà, mentre nel caso di una montatura si analizza l’inverso. In base a queste considerazioni, si stabilisce un budget di spesa e si definiscono le tempistiche.
Una volta definito il budget, si scelgono i materiali da utilizzare, un parametro che incide molto sui costi per via del materiale stesso e delle lavorazioni necessarie.
Si avvia quindi lo studio vero e proprio, con la produzione dei primi modelli 3D senza dettagli, che consentono di definire volumi, pesi e baricentri, e di eseguire le prime analisi FEM approssimative per verificare se si sta andando nella direzione giusta.
Se l’analisi è positiva, si procede al dettaglio del modello fino al 100%, riproducendo ogni singolo elemento e inserendolo nel modello d’assieme. In questa fase svolgo simulazioni sui movimenti del telescopio e della montatura per verificare possibili interferenze e assicurarmi della libertà di movimento di tutte le parti.
Una volta modellato completamente, si eseguono nuovamente le analisi FEM omnidirezionali per analizzare il comportamento in tutte le posizioni. Solitamente è in questa fase che si apportano aggiustamenti al modello, che in realtà sono ottimizzazioni per ridurre spessori, modificare componenti e alleggerire il tutto.
La fase precedente è quella che assorbe la maggior parte degli sforzi perché, per procedere con l’analisi FEM, il modello deve essere parametrizzato e si deve generare la mesh, un insieme di punti uniti tra loro che formano una rete 3D del modello. Un telescopio completo può avere milioni di questi punti, e ogni modifica, anche minima come la lunghezza o il diametro di una vite, richiede di rifare l’intera operazione.
Ottenuti i valori corretti, si procede alla creazione dei disegni costruttivi o di dettaglio in 2D per ogni componente. In questi disegni vengono riportate tutte le informazioni sulle lavorazioni, trattamenti, materiali e filettature necessarie per il costruttore. Inoltre, viene generata una BOM (Bill of Materials), che elenca tutti i componenti necessari per la costruzione del telescopio. Vengono creati modelli in formato 3D standard (STEP) per essere visualizzati e letti da qualsiasi software CAD 3D, utile per la comprensione e necessario per eventuali lavorazioni su macchinari CNC.
Una volta ottenuti i pezzi, rimane solo l’assemblaggio, la collimazione e le prove di rito.
L’IMPORTANZA DEL SEEING
Ho anche imparato, lavorando sui telescopi, che chi fa la vera differenza è il seeing. Ricordo di aver osservato la Luna con un tripletto APO e un Newton 275 f/4.7 in condizioni di seeing perfetto, raggiungendo ingrandimenti impensabili e osservando dettagli come mai prima. Crateri, ombre e particolari erano così ben definiti che, in condizioni normali, nemmeno un telescopio da 16 pollici dell’osservatorio locale sarebbe riuscito a mostrare simili visioni. Molti luoghi hanno un seeing medio piuttosto instabile, ma ci sono serate in cui ogni sforzo viene ripagato da immagini straordinarie. In queste occasioni ti dimentichi delle fatiche e ti lasci avvolgere dalla meraviglia del momento. Serve pazienza e costanza per godere di questi risultati. Un’opzione più impegnativa ma affascinante è caricare tutta l’attrezzatura e spostarsi verso cieli più bui e stabili, anche se il seeing non fa distinzioni.
A Bangkok, per esempio, la presenza del golfo, le caratteristiche morfologiche del territorio e i grattacieli contribuiscono a rendere l’atmosfera più stabile e stagnante, ma questo vantaggio è compensato dall’inquinamento luminoso assoluto. Per fortuna, per osservazioni planetarie o della Luna, l’inquinamento luminoso rappresenta un problema trascurabile. Per chi non vuole rinunciare alla fotografia astronomica e ha la possibilità di investire, il mercato oggi offre una vasta gamma di strumenti remoti posizionati nei migliori siti osservativi del mondo. Tuttavia, questa è una scelta di compromesso: i risultati sono straordinari, ma si perde il lato romantico dell’osservazione diretta e del contatto con il cielo. È una questione di preferenze personali.
Supporto mobile e set Planewave L350 – L600 fino a CDK24 Committente: GISTDA Geo-Informatics and Space Technology Development Agency – Thailandia
DALLA PASSIONE ALLA PROFESSIONE
Il lavoro svolto da Matteo Mallone racconta una storia di passione, dedizione e competenza, maturate attraverso anni di esperienze e sfide affrontate nel mondo della progettazione e dell’astronomia. Ogni progetto è stato un tassello fondamentale di un percorso che ha portato Matteo a eccellere in ambiti tecnici e creativi, unendo conoscenze ingegneristiche avanzate e un amore autentico per gli strumenti astronomici.
Fino a oggi, questa è stata una passione coltivata con grande serietà, ma mai trasformata in un’attività professionale specifica. Tuttavia, guardando indietro al cammino percorso e ai risultati raggiunti, appare evidente che il momento di fare un passo in avanti è ormai vicino. Le competenze acquisite, unite alla soddisfazione derivante dal creare qualcosa di unico e personalizzato, rappresentano una solida base per intraprendere un percorso imprenditoriale dedicato.
In fondo, questo è ciò che Matteo ha sempre amato fare: progettare, innovare e portare le sue idee nel mondo reale. Trasformare questa passione in un’attività professionale sarebbe non solo un naturale passo successivo, ma anche l’opportunità di condividere il suo talento con un pubblico ancora più ampio.
Forse è giunto il momento di lasciare che questa passione prenda definitivamente il volo, trasformandosi in una realtà imprenditoriale che possa continuare a crescere e a ispirare altri.
Una vista ravvicinata del centro della galassia NGC 6505, con il luminoso anello di Einstein allineato con esso, catturata dal telescopio spaziale Euclid dell'ESA.Credito: ESA/Euclid/Euclid Consortium/NASA, elaborazione delle immagini di J.-C. Cuillandre, G. Anselmi, T. Li; CC BY-SA 3.0 IGO o licenza standard ESA
Un raro fenomeno cosmico osservato attorno alla galassia NGC 6505, a 590 milioni di anni luce dalla Terra.
La missione Euclid dell’Agenzia Spaziale Europea (ESA), con il supporto della NASA, ha fatto una scoperta straordinaria: un anello di Einstein, un fenomeno raro e affascinante che si verifica quando la luce di una galassia lontana viene distorta dalla gravità di un oggetto massiccio in primo piano, formando un anello luminoso. L’anello appare attorno alla galassia ellittica NGC 6505, situata a circa 590 milioni di anni luce dalla Terra, nella costellazione del Drago.
L’anello di luce che circonda il centro della galassia NGC 6505, catturato dal telescopio Euclid dell’ESA, è un esempio di anello di Einstein. NGC 6505 agisce come una lente gravitazionale, piegando la luce da una galassia molto più indietro. Credito: ESA/Euclid/Euclid Consortium/NASA, elaborazione delle immagini di J.-C. Cuillandre, G. Anselmi, T. Li; CC BY-SA 3.0 IGO o licenza standard ESA
L’anello di Einstein è una manifestazione della lente gravitazionale, un effetto previsto dalla teoria della relatività generale di Albert Einstein. Oggetti massicci, come galassie o ammassi di galassie, curvano lo spazio-tempo, agendo come lenti cosmiche che ingrandiscono e distorcono la luce proveniente da oggetti ancora più distanti. In questo caso, la luce che forma l’anello proviene da una galassia lontana 4,42 miliardi di anni luce, la cui luce è stata distorta dalla gravità di NGC 6505.
Bruno Altieri, scienziato dell’archivio di Euclid, ha notato per la prima volta il fenomeno durante le fasi di test iniziali del telescopio nel settembre 2023. “Già dalla prima osservazione, ho intravisto qualcosa di interessante“, ha raccontato Altieri. “Ma dopo ulteriori osservazioni, abbiamo visto un anello di Einstein perfetto. Per me, che ho dedicato la mia vita allo studio delle lenti gravitazionali, è stato emozionante.“
Conor O’Riordan, del Max Planck Institute for Astrophysics in Germania e autore principale dello studio sull’anello, ha spiegato: “Un anello di Einstein è un esempio di lente gravitazionale forte, che produce immagini multiple della galassia di fondo, spesso sotto forma di archi o anelli. Tutte le lenti forti sono rare e scientificamente preziose, ma questa è particolarmente speciale perché è relativamente vicina alla Terra e l’allineamento è perfetto, rendendola esteticamente magnifica.“
La scoperta è significativa non solo per la sua bellezza, ma anche per il suo potenziale scientifico. Gli anelli di Einstein permettono agli scienziati di studiare la materia oscura, che contribuisce alla curvatura della luce, e di esplorare l’espansione dell’universo. Valeria Pettorino, scienziata del progetto Euclid dell’ESA, ha commentato: “È affascinante che questo anello sia stato trovato in una galassia ben conosciuta, scoperta nel 1884. Nonostante sia stata studiata per oltre un secolo, nessuno aveva mai osservato questo fenomeno. Questo dimostra la potenza di Euclid nel rivelare nuovi dettagli anche in oggetti che pensavamo di conoscere bene.“
Una vista ravvicinata del centro della galassia NGC 6505, con il luminoso anello di Einstein allineato con esso, catturata dal telescopio spaziale Euclid dell’ESA.Credito: ESA/Euclid/Euclid Consortium/NASA, elaborazione delle immagini di J.-C. Cuillandre, G. Anselmi, T. Li; CC BY-SA 3.0 IGO o licenza standard ESA
Euclid, lanciato il 1° luglio 2023 da Cape Canaveral, in Florida, ha iniziato la sua mappatura dettagliata del cielo il 14 febbraio 2024. La missione mira a creare la più vasta mappa 3D dell’universo, osservando miliardi di galassie fino a 10 miliardi di anni luce di distanza. Si stima che scoprirà circa 100.000 lenti gravitazionali forti, aprendo nuove finestre sulla comprensione della materia oscura e dell’energia oscura, la forza misteriosa che sta accelerando l’espansione dell’universo.
Oltre agli anelli di Einstein, Euclid cercherà anche lenti gravitazionali deboli, dove le galassie di fondo appaiono solo leggermente distorte. Questo richiederà l’analisi di miliardi di galassie, ma i risultati potrebbero rivoluzionare la nostra comprensione dell’universo. “Euclid cambierà il gioco con i dati che sta raccogliendo”, ha aggiunto O’Riordan.
La missione è un progetto europeo guidato dall’ESA, con contributi della NASA e di un consorzio internazionale di oltre 2.000 scienziati. Il telescopio, costruito da Thales Alenia Space e Airbus Defence and Space, rappresenta un passo avanti significativo nell’esplorazione cosmica. Con scoperte come questa, Euclid promette di svelare molti altri segreti dell’universo nei prossimi anni.
TRA I GRANDI INNOVATORI DEL XX SECOLO NELLA FISICA DELLO SPAZIO, VINCENZO CONSOLATO ANTONINO FERRARO OCCUPA UN POSTO D’ONORE. LA SUA FIGURA, TANTO DISCRETA QUANTO STRAORDINARIA, HA SEGNATO UN MOMENTO CRUCIALE NELLO STUDIO DEL PLASMA E DEI CAMPI MAGNETICI, APRENDO NUOVI ORIZZONTI PER LA COMPRENSIONE DEI FENOMENI SOLARI E DELLE LORO INTERAZIONI CON LA TERRA. LE SUE INTUIZIONI PIONIERISTICHE NELLA MAGNETOIDRODINAMICA (MHD) – LA SCIENZA CHE STUDIA IL COMPORTAMENTO DEI FLUIDI IONIZZATI IN PRESENZA DI CAMPI MAGNETICI – QUANDO QUESTA MATERIA NON ESISTEVA ANCORA, HANNO FORNITO RISPOSTE DECISIVE SU PROCESSI COME LE TEMPESTE GEOMAGNETICHE, LE AURORE POLARI E LA DINAMICA DELLA MAGNETOSFERA TERRESTRE. OGGI, A CINQUANT’ANNI DALLA SUA SCOMPARSA, IL SUO LASCITO CONTINUA A ISPIRARE GENERAZIONI DI RICERCATORI E A GUIDARE MISSIONI SPAZIALI ALL’AVANGUARDIA.
Il Prof. Vincenzo Ferraro
Ma chi era Vincenzo Ferraro? Per comprendere l’uomo dietro lo scienziato, dobbiamo partire dalle sue radici, quelle di una famiglia italiana forgiata dalla determinazione e dalla luce della conoscenza. La famiglia Ferraro affonda le sue radici nell’isola di Capri, ma nell’Ottocento si stabilì nella Penisola Sorrentina, dove gli antenati di Vincenzo lavorarono presso l’Hotel Cocumella di Sant’Agnello. Fu proprio in questo scenario, sospeso tra mare e tradizione, che nacque lo spirito tenace che avrebbe caratterizzato i Ferraro. Suo padre, Filippo Ferraro, partì giovanissimo per Londra, lasciando l’Italia con il fratello Gustavo. Aveva solo 14 anni quando iniziò la sua avventura oltremanica, fatta di difficoltà e sacrifici. La sua determinazione, però, lo portò a diventare una figura di successo: fu per vent’anni direttore del celebre Ritz Hotel di Londra e tra i collaboratori più stimati della Casa Reale inglese. Organizzò eventi memorabili, tra cui la sontuosa festa di fidanzamento della futura Regina Elisabetta II con il principe Filippo nel 1947. Giunto alla pensione, Filippo decise di raccontare la sua storia in un’autobiografia intitolata From the Candlelight to Flashlight. Quest’opera, tradotta in italiano nel 2019 dal prof. Nello Falcone con il titolo Dalla penombra alla luce, è un viaggio intimo attraverso le sue radici, le sfide affrontate e le sue passioni per la pittura e la recitazione. Oggi, il titolo di quel libro sembra intrecciarsi simbolicamente con la figura di suo figlio Vincenzo Ferraro che ha saputo illuminare gli angoli più oscuri della fisica solare e spaziale, gettando luce su fenomeni che un tempo erano avvolti nel mistero. Non a caso, gli eventi e i premi a lui dedicati rappresentano un ponte tra la storia di famiglia tenace e il futuro della ricerca scientifica, celebrando quella stessa luce – concreta e metaforica – che ha guidato due generazioni, dal padre al figlio, verso l’eccellenza: dall’oscurità dell’ignoto alla luce della conoscenza scientifica.
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Vincenzo Ferraro nacque a Londra nel 1907 e mostrò fin da giovane un talento straordinario per la matematica e la fisica, discipline in cui avrebbe eccelso grazie a dedizione e rigore. La sua carriera si sviluppò in un momento cruciale per la fisica, quando l’astrofisica iniziava a intersecare il mondo della matematica applicata e della fisica del plasma. Nel 1929, a soli 22 anni, si laureò all’Imperial College di Londra con una tesi sulla teoria dell’aurora, ricevendo il prestigioso riconoscimento “First Class Honors”.
L’anno successivo completò il dottorato in matematica applicata presso l’University of London, focalizzandosi sullo studio delle tempeste magnetiche e delle aurore. Questa prima ricerca fu il preludio di una carriera straordinaria, che lo avrebbe portato a collaborare con le menti più brillanti dell’epoca. Un momento chiave della carriera di Ferraro fu, infatti, la collaborazione con Sydney Chapman, uno dei padri fondatori della geofisica moderna. Insieme svilupparono la teoria Chapman-Ferraro, introducendo concetti che ancora oggi definiscono il nostro modo di studiare l’interazione tra vento solare e magnetosfera terrestre.
Ancora studente, infatti, nel 1930, divenne coautore di questa teoria che si basa sull’intuizione che il flusso di plasma solare, emesso dal Sole durante i brillamenti, una volta in contatto con la magnetosfera terrestre, si comporta come un fluido perfettamente conduttore. L’interazione del flusso con la magnetosfera terrestre comprime le linee del campo geomagnetico in maniera tale da formare una cavità magnetosferica temporanea nella superficie anteriore del flusso: un concetto rivoluzionario che anticipava di decenni la nascita della magnetoidrodinamica. Nonostante questa disciplina, infatti, non esistesse ancora formalmente nel 1930, i due autori riuscirono a dimostrare analiticamente la loro idea, fornendo strumenti fondamentali per lo studio dei plasmi spaziali.
La cavità oggi è denominata magnetosfera e valutarono anche il confine della cavità, quella che oggi chiamiamo la magnetopausa, che sarebbe stata a 5 raggi terrestri. Visto che a quel tempo non si conosceva l’esistenza del vento solare ma si pensava che la spazio tra la Terra e il Sole fosse vuoto tranne che per questi flussi espulsi violentemente dal Sole, il risultato trovato è notevolmente vicino al valore che conosciamo oggi intorno ai 10 raggi terrestri. In particolare, il contributo di Ferraro da matematico fu quello di fornire un procedimento analitico che dimostrò come il flusso solare dovesse essere ionizzato ma completamente neutro, con la stessa velocità per gli ioni e per gli elettroni.
La cavità Chapman-Ferraro, figura tratta dal volume Geomagnetism, di Sydney Chapman e Julius Bartels, Clarendon Press, Oxford 1962.
Per comprendere quanto questo lavoro fosse rivoluzionario, è importante ricordare che, all’epoca, non era ancora stata dimostrata la connessione tra il Sole e le tempeste geomagnetiche, responsabili delle aurore polari. Tuttavia, Chapman e Ferraro erano fermamente convinti di questa relazione, anche grazie a diverse coincidenze osservate tra i fenomeni eruttivi solari e le tempeste geomagnetiche. Anche se questa teoria si occupava solo di descrivere la fase iniziale di una tempesta geomagnetica, che è tuttora spiegata in termini di compressione di una cavità geomagnetica, ed è stata modificata in seguito alla scoperta del vento solare, l’intuizione di trattare un flusso di plasma solare essenzialmente come un fluido conduttore e non come un insieme di particelle che si muovono indipendentemente, ha introdotto un nuovo concetto che ha profondamente influenzato tutti i lavori successivi sulla perturbazione geomagnetica.
In quel periodo Ferraro era docente presso il King’s College e dopo una parentesi all’University College of the South West di Exeter in Cornovaglia, nel 1952 accettò la Cattedra di Matematica al Queen Mary College tornando finalmente a Londra. A testimonianza della sua volontà di tornare nella capitale inglese, abbiamo una lettera, che scrisse il 14 gennaio 1952, al professor Robinson vice del Direttore del Queen Mary College, dove oltre al ringraziamento per aver preso in considerazione “l’eventualità che io diventi un professore del Queen Mary College“, aggiunge “Sebbene il College (Exeter) dove mi trovo sia un posto molto piacevole e con grandi potenzialità, ho sempre sperato di ritornare a Londra e vorrei cogliere ogni opportunità per farlo.” La carriera accademica di Vincenzo Ferraro comunque fu legata principalmente al Queen Mary College di Londra di cui fu anche direttore del Dipartimento di Matematica, ed oltre a questa lettera, esiste un carteggio di questo periodo, acquisito dal prof. Lucio Esposito, Direttore dell’Unitre di Piano di Sorrento e Luigi Russo.
Alcune lettere riguardano il passaggio dalla South West University al Queen Mary College e contengono curriculum, stipendi e impressioni varie. Altre lettere sono da parte del premio Nobel per la Fisica Subrahmanyan Chandrasekhar, professore alla Chicago University che lo invitava prima per sei mesi e poi per un anno intero a raggiungere l’Università per insegnare matematica. In un’altra lettera si legge la convinzione del Preside del Queen Mary che Ferraro possa rappresentare pienamente il mondo accademico inglese all’estero.
Il valore di Ferraro e “la sua abilità organizzativa e il suo entusiasmo”, portarono il Dipartimento di Matematica ad aumentare i membri tanto che oggi vi sono tre Dipartimenti separati e un personale scientifico di ben 25 membri, rispetto ai 6 dell’inizio. Nel frattempo, la sua carriera scientifica continuava a brillare. Nel 1937 pubblicò uno studio fondamentale sull’isorotazione degli ioni, un tema che il suo collaboratore e poi successore Ian Roxburgh dell’Università di Londra definì “un’opera di riferimento che ancora oggi, a distanza di decenni, non ha perso rilevanza“.
Il “Teorema di isorotazione” asseriva che una massa di plasma non uniformemente rotante permeata da un campo magnetico si avvicina rapidamente a uno stato in cui la velocità angolare è costante lungo una linea di campo. Questo risultato trovò applicazione nella teoria della formazione stellare ed è tuttora considerato un punto di riferimento nella fisica dei plasmi cosmici. A partire dal 1945, Vincenzo Ferraro riuscì a risolvere un problema che agitava i fisici ionosferici che non riuscivano a spiegare la variazione della densità elettronica, in particolare, nello strato F2 della ionosfera terrestre. Ferraro dimostrò come questa variazione non fosse dovuta principalmente alla diffusione degli ioni – di cui trovò per primo l’equazione descrittiva del fenomeno -, come era stato ipotizzato, visto che questa gioca un ruolo trascurabile rispetto alla dinamica complessa delle interazioni tra venti ionosferici, campi magnetici e la radiazione solare.
La sua attività non si limitò alla ricerca teorica. Specialmente dopo essere arrivato al Queen Mary College nel 1952, si dedicò alle applicazioni dell’MHD ai problemi cosmici. Tra i problemi trattati da lui e dai suoi studenti c’erano la struttura e le oscillazioni di una stella magnetica e la frenata magnetica del Sole a causa del vento solare. Fu inoltre un instancabile promotore della magnetoidrodinamica, organizzando seminari regolari di grande interesse e scrivendo, insieme a Plumpton, un libro sull’argomento nel 1961. Ferraro non era solo un ricercatore straordinario, ma anche un insegnante appassionato e un collega stimato. Una dimostrazione di quanto apprezzata e particolarmente d’ispirazione fosse la sua figura la troviamo nelle parole di Cowling, uno dei suoi più stretti collaboratori, che redasse il suo necrologio: “Era una persona di continua attività e grande gentilezza. Impressionava i suoi studenti con la sua intuizione fisica, che gli consentiva di vedere a colpo d’occhio la verità (o la falsità) delle conclusioni a cui erano giunti con analisi laboriose; li impressionava anche per il modo in cui mostrava apprezzamento per i loro sforzi. Era essenzialmente modesto; la sua riluttanza a spingersi in avanti potrebbe aver impedito che il valore del suo lavoro venisse pienamente riconosciuto.” Vincenzo Ferraro era anche un ottimo artista che si dedicava in particolare alla pittura e in altri scritti su di lui di colleghi si legge “gli studenti ricordano il loro giovane Professore Italiano cantare nei corridoi o a concerti e cene”. Vincenzo Ferraro si spense improvvisamente nella notte del 3 gennaio del 1974, lasciando un’eredità scientifica che va ben oltre la sua epoca.
Le sue teorie sono oggi alla base degli strumenti moderni che ci aiutano nel tentativo di prevedere le tempeste geomagnetiche e quindi mitigare i loro effetti sui sistemi tecnologici moderni, dai satelliti per le telecomunicazioni e di localizzazione alle reti elettriche terrestri. Oggi, la magnetoidrodinamica solare e la meteorologia spaziale, campi a cui Ferraro ha dedicato gran parte della sua vita, sono più attuali che mai. Con l’avvento di missioni spaziali come “Solar Orbiter” e “Parker Solar Probe”, tra i cui obiettivi principali c’è proprio la conoscenza dei fenomeni magnetici solari e del vento solare, le sue intuizioni continuano a guidare gli scienziati verso una comprensione più profonda del Sole e della sua influenza sull’eliosfera.
Il suo legame con l’Italia, e in particolare con la Penisola Sorrentina, non venne mai meno e rimane tuttora vivo. Nel comune di Sant’Agnello, una strada porta il suo nome, e dal 2010 la città di Sorrento ospita il Premio Vincenzo Ferraro, organizzato dall’omonima associazione presieduta dalla nipote Maddalena Ferraro. Questo evento ha la duplice valenza sia di premiare giovani ricercatori e ricercatrici che approfondiscono gli studi con una tesi di dottorato nel campo della fisica spaziale, sia di far conoscere la figura del Ferraro agli studenti delle scuole secondarie di secondo grado, rappresentando una testimonianza tangibile della sua eredità e della sua capacità di ispirare giovani studiosi a proseguire il suo lavoro, un ponte tra generazioni. Il premio è bandito, con cadenza biennale ed a livello nazionale, dalla Società Italiana di Fisica mentre, negli anni intermedi, è bandito a livello internazionale da una commissione di esperti nel campo dei plasmi spaziali, nominati dalla Sig.ra Ferraro. Vincenzo Ferraro è stato molto più di un grande scienziato. È stato un pioniere capace di unire intuizione, rigore matematico e visione, aprendo strade che oggi percorriamo con strumenti più avanzati ma con lo stesso spirito di scoperta. La sua vita, dedicata alla ricerca e all’innovazione, è un esempio per tutti coloro che desiderano comprendere i misteri del cosmo e il ruolo dell’umanità nell’universo.
Bibliografia
– Luigi Russo & Lucio Esposito, Premio V. C. A. Ferraro 2016, Studi e ricerche sul carteggio del Queen Mary College University ofLondon
– Obituario di Ferraro: https://files.spazioweb.it/13/b1/13b146ca-3c1a-4136-99ae-f36185e817c8.pdf
– Blog di Luigi Russo: https://lurusblog.wordpress.com/2020/12/06/vincent-ferraro-lo-scienziato-dei-due-mondi/
– Necrologio di Ferrario (Memorie della SAIT) di Mario Cutolo
SEEING: Alla ricerca di fenomeni esplosivi nell’Universo locale
di Luca Izzo
Fin dagli albori della civiltà, l’umanità ha considerato il cielo stellato come un’entità immutabile: stelle e galassie incastonate in una sfera celeste, con noi al centro come osservatori. Questa visione statica, limitata alle osservazioni a occhio nudo, è stata progressivamente scardinata dall’identificazione di fenomeni variabili che hanno rivoluzionato il nostro modo di concepire l’universo. Ad esempio, lo studio del moto dei pianeti – definiti “oggetti erranti” – ha portato al modello tolemaico, oggi considerato superato ma sufficientemente preciso per prevedere le posizioni planetarie.
La variabilità del cielo non si limita, però, ai pianeti. Molti fenomeni astronomici presentano variazioni di luminosità nel tempo: stelle a variabilità regolare come le Cefeidi o le RR Lyrae, eventi transienti ricorrenti come le variabili cataclismiche e le novae, e fenomeni distruttivi unici, come le supernovae. I tempi di evoluzione di questi eventi spaziano dai millisecondi delle pulsar e dei lampi gamma brevi, alle settimane o mesi delle novae e supernovae, fino agli anni dei nuclei galattici attivi.
Questa complessità è al centro della time-domain astronomy, una branca dell’astronomia moderna che analizza le variazioni temporali della luminosità degli oggetti celesti, cercando di svelarne le cause fisiche e i legami con altre discipline come la cosmologia. Grazie a progetti di survey su larga scala, che sfruttano telescopi tecnologicamente avanzati, questa disciplina è oggi in grado di rilevare fenomeni prima invisibili, gestendo in tempo reale gli alert generati dagli eventi transienti.
Tra i telescopi dedicati, il Very Large Survey Telescope (VST), situato a Cerro Paranal in Cile, si distingue per la sua tecnologia avanzata. Frutto di un progetto italiano, il VST opera in una delle migliori regioni al mondo per l’osservazione astronomica, accanto a strumenti come il Very Large Telescope (VLT) e il futuro Extremely Large Telescope (ELT) dell’European Southern Observatory (ESO).
PROGETTI DI TDA
Grazie a una camera con un campo visivo di un grado quadrato, il VST partecipa a progetti scientifici di rilievo, come la survey Supernova Diversity And Rate Evolution (SUDARE), che ha identificato oltre 300 supernovae, studiandone le galassie ospiti e il tasso di evoluzione fino a distanze di circa un gigaparsec. Un altro progetto significativo è SEEING (Stellar Explosions and their Evolution In Nearby Galaxies), dedicato allo studio delle esplosioni stellari nelle galassie vicine, come le novae.
Queste esplosioni termonucleari sulle nane bianche possono produrre raggi gamma e, in alcuni casi, litio, un elemento fondamentale per l’evoluzione chimica dell’universo. L’efficacia del VST nel rilevare novae è evidente nel monitoraggio di galassie come Wolf-Lundmark-Melotte, le irregolari Sestante A e B, la spirale NGC 6744 e la peculiare NGC 5128 (Centaurus A). Il progetto SEEING, avviato nel 2023, ha raccolto dati da circa 30 galassie vicine, utilizzando avanzate tecniche di imaging differenziale per individuare individuare eventi transienti.
Figura 1: Due delle galassie monitorate nel programma SEEING. NGC 5128 (sotto) distante circa 4 megaparsec, con la sua banda di polveri che circonda gran parte della galassia, e e la NGC 7090 (sopra), osservabile come una spirale di profilo (o di taglio), una delle galassie monitorate piú distanti, ad una distanza di circa 8 megaparsec.c (elaborazione a cura di Luca D’Avino).
LA METODOLOGIA E I RISULTATI CON IL VST
La metodologia utilizzata per il progetto SEEING prevede una prima fase di raccolta e immediata riduzione delle immagini, effettuata grazie a codici e algoritmi avanzati sviluppati dal gruppo Transient Neapolitan Team (TNT) dell’Osservatorio di Capodimonte. Successivamente, i candidati alle esplosioni di novae vengono individuati tramite tecniche sofisticate di difference imaging, progettate per rilevare transienti nascosti nel fondo luminoso delle galassie. Un esempio significativo è rappresentato dallo studio dell’evoluzione fotometrica e spettroscopica della nova AT2024aawe, scoperta nella galassia irregolare Sestante B (Figura 2). Questa galassia, con una massa pari a circa 1/50 di quella della Grande Nube di Magellano, presenta un tasso di esplosioni di novae stimato a una ogni vent’anni, contro i 2,5 eventi annuali della Grande Nube di Magellano. Questo rende l’osservazione della nova AT2024aawe particolarmente preziosa. Il vasto campo visivo del VST consente inoltre di identificare transienti astrofisici in galassie più lontane, come le supernovae. In Figura 3 sono presentati due esempi di supernovae scoperte nel campo visivo attorno alla galassia Sestante B.
Figura 2: L’identificazione della nova AT2024aawe (l’oggetto brillante all’interno del cerchietto giallo nell’immagine a sinistra) nella galassia del Sestante B tramite il VST. L’immagine di destra corrisponde all’immagine di riferimento utilizzato nella nostra analisi, ottenuto tramite una somma di diverse immagini ottenute col VST.
INDAGINI A LUNGO TERMINE E IMPLICAZIONI FUTURE
La capacità di osservare ripetutamente un ampio campione di galassie vicine nell’arco di tre anni apre nuove opportunità per studiare la variabilità di oggetti estremamente luminosi, come le supergiganti rosse. Questi studi permettono di comprendere meglio il loro ruolo come progenitori di supernovae di tipo core-collapse, esplosioni generate dal collasso del nucleo della stella progenitrice. Alcune supergiganti rosse mostrano, infatti, espulsioni di gas nelle fasi finali della loro evoluzione, e rilevare tali variabilità fornisce indizi fondamentali sui processi che precedono l’esplosione finale. Le immagini ottenute con il VST, grazie alla loro risoluzione e profondità, costituiscono anche un campione unico dal punto di vista estetico. Con l’uso di tre filtri fotometrici differenti, anche gli astrofotografi possono elaborare immagini accattivanti di questi fenomeni. Inoltre, i dati, dopo un’analisi preliminare, saranno resi pubblici, permettendo agli astronomi amatoriali di contribuire con la loro passione all’arricchimento delle osservazioni scientifiche.
Figura 3: In questi esempi sono mostrati l’identificazione di due supernovae, SN2023ddq (immagine sopra) e la SN2023err (immagine sotto) entrambe marcate con un cerchietto nero, in galassie situate nello stesso campo di vista della galassia Sestante B tramite tecniche di difference imaging.
IL FUTURO DELLA TIME-DOMAIN ASTRONOMY
Il VST non rappresenta l’unica innovazione nella time-domain astronomy. Nei prossimi mesi entrerà in funzione il telescopio più potente mai impiegato per survey astronomiche: il Vera Rubin Observatory, anch’esso situato in Cile. Questo telescopio, capace di osservare quasi tutto il cielo visibile da Cerro Pachón ogni notte, segna una svolta per la disciplina. Ogni immagine, con esposizioni di soli 30 secondi, raggiungerà una profondità di una magnitudine superiore rispetto a quelle ottenute con il VST in esposizioni di 15 minuti. Inoltre, il Rubin Observatory offre un campo visivo straordinario di circa 10 gradi quadrati, equivalente a 50 volte la dimensione apparente della Luna. Nonostante queste straordinarie capacità, il VST continuerà a svolgere un ruolo fondamentale grazie a progetti complementari, come la copertura intensiva di campi profondi ed extragalattici (drilling fields). Questi campi mirano a svelare i misteri delle esplosioni cosmiche più luminose, contribuendo congiuntamente al progresso dell’astronomia. Grazie agli sforzi combinati di questi strumenti, l’astronomia si prepara a esplorare nuove frontiere nella comprensione dell’universo dinamico e dei suoi corpi celesti variabili.
Unire tecnologia, passione e collaborazione per esplorare l’universo: NOCTIS trasforma l’osservazione del cielo in un’esperienza condivisa e accessibile a tutti. Guidato dall’Università di Genova in collaborazione con l’Istituto Nazionale di Astrofisica e l’Università della Calabria, il progetto è stato inaugurato il 5 febbraio.
Logo NOCTIS
Connettere telescopi, coinvolgere persone e osservare il cielo con un approccio collaborativo: è questa la missione di NOCTIS, il Network Osservativo Coordinato di Telescopi per l’Insegnamento e la Scienza. Il progetto, guidato da Silvano Tosi dell’Università di Genova in collaborazione con l’Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) e l’Università della Calabria, le cui unità di ricerca sono coordinate da Serena Benatti e Sandra Savaglio, rispettivamente. NOCTIS mira a creare una rete italiana di telescopi ottici automatici e robotici, distribuiti da nord a sud del Paese.
Con sei osservatori già attivi in Liguria, Toscana, Campania, Calabria e Sicilia, NOCTIS offrirà una copertura coordinata del cielo a livello nazionale, consentendo di monitorare fenomeni astronomici come i transiti di esopianeti, la variabilità stellare, i detriti spaziali e le esplosioni cosmiche. L’obiettivo è raccogliere dati scientifici utili e complementari a quelli raccolti con strumentazione tecnologicamente più avanzata, contribuendo a una visione più completa dell’universo.
La vera forza di NOCTIS, però, non è solo nella tecnologia, ma nelle persone. Attraverso il modello della citizen science, appassionati, studenti e curiosi potranno partecipare attivamente alle osservazioni e all’analisi dei dati, come spiega Serena Benatti dell’INAF di Palermo, coordinatrice dell’unità di ricerca di INAF per il progetto NOCTIS: “Non serve essere scienziati per contribuire alla conoscenza del cosmo. Chiunque potrà raccogliere dati, analizzarli e persino diventare coautore di pubblicazioni scientifiche. Un modo per rendere tutti protagonisti della scienza”.
Serena Benetti di INAF Palermo
Oltre alla ricerca, infatti, NOCTIS punta a offrire opportunità educative, di formazione e divulgative. Sono previsti incontri pubblici, workshop e sessioni di osservazione guidata dai ricercatori del progetto e accessibili anche da remoto. Questa modalità permetterà a chiunque di familiarizzare con strumenti avanzati e di esplorare più a fondo i segreti del cielo. “È incredibile pensare che un appassionato possa contribuire a scoprire nuovi mondi o monitorare eventi straordinari nell’universo” aggiunge Benatti, che prosegue: “Grazie a NOCTIS possiamo valorizzare il lavoro e la territorialità degli osservatori sparsi in Italia“.
L’attuale rete di telescopi è solo il punto di partenza. Altri osservatori in Italia si sono già dichiarati interessati a unirsi al progetto. Silvano Tosi, responsabile scientifico del progetto NOCTIS, evidenzia l’importanza del coinvolgimento pubblico: “L’osservazione del cielo è un’attività che da sempre affascina persone di ogni età. Vogliamo offrire strumenti che permettano a tutti di partecipare, valorizzando le risorse locali e rafforzando il legame tra ricerca e società”.
NOCTIS non si limita a fare scienza: ambisce a ispirare e coinvolgere nuove generazioni, avvicinando sempre più persone alla ricerca astronomica. Il cielo diventa uno spazio condiviso, dove tecnologia, curiosità e conoscenza si incontrano: “Contiamo sulla partecipazione di tanti appassionati in tutto il Paese – conclude Tosi – e siamo pronti a partire con grande entusiasmo”.
Benvenuti in un viaggio alla scoperta delle meraviglie di Giove, il gigante gassoso che domina il nostro Sistema Solare. Alessandro Ravagnin ci accompagna in un percorso unico, spingendo le osservazioni amatoriali oltre i confini tradizionali. Attraverso tecniche avanzate di spettroscopia e imaging, esploreremo le caratteristiche spettroscopiche del pianeta e dei suoi affascinanti satelliti medicei, immergendoci in dettagli che vanno oltre le “belle immagini”. L’articolo rappresenta un invito all’innovazione, mostrando come la passione e l’uso creativo di strumentazione accessibile possano produrre risultati straordinari. Prepariamoci a scoprire nuovi metodi di osservazione, a comprendere le peculiarità di Giove e a lasciarci ispirare dalle possibilità di un’astronomia amatoriale che punta sempre più in alto.
Giove, il gigante gassoso più grande del Sistema Solare, rappresenta da sempre una sfida affascinante per gli astrofili, non solo per la sua mole e le sue incredibili dimensioni apparenti, ma anche per i fenomeni straordinari e mutevoli che si possono osservare sul disco e nel suo sistema di satelliti medicei. La tecnologia ha fatto incredibili passi avanti in questi ultimi anni e la produzione fotografica di moltissimi astrofili nazionali e interazionali ha raggiunto livelli qualitativi eccezionali. Nelle riprese planetarie in alta risoluzione uno dei fattori che più influiscono sul risultato finale è il seeing, ossia la turbolenza atmosferica: più l’aria è calma e più i dettagli osservabili al telescopio aumentano, fino ad esplodere nei momenti di quiete assoluta.
Il seeing è tendenzialmente una caratteristica di ogni precisa regione geografica (dipende dall’orografia del territorio e dalle correnti in quota) ed è fortemente variabile in base alle condizioni meteorologiche. Da dove riprendo, ossia dal giardino di casa in periferia di Romano d’Ezzelino in provincia di Vicenza, in periferia della Pianura Padana ai piedi del monte Grappa, non raggiungo mai picchi di qualità e mediamente il seeing si attesta sui 1.5/2 secondi d’arco, tutto sommato un buon valore per ottenere riprese a media risoluzione di qualità accettabile. Nelle poche serate di aria particolarmente stabile, riesco a raggiungere punte inferiori anche al secondo d’arco, riuscendo ad avvicinarmi, grazie al lucky-imaging, alla risoluzione teorica del C11HD, ossia di 0.4 secondi d’arco alla lunghezza d’onda di 550nm (seeing e risoluzione dei telescopi dipendono dalle lunghezze d’onda della radiazione elettromagnetica); purtroppo il numero di simili serate si contano, nell’arco di un anno, sulle dita di una mano.
Il grosso sforzo profuso dagli astrofotografi planetari è generalmente rivolto a migliorare la risoluzione e la resa cromatica dei dettagli che caratterizzano le superficie dei pianeti, fino ad arrivare addirittura a risolvere le strutture dei satelliti maggiori. In questi casi, non solo la turbolenza gioca un ruolo fondamentale, ma anche la qualità delle ottiche e la relativa collimazione diventano decisivi. Alcuni si avventurano poi in meravigliose animazioni dove si apprezza la rotazione del pianeta ottenuta montando riprese effettuate in due/tre notti consecutive, ma si può andare oltre? Oltre alle bellissime immagini in RGB, c’è qualcos’altro che un astrofilo, dotato di media strumentazione, può fare in questo campo? Dal mio punto di vista la risposta è “sì” e nella sezione successiva mostrerò come osservare Giove (e i pianeti in genere) oltre quelli che si intendono come i “normali limiti”, arrivando ossia all’estremo dello spettro elettromagnetico accessibile da terra e con, naturalmente, strumentazione amatoriale.
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GIOVE IN PROFONDITA’
Nel mio personale percorso di crescita nel campo dell’astronomia, una tappa fondamentale è stato l’approdo alla spettroscopia, complice anche un bellissimo articolo di Lorenzo Franco, pubblicato l’anno scorso proprio su questa rivista, sull’introduzione alla spettroscopia amatoriale ed un corso tenuto da Paolo Ochner, all’Osservatorio Astrofisico di Asiago ai piedi del telescopio Galileo. Ampliare su un’altra dimensione, più vicina al campo scientifico, la passione per il cosmo è fonte di incredibili soddisfazioni e soprattutto di conoscenza. Perché limitarsi alle sole “belle foto” e non guardare e studiare anche più in profondo quello che ci sovrasta e che viene puntato dal nostro obiettivo? Nell’era dei social network, di TikTok, Facebook e tutte le piattaforme di condivisione immagini e filmati di varia natura, un po’ di sano studio e sviluppo di contenuti più vicini alla scienza che all’arte fa bene allo spirito! Attrae pochi “like”, ma riempie la testa di nuove conoscenze e arricchisce interiormente. Concedetemi questa breve premessa perché spero che questo studio essere di ispirazione per gli amanti del cielo spingendoli ad andare oltre alla “mera apparenza”.
Spettri bidimensionali in bassa risoluzione (R=600) ottenuti col C11HD a f/10 e la ASI2600MM, posizionando la fenditura da 19 micrometri in tre differenti posizioni sul disco di Giove tra le ore 22:22 e 22:52 UTC del 28 ottobre 2024; in alto la fenditura è posizionata sul disco di Giove passando sul meridiano centrale in corrispondenza dell’equatore, in centro la fenditura è stata posizionata sulla baia della macchia rossa ed in basso la fenditura è stata posizionata per indagare il polo nord ed il terminatore in corrispondenza della banda equatoriale. In tutti gli spettri si notino le stesse righe scure verticali di Fraunhofer (righe di assorbimento dello spettro solare) mentre nel primo spettro in alto si possono notare le due fasce scure orizzontali dovute alla SEB (in alto) e alla NEB (in basso); SEB non visibile come fascia scura orizzontale nello spettro centrale in quanto la fenditura era posizionata sopra la luminosa baia della macchia rossa.
Ma torniamo al tema centrale, recentemente ho intrapreso quello che definisco un progetto di osservazione “estesa” su Giove e sui satelliti medicei, con l’obiettivo di studiare le differenze spettrali alle diverse latitudini del pianeta coinvolgendo anche i principali corpi che lo accompagnano: Io, Europa, Ganimede e Callisto.
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Le osservazioni sono state effettuate utilizzando lo spettroscopio autocostruito su base progetto Sol’Ex di Christian Buil e in bassa risoluzione, accoppiandolo al telescopio C11HD ed alla camera monocromatica ASI2600MM. Ho poi optato per una tecnica di estrazione dei dati spettrali basata su posizioni multiple della fenditura dello spettroscopio, selezionando latitudini specifiche del pianeta per confrontare le caratteristiche atmosferiche in diverse regioni: polo nord, la NEB, la SEB, l’EZ, la baia della macchia rossa. Per quanto riguarda i satelliti invece, l’obiettivo è stato ottenere spettri distinti per ciascuno di essi, confrontandoli con lo spettro del disco gioviano e soprattutto con lo spettro del Sole ottenuto precedentemente.
In basso sono riportate le 5 riprese monocromatiche fatte col C11HD a f/10 e la ASI2600MM la notte del 24 novembre 2024 tra le 19:48 e le 20:30 UTC, su differenti bande dello spettro, partendo dall’UV all’estrema sinistra, quindi i canali Blu, Verde, Rosso e CH4 all’estrema destra (metano negli IR a 890nm). In alto a sinistra c’è la classica composizione RGB in luce visibile, mentre a destra c’è una composizione “estrema”, dove al posto dei canali R e B sono stati montati rispettivamente i canali UV e CH4. Nei canali UV e CH4 emergono luminosi i lembi del disco, la macchia rossa (brillante nella banda del metano) e i due poli, grazie alla riflessione degli aerosol e delle polveri e particelle negli strati alti dell’atmosfera gioviana in quelle posizioni a quelle lunghezze d’onda.
GLI SPETTRI DEI SATELLITI MEDICEI
Cominciamo analizzando gli spettri dei satelliti medicei, corpi solidi che riflettono la luce del Sole. Io, Europa, Ganimede e Callisto presentano spettri simili a quello solare, ma con variazioni significative legate alla composizione chimica e alla struttura delle loro superfici. Queste ultime infatti non agiscono come specchi perfetti: gli elementi e i composti che le caratterizzano riflettono la luce in modo peculiare, influenzati dalle diverse lunghezze d’onda della radiazione incidente.
Per una maggiore precisione, sarebbe stato ideale normalizzare gli spettri dei satelliti con quello di una stella simile al Sole, ottenendo così lo spettro di riflettanza delle loro superfici, con valori compresi tra 0 (assorbimento totale) e 1 (riflessione totale). Sarà un passaggio da aggiungere alle osservazioni future.
Al netto degli assorbimenti dovuti all’atmosfera terrestre e alle righe di assorbimento proprie del Sole, gli spettri dei satelliti medicei evidenziano differenze significative nel continuo: Ganimede mostra una riflettanza superiore nella regione UV/B rispetto alla regione R/IR, al contrario di Io che mostra uno spettro opposto. La differenza dicevamo, è dovuta alla composizione delle rispettive superfici: quella di Io, dominata da attività vulcanica, è ricca di zolfo elementare e diossido di zolfo (SO₂), i quali conferiscono al satellite la sua caratteristica colorazione giallo-arancio e quindi uno spettro “sbilanciato” verso le lunghezze d’onda maggiori (IR); quella di Ganimede, invece, per lo più composta da rocce e ghiaccio, riflette con un’efficienza maggiore nella banda UV/B e perciò lo spettro presenta valori più intensi appunto alle corte lunghezze d’onda. Europa e Callisto, si posizionano invece più o meno a metà strada tra i due estremi, con Europa, anch’esso composto di ghiaccio chiaro e Callisto, composto da un mix di ghiaccio e rocce molto scure. Per ora nessuna particolarità interessante da segnalare ma chissà in futuro.
Spettri in bassa risoluzione (R=600) dei satelliti medicei ripresi col C11HD e lo spettroscopio con fenditura da 19 micron e reticolo da 300 linee/ mm la notte del 28 ottobre 2024: gli spettri sono stati calibrati in flusso per la risposta strumentale con una stella di riferimento di classe G2V (stessa classe spettrale del Sole). Si noti la maggior riflettanza relativa di Ganimede nella zona UV/Blu dello spettro rispetto agli altri satelliti e soprattutto rispetto ad Io, poco riflettente alle corte lunghezze d’onda. Le immagini dei quattro satelliti medicei sono state ottenute col C11HD e la ASI183MM e sono state confrontate con i rendering estrapolati da Stellarium (in basso). Riduzione spettri con Bass Project ed editing finale con Gimp.
LO SPETTRO DEL GIGANTE
L’analisi spettroscopica di Giove è stata invece più complessa: privo di una superficie solida, il pianeta riflette la luce del Sole attraverso un mix turbolento di gas. L’interazione della luce con i vari strati atmosferici genera un quadro complesso di riflessione, assorbimento e diffusione molto intricato. Le principali caratteristiche dello spettro di Giove includono:
• Bande di assorbimento del metano (CH₄): prominenti nel vicino infrarosso, con picchi evidenti a 619 nm, 727 nm e 890 nm.
• Assorbimento dell’ammoniaca (NH₃): debole ma rilevabile nel visibile, intorno a 648 nm.
• Effetto della “foschia marrone”: una nebbia di aerosol complessità che assorbe significativamente nella regione UV/blu (<450 nm), contribuendo al contrasto tra zone chiare e bande scure.
• Regioni polari: dominano gli UV e mostrano variazioni spettrali legate a foschie e composizioni chimiche diverse rispetto alle latitudini equatoriali. Gli spettri sono stati acquisiti con la fenditura posizionata in diverse regioni del disco di Giove: sulla SEB, sulla NEB, sulla EZ, sulla calotta polare Nord e sulla baia della macchia rossa nel bel mezzo della SEB.
Spettri del disco gioviano estratti con Bass Project dagli spettri bidimensionali di Figura 1: gli spettri sono stati calibrati in flusso per la risposta strumentale ed in lunghezza d’onda con una stella di riferimento (108 Tau). Si noti la maggior riflettanza relativa negli UV e negli IR del polo nord a conferma di quanto osservato fotograficamente in figura 2 e soprattutto il maggior assorbimento relativo della NEB e della SEB nelle bande CH4 e NH3. Editing finale con Gimp
IMMAGINI E ANALISI ESTREMA
A valle delle riprese spettroscopiche ho quindi realizzato delle riprese fotografiche classiche, ma utilizzando filtri capaci di far passare piccole finestre di luce oltre al visibile (bande RGB), dagli UV al vicino infrarosso, nella banda del Metano (CH4) a 890nm. Le composizioni RGB evidenziano le ben note bande equatoriali e le zone polari gioviane, ma le riprese in UV e nella banda del metano (CH₄) rivelano dettagli unici e sorprendenti. La risoluzione delle riprese non è altissima, anzi, ma è necessario tenere in considerazione che le camere CMOS commerciali non sono molto sensibili a queste lunghezze d’onda e che l’uso di simili filtri riduce ulteriormente la quantità di luce che raggiunge il sensore, vanificando il vantaggio del LuckyImaging (i tempi di esposizione sono saliti a 3 secondi rendendo impossibile congelare l’effetto della turbolenza atmosferica).
Le immagini UV mettono in risalto la luminosità delle regioni polari e dei lembi, grazie alla diffusione Rayleigh e alla presenza di aerosol, ciò contribuisce a conferire un aspetto più “piatto” al disco. Nella banda del metano si osserva una maggiore brillantezza nelle fasce polari e nella Grande Macchia Rossa, attribuibile all’assorbimento selettivo negli strati più alti dell’atmosfera.
Per enfatizzare queste caratteristiche, ho poi pensato di creare una composizione estrema combinando immagini UV, G (verde) e CH4 (l’UV è stato usato come canale Blu e il CH4 come canale Rosso). Questo approccio, simile a quello utilizzato dagli scienziati con le osservazioni di Hubble pubblicate nel 2017, permette di evidenziare le variazioni atmosferiche del pianeta in un range spettrale oltre al visibile.
Ripresa a largo campo di Giove e dei satelliti medicei effettuata col C11HD f/10 e ASI290MC il 28 ottobre 2024 alle 21:22 UTC, qualche minuto dopo l’acquisizione degli spettri; l’estrema distanza dei 4 satelliti dal disco gioviano ha permesso di catturare i relativi spettri senza alcun inquinamento luminoso da parte del brillante gigante gassoso.
CONCLUSIONI
Le osservazioni “estreme” di Giove richiedono ottime condizioni meteorologiche, specialmente per quanto riguarda la turbolenza atmosferica terrestre e la trasparenza (l’atmosfera assorbe molto negli UV).
Nonostante le limitazioni del mio sito, sono soddisfatto dei risultati ottenuti, che dimostrano come anche con una strumentazione accessibile agli astrofili si possano raggiungere traguardi significativi, avvicinandosi a dati utili per una vera analisi scientifica. Mi propongo di ripetere l’esperimento in altri periodi dell’anno, specialmente quando Giove si troverà in condizioni di opposizione, e di sfruttare l’esperienza acquisita per studiare nuovi target, come Saturno e i suoi anelli o, eventualmente, Urano e Nettuno, che presentano sfide oltre i limiti per la minor luminosità e per il piccolo diametro apparente. La prossima volta inoltre riprenderò anche lo spettro di un analogo solare al fine di ottenere lo spettro di riflettanza come da manuale. Un consiglio per i lettori che vogliono cimentarsi in esperimenti simili: pianificate con cura le osservazioni attendendo la serata giusta, assicuratevi di avere una strumentazione ben collimata e calibrata, e non abbiate timore di sperimentare. L’osservazione e l’analisi possono diventare una fonte inesauribile di soddisfazione, arricchendo non solo le vostre competenze tecniche, ma anche la comprensione del nostro Sistema Solare.
Sono disponibile a rispondere a domande o chiarire eventuali passaggi delle tecniche illustrate, nella speranza che questa esperienza possa essere d’ispirazione per altri astrofili e, perché no, per avviare discussioni più approfondite nei prossimi numeri della rivista.
SUGGERIMENTO: LE ZONE DI GIOVE
1. SEB (South Equatorial Belt): La Cintura Equatoriale Sud è una delle fasce scure visibili nell’atmosfera di Giove, situata appena a sud dell’equatore. È caratterizzata da una dinamica atmosferica intensa, con tempeste e correnti a getto. 2. NEB (North Equatorial Belt): La Cintura Equatoriale Nord è l’equivalente settentrionale della SEB, situata appena a nord dell’equatore di Giove. Anche questa fascia è nota per la sua attività turbolenta e i colori distintivi dovuti a nubi e composti chimici. 3. EZ (Equatorial Zone): La Zona Equatoriale è una banda luminosa situata tra la SEB e la NEB. È più chiara rispetto alle cinture circostanti ed è caratterizzata da nubi di ammoniaca ad alta quota e venti regolari. 4. Calotta polare Nord: Questa si riferisce alle regioni circumpolari di Giove nell’emisfero settentrionale. Le calotte polari mostrano un’attività atmosferica unica, con vortici polari e fenomeni aurorali. 5. Baia della macchia rossa: Questa regione si trova nella SEB, in prossimità della Grande Macchia Rossa (GRS), la famosa tempesta antica di Giove. La “baia” rappresenta un’area di transizione o di interazione dinamica tra la Macchia Rossa e la SEB circostante.
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A fine gennaio 1848, sui giornali di New York apparve l’annuncio di una conferenza particolare: “Edgar Allan Poe terrà una conferenza alla Society Library giovedì 3 febbraio alle 19. Soggetto: L’Universo. Biglietti da 50 centesimi da prendere alla porta”. Poe aveva solo 39 anni, ma era già affermato come uno dei più grandi scrittori americani. Sul Daily Tribune di New York il commento era: “Da una mente così originale, nessun testo potrebbe fornire alcun indizio su quello che sarà il discorso. C’è solo una cosa certa: che sarà denso di pensiero, fresco, sorprendente e suggestivo.”
Fu effettivamente così. Per quasi tre ore, davanti a un pubblico esiguo e sempre più confuso, Poe espose un’originalissima e ambiziosa teoria della natura fisica e spirituale dell’Universo, unendo scienza, metafisica e poesia. “Era una notte tempestosa – ricorda un testimone – e nella sala non erano presenti più di sessanta persone. La sua conferenza fu una rapsodia del più intenso splendore. Poe era ispirato e la sua ispirazione colpì il pubblico in modo quasi doloroso.” Pochi mesi dopo, l’editore Putnam pubblicò “Eureka. Un poema in prosa”, il libro in cui Poe sviluppava le idee presentate durante la conferenza. Il titolo dell’opera è una citazione della nota esclamazione di Archimede, ma anche il grido di gioia dei cercatori d’oro in California ai tempi di Poe. Lo scrittore, infatti, era convinto di aver scritto un’opera fondamentale, superiore per importanza ai Principia di Newton. Tuttavia l’editore non condivideva l’entusiasmo e ne stampò solo 500 copie. Il libro non fu il successo che Poe si aspettava: i lettori trovarono gli argomenti complessi e forse stravaganti e lo stile enigmatico. “Eureka” fu l’opera meno venduta di Poe e ancora oggi è la meno conosciuta.
Edgar Allan Poe, nato Edgar Poe – Boston, 19 gennaio 1809 – Baltimora, 7 ottobre 1849.
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IL CONTENUTO
Eureka è un libro affascinante, molto diverso da qualsiasi altra cosa scritta da Poe. È un grandioso tentativo di armonizzare la scienza del suo tempo con la sua visione filosofica, di fornire una risposta sul significato dell’Universo. Non è un trattato scientifico. Ad esempio manca completamente il supporto del rigore matematico. Poe basa il suo discorso su una visione metafisica e cerca la verità ultima delle cose attraverso l’intuizione piuttosto che attraverso i ragionamenti di carattere induttivo e deduttivo tipici del metodo scientifico. Ma questo non gli impedisce di descrivere in modo corretto le conoscenze scientifiche del suo tempo e di intuire idee originali che sono parte della cosmologia di oggi. Il libro è stato per molto tempo quasi ignorato dagli esperti. Forse è un effetto della separazione fra la cultura scientifica e quella umanistica, per cui un testo scientifico di un poeta appariva come una stravaganza sia ai letterati che agli scienziati. L’astrofisico inglese Edward Harrison ha dato la giusta interpretazione del singolare destino di quest’opera: “Eureka non riuscì a rivoluzionare il mondo della fisica e della metafisica; la sua scienza era troppo metafisica e la sua metafisica troppo scientifica per i gusti contemporanei.” L’obiettivo di questo articolo è dare una breve introduzione alle speculazioni cosmologiche di Poe. È impossibile sintetizzare in poche pagine il contenuto scientifico dell’opera. Per un’analisi più approfondita rimandiamo agli articoli di Alberto Cappi e al libro di David Stamos “Edgar Allan Poe, Eureka, and Scientific Imagination.”
LA PASSIONE PER L’ASTRONOMIA
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Il telescopio di Edgar Allan Poe esposto nella sua abitazione a Baltimora nel Meryland.
Poe conosceva praticamente tutta l’astronomia del suo tempo. Aveva studiato Newton, conosceva la teoria nebulare di Laplace, era informato sulle scoperte astronomiche di John Herschel e sulle osservazioni di Lord Rosse (suoi contemporanei) e le descrive con precisione e poesia. Di quanti letterati oggi potremmo dire la stessa cosa? Ma la cultura scientifica di Poe non era erudizione fine a se stessa. Le conoscenze astronomiche di Poe erano parte della sua poetica e della sua visione del mondo. Infatti, Poe non voleva essere semplicemente un divulgatore poetico di idee scientifiche. Da un lato, non rinuncia a proporre nuove idee, che in alcuni casi si rivelano intuizioni felici; dall’altro, mira a offrire una visione del mondo fisico e spirituale capace di superare il freddo meccanicismo imposto dalla meccanica classica. Poe si era sempre interessato di scienza e in particolare di astronomia. A sedici anni iniziò a osservare la Luna e le stelle con un piccolo telescopio, regalatogli dal padre adottivo John Allan. A ventisei anni scrive il racconto “L’incomparabile avventura di un certo Hans Pfaall”, ispirato dalla lettura del trattato di astronomia di John Herschel e in cui narra di un fantastico viaggio sulla Luna. In appendice, aggiunse cinque pagine di note in cui approfondisce le basi scientifiche del racconto e rimprovera tutti i precedenti autori di storie di “viaggi sulla Luna” di essere “assolutamente disinformati rispetto all’astronomia.”
LA COSMOLOGIA
L’idea centrale di Eureka è quella di un universo in evoluzione, esteso ma non infinito. Oggi sappiamo che l’Universo è un sistema dinamico e che la sua regione osservabile non è infinita, ma estesa su un volume con raggio di oltre quaranta miliardi di anni luce. E sappiamo dalla Relatività Generale che il cosmo non potrebbe essere all’equilibrio in una configurazione statica. La concezione di Poe era tuttavia completamente in antitesi con quella della sua epoca: l’idea diffusa era quella di un universo statico e infinito. Probabilmente anche questo fatto contribuì alla scarsa fortuna del suo libro. Come era giunto Poe a un’intuizione così vicina al modello cosmologico accettato oggi? Poe deriva questa concezione cosmologica sia dalle osservazioni astronomiche a lui note sia da un principio di carattere metafisico. L’assunto principale è che l’universo sia nato da uno stato iniziale “semplice”, da una Particella Primordiale da cui, “a seguito di una esplosione” è scaturita tutta la matteria, distribuita oggi omogeneamente in tutto lo spazio. Nella visione di Poe, la forza di gravità, cioè “il fatto che ogni atomo attrae ogni altro atomo” nell’Universo, è la tendenza universale della materia a ripristinare lo stato iniziale di Unità Primordiale della materia. La gravità non è quindi una forza fondamentale, ma è apparsa solo dopo l’esplosione iniziale. Questa prima intuizione di Poe richiama immediatamente la concezione moderna per cui le forze fondamentali sono apparse sulla scena cosmica nella forma a noi nota solo nelle fasi successive al Big Bang, dopo la cosiddetta era della grande unificazione. Secondo Poe, proprio l’universalità dell’attrazione gravitazionale implica che lo stato naturale e originario fosse l’Unità di tutta la materia. Poe riconosce la grandezza di Newton, ma afferma anche che non aveva dato seguito all’implicazione più audace della sua scoperta: un Universo dinamico. L’immagine della particella primordiale di Poe è molto simile all’atomo primordiale di George Lemaître, il fisico teorico che oltre sessant’anni propose un modello cosmologico matematico basato sulle equazioni della Relatività Generale prevedendo un inizio dell’universo. Scrive Lemaître che “potremmo concepire l’inizio dell’universo sotto forma di un unico atomo, il cui peso atomico è la massa totale dell’universo.” Dobbiamo però notare che ci sono importanti differenze fra il modello di Lemaître e l’idea di Poe. Lemaître deriva la sua tesi da una dimostrazione matematica e assume uno spaziotempo in espansione, mentre Poe attribuisce l’inizio ad un atto divino e considera il moto della materia nello spazio preesistente. Ma non dobbiamo sottovalutare la profondità dell’intuizione fisica di Poe. Il suo modello è coerente con la fisica newtoniana. A partire dal 1930, il fisico britannico William Hunter McCrea dimostrò che l’espansione dell’universo può essere descritta anche nell’ambito della meccanica classica, in accordo con le osservazioni e fornendo un’interpretazione più intuitiva dei fenomeni cosmologici. È sorprendente che questi modelli cosmologici siano stati scoperti solo quasi un secolo dopo la conferenza di Poe e dopo quelli più complessi basati sulla relatività generale. La difficoltà era tutta nel superare il pregiudizio di un universo statico. Poe comprese chiaramente che la “nozione preconcetta e del tutto infondata – quella dell’infinità – quella dell’eterna stabilità dell’universo” impediva di accettare un Universo in evoluzione. Questa comprensione è uno degli aspetti scientifici più importanti di Eureka. Per apprezzare quanto radicata fosse quella nozione preconcetta, bisogna ricordare che lo stesso Albert Einstein, quando nel 1917 applicò le equazioni della sua Relatività Generale all’intero cosmo, rifiutò le soluzioni dinamiche che prevedevano un’origine nel tempo e corresse le sue equazioni pur di ottenere una soluzione statica. A ragione l’astrofisico Alberto Cappi afferma che “Eureka può essere considerato il primo libro di cosmologia newtoniana e che Poe, con un’adeguata preparazione matematica, avrebbe potuto anticipare l’idea dell’espansione dell’Universo.”
Sfere immaginarie concentriche di spessore costante e raggio crescente con l’osservatore al centro. Se l’universo è omogeneo, il numero di stelle in ogni guscio sferico aumenta con il quadrato del raggio. Tuttavia, la luce ricevuta dall’osservatore da ciascuna stella diminuisce con il quadrato della distanza. Questi due effetti – il numero di stelle che aumenta e la loro luce che diminuisce – si compensano l’uno con l’altro e ogni guscio sferico (indipendentemente dalla distanza) fornisce la stessa quantità di luce. In un universo infinito questo fatto conduce al paradosso di Olbers.
IL PARADOSSO DI OLBERS
Poe distingue fra l’Universo di Stelle (ossia, la distribuzione cosmica della materia) e l’Universo, ossia spazialmente più ampia concepibile. L’Universo di Stelle è grande ma non infinito e questa è un’altra importante differenza con le concezioni cosmologiche del suo tempo. In questo modo, Poe ottiene una spiegazione naturale del perché il cielo notturno sia buio, anzi sia nero come le ali di un corvo. Si tratta del noto paradosso di Olbers: se lo spazio fosse infinitamente popolato di stelle simili al Sole, allora il cielo notturno non potrebbe essere buio, perché la luminosità apparente delle stelle più lontane diminuisce con il quadrato della distanza, ma il loro numero aumenta dello stesso fattore (vedi disegno). In un universo finito questo paradosso scompare perché il numero di stelle “benché grande” è limitato. Poe propone però anche un’altra soluzione, valida nel caso di una distribuzione infinita di stelle. Poe osserva che se l’Universo ha avuto un’origine nel passato, allora la luce delle stelle più lontane ancora non è giunta a noi. In un universo non eterno, la regione osservabile è necessariamente finita e quindi c’è un limite al numero di stelle da cui possiamo ricevere la luce. Una spiegazione meravigliosamente semplice e molto in anticipo sui tempi.
L’Universo osservabile, la parte di universo che possiamo osservare dalla Terra e centrata su di essa, è limitato, ma i suoi confini si espandono con il tempo perché ci giunge luce da stelle sempre più lontane.
A metà Ottocento, la velocità della luce era già stata misurata con discreta precisione ma probabilmente nessuno prima di Poe aveva considerato la finitezza dalla velocità della luce nell’ambito di un modello cosmologico coerente. La genialità dell’intuizione Il telescopio di Edgar Allan Poe esposto nella sua abitazione a Baltimora nel Meryland. di Poe risiede nel fatto che, per la prima volta, egli collegò i concetti di infinito nello spazio e nel tempo. “Spazio e durata sono uno“, concludeva Poe, una visione poetica e scientifica insieme. Naturalmente non dobbiamo attribuire a Poe la paternità dell’idea dello spaziotempo di Poincaré, Einstein e Minkowski.
LE ALTRE GALASSIE
L’esistenza di altre galassie oltre la Via Lattea è stata dimostrata solo cento anni fa, grazie alle osservazioni (tra gli altri) di Henrietta Leavitt, Vesto Slipher e Edwin Hubble. All’epoca di Poe, Lord Rosse con il suo Leviatano aveva osservato numerose nebulose a spirale, ma l’interpretazione più diffusa era che si trattasse di sistemi stellari in formazione entro i confini della Via Lattea. Sorprendentemente, Poe intuisce che tali nebulae sono in realtà altre galassie, simili alla nostra. “Gli ammassi- scrive Poe – non sono altro che ciò che siamo soliti chiamare ‘nebulose’ e di queste ‘nebulose’, una è di interesse fondamentale per l’umanità. Mi riferisco alla Galassia, o Via Lattea. La Galassia, ripeto, è una delle cosiddette “nebulose” che ci sono state rivelate come deboli macchie in varie zone del cielo. Non abbiamo motivo di pensare che la Via Lattea sia davvero più estesa dell’ultima di queste nebulose.“
ESOPIANETI
A metà dell’Ottocento non esistevano prove dell’esistenza di mondi intorno ad altre stelle. Erano stati anticipati da Bruno, Huygens e molti altri, ma sarebbero stati osservati solo alla fine del XX secolo. Poe riconosce che si tratta di congetture, ma ne difende con forza la validità, sulla base dell’universalità delle leggi di Newton e Keplero e della teoria di Laplace di formazione del sistema solare. “Ogni puntino luminoso nel firmamento – scrive Poe – è, senza dubbio, un sole luminoso, che assomiglia al nostro, almeno nelle sue caratteristiche generali, e che ha al suo seguito un numero più o meno grande di pianeti, più o meno grandi, la cui luminosità non è sufficiente a renderli visibili a una distanza così grande, ma che, tuttavia, ruotano, seguiti da una luna, intorno ai loro centri stellari, in obbedienza alle tre leggi di rivoluzione onnipresenti, le tre leggi immortali intuite dal visionario Keplero, e successivamente dimostrate e spiegate dal paziente e matematico Newton.” Poe, al contrario di altri autori prima di lui, ad esempio Kant, non affronta esplicitamente il tema della vita nel cosmo. Ma nelle pagine iniziali fa un suggestivo e poetico riferimento alla possibilità di altre “intelligenze” nella scena cosmica. Quando considera una prospettiva cosmica, osserva che “la Terra verrebbe considerata nelle sue relazioni planetarie. L’uomo, in questa visione, diventa l’umanità; l’umanità un membro della famiglia cosmica delle Intelligenze.”
UNIVERSI CICLICI
Secondo Poe l’Universo ha avuto un inizio e la tendenza all’Unità primordiale determinerà anche la sua fine, sotto l’azione della forza di gravità. Anche questa era un’idea inedita e praticamente inaccettabile nel suo secolo. Tuttavia questa “inevitabile catastrofe” non sarà la fine. Verso la conclusione di Eureka, Poe suggerisce che, dopo il collasso universale nell’unità, potrebbero esserci nuove generazioni di universi: “… non siamo forse più che giustificati nel credere – diciamo piuttosto nell’assecondare la speranza – che i processi che ci siamo avventurati a contemplare si rinnoveranno per sempre, e per sempre, e per sempre; un nuovo Universo che si gonfia nell’esistenza, e poi si placa nel nulla, a ogni palpito del Cuore Divino?”. A parte l’involucro metafisico, quest’idea richiama gli universi ciclici proposti da Roger Penrose.
CONCLUSIONE
Non tutte le idee originali di Poe erano scientificamente corrette. Ad esempio, era convinto che le galassie fossero sistemi in contrazione o che la luce cinerea della Luna fosse emanata dalla Luna stessa. Tuttavia Eureka ci dice qualcosa di molto importante sul ruolo dell’immaginazione in scienza. Non è un caso che Poe abbia intuito alcune grandi cose. Poe è stato un grande scrittore, di insuperabile creatività e scevro da molti dei pregiudizi della sua epoca. Eureka dimostra che la sua capacità di immaginazione era molto più grande e molto più varia di quanto in genere si immagini ed era estesa anche al dominio della scienza. Eureka fu purtroppo l’ultima opera di Poe. Un testo raro, un libro per gli amanti della letteratura e per gli amanti della scienza, ma soprattutto per coloro che sono curiosi di sapere cosa succede quando queste due passioni, apparentemente diverse, si incontrano.
FONTI
Le notizie e i commenti sulla conferenza di Poe sono tratti dal ricchissimo archivio www.eapoe.org Alberto Cappi Alberto Cappi : “Edgar Allan Poe’s Physical Cosmology” pubblicato su Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society, vol.35, pag.177 (1994). David Stamos “Edgar Allan Poe, Eureka, and Scientific Imagination”.
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Quest’articolo è dedicato a chi vede i mondi oltre il mondo.
Il Sole è un fenomenale laboratorio di fisica fondamentale ancora non del tutto compreso. Quali sono gli obiettivi di un progetto così ambizioso come EST? Quali sono i rischi e le incognite che un comportamento anomalo della nostra stella come quello prodotto dall’evento Carrington del 1859 potrebbe portare ad una civiltà ad un tempo dipendente dalla tecnologia ed estremamente fragile come la nostra? Ne parliamo con uno dei maggiori esperti europei di fisica solare.
Il cielo delle Isole Canarie, sospeso nel cuore dell’Oceano Atlantico, è un vero santuario per gli appassionati di astronomia: un firmamento terso, quasi immune da inquinamento luminoso, la cui vetta di purezza è raggiunta sull’isola di La Palma, riserva naturale e insignita della certificazione Starlight per l’eccellente qualità del suo cielo notturno. Eppure, l’osservazione del cosmo non si esaurisce con le stelle che brillano nella notte: una branca fondamentale della scienza moderna è infatti dedicata a comprendere, anticipare e monitorare l’attività dell’astro da cui dipende la nostra stessa esistenza come specie e come pianeta abitabile — il Sole. Nonostante il legame atavico che l’umanità nutre verso la propria stella, restano ancora numerosi enigmi sui suoi meccanismi fisici e dinamici, interrogativi che attendono di essere illuminati da uno sguardo più penetrante. In questa prospettiva, l’Europa sta elaborando un progetto dal valore strategico inestimabile: l’European Solar Telescope (EST). L’iniziativa nasce per integrare e affiancare l’opera di monitoraggio che, fin dal 2017, vede protagonista il Daniel K. Inouye Solar Telescope (4,2 metri di apertura) sulle alture di Haleakala, nell’arcipelago delle Hawaii — un osservatorio situato agli antipodi rispetto al futuro EST, creando così una sinergia ideale per lo studio continuo del Sole. La portata di questo nuovo telescopio è ambiziosa: grazie a tecnologie all’avanguardia, si mira a sondare fenomeni ancora poco noti, come la riconnessione magnetica rapida, all’origine dei spettacolari flare solari. Nel pieno di un nuovo massimo dell’attività solare, molti appassionati e curiosi iniziano a porsi interrogativi su questa formidabile “forgia” cosmica, la più abbagliante fonte di luce che rischiari il nostro cielo. Ne parliamo con il Direttore della Fondazione EST, l’astrofisico solare spagnolo Héctor Socas Navarro dell’Instituto de Astrofísica de Canarias, scienziato di fama internazionale — autore di decine di pubblicazioni su riviste scientifiche di primo piano — e divulgatore poliedrico, noto anche per il suo podcast di successo “Coffee Break: Señal y Ruido”.
Thomas: Buongiorno, Hector. Nella tua carriera hai potuto affrontare diversi aspetti dell’osservazione e della fisica solare, sia in osservatori terrestri come DKIST, sia con osservatori in orbita, come ad esempio SDO (Solar Dynamics Observatory), oltre a tante altre tipologie di ricerca solare. Vorrei che commentassimo un po’ perché, pur potendo avere osservatori nello spazio, abbiamo comunque bisogno di un progetto come l’EST proprio adesso. Perché si tratta di un progetto così importante?
Il nuovo telescopio solare europeo, con uno specchio da 4 metri con ottica adattiva, sarà costruito sul sedime del Dutch Open Telescope, non più operativo.
Héctor:Sì, perché dallo spazio e da Terra riusciamo a effettuare tipologie diverse di osservazioni solari. Dallo spazio possiamo soprattutto liberarci dall’ostacolo dell’atmosfera, ma dobbiamo portare con noi telescopi di piccole dimensioni. Ciò limita in particolare la risoluzione spaziale, cioè quanto in dettaglio possiamo vedere le strutture più piccole sul Sole. D’altra parte, dallo spazio è possibile anche fare osservazioni continue per 24 ore — come accade, ad esempio, con SDO — o comunque osservazioni molto più prolungate di quelle che si possono realizzare da Terra. Al contrario, da Terra abbiamo il vantaggio di poter costruire telescopi più grandi, il che ci consente di vedere strutture di dimensioni minori e di acquisire una sensibilità maggiore alla polarizzazione (che poi, se vorrai, spiegherò più avanti, perché è così importante). Inoltre, c’è un altro aspetto: da Terra possiamo disporre di strumenti di grandi dimensioni che permettono soprattutto di analizzare diverse regioni spettrali. Nello spazio, invece, tutto dev’essere molto compatto e “impacchettato” e bisogna definire in anticipo quali bande si vorranno osservare. Questo è fondamentale perché in fisica solare, spesso, i progressi si verificano quando si osservano diverse regioni dello spettro elettromagnetico. I telescopi terrestri sono progettati per consentire flessibilità nel passare da una banda all’altra. Faccio sempre l’esempio (che a me personalmente piace molto) che in astrofisica disponiamo di milioni di stelle da osservare: basta costruire un telescopio, puntarlo su diverse stelle o galassie, e pubblicare un articolo scientifico per ciascuna di esse. Ma il Sole, invece, è uno solo. L’unico modo per ricavarne molti lavori di ricerca è studiarlo da molti punti di vista, per esempio utilizzando diverse bande spettrali. In sostanza, questo è il vantaggio principale di un osservatorio a Terra: hai flessibilità nell’osservazione, puoi cambiare modalità di acquisizione e, grazie a telescopi e strumentazione di grandi dimensioni, puoi vedere dettagli più fini e avere una maggiore sensibilità — soprattutto per la polarizzazione, elemento chiave per le misure dei campi magnetici, che sono in fondo ciò che ci interessa maggiormente.
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Thomas: Possiamo quindi affermare che esiste una certa complementarità tra i vari approcci e non c’è una netta alternativa da scegliere. È importante avere la gamma completa, tra quello che si fa nello spazio e ciò che si fa da Terra, per ottenere un quadro più completo.
Héctor:Assolutamente, sono due tipi di osservazioni molto complementari. Io, ad esempio, nel corso della mia carriera ho lavorato sia con osservazioni dallo spazio sia da Terra. Non si tratta di preferire l’una o l’altra, ma di usare tutto il più possibile, proprio perché, come dicevi, si possono integrare dati di diversa provenienza per riuscire, alla fine, a capire meglio il Sole. E questo è lo scopo: fare scienza che ci permetta di progredire nella comprensione del Sole, senza che importi se i dati provengano da orbita o da Terra; vogliamo tutto ciò che possiamo ottenere.
Thomas: Un esempio, in questo senso, potrebbe essere SDO, che esegue eliosismologia, registra l’evoluzione della superficie solare e, analizzando quei movimenti, si può studiare la fisica della corona. Lo spazio offre una sorta di “osservazione continua”, come un microscopio. Da Terra, invece, possiamo adottare molte altre metodologie di osservazione con un angolo prospettico più ampio.
Héctor:Sì, esatto. Le missioni spaziali hanno in genere un ciclo di vita nominale di pochi anni, in media tra 2 e 5. Se vuoi svolgere un programma sinottico di lungo periodo (il ciclo solare è di 11 anni), per osservare un intero ciclo solare ti serve uno strumento che lavori ininterrottamente per almeno 11 anni, ed è estremamente difficile da fare nello spazio. Da Terra, invece, possiamo disporre di strumenti attivi per molti decenni.
Rendering dello sviluppo del telescopio EST con termine di realizzazione previsto per il 2029, L’altezza della torre serve a isolare lo specchio principale dalle turbolenze causate dal suolo riscaldato dal sole.
Thomas: Un investimento forte nei satelliti sicuramente ha un ritorno in termini di dati, ma con gli osservatori a Terra si può persino avere un ritorno maggiore, come accade nella ricerca notturna in astronomia.
Héctor:Certo, le missioni spaziali sono molto costose: mandare qualsiasi cosa nello spazio comporta una spesa enorme e un rischio elevatissimo. Se, per esempio, il razzo esplode, non c’è modo di rimediare; se il satellite si guasta, non puoi ripararlo. È molto stressante, e oserei dire che fa paura lavorare a una missione spaziale: dopo vent’anni di lavoro, al lancio tutto potrebbe andare in fumo. In più, come detto, è molto costoso e rischioso. Al contrario, da Terra è più economico costruire impianti, e i rischi sono minori: se qualcosa non va, hai un margine per correggerlo. Per questo, nell’astrofisica notturna, le missioni spaziali si avvalgono di quel che si chiama “supporto da Terra”: telescopi o tempo di telescopio dedicato a integrare i dati di una missione spaziale. Un grande progetto come l’EST, che è già un progetto di punta, costa tutto sommato “solo” 250 milioni di euro, molto meno di una tipica missione spaziale di media categoria. E, spesso, alle missioni spaziali è associato un telescopio terrestre per il supporto scientifico. In genere, la scienza non deriva da un singolo strumento isolato, ma dalla combinazione di più osservazioni.
Thomas: Inoltre, la comunità scientifica sta usando un grande strumento a cui hai contribuito, DKIST alle Hawaii, ma c’è un limite di copertura temporale: non possiamo seguire continuamente la stessa macchia o gli stessi granuli convettivi. Da Terra, con una copertura continua, potremmo fare previsioni migliori del “meteo solare”, fondamentale per molti aspetti.
Héctor:Giusto. Una delle peculiarità di una missione spaziale è che, in base all’orbita, può osservare il Sole 24 ore al giorno e seguirne la rotazione in modo continuativo. Il Sole impiega circa 27-28 giorni per compiere un giro su se stesso; da Terra, per quanto si possa fare, non si arriva a più di 12 ore di osservazione continua e, in realtà, le condizioni ottimali spesso durano un numero di ore inferiore. Al momento, disponiamo di un solo “grande telescopio solare” (per grande, in fisica solare, si intende con uno specchio di 4 metri — che nell’astronomia notturna non è così tanto, ma per noi è enorme). Basti pensare che prima di DKIST la misura standard era 1,5-1,6 metri di diametro. Il salto a 4 metri è stato formidabile. Ma esiste un solo telescopio di queste dimensioni: DKIST, appunto, alle Hawaii. Se costruissimo EST, per di più alle Canarie, avremmo la combinazione ideale, perché le Canarie e le Hawaii sono quasi agli antipodi in termini di fuso orario (circa 12 ore di differenza). Quando alle Hawaii è sera, alle Canarie sta sorgendo il Sole, e viceversa. Con due telescopi di classe 4 metri dislocati a tale distanza, si potrebbe già coprire meglio l’intera giornata solare. In teoria ne vorresti anche di più, ma potremmo già iniziare con due. E questi due siti sarebbero ottimali per avere una copertura quasi 24 ore.
Thomas: Pensando a ciò che è accaduto, ad esempio, con l’Evento di Carrington o con l’enorme brillamento solare del 23 luglio 2012, che per fortuna non ci ha colpiti, è evidente che anche due osservatori sarebbero comunque pochi. L’attenzione sul monitoraggio solare è davvero scarsa, eppure il nostro futuro dipende moltissimo da questo aspetto.
Héctor:Esatto. Siamo una società tecnologica, dipendiamo dagli apparati elettronici, dai satelliti, molto più di quanto immaginiamo. È una di quelle cose di cui ci rendiamo conto soltanto quando viene a mancare; e finora, per fortuna, non abbiamo subito interruzioni drammatiche. Ma potrebbe avvenire in qualsiasi momento. L’evento del 23 luglio 2012 fu registrato da una sonda STEREO (se ricordo bene, la sonda STEREO B). Le due sonde STEREO della NASA si trovano su un’orbita simile a quella terrestre, una più “avanti” e una più “indietro” rispetto alla Terra, in modo da formare idealmente un triangolo con la Terra, tutte a osservare il Sole da diverse angolazioni. Sono veicoli spaziali piuttosto piccoli, dotati di camere UV e pochi altri strumenti, principalmente per registrare immagini e misurare il mezzo interplanetario circostante. Una di queste sonde, appunto, è stata impattata dal getto di particelle solari prodotto da un’eruzione, e anni dopo si è analizzato l’archivio dei dati — poiché certe informazioni non vengono studiate in tempo reale, ma restano memorizzate per eventuali ricerche future — e ricostruendo l’intensità di quell’evento si è concluso che sarebbe stato addirittura più potente dell’Evento di Carrington del 1859. Se fosse arrivato dritto verso la Terra, non sappiamo bene cosa sarebbe successo, perché finora non abbiamo vissuto un’esperienza del genere. Ci sono state grandi tempeste solari, ma tutte prima che la nostra società fosse basata sull’elettronica. L’Evento di Carrington è il più recente in cui esistevano già linee telegrafiche e un minimo di rete elettrica, tecnologie già vulnerabili. Oggi è tutta un’altra storia. Abbiamo studi teorici e speculativi, ma finché non ci capiterà, e speriamo che non succeda, non sapremo realmente le conseguenze concrete.
Il fiore all’occhiello di EST sarà la capacità di analizzare il segnale luminoso con vari spettrografi e strumentazioni a diverse lunghezze d’onda. La parte superiore, “IR Room” analizzerà il segnale infrarosso, mentre la parte inferiore, “VIS room”, si occuperà della parte nella lunghezza d’onda visibile.
Thomas: In effetti, quando arrivano quegli allarmi, si spengono i sistemi per evitare danni, quindi è essenziale un monitoraggio continuo. Ed è cruciale capire ciò che ancora non comprendiamo del Sole: è quasi impossibile fare previsioni solari. Ci sono parecchi enigmi, ad esempio non sappiamo prevedere con esattezza la dinamica dell’attività magnetica. Sappiamo che le macchie solari ruotano a velocità diverse a seconda della latitudine, e se due di esse — una di polarità positiva e una di polarità negativa — si avvolgono a vicenda, possiamo avere il cosiddetto “effetto molla” che scaglia plasma.
Héctor:Infatti, il grande problema è comprendere il comportamento del campo magnetico, che si accumula e si intensifica negli strati esterni del Sole, emerge attraverso la superficie formando le macchie e le regioni attive, e poi — a causa della rotazione differenziale e della turbolenza convettiva — si attorciglia e si accumula come se fosse una molla. Proprio come una molla, se la avvolgi troppo, a un certo punto si spezza e rilascia violentemente tutta l’energia accumulata. Questa energia si manifesta sul Sole come eruzione o brillamento. In magnetoidrodinamica si dimostra che il campo magnetico si comporta come un elemento elastico: quando lo attorcigli, il plasma soggetto a un campo magnetico oppone resistenza, generando una forza contraria. In quel processo si accumula energia potenziale, la stessa che viene fornita dall’azione di avvolgimento. E tale energia, a un certo punto, si libera con un evento di riconnessione magnetica: il campo magnetico, ormai troppo contorto, si riorganizza spontaneamente in una configurazione più “rilassata” e rilascia di colpo l’energia accumulata. Si produce così l’eruzione, una grande esplosione visibile sulla superficie solare. Non capiamo a fondo la parte quantitativa di questi fenomeni perché il campo magnetico, in pratica, non si vede. In teoria, nei modelli lo “vediamo” e lo tracciamo, ma nella realtà no. Ecco perché, poco fa, accennavo alla polarimetria, una tecnica che ci permette — in qualche modo — di misurare il campo magnetico in certe condizioni e in certe regioni dell’atmosfera solare. Queste osservazioni ci informano su come si comporta il campo magnetico. Qui entrano in gioco i grandi telescopi terrestri: vogliamo comprendere come si organizza il campo magnetico, qual è la sua dinamica, come si muove, come si torce e, soprattutto, come avviene la riconnessione, il grande fenomeno sconosciuto di cui rileviamo le conseguenze, ma che vogliamo “cogliere sul fatto”. Vogliamo cioè vedere come succede, perché nella nostra teoria la riconnessione è un fenomeno “non ideale”, fuori dal regime di magnetoidrodinamica ideale: in tali condizioni i modelli teorici falliscono, ed è lì che desideriamo raccogliere più dati per migliorarli. Ecco perché questi grandi telescopi terrestri sono pensati per compiere progressi in quest’ambito.
Thomas: Quindi c’è come un valore critico oltre il quale si “rompe” la configurazione magnetica, si “disconnette” e cerca di riconnettersi altrove. Da cui la necessità di osservazioni continue per studiare questa dinamica.
Héctor:Esatto, e inoltre con altissima risoluzione spaziale. Prima accennavo al “pixel” minimo che riusciamo a risolvere. Uno dei problemi della riconnessione è che avviene in una regione estremamente piccola (anche se poi ha conseguenze su larga scala), probabilmente nell’ordine di poche decine di chilometri, e noi vogliamo arrivare a vedere addirittura quelle scale di lunghezza, il che è molto difficile. Per questo necessitiamo di telescopi di grandi dimensioni. E, poiché dobbiamo guardare attraverso l’atmosfera terrestre, serve anche l’ottica adattiva, una delle principali sfide tecnologiche della fisica solare: per di più, è diversa dall’ottica adattiva in astronomia notturna. Ecco un’altra grande sfida, realizzare telescopi solari da 4 metri con il relativo sistema di ottica adattiva.
Nell’immagine il rendering dello Specchio primario e secondario dell’EST. Dopo una prima versione a sbalzo, per il disegno definitivo si è scelta una forma più marcatamente conica
Thomas: Possiamo dire che l’EST sarà una generazione successiva a DKIST, incorporando una serie di innovazioni in ottica adattiva e altri aspetti. Dal momento che, per quanto ho capito, nell’astrofisica solare il problema è la turbolenza causata dalla temperatura del terreno, più alta di giorno (si osserva il Sole in pieno giorno!), e per questo occorre costruire torri molto elevate. Ci sono molte perturbazioni atmosferiche, è tutto più complicato. Inoltre, bisogna scomporre lo spettro in diversi rami per differenti strumenti. Quindi si può dire che l’EST sarà la “nuova generazione” post-DKIST, che andrà a migliorare i risultati?
Héctor:Sì, è un’ottima osservazione. I telescopi solari si differenziano da quelli notturni in molti aspetti. Uno di questi è proprio ciò che hai citato: in genere si costruiscono in cima a torri alte, e il motivo primario è quello che hai spiegato. Se osservi il Sole, lo fai di giorno: il Sole è una sorgente di calore nel cielo, e questo calore riscalda il suolo. Il calore è il nostro nemico, perché induce turbolenza e convezione nell’aria, peggiorando le condizioni osservative. L’atmosfera di giorno non è la stessa che di notte; questo è intuitivo: tutti abbiamo visto il tipico effetto “miraggio” sull’asfalto arroventato in un giorno afoso, quelle tremolanti distorsioni dell’aria che offuscano la vista. Ecco, lo stesso fenomeno, seppur su scala minore, disturba le osservazioni astronomiche. Quindi, di giorno la turbolenza è più marcata e, in fisica solare, ogni metro in più di elevazione dal suolo aiuta. Idealmente, ci piacerebbe avere torri alte 500 metri, ma non possiamo farlo — costi, permessi e buon senso non lo permettono — quindi ci si limita magari a 30-40 metri, perché ogni metro di altezza riduce un po’ le turbolenze vicino al suolo. In più, c’è l’ottica adattiva, che corregge le perturbazioni introdotte dall’atmosfera. È diversa da quella notturna sia perché le condizioni diurne differiscono, sia perché, in astronomia notturna, abbiamo un cielo buio con oggetti puntiformi (stelle e galassie lontanissime). L’ottica adattiva notturna funziona puntando una stella di riferimento (a volte anche una stella laser artificiale) e cercando di mantenerla quanto più “puntiforme” possibile: quello è il parametro di qualità. Nel Sole, invece, non c’è un “puntino” da mettere a fuoco: è un disco esteso. Non hai un singolo parametro a cui ancorarti per dire “ecco la forma ideale da mantenere”. Inoltre, non si può proiettare una stella laser in faccia al Sole, sarebbe completamente “sommersa” dalla sua luce. Quindi l’ottica adattiva solare dev’essere progettata praticamente da zero, non possiamo limitaci a riciclare le tecniche notturne di decenni di esperienza. Detto questo, la nostra collaborazione con DKIST è molto forte: di recente (a novembre) abbiamo avuto la PDR (“Preliminary Design Review”), cioè una revisione tecnica di un gruppo di esperti indipendenti a livello internazionale — molti dei quali erano coinvolti in DKIST — che esaminano il design ottico e quello dell’ottica adattiva semplificata. È come un esame: ogni grande progetto deve superare diverse fasi di revisione. In quell’occasione, i tecnici DKIST ci hanno dato preziosi consigli, raccontandoci i problemi riscontrati e come li hanno risolti. Questo è lo spirito collaborativo della scienza, che non è una gara in cui si cerca di svantaggiare gli altri. Sono i dati a contare: più ce ne sono, meglio è. Thomas: Inoltre, la costruzione di EST pone sfide tecnologiche e ingegneristiche che producono un impatto economico e sociale. Héctor: Sì, ed è proprio su progetti di questa portata che si fondano le aziende di tecnologia avanzata. Noi, ad esempio, per EST non possiamo usare camere commerciali esistenti, perché i nostri requisiti non sono ancora soddisfatti dalla tecnologia attuale. Abbiamo già parlato con alcune aziende interessate a sviluppare nuovi metodi che forse saranno in grado di soddisfare le specifiche richieste, ma ciò richiede anni di lavoro, investimenti, personale specializzato e laboratori. Queste imprese campano di questo tipo di progetti. I Paesi che mettono i fondi in EST, poi, ottengono ritorni industriali. Paesi come Germania, Regno Unito o quelli scandinavi investono molto in progetti apparentemente “inutili” come telescopi spaziali, o un telescopio solare, ma in realtà puntano a far crescere la propria industria tecnologica. Insomma, è una scommessa sul futuro, affinché le prossime generazioni possano beneficiare di lavori creativi, di sviluppo e ricerca, che costituiscono (insieme ad altre professioni creative) il futuro del lavoro umano.
Nell’immagine lo schema di posizionamento dei sei specchi che comporranno l’EST. L’obiettivo di questi telescopi non è quello di raccogliere la maggior parte di luce possibile, ma di riuscire a vedere in dettaglio zone
Thomas: Quando un Paese finanzia e partecipa con la sua industria a un progetto come questo, ottiene più diritti di osservazione, giusto? Ci sono progetti prioritari o fasce orarie a cui si può accedere con maggiore facilità, perché il tempo è sempre limitato in osservatori così ambiti.
Héctor:Sì, esatto, soprattutto con osservatori di classe “unici”, come DKIST. DKIST non è europeo, quindi noi ricercatori europei dobbiamo fare accordi con gli statunitensi che ne hanno l’accesso privilegiato e guidano i progetti. Se esce fuori una grande scoperta, l’IP (il Principal Investigator) che ha l’accesso diretto è statunitense, e dunque il merito va a loro. Ed è normale, hanno fatto la loro scelta d’investimento, il loro Paese ha messo i soldi, ed è corretto che ne raccolgano anche i frutti. Questa è la controparte: da un lato, hai il ritorno industriale di cui parlavamo, dall’altro hai la possibilità di sfruttare direttamente le infrastrutture. Il modello di gestione dipende dagli accordi tra i Paesi finanziatori. Di solito, si suddivide il tempo di osservazione: una quota è “riservata” ai partner, un’altra è aperta a bandi pubblici per accogliere le migliori proposte, perché chi costruisce un osservatorio vuole anche grandi scoperte, visibilità, ricadute scientifiche. Di solito si fa un modello misto, in cui si cerca un equilibrio. Talvolta si stabilisce che i dati raccolti dai consorzi partner restino privati per un certo periodo (un anno, un anno e mezzo) e poi diventino pubblici, così che, se i partner non analizzano tutto, chiunque possa farlo in un secondo momento. Così la scienza non va persa.
Thomas: Passando a un altro tema: al momento siamo piuttosto lontani dal poter fare una previsione affidabile del “meteo” solare, eppure ci stiamo lanciando in missioni con equipaggi umani, stazioni spaziali intorno ad altri pianeti come Marte. Ti chiedo: è sicuro intraprendere queste missioni senza avere alcuna certezza sul comportamento del Sole per la durata della missione con equipaggio umano, di durata potenzialmente anche di svariati mesi?
Héctor:Non è sicurissimo, ma non è neanche una follia. Gli astronauti che vanno nello spazio accettano un certo rischio professionale, perché sanno che riceveranno una dose di radiazione superiore a quella di chi resta sulla superficie terrestre. Però non è più un rischio enorme come un tempo, è ragionevolmente gestito. Non possiamo prevedere in anticipo i brillamenti solari, però possiamo osservare in tempo reale se si sta verificando un evento e dare un preavviso di qualche ora. Al punto di L1 di Lagrange, a circa un milione e mezzo di chilometri dalla Terra (pari a circa l’1% della distanza Terra-Sole), abbiamo sonde che misurano flussi di particelle e, in particolare, l’intensità del campo magnetico. Grazie a questo, ci resta circa un’ora di preavviso prima che la tempesta arrivi sulla Terra. Per gli astronauti vale lo stesso, ma la domanda è: che cosa si può fare in un’ora? Sulla Stazione Spaziale Internazionale (ISS) esiste un’area più “blindata” contro le radiazioni, ma non è una protezione assoluta. “Blindata” potrebbe dare un falso senso di sicurezza: arrivano protoni ad alta energia dal Sole e, se esposti troppo a lungo, aumentano il rischio di cancro. Per fermare del tutto queste particelle servirebbero pareti spesse 20 cm di un metallo denso, e nello spazio è impraticabile per motivi di massa. Quindi, sull’ISS si riduce un po’ la dose, ma non la si annulla. Per un viaggio verso Marte, poi, la protezione sarebbe ancor minore. È un tragitto di mesi, e se accade una grossa tempesta, la si subisce senza possibilità di riparo. Probabilmente esisterà una zona “più sicura” nella navicella, ma resti comunque esposto. Forse si pianificheranno i lanci nei periodi di attività minima del Sole (il ciclo solare dura 11 anni), ma non c’è alcuna garanzia che non capiti un brillamento. Quindi, è un rischio che gli astronauti devono accettare. “Questa gente è un po’ pazza!” (ride) Fanno di tutto.
La tecnologia dell’ottica attiva che regola le sezioni mobili dello specchio primario, cortesia SENER-Aerospace
Thomas: Quanto manca, secondo te, per poter fare previsioni di medio-lungo termine sul comportamento solare? Progetti come l’EST possono aiutarci a risolvere questi quesiti?
Héctor:Sì, credo proprio di sì. Questioni come quella dell’abbondanza di ossigeno nel Sole si risolveranno, a mio parere, entro cinque-dieci anni, grazie a grandi telescopi e nuovi dati. Per quanto riguarda le previsioni del meteo solare, credo che tra una decina d’anni, avendo osservazioni migliori e capendo a fondo la riconnessione, potremmo iniziare a fare simulazioni di regioni attive e stimare la probabilità che tali regioni producano certe tempeste. Predire con esattezza il “quando” e il “come”, con mesi di anticipo, mi sembra ancora lontanissimo. È un po’ come la meteorologia terrestre: sappiamo che la stagione degli uragani è in autunno, ma non possiamo dire che l’anno prossimo, in un certo giorno, ci sarà un uragano. Sono processi caotici, di dinamica non lineare.
Thomas: A livello pratico, basterebbe disporre del tempo necessario ad attivare i sistemi di allerta e protezione, no? Quello è il fondamentale. Al momento, forse, non lo abbiamo così ben definito.
Héctor:Esattamente. Poter individuare con qualche giorno di anticipo il tipo di attività che scaturirà da una regione attiva sarebbe già un grande progresso. E in particolare è importante saper prevedere il segno del componente del campo magnetico Bz, se è positivo o negativo, in quanto questo determina quanto sarà rilevante l’impatto di una tempesta solare sulla Terra. Con simulazioni abbastanza raffinate di una regione attiva che si sta formando, e grazie a misure precise della riconnessione rapida, fra 15-20 anni potremmo essere in grado di fornire queste previsioni.
Thomas: Vuoi approfondire il concetto di onda di Alfvén e spiegare come si colleghino i campi magnetici del plasma in arrivo con quello terrestre?
Héctor:Certo. Chiamiamo “onde di Alfvén” quelle onde magnetoidrodinamiche che si manifestano nei fluidi ionizzati (plasmi) soggetti a campi magnetici. La magnetoidrodinamica studia l’accoppiamento fra plasma e campo magnetico, che si comporta come un unico “fluido magnetico”. Nei fluidi ordinari (aria, acqua) esistono onde di pressione (onde sonore) e onde di gravità (come quelle del mare, da non confondere con le onde gravitazionali dello spaziotempo). In un plasma permeato da un campo magnetico, emergono anche onde di tipo “magnetico”. Poiché il campo magnetico agisce come un “elastico”, se lo si perturba si generano onde che si propagano lungo le linee di campo. Hannes Alfvén (il fisico svedese) le ha studiate teoricamente, e sono cruciali perché trasportano energia da uno strato all’altro del Sole. In fisica solare, uno dei problemi classici è capire perché la corona solare sia tanto calda (anche oltre un milione di gradi), dato che, intuitivamente, ci si aspetterebbe che la temperatura diminuisca allontanandosi dalla zona centrale del Sole dove avviene la fusione termonucleare. Invece, negli strati più alti la temperatura risale a milioni di gradi. Sebbene i dettagli non siano ancora del tutto chiari, è molto probabile che le onde di Alfvén trasferiscano parte dell’energia dagli strati più bassi fino alla corona, scaldandola. Inoltre, le linee del campo magnetico solare si estendono teoricamente fino a grandi distanze nello spazio, formando la cosiddetta spirale di Parker, poiché, mentre il Sole ruota, le linee si avvolgono a spirale e si collegano poi alle magnetosfere dei vari pianeti. La Terra ha il proprio campo magnetico, la cosiddetta magnetosfera, che interagisce col campo solare. Di fatto, il campo magnetico è unico: non esiste un campo magnetico “solare” e uno “terrestre” separati, è tutto parte di un medesimo continuum, e a seconda dei movimenti relativi di Sole e Terra, queste linee si connettono in un certo modo. Quando una perturbazione (un brillamento) viaggia verso la Terra lungo tali linee, ne risulta un’“interazione” che colpisce la magnetosfera terrestre. In qualche modo, la Terra è “magneticamente connessa” al Sole, un concetto affascinante a pensarci.
Concept dello specchio secondario con ottica attiva, courtesy del TNO (organizzazione olandese per la ricerca scientifica applicata) e di B. Dekker
Thomas: Non si può prevedere in anticipo se il flusso in arrivo si accoppierà “bene” o “male” con quello terrestre, quindi c’è solo la possibilità di predire probabilità che avvengano certi fenomeni.
Héctor: Sì, esattamente. Quando arriva una tempesta solare, ci sono due effetti: da un lato, c’è un flusso di particelle cariche che, interagendo col campo magnetico terrestre, è costretto a muoversi lungo le linee di forza, arrivando ai poli — dove il campo emerge in prossimità del Polo Nord e del Polo Sud — e qui penetra gli strati alti dell’atmosfera, producendo le aurore boreali e australi. Dall’altro lato, la perturbazione del campo magnetico, viaggiando nello spazio interplanetario, giunge fino alla magnetosfera terrestre, che inizia a vibrare a sua volta. La vibrazione del campo magnetico terrestre induce correnti elettriche nei conduttori (secondo le equazioni di Maxwell). Qualsiasi struttura metallica (linee elettriche, dispositivi elettronici) può essere attraversata da correnti indotte, a volte superiori alla soglia di sicurezza, causando guasti, blackout, malfunzionamenti su vasta scala.
Thomas: Per concludere: è un grande privilegio avere una stella così vicina, da cui possiamo imparare moltissimo su ciò che rende un astro “compatibile” con la vita e su come si formano le zone abitabili. Eppure, l’attenzione rivolta al Sole è relativamente bassa, soprattutto se confrontata con altri oggetti più “esotici”.
Héctor:Sì, credo comunque che all’interno dell’astrofisica l’interesse per il Sole stia crescendo, perché l’attività stellare è un tema sempre più centrale. Il problema è che l’attività deriva dai campi magnetici e, se vuoi misurare un campo magnetico stellare, sul Sole lo puoi fare con la polarimetria, ma sulle altre stelle è difficile; in genere bisogna selezionare stelle con campi molto intensi. Oppure, possiamo studiare super-brillamenti (superflare) su stelle simili al Sole, che presentano a volte centinaia o migliaia di volte più intensi dei brillamenti solari. Ciò è diventato di grande interesse negli ultimi tempi perché siamo molto focalizzati sulla ricerca di vita altrove. L’obiettivo principe dell’astrofisica del XXI secolo è trovare pianeti abitabili. E ci siamo resi conto che un fattore cruciale è l’attività della stella attorno a cui quel pianeta orbita. Ad esempio, la nostra definizione di “zona abitabile” oggi non tiene conto pienamente dell’attività stellare, eppure è un elemento decisivo. Alcuni pianeti, benché teoricamente nella “fascia di abitabilità” per temperatura e distanza, potrebbero aver perso l’atmosfera a causa dell’attività della loro stella. Marte, per esempio, è quasi nella stessa fascia della Terra, ma non ha più un campo magnetico globale e ha perso l’atmosfera. All’inizio del Sistema Solare poteva essere anche più abitabile della Terra; forse vi si è originata la vita. Ora c’è molto interesse per le cosiddette nane rosse, che sono la metà delle stelle della Galassia. Sono molto attive e violente, con super-brillamenti frequenti, e ci si chiede se la vita possa svilupparsi attorno a tali stelle. Se la risposta è sì, potremmo scoprire vita entro vent’anni, perché le nane rosse sono anche le stelle più vicine a noi e le più frequenti. Se invece risulta impossibile, rimarrebbero soltanto le stelle di tipo solare (circa il 7% della Galassia), che spesso sono molto più distanti: trovare pianeti simili alla Terra lì diventa molto più complicato. È dunque un tema caldissimo in astrofisica: capire l’attività magnetica delle stelle, perché è la chiave per stabilire se un pianeta possa o meno sostenere la vita.
Thomas: In effetti, è un campo vastissimo, quello dell’astrofisica solare. E, per chiudere, ricordiamo che intorno al 1611 Galileo, appena un anno dopo aver puntato il suo cannocchiale nel cielo, scoprì che il Sole non era perfetto: vide le macchie solari. Insieme alle fasi di Venere, quella scoperta fu forse decisiva per capire che anche il Sole e l’Universo esterno non sono immutabili, ma hanno evoluzione e fasi: fu una grande rivoluzione, e proprio per questo sarebbe fondamentale che l’Italia continuasse a rafforzare il suo impegno in EST, anche dal punto di vista delle università. Vuoi mandare un messaggio ai colleghi italiani?
Héctor:Sì, con grande piacere! Tra l’altro, solo tre settimane fa abbiamo ricevuto ufficialmente la lettera di intenti dei nostri colleghi italiani per entrare nella fondazione EST attraverso un consorzio di università. Ne siamo molto contenti! Abbiamo avuto un incontro due settimane fa con il Consiglio della Fondazione (che raduna tutti i partner di EST), e lì è stata approvata l’adesione dell’Italia. Siamo molto riconoscenti ai colleghi italiani per il loro sostegno e felici di accoglierli nel progetto. Io, personalmente, ne sono entusiasta perché collaboro con alcuni di loro e non vedo l’ora di avere ulteriori interazioni all’interno del progetto EST, che sarà un altro dei tanti progetti che portiamo avanti insieme.
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Hector Socas Navarro, Presidente della Fundacion EST e astrofisico solare di grande esperienza, ha lavorato anche negli Stati Uniti al National Solar Observatory di Boulders, in Colorado.
Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC): un faro di eccellenza sull’Atlantico
L’Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) nasce nel 1975 dall’intuizione di unire la tradizione scientifica spagnola con le straordinarie condizioni osservative delle Canarie. È frutto di un accordo fra il Governo spagnolo, il Governo delle Isole Canarie e l’Università di La Laguna, in un sodalizio che fin dalle origini ha puntato all’innovazione e all’eccellenza. Oggi l’IAC si fregia del prestigioso titolo di Centro di Eccellenza “Severo Ochoa”, conseguito nel 2012 per la qualità delle sue ricerche, la forte vocazione internazionale e la capacità di generare nuove tecnologie. Il cuore pulsante dell’istituto è formato da una comunità di circa 400 specialisti — tra ricercatori, tecnologi e personale di supporto — in rappresentanza di oltre 40 nazionalità diverse, accomunati dall’obiettivo di decifrare i segreti del Cosmo. Oltre alla fisica solare, l’IAC si occupa dello studio di galassie, della cosmologia, della struttura e dell’evoluzione stellare e sin dal 2020 ha anche a disposizione una sede distaccata che si occupa del lato più ingegneristico e tecnologico dell’esplorazione del cosmo: IACTech, una struttura dove si stanno elaborando alcuni dei progetti più innovativi nel campo dell’astrofisica europea. Il fiore all’occhiello dell’IAC è sicuramente l’osservatorio del Roque de los Muchachos, sulla vicina isola di La Palma, dove svetta il maestoso Gran Telescopio Canarias, con uno specchio da 10,4 metri di apertura. Il Telescopio Nazionale Galileo, eccellenza italiana con uno specchio da 3,5 e uno dei primi esempi di ottica adattiva, è sito a breve distanza dal GranTeCan. E’ presente anche l’osservatorio di Izaña, sul vulcano Teide, a Tenerife, che si occupa di osservazione solare. Sempre ad Izañaè in costruzione l’osservatorio italiano ASTRI Gamma, dedicato allo studio della radiazione Cherenkov di alta energia dovuto ai raggi cosmici e ai Gamma Ray Burst. In questi paesaggi unici, grazie ad un cielo limpido e protetto da rigorose normative contro l’inquinamento luminoso (La Palma ha ottenuto il certificato “Starlight” per la difesa del diritto alla fruizione del cielo notturno), l’IAC ha costruito la propria reputazione come centro propulsore di scoperte, in collaborazione con le più prestigiose agenzie spaziali (ESA, NASA, ESO) e università internazionali. Le centinaia di articoli pubblicati ogni anno su riviste di alto impatto testimoniano un fermento scientifico e tecnologico che attrae giovani talenti e menti creative da tutto il pianeta. Attualmente il direttore è Valentín Martínez Pillet, ex direttore del National Solar Observatory di Boulder, in Colorado, USA. Per maggiori informazioni e spunti per la didattica si rimanda al sito ufficiale del progetto www.est-east.eu/
Il telescopio spaziale Hubble della NASA ha catturato un bersaglio cosmico! La gigantesca galassia LEDA 1313424 è caratterizzata da nove anelli pieni di stelle, formatisi dopo che una galassia nana blu, descritta come una “freccia”, ha attraversato il suo cuore. Gli astronomi, utilizzando Hubble, hanno identificato otto anelli visibili e hanno confermato un nono anello grazie ai dati dell’Osservatorio W. M. Keck alle Hawaii. Precedenti osservazioni di altre galassie mostravano al massimo due o tre anelli.
LEDA 1313424, soprannominata “Bersaglio”, è due volte e mezzo più grande della Via Lattea e possiede nove anelli — sei in più rispetto a qualsiasi altra galassia conosciuta. Le immagini ad alta risoluzione del telescopio spaziale Hubble della NASA hanno confermato otto anelli, mentre i dati dell’Osservatorio W. M. Keck alle Hawaii hanno confermato il nono. Hubble e Keck hanno anche identificato la galassia che ha attraversato il Bersaglio, creando questi anelli: la galassia nana blu situata alla sua sinistra centrale. Crediti: NASA, ESA, Imad Pasha (Yale), Pieter van Dokkum (Yale).
“Si tratta di una scoperta fortuita”, ha dichiarato Imad Pasha, ricercatore principale e dottorando alla Yale University di New Haven, Connecticut. “Stavo esaminando un’indagine basata su immagini da terra e, quando ho visto una galassia con diversi anelli evidenti, ne sono stato immediatamente attratto. Ho dovuto fermarmi per investigare”. Il team ha soprannominato la galassia “Bersaglio” (Bullseye). Le osservazioni successive di Hubble e Keck hanno anche aiutato i ricercatori a dimostrare quale galassia abbia attraversato il centro del Bersaglio: una galassia nana blu situata alla sua sinistra centrale. Questo intruso relativamente piccolo ha viaggiato come un dardo attraverso il nucleo del Bersaglio circa 50 milioni di anni fa, lasciando anelli al suo passaggio, simili a increspature in uno stagno. Una sottile scia di gas collega ora le due galassie, sebbene siano attualmente separate da 130.000 anni luce.
“Stiamo osservando il Bersaglio in un momento molto speciale”, ha affermato Pieter G. van Dokkum, coautore dello studio e professore alla Yale University. “C’è una finestra temporale molto ristretta dopo l’impatto in cui una galassia come questa può avere così tanti anelli”.
L’illustrazione confronta le dimensioni della nostra Via Lattea con la gigantesca galassia LEDA 1313424, soprannominata “Bersaglio”. La Via Lattea ha un diametro di circa 100.000 anni luce, mentre il Bersaglio è quasi due volte e mezzo più grande, con un diametro di 250.000 anni luce. Crediti: NASA, ESA, Ralf Crawford (STScI).
Le collisioni tra galassie, o i loro quasi-incontri, sono eventi abbastanza frequenti su scale temporali cosmiche, ma è estremamente raro che una galassia attraversi il centro di un’altra. La traiettoria rettilinea della galassia nana blu attraverso Bullseye ha causato il movimento del materiale sia verso l’interno che verso l’esterno in onde, innescando nuove regioni di formazione stellare.
Quanto è grande il “Bersaglio”? La nostra Via Lattea ha un diametro di circa 100.000 anni luce, mentre Bullseye è quasi due volte e mezzo più grande, con un diametro di 250.000 anni luce. I ricercatori hanno utilizzato la visione nitida di Hubble per individuare con precisione la posizione della maggior parte degli anelli, poiché molti sono ammassati al centro. “Questo sarebbe stato impossibile senza Hubble”, ha detto Pasha.
Hanno usato Keck per confermare un ulteriore anello. Il team sospetta che un decimo anello sia esistito, ma si sia affievolito e non sia più rilevabile. Stimano che potrebbe trovarsi tre volte più lontano rispetto all’anello più esterno visibile nell’immagine di Hubble. Pasha ha anche trovato una connessione sorprendente tra il Bersaglio e una teoria consolidata: gli anelli della galassia sembrano essersi mossi verso l’esterno quasi esattamente come previsto dai modelli.
L’illustrazione mostra la galassia gigante soprannominata “Bersaglio” vista frontalmente. Cerchi tratteggiati indicano la posizione dei suoi anelli, formatisi come increspature in uno stagno dopo che una galassia nana blu (non mostrata) ha attraversato il suo nucleo circa 50 milioni di anni fa. Il telescopio spaziale Hubble della NASA ha aiutato i ricercatori a individuare con precisione la posizione della maggior parte degli anelli, molti dei quali sono ammassati al centro. I dati dell’Osservatorio W. M. Keck alle Hawaii hanno confermato un ulteriore anello. Crediti: NASA, ESA, Ralf Crawford (STScI).
“Quella teoria è stata sviluppata in attesa del giorno in cui qualcuno avrebbe visto così tanti anelli”, ha detto van Dokkum. “È estremamente gratificante confermare questa previsione di lunga data con la galassia Bersaglio”.
L’immagine di Hubble mostra la galassia da una leggera angolazione. “Se guardassimo direttamente la galassia dall’alto, gli anelli apparirebbero circolari, con quelli più vicini al centro ammassati e gradualmente più distanziati man mano che ci si allontana”, ha spiegato Pasha.
Per visualizzare come si siano formati questi anelli, si può pensare a un sasso lanciato in uno stagno. Il primo anello si espande, diventando il più largo nel tempo, mentre altri continuano a formarsi dopo di esso.
C’è ancora molto da ricercare per capire quali stelle esistessero prima e dopo il “passaggio” della galassia nana blu. Gli astronomi potranno ora migliorare i modelli che mostrano come la galassia potrebbe continuare a evolversi nel corso di miliardi di anni, incluso la scomparsa di ulteriori anelli.
Lo studio del team è stato pubblicato il 4 febbraio 2025 su The Astrophysical Journal Letters.
Il telescopio spaziale Hubble opera da oltre tre decenni e continua a fare scoperte rivoluzionarie che plasmano la nostra comprensione fondamentale dell’universo. Hubble è un progetto di cooperazione internazionale tra la NASA e l’ESA (Agenzia Spaziale Europea). Il Goddard Space Flight Center della NASA a Greenbelt, nel Maryland, gestisce il telescopio e le operazioni della missione. Lockheed Martin Space, con sede a Denver, supporta anche le operazioni della missione presso Goddard. Lo Space Telescope Science Institute di Baltimora, gestito dall’Associazione delle Università per la Ricerca Astronomica, conduce le operazioni scientifiche di Hubble per la NASA.
Questa settimana, nella sezione PhotoCoelum, trovate una straordinaria carrellata di scatti dedicati a Giove, il gigante gassoso del sistema solare. Immagini mozzafiato catturano la sua atmosfera turbolenta, la Grande Macchia Rossa e le sue lune, frutto della passione e della tecnica di astrofotografi esperti. Un viaggio visivo che vi porterà tra le nubi e i vortici di un pianeta affascinante. Perfetto per chi ama l’astronomia o semplicemente la bellezza del cosmo.
INCONTRI DI ASTRONOMIA 2025 Primo Corso Base di Astronomia Contemporanea
L’Associazione Astrofili Forca Canapine istituisce il primo corso base di astronomia contemporanea, una iniziativa culturale per condividere col pubblico le straordinarie conoscenze acquisite dalle scienze dello spazio negli ultimi decenni. Il Corso prevede una prima parte di sette incontri divulgativi a carattere multimediale, da tenersi nella sala audiocinema presso il centro comunale GIOVARTI, a Centobuchi di Monteprandone , in cui verranno trattati gli argomenti fondamentali dell’Astronomia moderna, con un’enfasi speciale sugli aspetti culturali di tali argomenti sulla nostra società contemporanea. La partecipazione al Corso non prevede una preparazione specifica, ed è aperto a qualunque persona che abbia interesse a comprendere un po’ più a fondo il nostro Universo e i tentativi dell’umanità di conoscerlo in modo sempre più preciso. Per gli studenti delle superiori può essere una occasione di approfondire e consolidare le nozioni curricolari dei programmi di scienze. A conclusione della prima serie di incontri avrà inizio una seconda serie di tre incontri a carattere teorico/pratico, in cui si acquisiranno le cognizioni di base per iniziare una attività di fotografia astronomica. Ogni aspetto sia tecnico che teorico verrà esposto mediante presentazioni multimediali e attività pratiche su strumenti reali, messi a disposizione dall’Associazione. Si contempla la possibilità di effettuare prove pratiche effettive sul campo, qualora le condizioni meteo lo permettano.
Sabato 8 Febbraio ore 21.00 – COME SI OSSERVA IL CIELO Dalle costellazioni degli antichi ai telescopi spaziali, la storia dell’osservazione del cielo notturno è la storia di come l’Uomo abbia saputo conquistare una conoscenza reale e oggettiva dei corpi celesti.
Sabato 22 Febbraio ore 21.00 – IL SISTEMA TERRA-LUNA Il sistema Terra-Luna è unico e complesso nel panorama del sistema solare. La vicinanza del nostro satellite ci permette di studiare dettagli importanti sulla sua origine e sul modo in cui Terra e Luna interagiscono da miliardi di anni, influenzando anche le forme di vita sul nostro pianeta.
Sabato 01 Marzo ore 21.00 – IL NUOVO SISTEMA SOLARE Decenni di esplorazioni spaziali hanno portato lo sguardo dell’umanità sempre più vicino ai nostri vicini cosmici, spesso anche sul loro suolo, rivelando una straordinaria varietà di fenomeni ma anche molte somiglianze con l’ambiente terrestre.
Sabato 15 Marzo ore 21.00 – UNA GALASSIA DI STELLE Gli studi più moderni della Via Lattea ci restituiscono una immagine complessa e affascinante, in cui l’evoluzione delle stelle ha giocato un ruolo di primo piano anche per l’origine della vita sulla Terra.
Sabato 29 Marzo ore 21.00 – DALLE POLVERI AI PIANETI La scoperta di migliaia di pianeti e sistemi planetari intorno ad altre stelle ha completato il quadro complessivo dell’origine dei pianeti a partire da polveri e gas della Via Lattea.
Sabato 12 Aprile ore 21.00 – L’UNIVERSO A GRANDE SCALA I grandi telescopi spaziali e al suolo stanno rivoluzionando la nostra conoscenza della materia universale fin di primi istanti della sua nascita. Dalle galassie più vicine a quelle più remote, le osservazioni moderne stanno confermando la grande complessità ma anche l’immenso fascino del nostro Universo.
Sabato 19 Aprile ore 21.00 – IPOTESI SULLA VITA NEL COSMO La domanda se esistano forme di vita oltre alla nostra nell’Universo ha affascinato l’umanità da millenni, e oggi cominciamo ad affrontare questa ricerca su una base effettivamente scientifica, grazie alle conoscenze acquisite dall’astronomia strumentale e agli studi di laboratorio che simulano sia gli ambienti cosmici più svariati sia le condizioni chimiche e ambientali che vigevano sulla Terra primordiale.
Sabato 26 Aprile ore 21.00 – LA FOTOGRAFIA ASTRONOMICA I. GLI STRUMENTI Incontro teorico/pratico sui vari tipi di strumenti astronomici cui è possibile applicare camere fotografiche, con informazioni basilari di ottica dei telescopi e di orientamento astronomico su strumenti reali messi a disposizione dall’AAFC.
Sabato 03 Maggio ore 21.00 – LA FOTOGRAFIA ASTRONOMICA II. LE CAMERE FOTOGRAFICHE Incontro teorico/pratico sulle apparecchiature moderne per la fotografia astronomica, e sulle tecniche di ripresa di vari tipi di corpi celesti. Possibile laboratorio sul campo in buone condizioni meteo.
Sabato 10 Maggio ore 21.00 – LA FOTOGRAFIA ASTRONOMICA III. I SOFTWARE DI GESTIONE E ANALISI. Incontro teorico/pratico sui vari tipi di software di elaborazione delle immagini astronomiche, dalla fase di acquisizione fino al prodotto finale. Possibile laboratorio sul campo se le condizioni meteo lo permettono
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Non avevamo fatto in tempo ad inserirla nella rubrica dello scorso mese, perché avvenuta il 30 dicembre, ma per l’ISSP il 2024 si è chiuso con una interessante e difficile scoperta. Il team dell’Osservatorio di Monte Baldo, formato da Flavio Castellani, Raffaele Belligoli e Vittorio Andreoli ha infatti individuato un debole transiente di mag.+19,3 nella bella galassia di Andromeda M31. Si tratta molto probabilmente di una Nova Extragalattica che però non ha ricevuto la conferma spettroscopica ed alla quale è rimasta assegnata la sigla provvisoria AT2024agal. La mancata conferma spettroscopica è forse da imputare al fatto che il nuovo oggetto è rimasto molto debole oltre la mag.+19. In un follow-up del 2 gennaio da parte dell’astrofilo Giuseppe Pappa era appena visibile alla proibitiva mag.+19,5. Agli amici di Monte baldo vanno comunque i nostri complimenti per aver tenuto alto il nome dell’ISSP con la scoperta di due Novae Extragalattiche nella galassia M31 ottenute nel 2024.
Immagine di scoperta della AT2024agal in M31 realizzata dal team dell’Osservatorio di Monte Baldo con il telescopio Ritchey-Chretien da 400mm F.8
Venendo alle supernovae questo nuovo anno è iniziato benissimo per i cinesi del programma XOSS capitanati da Xing Gao e Mi Zhang che nel mese di gennaio hanno già messo a segno la scoperta di tre supernovae, purtroppo molto deboli intorno alla mag.+19 e collocate in piccole galassie anonime. Negli ultimi tre anni gli astrofili cinesi si sono dimostrati senza ombra di dubbio i leader indiscussi in fatto di ricerca amatoriale di supernova. Nel 2024 hanno occupato il gradino più del podio con 22 scoperte. Per capire la portata dell’enorme lavoro svolto dai cinesi basta pensare che il secondo gradino del podio è occupato dal mitico Koichi Itagaki con solo, si fa per dire, 7 scoperte. Dobbiamo perciò constatare che in fatto di ricerca di supernovae amatoriali l’Oriente non ha rivali. Come abbiamo visto nei mesi scorsi in Giappone non abbiamo solo il grande Itagaki e adesso anche in Cina non abbiamo solo il gruppo XOSS. Esiste infatti un nuovo gruppo ben equipaggiato, che è ancora in fase di allestimento, ma che è già riuscito a mettere a segno la sua prima scoperta. Li abbiamo contattati, ma prima di svelarci come si svolge la loro attività di ricerca preferiscono aspettare di ultimare la messa a punto del loro osservatorio e dei loro programmi di ricerca. Questa prima scoperta è stata infatti ottenuta non grazie all’avvio del loro programma di ricerca, ma casualmente durante i lavori di settaggio e messa a punto della strumentazione. Ziyang Mai e Jiaze Fu, che fanno parte di questo gruppo, hanno individuato nella notte del 12 gennaio un nuovo oggetto di mag.+17,9 in una piccola galassia anonima posta nella costellazione dell’Orsa Minore a circa 530 milioni di anni luce di distanza e posizionata a soli 8° dal Polo Nord Celeste. Se dall’Oriente arrivano le scoperte amatoriali, dall’Italia arrivano le classificazioni amatoriali grazie al bravissimo Claudio Balcon, che nella notte del 18 gennaio ha ottenuto lo spettro di conferma, classificando la SN2025kw come una supernova di tipo Ia. Possiamo considerare Claudio Balcon come il fiore all’occhiello dell’ISSP con ben 170 classificazioni inserite per primo nel TNS, che lo pone come leader indiscusso a livello mondiale in fatto di classificazioni amatoriali di supernovae. La SN2025kw anche se relativamente debole, ha raggiunto infatti la mag.+17,5 intorno al 20 gennaio e posizionata in una piccola galassia vista di taglio, ha comunque un valore importante per noi astrofili perché rappresenta l’ennesima supernova tutta amatoriale dalla scoperta alla classificazione.
Immagine della SN2025kw in Anonima realizzata dall’astrofilo spagnolo Carlo Segarra con un telescopio da 200mm F.4 somma di 25 immagini da 240 secondi.
Chiudiamo la rubrica di questo mese passando da una supernova molto debole e collocata in una piccola e poco fotogenica galassia, ad una che invece rappresenta la supernova più luminosa di questo periodo avendo raggiunto l’interessante mag.+13,5 nella seconda metà di gennaio. Stiamo parlando della SN2025gj individuata nella notte dell’8 gennaio dal programma professionale americano di ricerca supernovae denominato DLT40 che utilizza una batteria di sei telescopi Ritchey-Chrétien da 41cm chiamati PROMPT e situati sul Cerro Tololo in Cile. La galassia ospite è la NGC2986, un’ellittica posta nella costellazione meridionale dell’Hydra a circa 110 milioni di anni luce di distanza e accompagnata in cielo dalla galassia a spirale PGC27873 situata grosso modo alla solita distanza. Nella stessa notte della scoperta, con il Southern African Large Telescope da 10 metri di diametro, in Sudafrica, è stato ripreso lo spettro di conferma che ha permesso di classificare il nuovo transiente come una supernova di tipo Ia scoperta circa due settimane prima del massimo di luminosità e con i gas eiettati dall’esplosione che viaggiano alla velocità di circa 13.700 km/s. Questa supernova è comunque un facile oggetto da immortalare, situato in un fotogenico campo ricco di galassie. L’unico inconveniente è la declinazione a -21°, che penalizza leggermente gli osservatori del Nord Italia. La SN2025gj rappresenta la seconda supernova conosciuta esplosa in NGC2986. La prima fu la SN1999gh scoperta il 3 dicembre 1999 dall’astrofilo giapponese Kesao Takamizawa, anch’essa di tipo Ia.
Immagine della SN2025gj in NGC2986 realizzata dall’astrofilo spagnolo Rafael Ferrando con un telescopio Meade LX200 da 400mm F.7 somma di 12 immagini da 180 secondi.
Immagine della SN2025gj in NGC2986 realizzata dall’astrofilo spagnolo Carlo Segarra con un telescopio da 200mm F.4 somma di 25 immagini da 120 secondi.
Immagine della SN202gj in NGC2986 realizzata dall’astrofilo spagnolo Jordi Camarasa con un riflettore da 500mm F.6,9 somma di 3 immagini da 120 secondi.
Tra i protagonisti ella scorso edizione della competizione organizzata dal Royal Museums of Greenwich c’è il giovane astrofotografo Daniele Borsari. Il nostro autore Alessandro Ravagnin lo ha intervistato per noi.
La passione per l’astronomia nasce sempre in giovane età, imbattendosi in un telescopio da cui si rimane catturati.
Nel recente concorso APY 2024 il tuo scatto ti ha consentito di vincere nella categoria giovani.
Alessandro: Come è nata l’idea di partecipare al concorso e cosa ti aspettavi?
Daniele: Fin dall’età di cinque anni, lo spazio ha sempre suscitato in me una grande passione.I miei genitori mi portavano qualche volta all’osservatorio vicino a casa per le serate osservative e divulgative del Circolo Astrofili Bergamaschi(di cui adesso sono socio) e io ci andavo sempre con molta voglia.
Per quanto riguarda l’astrofotografia, ho cominciato a praticarla nel 2022 quando, con una Canon 400D e l’obiettivo kit 18-55mm (regalati qualche anno prima dai miei zii), ho provato a fare uno scatto di sera al cielo. Non si vedeva molto in quelle foto, ma ciò mi ha spronato a fare delle ricerche su internet, e dopo aver appreso le basi dell’astrofotografia, ho cercato di applicarle nel pratico le sere successive. I risultati pian piano hanno iniziato a migliorare e nel frattempo ho fatto aggiornamenti alla strumentazione imparando nuove tecniche di acquisizione ed elaborazione. A inizio di marzo di quest’anno, ho visto un postsu Twitter che parlava del concorso Astronomy Photographer of the Year organizzato dai Royal Museums Greenwich. Incuriosito ho cercato maggiori informazioni e ho scoperto la presenza della categoria giovani. Allora ho inviato sette delle mie migliori foto fatte dal 2023 fino a inizio 2024, senza aspettarmi che due di esse venissero scelte nella lista delle immagini finaliste e di poter poi ricevere a settembre il premio di vincitore di categoria.
Alessandro: Quali strumenti hai utilizzato per realizzare la tua immagine vincitrice? Potresti descrivere la tua attrezzatura e il processo di acquisizione delle immagini?
Daniele: L’attrezzatura utilizzata, seppur non di bassissimo livello, non è neanche estremamente complessa e costosa. Al posto di utilizzare un telescopio, uso un obiettivo fotografico, nello specifico il Samyang 135mm f/2.0, che mi permette di inquadrare zone estese di cielo raccogliendo molta luce. Durante le riprese chiudo il diaframma a f/2.8 per avere più nitidezza sulle stelle, mantenendo comunque un rapporto focale veloce. La macchina fotografica è una ZWO ASI533MC Pro, raffreddata (per ridurre il rumore e avere immagini più pulite) e dedicata all’astrofotografia per riuscire a catturare più efficientemente le emissioni di idrogeno nella parte rossa dello spettro luminoso. A causa della rotazione terrestre, le stelle hanno un moto apparente che va contrastato. Per questo motivo si utilizza una montatura equatoriale, o nel mio caso un compatto astro inseguitore (Sky Watcher Star Adventurer), che ruota sullo stesso asse di quello terrestre “immobilizzando” le stelle e permettendo lunghe esposizioni per tutto il tempo di ripresa. Con l’inquinamento luminoso sempre più presente in Italia è stato necessario utilizzare un filtro antinquinamento luminoso, un Optolong L-eNhance, per catturare al meglio le regioni di gas ionizzato (rosse nella foto). Visto che i filtri antinquinamento luminoso limitano il passaggio di alcune zone specifiche dello spettro, per le polveri sullo sfondo ho utilizzato solo un UV/IR Cut.
L’acquisizione è avvenuta tra ottobre e novembre del 2023, su una durata di 7 notti. Sono stati fatti 255 scatti singoli da 5 minuti con il filtro Optolong L-eNhance (21 ore e 15 minuti) e 228 scatti singoli da 3 minuti con il filtro Optolong UV/IR Cut (11 ore e 24 minuti) per un totale di 32 ore e 39 minuti.
Alessandro: Come hai gestito la post-produzione dell’immagine? Quali software hai usato per elaborare i dati e ottenere il risultato finale?
Daniele: La post-produzione è avvenuta principalmente in PixInsight, con il quale ho creato due immagini rispettivamente dalla somma degli scatti singoli di ognuno dei due filtri. Dopo avere elaborato singolarmente l’immagine a banda larga (UV/IR Cut) e l’immagine a banda stretta (Optolong L-eNhance), rimuovendo gradienti e lavorando sulla cosmetica, le ho combinate per enfatizzare le regioni ad emissione (idrogeno e ossigeno). Altri ritocchi sono stati fatti per arrivare ad un risultato a me soddisfacente.
Alessandro: Hai incontrato delle difficoltà tecniche durante la cattura o l’elaborazione dell’immagine? Se sì, come le hai superate?
Daniele: La difficoltà più grande è stata acquisire così tante ore di esposizione con il meteo poco collaborativo. Infatti, l’acquisizione è stata fatta su due mesi e anche durante notti in cui ho dovuto scartare alcune foto singole a causa delle nuvole. Un altro problema è stato far risaltare le polveri deboli avendo fotografato da un posto che non ha pochissimo inquinamento luminoso. I gradienti nella somma erano veramente tanti e rimuoverli senza intaccare le polveri non è stato facile, ma con un po’ di pazienza ho raggiunto un buon risultato.
Alessandro: Hai ricevuto aiuto o supporto da amici, famigliari o altri astrofili nell’apprendere le tecniche di ripresa ed elaborazione delle immagini? Se sì, in che modo ti hanno supportato?
Daniele: Un grande aiuto è stato dato da tutti i tutorial e gli articoli disponibili su internet che spiegano come fare un’astrofotografia dall’acquisizione all’elaborazione. Anche frequentare il Circolo Astrofili Bergamaschi mi ha aiutato a conoscere tecniche nuove per fare immagini migliori.
Alessandro: Ora che hai vinto, come credi che sfrutterai questa opportunità? Hai in mente di coinvolgere altri amici oppure opterai per migliorare i tuoi livelli?
Daniele: Come vincitore sono stato invitato a una visita privata della mostra di tutte le foto al National Maritime Museum di Greenwich. È stata un’esperienza molto bella e ho conosciuto dal vivo altri astrofotografi, di cui ho sempre visto le foto online, provenienti da tutto il mondo. Sarebbe bello per i prossimi anni partecipare collaborando con loro per una foto.
NGC 1499 di Daniele Borsari immagine vincitrice della categoria YOUNG nel concorso APY 2024
Complimenti da tutta la Redazione a Daniele Borsari per l’ottimo traguardo raggiunto!
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Dopo la Luna Nuova del 29 Gennaio prosegue la fase di Luna Crescente fino a portare la superficie del nostro satellite nelle migliori condizioni di osservazione che saranno raggiunte nella prima settimana del mese appena iniziato con la fase di Primo Quarto prevista per le ore 09:02 del 5 Febbraio 2025. Nel caso specifico la Luna si troverà a -15° sotto l’orizzonte in attesa di sorgere alle ore 10:41, mentre per osservazioni al telescopio basterà attendere nel tardo pomeriggio quando culminerà in meridiano alle ore 18:17 ad un’altezza di +69° in fase di 7 giorni rendendosi pertanto visibile almeno per tutta la serata. A prescindere dall’incredibile quantità di strutture crateriformi che sarà possibile andare a scandagliare lungo il terminatore, segnalo che nella medesima serata la librazione favorevole coinciderà con l’area del bacino da impatto noto come “mare Australe” situato nel settore sudorientale della Luna: occasione da non perdere per andare alla ricerca di dettagli situati poco oltre il confine fra i due emisferi lunari.
Al capolinea della fase crescente, alle ore 14:53 del 12 Febbraio il Plenilunio segnerà l’inizio della contestuale fase calante, col nostro satellite alla distanza di 344963 km dalla Terra, con diametro apparente di 30.25’ e in fase di 14 giorni. Anche in questo caso basterà attendere con un poco di pazienza ed alle ore 17:36 sorgerà il meraviglioso pallone illuminato della Luna Piena che si renderà visibile fin verso l’alba del mattino seguente quando scenderà sotto l’orizzonte contestualmente al sorgere del Sole. Per l’occasione torno a consigliare (o a suggerire….) l’osservazione al telescopio dei grandi bacini da impatto (comunemente noti come “mari”) unitamente agli imponenti sistemi radiali che si dipartono da determinati crateri (Copernicus, Tycho, Kepler, Aristarchus, ecc) per la cui migliore individuazione sulla superficie del nostro satellite viene indicata proprio la fase di Plenilunio dove il Sole alto sull’orizzonte esalta le aree ricoperte dalle scure rocce basaltiche così come pone in più evidente risalto i materiali a maggiore riflettività di cui sono costituiti i citati grandi sistemi di raggiere ed i vasti altipiani ricoperti da chiare rocce anortositiche sparsi sulla superficie lunare.
Tornando alla fase calante, alle ore 18:33 del 20 Febbraio la Luna sarà in Ultimo Quarto ma a ben -72° sotto l’orizzonte. Pertanto chi intendesse impegnarsi in osservazioni notturne col proprio telescopio avrà due possibilità: a) la notte del 20 Febbraio con la Luna che sorge alle ore 01:02 oppure la notte seguente, il 21 Febbraio, con la Luna che sorge alle ore 02:07. L’occasione potrà rivelarsi interessante visto che proprio in Ultimo Quarto la massima librazione in entrambe le nottate coinciderà con la regione lunare ad ovest del cratere Pythagoras nel settore nordovest della Luna.
Alle ore 01:45 del 28 Febbraio la fase di Novilunio mostrerà al nostro pianeta il disco lunare completamente buio essendo, in questo caso, allineato fra il Sole e la Terra con l’opposto emisfero lunare completamente illuminato. Così si chiude il mese di Febbraio in attesa di un nuovo ciclo lunare, ma ne riparleremo il mese prossimo.
Congiunzioni Notevoli
Congiunzione Luna-Venere
Alle ore 21:25 dell’1 Febbraio una falce lunare di 3,6 giorni sarà in congiunzione col pianeta Venere mentre la Luna sarà già tramontata alle ore 21:02, pertanto con i due corpi celesti ormai sotto l’orizzonte (a -4°31’ la Luna e a -1°13’ Venere).
Congiunzione Luna-Urano
Alle ore 22:10 del 5 Febbraio il pianeta Urano sarà in congiunzione con la Luna in fase di 8 giorni ad un’altezza di +39° ma con una separazione piuttosto larga pari a 4,7°.
Congiunzione Luna-Marte
Alle ore 20:35 del 9 Febbraio potremo assistere alla spettacolare congiunzione ravvicinata fra il pianeta Marte ed il nostro satellite in fase di 12 giorni ad un’altezza di +64/65°, pertanto nelle migliori condizioni osservative. La separazione fra i due corpi celesti sarà di soli 0°34/0°36 circa, quanto basta per godersi lo spettacolo e anche per interessanti riprese fotografiche.
Congiunzione Luna-Regolo
Altra bella congiunzione alle ore 01:01 del 13 Febbraio fra la doppia Regolo, stella di mag. 1.35, e la Luna in fase di 15 giorni ad un’altezza di +61° con una separazione di 1,4° pertanto ancora in ottime condizioni osservative.
Le FALCI lunari di FEBBRAIO
Appuntamento per gli appassionati di falci lunari per la tarda nottata del 24 Febbraio con una falce di 25,6 giorni che sorgerà alle ore 04:57. Non ci sarà molto margine per effettuare osservazioni col telescopio ma segnalo che la massima librazione coinciderà con l’area ad ovest del cratere Repsold nel settore nordovest della Luna. La successiva nottata, il 25 Febbraio, alle ore 05:38 sorgerà una ancora più problematica falce lunare a causa della sua vicinanza al sorgere del Sole. Per questa tipologia di osservazioni, oltre agli ormai noti parametri osservativi, risulterà determinante disporre di un orizzonte il più possibile libero da ostacoli. Sarà inoltre di fondamentale importanza evitare nel modo più assoluto di intercettare la luce solare al fine di prevenire gravi danni, anche irreversibili, alla propria vista.
TABELLA DEGLI EVENTI LUNARI DI FEBBRAIO
Fase
Data
Ore
Sorge
Culmina
Tramonta
Distanza dalla Terra
Diam App
Separ.
Primo Quarto
05-feb
09:02
10:41
14:56
21:02
372936km
32.04’
Luna Piena
12-feb
14:53
17:36
07:21
394963 km
30.25’
Ultimo Quarto
20-feb
18:33
01:02
05:41
10:14
406322 km
29.41’
Luna Nuova
28-feb
gen-45
Luna Crescente
dal 01 al 12
Luna Calante
dal 12 al 28
Perigeo
02-feb
02:42
367460 km
32’31”
Apogeo
18-feb
01:10
404883 km
29’30”
Congiunzione Luna Venere
01-feb
21:25
21:02
2,3°
Congiunzione Luna Urano
05-feb
22:10
4,7°
Congiunzione Luna Marte
09-feb
20:35
0,8°
Congiunzione Luna Regolo
13-feb
01:01
1,4°
LIBRAZIONI di FEBBRAIO
Si precisa che, per ovvi motivi, non vengono indicati i giorni in cui i punti di massima Librazione si discostano dalla superficie lunare illuminata dal Sole.
03 Febbraio: Massima Librazione Regione Polare meridionale.
04 Febbraio: Massima Librazione Regione Polare Meridionale.
05 Febbraio: Massima Librazione a sud dei crateri Boussingault, Helmholtz.
06 Febbraio: Massima Librazione Regione mare Australe.
07 Febbraio: Massima Librazione Regione Mare Australe.
08 Febbraio: Massima Librazione Regione Mare Australe.
09 Febbraio: Massima Librazione Regione Mare Australe.
10 Febbraio: Massima Librazione Mare Australe.
11 Febbraio: Massima Librazione Mare Australe.
12 Febbraio: Massima Librazione a est del cratere Petavius.
18 Febbraio: Massima Librazione Regione Polare Settentrionale (Anaximander).
19 Febbraio: Massima Librazione a nord del cratere Pythagoras.
20 Febbraio: Massima Librazione a nord nordovest del cratere Pythagoras.
21 Febbraio: Massima Librazione a nord del cratere Xenophanes.
22 Febbraio: Massima Librazione a nord del cratere Repsold.
23 Febbraio: Massima Librazione a nord del cratere Repsold.
24 Febbraio: Massima Librazione a nord nordovest del cratere Repsold.
Note:
– Dati e visibilità delle strutture lunari: Software “Stellarium” e “Virtual Moon Atlas”
– Ogni fenomeno lunare e rispettivi orari sono rapportati alla città di Roma, dati rilevati tramite software “Stellarium” e dal sito http://www.marcomenichelli.it/luna.asp
16 Febbraio 2025, Oss. Astronomico Capodimonte – Napoli
L’astronomia rappresenta una porta d’accesso unica al mondo della scienza. Ci invita a riflettere sulle nostre radici cosmiche e sul nostro posto nel tempo e nello spazio, offrendo una prospettiva rara che unisce scienza, filosofia, arte e letteratura.
Dalle antiche civiltà che scrutavano il cielo alle grandi scoperte che hanno rivoluzionato la nostra comprensione del cosmo, l’astronomia ha sempre avuto un ruolo centrale e fondamentale nella nostra evoluzione culturale e intellettuale. Anche per questo motivo, studiare l’astronomia non solo ci aiuta a comprendere il passato, ma ci invita anche a esplorare le questioni filosofiche fondamentali riguardanti la nostra esistenza e il nostro futuro.
Per tutte queste ragioni, l’astronomia merita un posto di rilievo nell’educazione scolastica. Integrare l’astronomia nei programmi educativi può stimolare l’interesse degli studenti per le scienze, incoraggiare il pensiero critico e promuovere una mentalità aperta e curiosa.
A tal proposito, la Sezione “Didattica” dell’Unione Astrofili Italiani (UAI) in collaborazione con l’Unione Astrofili Napoletani (UAN) organizza il Convegno nazionale di Didattica dell’Astronomia 2025 che si terrà domenica 16 febbraio a Napoli, presso l’Osservatorio Astronomico di Capodimonte, Napoli, un’opportunità unica per docenti e appassionati di astronomia di discutere tematiche rilevanti nel campo.
Per l’occasione abbiamo intervistato Matteo Montemaggi, referente delle Sezione “Didattica” dell’Unione Astrofili Italiani.
Qual è, nella tua esperienza di docente e astrofilo, il contributo dell’Astronomia alla Didattica Laboratoriale?”
L’astronomia è sicuramente la scienza che meglio si presta all’applicazione del metodo scientifico in ogni sua forma. Questo la rende adatta ad una didattica laboratoriale, nella quale lo studente si appropria della conoscenza nel contesto del suo utilizzo. Infatti, non si tratta solo di utilizzare strumenti e fare misure, ma di costruire il sapere a partire da osservazioni ed esigenze di carattere pratico. Solo per fare un esempio, la misura del tempo coinvolge i moti del nostro pianeta e della Luna e i risvolti associati sono sia diurni che notturni, sia assoluti che stagionali.
La didattica in generale non può essere un elenco di definizioni e regole, quanto piuttosto una scoperta continua, a partire dalle osservazioni dirette dei fenomeni, elaborando delle interpretazioni sulla base delle conoscenze di base; in pratica una serie di “problem-solving” per comprendere il mondo che ci circonda.
In che modo l’Astronomia può contribuire allo sviluppo delle soft skills nei bambini e nei ragazzi?
Sicuramente occuparsi di astronomia con un certo approccio favorisce lo sviluppo di un pensiero critico e migliora la capacità di comunicazione. Essendo una disciplina scientifica, di per sé promuove la collaborazione e la cooperazione, mai la competizione; questo stimola negli allievi un atteggiamento generalmente positivo, che educa alla collaborazione, alla pazienza e al rispetto degli altri. La capacità di lavorare in gruppo può così stimolare anche l’intelligenza emotiva, espressa nell’apertura ad “ambienti di lavoro” multiculturali e nel saper interagire con chi è diversamente abile.
Come contribuisce la Didattica dell’astronomia a sviluppare le Competenze chiave di Cittadinanza Europea?
Sappiamo benissimo quanto oggi sia difficile destreggiarsi nel mondo dell’informazione dei media e dei social. Lo è per gli adulti, figuriamoci per dei giovani studenti. Una sana didattica dell’astronomia, anche attraverso lo studio delle scienziate e degli scienziati che si sono succeduti nel corso della storia, può sicuramente contribuire a molteplici scopi didatti. Prima di tutto, a migliorare la competenza alfabetica funzionale, anche allo scopo di discernere tra informazioni corrette e notizia false. Inoltre, può favorire l’acquisizione e lo sviluppo delle competenze matematiche e nelle scienze tecnologiche e incrementare quelle digitali, ad esempio attraverso l’utilizzo di software specifici. E più in generale, può rivelarsi utile per sviluppare competenza personale sociale e capacità di imparare ad imparare e acquisire consapevolezza ed espressione culturali.
Con Messier 20 o M20 torniamo alle nebulose, e all’affascinante Nebulosa Trifida nel Sagittario, la quale deve il suo nome alle oscure nubi di polvere che la dividono in tre parti, visibili (come vedremo tra qualche paragrafo) anche con telescopi di 20 cm.
Storia delle osservazioni
La Nebulosa Trifida è stata ufficialmente scoperta il 5 giugno 1764 da Charles Messier, che la descrisse inizialmente come un “ammasso di stelle, poco sopra l’Eclittica, tra l’arco del Sagittario e il piede destro di Ofiuco”. Tuttavia, alcuni storici attribuiscono una scoperta precedente all’astronomo francese Guillaume Le Gentil, basandosi su una possibile confusione con la Nebulosa Laguna (Messier 8), osservata nel 1747. Messier, utilizzando il suo rifrattore cromatico, non riuscì a distinguere la nebulosa nelle sue componenti ma percepì solo un ammasso indistinto di stelle, caratteristica comune delle sue osservazioni.
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L’astronomo inglese William Herschel fu tra i primi a riconoscere la struttura unica della nebulosa, notando le tre bande oscure che la attraversano. Nel 1784 la suddivise in tre porzioni distinte e la descrisse come: “Tre nebulose, debolmente collegate, formano un triangolo. Al centro si trova una doppia stella”. Herschel aggiunse ulteriori dettagli due anni dopo, nel 1786, identificando le porzioni come H IV.41, H V.10, H V.11 e H V.12.
John Herschel, suo figlio, coniò il nome popolare usato ancora oggi, “Trifida”, nel 1826, osservando l’oggetto dal Capo di Buona Speranza (in Sud Africa) e descrivendolo come “tre nebulose con una cavità centrale, al cui interno è situata una doppia stella”.
L’astronomo americano Edward Emerson Barnard, successivamente, catalogò la porzione oscura centrale come Barnard 85 nel suo primo catalogo delle nebulose oscure, pubblicato nel 1919.
Caratteristiche fisiche
La Nebulosa Trifida è un raro esempio di combinazione tra tre tipologie di nebulose ed un ammasso stellare aperto:
una nebulosa a emissione (nebulose composte da gas ionizzati che emettono luce a differenti lunghezze d’onda), che in fotografia appare di colore rosso/rosato ed occupa la sua parte inferiore;
una nebulosa a riflessione (nubi di polvere interstellare che possono riflettere la luce di stelle vicine), visibile con una tonalità blu nella porzione nord di M20;
una nebulosa oscura (dense nubi molecolari che impediscono alla luce delle stelle di fondo di raggiungerci), che si manifesta nelle bande scure che dividono la struttura in tre parti, conferendo alla nebulosa il suo nome distintivo. Queste bande sono composte da polveri e gas freddi non illuminati, che assorbono la luce delle stelle retrostanti, creando il caratteristico effetto di divisione.
Situata a circa 5200 anni luce dalla Terra, M20 si trova nel Braccio del Sagittario della Via Lattea. La stella centrale, HD 164492, è in realtà un sistema triplo le cui radiazioni ultraviolette ionizzano i gas circostanti, facendo brillare la nebulosa.
Al suo interno (grazie ad osservazioni moderne, come quelle effettuate dal Telescopio Spaziale Hubble), sono stati individuati numerosi globuli gassosi in evaporazione (EGG -Evaporating Gas Globule – predecessori di nuove protostelle), con stelle nelle fasi finali della loro formazione (alcune ancora nascoste all’interno di questi oggetti) inclusi getti di gas che si estendono per tre quarti di anno luce.
Oltre a queste strutture, il telescopio Spitzer ha identificato nel 2005 circa 30 stelle embrionali e 120 neonate, confermando la continua attività di formazione stellare.
Le varie tonalità della nebulosa sono legate agli elementi chimici presenti: il rosso proviene dall’idrogeno ionizzato, mentre il blu della nebulosa a riflessione è il risultato della diffusione della luce stellare da parte delle particelle di polvere. La nebulosa si estende per circa 40 anni luce e rappresenta una delle regioni di formazione stellare più giovani conosciute, con un’età di soli 300.000 anni.
Nebulosa Trifida @ESO
Posizione nel Cielo
Messier 20 è facile da rintracciare nel cielo notturno anche se immersa nel campo stellare della Via Lattea. Si può trovare utilizzando la stella γ (gamma) Sagittarii (Al Nasl) e proseguendo verso Nord per circa 8 gradi, oppure utilizzando le stelle λ (lambda) e μ (mu) Sagittarii (Polis), con le quali la nebulosa forma un triangolo retto.
Alternativamente, è possibile individuare la piú grande Nebulosa Laguna (Messier 8) e da lì proseguire verso NNE per circa un grado.
Designazione: M20 – NGC 6514
Tipo: Nebulosa Composita
Classe: Regione H II
Distanza: 5200 anni luce
Estensione: 40 anni luce
Costellazione: Sagittarius
Ascensione Retta: 18h 02m 23s
Declinazione: -23° 01′ 48″
Magnitudine: +6.3
Diametro Apparente: 20′ x 20′
Scopritore: Charles Messier nel 1764
Osservabilità
Per le latitudini italiane il periodo migliore per osservare questo ammasso globulare è da giugno ad ottobre.
Occhio nudo: non osservabile.
Binocolo: facilmente individuabile con un 10×50, apparendo come una macchia circolare opaca circondata da diverse stelle.
Telescopi
Piccolo diametro: poche differenze con l’osservazione binoculare.
Medio diametro: con telescopi da 12-15 cm è possibile iniziare a notare le variazioni dell’intensità della luminosità all’interno della nebulosa. Sotto cieli bui è possibile osservare accenni delle tre bande oscure interne.
Grande diametro: dai 20 cm in su emerge un gran numero di dettagli, con le bande oscure che danno il nome alla nebulosa ora ben visibili, insieme a molte delle stelle associate ad essa.
Nebulosa al di sopra del corno meridionale della costellazione del Toro, non contiene alcuna stella; possiede una luce biancastra, elongata nella forma di una fiamma di candela, scoperta durante le osservazioni della Cometa del 1758.
(Traduzione dal Catalogo Messier – 3a versione del 1781, pubblicata nel 1784).
Un brillante astro nel cielo diurno
Siamo agli inizi dell’anno mille, 1054 per la precisione, quando osservatori in Italia, Armenia, Cina, Nord America, Iraq e Giappone notano, vicino al Sole, una nuova stella.
Questo oggetto insolito – che ora sappiamo essere la supernova SN 1054 – è visibile a occhio nudo anche nel cielo diurno e ha una magnitudine stimata tra -4 e -7.5. L’astro luminoso suscita subito grande interesse e astronomi cinesi proseguono le osservazioni diurne a fino alla fine di luglio di quello stesso anno, e notturne fino all’aprile di due anni dopo.
Pittura rupestre degli indios Anasazi nel Chaco Canyon, ora Stati Uniti d’America, ritraente la Luna insieme alla supernova SN 1054 – Foto a cura di Alex Marentes
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Spostandoci avanti nel tempo di circa sette secoli, senza avere nessuna conoscenza di queste osservazioni del periodo medioevale, nel 1731 il fisico e astronomo dilettante John Bevis scopre una nebulosa nella posizione della supernova SN 1054. Circa venti anni dopo, anche Charles Messier vede la stessa nebulosa, ma la confonde in un primo momento con la cometa del 1758. Questo fatto gli suggerisce l’idea di compilare un catalogo di oggetti che potenzialmente potrebbero essere confusi con comete a causa del loro aspetto nebuloso.
Molti altri osservatori – tra i quali William Herschel (il figlio John) e William Lassall (lo scopritore di Tritone, la luna più grande di Nettuno) – proseguirono lo studio di questa nebulosa, fino a che, nel 1844, William Parsons decide di denominarla Nebulosa del Granchio dato che uno schizzo da lui fatto dopo varie osservazioni ricordava proprio la forma di questo crostaceo. La prima fotografia verrà invece realizzata solo quasi mezzo secolo dopo, nel 1892, dal Dr. Isaac Roberts.
Nel 1921 John Charles Duncan riesce a calcolare il rateo di espansione della nebulosa (circa 1500 km/s) e data la sua origine a circa 900 anni prima. A questo punt, Knut Lundmark propone di indicare la supernova SN 1054 come progenitrice della nebulosa stessa.
Questa ipotesi oggi è un fatto accertato, in particolare dopo che, nel 1968, la pulsar centrale è stata rilevata dal radiotelescopio di Arecibo.
Caratteristiche fisiche
La Nebulosa del Granchio (M1) è l’unico resto di supernova nell’intero Catalogo Messier, ed è, data la sua giovane età, uno degli oggetti più studiati del profondo cielo.
L’esplosione della stella progenitrice creò un enorme insieme di filamenti che ha continuato ad espandersi dal 1054 ad oggi, e che continuerà a farlo in futuro, fino a quando gli stessi filamenti scompariranno nello spazio circostante.
I filamenti sono composti da gas ionizzato, responsabile della luminosità della nebulosa, e gli elettroni che si trovano nei gas si muovono vicini alla velocità della luce, emettendo radiazione e rendendo M1 visibile anche nello spettro delle onde radio.
La nebulosa è composta principalmente da idrogeno ed elio ionizzati insieme a piccole percentuali di ossigeno, azoto, ferro, carbonio, e altri elementi, con una temperatura che va dagli 11000 K ai 18000 K.
Più recenti osservazioni, ottenute da telescopi terrestri e spaziali, indicano la presenza di strutture ad anelli e getti che emergono perpendicolari a queste. La pulsar centrale, una stella di neutroni la cui esistenza fu teorizzata dall’astrofisico italiano Franco Pacini negli anni ’60, emette impulsi sia luminosi che radio con lo stesso periodo di circa 33 millisecondi.
Lo studio di questa supernova storica ha aiutato gli astronomi nel comprendere più a fondo le proprietà basilari di una pulsar (come età, ordini di magnitudine e periodo di rotazione), e, più in generale, la natura dei resti di supernova.
Questa vista della Nebulosa del Granchio in luce visibile proviene dal telescopio spaziale Hubble e si estende per 12 anni luce. Il resto di supernova, situato a 6.500 anni luce di distanza nella costellazione del Toro, è tra gli oggetti meglio studiati nel cielo. Crediti: NASA/ESA/ASU/J. Hester
Posizione nel Cielo
La Nebulosa del Granchio si trova – come indicato da Messier – al di sopra del corno inferiore della costellazione del Toro, vicino alla stella Zeta Tauri. Questa stella è facilmente rintracciabile partendo dalla rossa Aldebaran (Alpha Tauri) e seguendo la linea inferiore della forma a V che questa costellazione presenta tipicamente nel cielo notturno. Zeta Tauri è la prima stella luminosa che appare su questa linea immaginaria.
Zeta Tauri forma un quadrato (o un pentagono) immaginario con altre tre (quattro) stelle vicine e meno luminose. La Nebulosa del Granchio si può individuare facilmente in prossimità di questo quadrato (pentagono).
Designazione: M1 – NGC 1952
Tipo: Nebulosa Galttica
Classe: Resto di Supernova
Distanza: 6500 +/- 1600 anni luce
Estensione: 5.5 anni luce
Costellazione: Taurus
Ascensione Retta: 05h 34m 31.97s
Declinazione: 22° 00 52,1″
Magnitudine: +8.4
Diametro Apparente: 6′ x 4′
Scopritore: G. D. Maraldi nel 1746
Osservabilità
Il periodo migliore per osservare M1 nell’emisfero settentrionale, alle latitudini italiane, è durante il tardo autunno e l’inizio dell’inverno, da novembre a gennaio.
Occhio nudo: invisibile.
Binocolo: sotto condizioni del cielo perfette e lontano da inquinamento luminoso, un 10×50 può mostrare solo una piccola nebulosità, mentre strumenti più potenti permettono di osservare minimi dettagli in più.
Piccolo diametro: M1 appare come una cometa senza coda. In strumenti da 60 mm a 100 mm è tuttavia possibile distinguere la sua forma non circolare.
Medio diametro: con strumenti da 120 mm e oltre la forma irregolare della nebulosa inizia a distinguersi con la porzione a SE meno luminosa e un generale aspetto che richiama la lettera S.
Grande diametro: con strumenti da 14 pollici in su è possibile osservare più dettagli fini sulle strutture interne della nebulosa e le irregolarità dei bordi. La pulsar centrale è visibile solamente con telescopi da 16/20 pollici in su.
Dopo la Nebulosa del Granchio, rappresentante tipica dei residui di supernova, il secondo oggetto del Catalogo compilato dall’astronomo francese (“Messier 2”) inaugura una nuova tipologia di corpi celesti, quella degli ammassi globulari: un insieme sferico di centinaia di migliaia o anche milioni di stelle, tutte concentrate in un volume di decine di anni luce di diametro.
Gli ammassi globulari sono fra i più antichi, compatti e densi sistemi stellari oggi conosciuti. La loro lunghissima storia inizia all’alba dell’universo e ci racconta come il processo di formazione di questi gruppi di stelle si sia già completato un miliardo di anni dopo il Big Bang. Purtroppo non esiste ancora una spiegazione convincente di come tutto questo sia avvenuto. Le teorie sono tante e la più intuitiva è quella che li considera i mattoni costitutivi delle galassie.
Se così fosse, i 161 globulari che orbitano ancora intorno alla Via Lattea a distanze di decine di migliaia di anni luce, dovrebbero essere interpretati come i superstiti di uno sciame che doveva un tempo comprenderne milioni.
Gli ammassi globulari ruotano attorno al nucleo di una galassia su orbite di elevata eccentricità e alta inclinazione rispetto al piano galattico, con tempi di rivoluzioni dell’ordine del centinaio di milioni di anni.
Sebbene il più grande e luminoso dei globulari, Omega Centauri, sia stato osservato a occhio nudo fin dall’antichità, per secoli fu creduto soltanto una stella un po’ strana, e nemmeno l’avvento del telescopio riuscì a chiarire la vera natura dei numerosi altri che vennero scoperti in seguito. Nelle prime osservazioni telescopiche, infatti, gli ammassi apparivano come macchie sfocate, definite dagli astronomi “stelle nebulose”… il che portò Charles Messier a includere i più luminosi – addirittura 28! – nel suo catalogo, visto che potevano essere scambiati facilmente per piccole comete.
A partire dalla fine del 18° secolo, soprattutto grazie ai grandi e luminosi telescopi riflettori di William Herschel (1738-1822), quei piccoli fiocchi di luce furono finalmente risolti in stelle. Quando Herschel iniziò la sua ricognizione completa del cielo nel 1782, c’erano 34 ammassi globulari conosciuti. Herschel ne scoprì altri 36 e fu il primo a risolverli praticamente tutti in stelle. In più, si deve proprio al più straordinario osservatore di tutti i tempi (di cui il prossimo 25 agosto ricorrerà il secondo centenario della morte) il termine “ammasso globulare”, che comparve per la prima volta nel suo Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars, pubblicato nel 1789.
Bene. Se questo che abbiamo appena esposto può essere considerato il biglietto da visita dei globulari, adesso diventa però necessario andare nello specifico e parlare di Messier 2, ovvero del primo ammasso globulare citato nel Catalogo.
Prima di tutto… chi l’ha scoperto?
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A quel tempo era l’osservatorio di Parigi ad attirare i migliori astronomi europei, molti dei quali erano italiani. Nelle austere stanze de l’observatoire, infatti, per lunghi anni aveva comandato Giovanni Domenico Cassini (1625-1712), nato in liguria a Perinaldo. E poi gli eredi, con i figli e con il nipote Giacomo Filippo Maraldi (1665-1729), anche lui di Perinaldo, a fargli da assistente.
A sua volta, nel 1727 Giacomo chiamò a Parigi il nipote Giovanni Domenico Maraldi (1709-1788), e fu proprio questi, l’11 settembre 1746, a imbattersi durante le sue osservazioni in quel batuffolo di luce che noi oggi conosciamo come M2.
Maraldi lo descriverà come:
“Stella nebulosa, senza alcuna altra stella intorno”
Ma non solo… con molto acume avanzerà anche l’ipotesi che il chiarore che circonda il nucleo della “stella nebulosa” possa essere dovuto a stelle troppo piccole per essere viste singolarmente:
“…facendo pensare che il biancore che la circonda è dato dalla luce di una massa di stelle troppo piccole per essere viste [anche] con i più grandi telescopi”.
L’11 settembre 1760, 14 anni dopo ed esattamente nello stesso giorno, Charles Messier “riscopre” lo stesso oggetto senza sapere nulla della scoperta di Maraldi (il che, sinceramente, pare assai poco credibile), catalogandolo nuovamente come “stella nebulosa”.
Nella prima edizione del suo Catalogo, Messier scriverà infatti:
“Nebulosa senza stelle nella testa dell’Aquario. Il centro è brillante, e la luminosità che lo circonda è rotonda. Assomiglia alla bella nebulosa che si trova tra la testa e l’arco del Sagittario”.
Non deve stupire il fatto che anche Messier, nonostante fossero passati 14 anni dalla scoperta di Maraldi, descriva l’oggetto come “una stella nebulosa”. Malgrado in quell’occasione si sia avvalso di un riflettore di 15 cm di diametro, l’abitudine del “cercatore di comete” a usare bassi ingrandimenti (104X) gli impedì infatti di risolvere almeno le stelle più brillanti dell’ammasso. Impresa ampiamente alla portata di strumenti come quello che stava usando!
L’astronomo francese doveva però essersi accorto della particolarità di quell’oggetto… solo così si spiegherebbe il riferimento alla “nebulosa che si trova nel Sagittario”, che non è altro che M22, un altro famoso globulare (il primo in assoluto ad essere scoperto, nel 1665).
Come abbiamo già detto, sarà poi William Herschel, il 27 ottobre 1794, a risolvere M2 in stelle; anche lui con un riflettore da 15 cm, ma usato a 227 ingrandimenti! Un accorgimento che gli permetterà di scrivere:
“I can see that it is a cluster of stars, many of them visible”
Ma che cos’è in realtà Messier 2?
L’abbiamo già detto, è un ammasso globulare, ma la sola definizione non basta a descrivere questo “mostro” che si trova sotto il polo meridionale della nostra Galassia a una distanza di circa 55.000 anni luce dalla Terra.
È uno dei più estesi globulari conosciuti, con un diametro di ben 175 anni luce. Per avere un’idea delle sue dimensioni basterà sapere che la distanza tra il nostro Sole e la stella a noi più vicina, Proxima Centauri, è di “soli” 4,3 anni luce!
Ed è anche uno dei globulari più antichi, con una età stimata di 13 miliardi di anni. La sua magnitudine si ferma poco sotto la soglia di visibilità ad occhio nudo, con un valore di +6.3. Si presenta come un ammasso molto compatto e denso contenente circa 150.000 stelle, le più brillanti delle quali, di magnitudine apparente +13, appartengono alla classe delle giganti rosse e gialle.
L’ammasso globulare M2. Ritchey-Chretien 32″ F/7.2 posa di 30 minuti. Il campo inquadrato misura 12 primi d’arco. Il Nord è in alto, l’Est a sinistra (credits: Jim Misti e Steve Mazlin – USA).
Dove trovarlo?
M2 può essere individuato come uno dei vertici di un immaginario triangolo rettangolo che comprende anche le stelle Alfa Aquarii (Sadalmelik) e Beta Aquarii (Sadalsuud). Un buon metodo per rintracciarlo è considerare che M2 possiede (approssimativamente) la stessa ascensione retta di Beta Aquarii e la stessa declinazione di Alfa Aquarii.
Come aveva fatto notare Maraldi, l’ammasso si trova in una zona di cielo abbastanza sgombra da stelle luminose. La più vicina, a più di un grado di distanza, è di magnitudine +6,2. Sarà quindi facile riconoscere l’ammasso anche con modesti binocoli.
Designazione: M2 – NGC 7089
Tipo: Ammasso Globulare
Classe: II (molto compatto)
Distanza: 55000 anni luce
Estensione: 175 anni luce
Costellazione: Aquarius
Ascensione Retta: 21h 33m 27s
Declinazione: -00° 49′ 24″
Magnitudine: +6.3
Diametro Apparente: 7′ x 7′
Scopritore: G. D. Maraldi nel 1746
Quando e come osservarlo?
Il periodo migliore per osservare M2 alle latitudini italiane è durante il periodo da luglio ad ottobre. Possibilmente quando l’ammasso transita in meridiano (a sud) e raggiunge quindi la massima altezza sull’orizzonte (per Roma, circa +48°).
Occhio nudo: invisibile, a meno che non ci si trovi in zone estremamente buie e sotto cieli tersi.
Binocolo: lontano da inquinamento luminoso, un 10×50 può mostrare una piccola nebulosità con un centro più brillante.
Piccolo diametro: M2 appare come una piccola nebulosa circolare ed è molto difficile, se non impossibile risolvere le singole stelle.
Medio diametro: con strumenti da 150 mm e oltre si inizia a risolvere alcune delle stelle più luminose nella periferia dell’ammasso, mentre il centro continua a rimanere compatto e luminoso.
Grande diametro: con strumenti da 25-30 cm in su è possibile osservare dettagli anche nelle vicinanze del nucleo. A questo punto la forma generale ci apparirà finalmente ellittica, piuttosto che circolare.
Messier 3 rappresenta una pietra miliare nell’astronomia osservativa, essendo stato il primo vero oggetto scoperto da Charles Messier nel 1764. Questo ammasso globulare, inizialmente classificato come nebulosa, ha stimolato l’interesse dell’astronomo francese per la catalogazione di oggetti celesti, dando origine al celebre Catalogo Messier. Situato nella costellazione dei Canes Venatici, M3 è un capolavoro del cielo primaverile, caratterizzato da una densità impressionante di stelle e da peculiarità uniche come le Blue Stragglers e un numero straordinario di stelle variabili.
Storia delle osservazioni
M3 nel 1974 fu la prima vera scoperta di Messier, che erroneamente ma giustificato dai limiti del suo strumento, lo classificò come nebulosa. Un primato che di certo al tempo contribuì a stimolare l’interesse dell’astronomo nell’osservazione e a rafforzare l’intento di costruire un preciso catalogo di oggetti celesti.
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Sull’ammasso Messier annota: “Nebulosa scoperta tra Bootes ed uno dei Cani da Caccia di Hevelius; essa non contiene alcuna stella, il suo centro è brillante e la sua luce va scemando insensibilmente, essa è rotonda; con un bel cielo la si può vedere con un telescopio da un piede; essa è riportata sulla carta della cometa osservata nel 1779. Memorie dell’Accademia dello stesso anno. Riosservata il 29 marzo 1781, sempre bellissima.” (traduzione dal Catalogo Messier, 3a versione, 1781, pubblicata nel 1784).
Circa venti anni dopo, William Herschel riuscì a risolvere la composizione stellare di questo oggetto celeste con uno strumento dal diametro notevolmente maggiore rispetto a quello di Messier. Quasi mezzo secolo dopo, il figlio di Herschel, John, approfondì ulteriormente le osservazioni, annotando come in M3 ci fossero “non meno di mille stelle di undicesima magnitudine o inferiore”.
Molti altri astronomi hanno studiato questo stupendo ammasso globulare nel corso degli ultimi secoli, producendo sempre affascinanti descrizioni che hanno portato, di conseguenza, sempre più osservatori (sia professionali che amatoriali) a rivolgere gli occhi verso questo oggetto celeste.
Caratteristiche fisiche
M3, molto ricco in metalli, è uno dei circa 250 ammassi globulari nella nostra galassia. È situato a circa 33.900 anni luce dal nostro pianeta, abbastanza isolato al di sopra del piano galattico, da cui dista poco meno di 32.000 anni luce. Presenta un’orbita fortemente ellittica che lo trascina, durante il suo periodo orbitale di 300 milioni di a.l. anche a 50.000 anni luce dal centro della Via Lattea.
Contiene oltre mezzo milione di stelle sparse in un diametro di 180 anni luce. La sua età stimata è di circa 11.4 miliardi di anni, rendendolo decisamente antico se paragonato all’età del nostro Sistema Solare, che di soli 4.5 miliardi di anni.
Anche per questo ammasso, come per Messier 2, la magnitudine è di poco oltre la soglia di visibilità ad occhio nudo, con un valore pari a +6.2. Le sue stelle più luminose raggiungono invece al massimo una magnitudine di +12.7, con una abbondanza di stelle rosse e stelle variabili, ma la particolarità e curiosità è catturata da un’esotica categoria di stelle blu.
Nel corso di numerose osservazioni infatti sono state identificate ben 274 stelle variabili all’interno di M3, più di qualsiasi altro ammasso globulare. La prima fu scoperta da Charles Pickering nel 1889, con molte altre individuate dall’astronomo americano Solon Irving Bailey tra il 1895 ed il 1913. Nuove variabili vengono scoperte ancora oggi e la maggioranza appartiene al tipo RR Lyrae, stelle utilizzate come standard per misurare le distanze galattiche (se ricorderete, anche M2 presentava stelle della stessa categoria).
Ma la vera peculiarità di M3 dicevamo sono le sue stelle blu. Un tipo apparentemente giovani di astri denominati Blue Stragglers (o Stelle Vagabonde Blu) caratterizzate da una temperatura più alta ed un colore più blu di altre stelle di simile luminosità nello stesso ammasso celeste.
Il primo a notare l’esistenza di stelle di questo tipo fu l’astronomo statunitense Allan Sandage verso la fine degli anni cinquanta. Le Vagabonde Blu sembrano violare le teorie standard sull’evoluzione stellare, rappresentata graficamente da diagramma di Hertzsprung-Russel, presentando quindi una possibile evoluzione anomala.
Alcune teorie indicano che questo tipo di stelle potrebbero essersi formate da collisioni stellari, oppure da stelle binarie precipitate l’una sull’altra dando origine quindi ad una singola stella più calda e più luminosa rispetto alle stelle di simile età. Alcuni studi spettrografici condotti al Very Large Telescope (VLT) in Cile e fotometrici raccolti dal telescopio spaziale Kepler sembrano confermare le ipotesi.
M3 si può rintracciare nella costellazione dei Canes Venatici, al confine tra il Bootes e la Coma Berenices, in una zona relativamente sgombra da stelle luminose. La più vicina è infatti Beta Coma Berenices, di quarta magnitudine, situata a circa 7° ad ovest dall’ammasso stesso.
Un asterismo stellare che può aiutare nella localizzazione è fornito invece dalla luminosa Arturo (Alpha Bootes) e da Cor Caroli (Alpha Canum Venaticorum): M3 si troverà approssimativamente alla metà della linea immaginaria che unisce queste due stelle.
Designazione: M3- NGC 5272
Tipo: Ammasso Globulare
Classe: VI
Distanza: 33900 anni luce
Estensione: 180 anni luce
Costellazione: Canes Venatici
Ascensione Retta: 13h 42m 11.62s
Declinazione: -28° 22′ 38.2″
Magnitudine: +6.2
Diametro Apparente: 18’ x 18′
Scopritore: C. Messier nel 1764
Osservabilità
Per le latitudini italiane il periodo migliore per osservare questo affascinante ammasso globulare è durante i mesi della primavera, da marzo a maggio.
Occhio nudo: invisibile, a meno che non ci si rechi in zone di montagna estremamente buie sotto cieli tersi.
Binocolo: lontano da inquinamento luminoso, uno strumento 10×50 mostrerà un riconoscibile punto bianco e diffuso.
Piccolo diametro: È possibile iniziare a risolvere alcune stelle di M3 con strumenti intorno ai 100mm di apertura. Al di sotto di questo limite, l’ammasso continua ad apparire come una piccola nebulosa.
Medio diametro: si risolvono sempre più e più stelle all’aumentare del diametro dello strumento. Il nucleo rimane compatto e brillante.
Grande diametro: con strumenti da 12 pollici in su è possibile iniziare a risolvere la regione centrale dell’ammasso. Se si hanno a disposizione telescopi da 16 pollici in su, invece, diviene possibile osservare alcune delle piccole galassie presenti ai bordi esterni di M3.
Messier 4, uno degli ammassi globulari più vicini alla Terra, rappresenta una meraviglia del cielo estivo. Situato nella costellazione dello Scorpione, a soli 7.200 anni luce di distanza, questo ammasso antico offre agli osservatori e agli studiosi una finestra sull’evoluzione stellare e galattica. Con le sue caratteristiche uniche, come la “linea di stelle” individuata da Herschel e la presenza del pianeta “Matusalemme”, M4 è un oggetto celeste straordinario, ricco di storia e scoperte che spaziano dall’antichità ai più moderni studi astrofisici.
Storia delle osservazioni
Già queste parole fanno immaginare l’emozione della scoperta e l’interesse a voler investigare maggiormente questo nuovo (per l’epoca) oggetto celeste nella costellazione dello Scorpione. Tuttavia, le annotazioni di de Chéseaux non vennero mai pubblicate, e questo rese l’astronomo e geodeta francese Nicolas Louis de Lacaille uno scopritore indipendente, con le sue osservazioni da Cittá del Capo, nell’attuale Repubblica del Sud Africa, nel 1752. De Lacaille annotò: “Nebulosa senza stelle, rassomigliante ad un piccolo nucleo di una debole cometa.”
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M4 venne catalogato dallo stesso Messier 19 anni dopo, nel 1764, con questa annotazione: “Ammasso di piccolissime stelle; con un telescopio più piccolo appare più simile ad una nebulosa; quest’ammasso si trova vicino ad Antares e sullo stesso parallelo. Osservato da M. de La Caille e riportato nel suo catalogo…diam. 2½’.” (traduzione dal Catalogo Messier, 3a versione, 1781, pubblicata nel 1784). William Herschel, nel 1783, aggiungeva: “un ricco ammasso di piccole stelle notevolmente compresse circondate da altri astri disposti in modo più sparso. L’ammasso contiene una linea di stelle che attraversa il suo centro da Sud verso Nord, contenente circa 8-10 stelle luminose, tutte di colore rossastro.”
Caratteristiche fisiche
Messier 4 è uno degli ammassi globulari più vicini al nostro pianeta, distante solamente 7200 anni luce. Data la sua ridotta distanza dal piano galattico, solo 2.000 anni luce (per paragone, ricorderete dal precedente articolo che M3 era distante circa 32.000 anni luce da detto piano), questo ammasso globulare risente dell’assorbimento – o estinzione – interstellare, che lo rende meno luminoso di quanto non sia in realtà. Di conseguenza, se M4 non fosse oscurato da gas e/o polveri del mezzo interstellare che, dal nostro punto di vista, si frappongono tra noi e l’ammasso stesso, questo risulterebbe molto più brillante.
Messier 4 contiene più di 100.000 stelle, con le più luminose identificabili in quelle appartenenti alla “linea” individuata da Herschel, di magnitudine +11. Risulta quindi abbastanza piccolo se paragonato ad altri ammassi globulari che possono arrivare a contenere anche mezzo milione di stelle.
Vi sono almeno 65 stelle variabili, di cui 3 del tipo RR Lyrae, utilizzate come standard per misurare le distanze galattiche. L’analisi degli astri dell’ammasso suggerisce inoltre la presenza di due distinte popolazioni stellari, probabilmente dovute a due o più differenti fasi di formazione stellare all’interno di M4 stesso.
La sua età stimata è di circa 12.2 miliardi di anni, il che lo rende un altro oggetto celeste della nostra galassia molto più antico del nostro Sistema Solare, che ha solo 4.5 miliardi di anni. M4 orbita intorno alla nostra galassia in circa 116 milioni di anni e, dato che al suo punto dell’orbita più vicino al nucleo della Via Lattea, l’ammasso transita a soli 16.000 anni luce dal nucleo stesso, M4 viene soggetto a forze di marea che ne causano la probabile riduzione nel numero totale di stelle. Si può quindi ipotizzare che, in passato, questo ammasso globulare fosse molto più ricco e luminoso.
Nel 1987 il telescopio spaziale Hubble individuò al suo interno la prima pulsar, con un periodo di circa tre millisecondi. Le pulsar (da pulsating radio source – sorgente radio pulsante) sono stelle di neutroni generate come prodotto di una supernova, quando il nucleo della stella originante collassa in un raggio molto ristretto, magnificando in modo notevole l’originale campo magnetico. Un fascio di radiazioni viene emesso lungo l’asse magnetico della pulsar, e può essere osservato soltanto quando diretto verso la Terra, creando la sua apparenza pulsante (un po’ come osservare la luce prodotta da un faro da una barca in mare aperto).
Un’altra affascinante scoperta, sempre effettuata dal telescopio spaziale Hubble, avvenne nel 2003, quando fu individuato un sistema stellare doppio composto da un’altra pulsar e una nana bianca. All’interno di questo sistema è presente un pianeta extrasolare (identificato come PSR B1620-26 (AB)b) estremamente antico, avente secondo le stime circa ben 13 miliardi di anni, e per questo soprannominato “Matusalemme” o “il pianeta della Genesi”.
Uno studio, condotto nel 2003, ha mostrato come questo pianeta, di circa 2.5 volte la massa di Giove, sia stato uno “spettatore” relativamente indisturbato della inusuale evoluzione del suo stesso sistema stellare.
Infatti, dopo la sua formazione intorno ad una stella simile al nostro sole, come detto circa 13 miliardi di anni fa, l’intero sistema stellare di “Matusalemme” viaggiò fino alla regione centrale di Messier 4, attraversandola.
Durante questo transito il sistema venne attratto dal pozzo gravitazionale formato da un altro sistema stellare binario, composto da una stella di neutroni e dalla sua compagna. La stella di neutroni pian piano catturó la stella del sistema di “Matusalemme” e durante questo “scontro gravitazionale” la compagna originaria della stella di neutroni venne espulsa nello spazio.
Con il passare del tempo (miliardi di anni) la stella di “Matusalemme” si trasformò in una gigante rossa, rilasciando materiale verso la stella di neutroni, che iniziò a ruotare sempre più velocemente fino a divenire una pulsar con un rateo di 100 rotazioni al secondo. La vecchia gigante rossa divenne quindi una nana bianca, rimanendo però gravitazionalmente legata alla nuova pulsar.
In tutto questo spettacolo di trasformazione ed evoluzione stellare, il pianeta “Matusalemme” è puramente “rimasto a guardare” da un posto in primissima fila, e possiamo affermare senza dubbio che se potesse scrivere la sua storia, riempirebbe una intera, affascinante, enciclopedia.
M4 può essere trovato a soli 1.4° dalla stella principale della costellazione dello Scorpione, Antares (o Alpha Scorpii).È possibile osservare sia la stella che l’ammasso globulare allo stesso tempo, e nella stessa area osservata, con telescopi e/o oculari a largo campo. Messier 4 ha approssimativamente le stesse dimensioni apparenti della Luna piena (circa 30 primi d’arco) e il suo aspetto, quando osservato tramite un buon telescopio, venne paragonato dall’astronomo americano Robert Burnham Jr. al decadimento di particelle se viste tramite uno strumento chiamato spintariscopio (un rilevatore a scintillazione utilizzato per studiare il decadimento di singoli atomi).
Designazione: M4 – NGC 6121
Tipo: Ammasso Globulare
Classe: IX
Distanza: 7200 anni luce
Estensione: 70 anni luce
Costellazione: Scorpius
Ascensione Retta: 16h 23m 35.22s
Declinazione: -26° 31′ 32.7″
Magnitudine: +5.6
Diametro Apparente: 26’ x 26′
Scopritore: Philippe Loys de Chéseaux nel 1745
Osservabilità
Per le latitudini italiane il periodo migliore per osservare questo interessante ammasso globulare è durante i mesi estivi, da maggio ad agosto.
Occhio nudo: invisibile, eccetto in condizioni atmosferiche ottimali, data la sua ridotta elevazione sull’orizzonte dall’Italia e la sua prossimità alla stella Antares.
Binocolo: lontano da inquinamento luminoso, uno strumento 10×50 mostrerà una brillante regione centrale circondata da un alone luminoso.
Piccolo diametro: M4 continua ad apparire come una piccola nebulosa con una porzione più luminosa nel suo centro.
Medio diametro: si iniziano a risolvere singole stelle da 100-120mm in su. Il nucleo rimane compatto e brillante.
Grande diametro: è possibile apprezzare al meglio la “linea di stelle” notata da Herschel e si può anche notare il piccolo e più debole ammasso globulare NGC 6144 (di nona magnitudine) a circa 1° a NE di M4.
Messier 5 (M5) è un magnifico ammasso globulare situato a circa 24.500 anni luce dalla Terra, nell’alone galattico della Via Lattea. Scoperto nel 1702 da Gottfried Kirch, questo ammasso è noto per la sua densità stellare, contenendo oltre 100.000 stelle, con stime che arrivano fino a mezzo milione. È uno degli ammassi globulari più antichi, con un’età stimata di 13 miliardi di anni. Osservabile al meglio da aprile a settembre, M5 offre agli astronomi un laboratorio naturale per lo studio dell’evoluzione stellare, ospitando fenomeni come le Blue Stragglers, stelle variabili RR Lyrae e due pulsar millisecondi.
Storia delle osservazioni
Continuando la serie degli ammassi globulari che apre il Catalogo Messier (eccetto per Messier 1, come abbiamo visto qualche mese fa) arriviamo a Messier 5. L’ammasso fu scoperto dall’astronomo tedesco Gottfried Kirch e dalla moglie Maria Margarethe Winckelmann il 5 Maggio 1702, annotandolo come “stella nebulosa”. Charles Messier riscoprí l’ammasso nel 1764, descrivendolo nel suo catalogo come una: “Bella nebulosa tra la Bilancia e il Serpente, vicino alla stella n° 5 del Serpente (secondo il Catalogo di Flamsteed), di sesta magnitudine; non contiene stelle e, con un buon cielo, si vede bene in un ordinario strumento da un piede …rivista il 5 sett. 1780, e il 30 genn. e il 22 marzo 1781.”
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Circa dieci anni dopo le prime osservazioni di Messier, William Herschel fu il primo a risolvere la natura stellare dell’oggetto celeste, riclassificandolo come ammasso dopo aver contato circa 200 astri, ma annotando allo stesso tempo che “il nucleo rimane così compatto da non poter distinguere nessuna stella”.
Pochi anni dopo il figlio di Herschel, John, descrisse M5 come “il più magnifico esempio di ammasso compresso di tipo globulare” mentre l’astronomo e ammiraglio della Royal Navy inglese Sir William Henry Smyth descrisse l’oggetto con tutta la passione di un ammiratore del cielo: “Questo oggetto superbo è una massa nobile, che rinfresca i sensi dopo la ricerca di oggetti deboli; [presenta] diramazioni in tutte le direzioni e un brillante splendore centrale che supera persino la concentrazione di M3”.
Molte altre osservazioni sono seguite nelle decadi e secoli successivi, tra le quali possiamo ricordare l’astronomo americano Edward Emerson Barnard (noto per la scoperta della stella che porta il suo nome, avente il più grande moto proprio di ogni altra stella conosciuta a parte il Sole), e i colleghi Heber Doust Curtis (che partecipò a ben 11 spedizioni per osservare la fase totale di varie eclissi di Sole) e Solon Irving Bailey (che scoprì uno degli asteroidi della fascia principale, 504 Cora).
Caratteristiche fisiche
Messier 5 si trova a circa 24500 anni luce dal nostro pianeta, nell’alone galattico della Via Lattea, e contiene più di 100000 stelle, anche se alcune stime rivedono questo totale al rialzo fino alla cifra di mezzo milione di astri. Presenta una magnitudine apparente di 5.6, il che lo renderebbe visibile (con difficoltà) ad occhio nudo se osservato sotto condizioni atmosferiche perfette e lontano da tutte le fonti di inquinamento luminoso. L’ammasso è uno dei più estesi globulari conosciuti, con un diametro di circa 165 anni luce, e con una influenza gravitazionale che si estende fino a più di 200 anni luce dal suo centro.
M5 completa la sua orbita molto eccentrica intorno alla nostra galassia in circa un miliardo di anni, raggiungendo una distanza massima di circa 150000 anni luce dal nucleo galattico. Nella nostra era, invece, la sua distanza è di circa 20000 anni luce, rendendolo molto più facile da osservare. La sua età stimata è di circa 13 miliardi di anni, rendendolo uno degli ammassi globulari più antichi presenti nella nostra galassia. Si sta allontanando dal nostro pianeta alla velocità di circa 52 km/s.
Questo ammasso globulare contiene almeno un centinaio di stelle variabili del tipo RR Lyrae, utilizzate come punto di riferimento per misurare le distanze galattiche e tipiche di questa categoria di oggetti stellari. La più luminosa di queste varia la sua brillantezza da una magnitudine di 12.1 ad una di 10.6 in un periodo di soli 26.5 giorni.
Una peculiarità di Messier 5, come per Messier 3, sono le sue stelle blu. Questo tipo di astri viene denominato Blue Stragglers (o Stelle Vagabonde Blu) per la loro caratteristica di risultare più calde e più blu di altre stelle di simile luminosità nello stesso ammasso celeste.
L’esistenza di stelle di questo tipo fu notata per la prima volta dall’astronomo statunitense Allan Sandage negli anni ‘50. Le Vagabonde Blu sembrano andare contro le teorie tipiche dell’evoluzione stellare, che indicano che tutte le stelle nate nella stessa epoca dovrebbero trovarsi in una specifica posizione nel diagramma di Hertzsprung-Russel determinata dalla loro massa, presentando quindi una possibile evoluzione anomala.
Come scritto anche per Messier 3, alcune teorie indicano che questo tipo di stelle potrebbero essersi formate da collisioni stellari, oppure da stelle binarie precipitate l’una sull’altra, creando quindi una singola stella più calda e più luminosa rispetto a stelle di simile età. Alcuni studi provano queste teorie come possibilmente realistiche, in particolare quelli spettrografici condotti dal Very Large Telescope (VLT) in Cile e quelli fotometrici realizzati grazie ai dati raccolti dal telescopio spaziale Kepler.
Messier 5 è anche noto per la presenza di una nova nana al suo interno con un periodo tra le detonazioni (e conseguenti aumenti di luminosità) di sole 5.8 ore. Questo tipo di variabile cataclismica consiste in un sistema binario molto stretto, nel quale una delle due componenti è una nana bianca che sottrae materia dalla stella compagna. A differenza delle nove “classiche” (dove l’aumento di luminosità è dovuto alla fusione e detonazione dell’idrogeno acquisito dalla compagna) le “nove nane” presentano un aumento minore di brillantezza probabilmente dovuto al fatto che il meccanismo dietro l’esplosione dipende dal raggiungimento di un determinato livello di instabilità del loro disco di accrescimento.
Nel 1997 fu annunciata la scoperta di due pulsar in M5 con un periodo di circa due millisecondi. Le pulsar (da pulsating radio source – sorgente radio pulsante) sono stelle di neutroni che si generano come prodotto di supernove, quando il nucleo della stella originante collassa in un raggio molto ristretto, incrementando notevolmente l’originale campo magnetico. Un fascio di radiazioni viene emesso lungo l’asse magnetico della pulsar, e può essere osservato soltanto quando diretto verso la Terra, creando la sua apparenza pulsante (un po’ come osservare la luce prodotta da un faro da una barca in mare aperto).
M5 si rintraccia facilmente ad una distanza di circa 10 gradi verso nord (la distanza di cielo coperta da un pugno chiuso a braccio teso di fronte all’osservatore) dalla stella più luminosa della costellazione della Bilancia, Zubeneschamali (Beta Librae).
Un altro modo per trovarlo è tracciare una linea dalla stella più luminosa dello Scorpione, Antares (Alpha Scorpii) fino alla brillante Arturo (Alpha Bootis): M5 si troverà a circa 20 gradi da quest’ultima, e ad un terzo della distanza tra le due stelle. Se si vuole invece prendere come riferimento la stella più luminosa della Vergine, Spica (Alpha Virginis), l’ammasso globulare potrà essere trovato a circa 30 gradi ad est della stessa.
Designazione: M5 – NGC 5904
Tipo: Ammasso Globulare
Classe: V
Distanza: 24500 anni luce
Estensione: 165 anni luce
Costellazione: Serpens
Ascensione Retta: 15h 18m 33.22s
Declinazione: -02° 04′ 51.7″
Magnitudine: +5.6
Diametro Apparente: 23’ x 23′
Scopritore: Gottfried Kirchnel 1702
Osservabilità
Per le latitudini italiane il periodo migliore per osservare questo interessante ammasso globulare è da aprile a settembre.
Occhio nudo: invisibile, eccetto in ottime condizioni atmosferiche e lontano da fonti di inquinamento luminoso.
Binocolo: uno strumento 10×50 (o meglio, x70) inizierà a mostrare una macchia argentea dai bordi sfumati nel cielo.
Piccolo diametro: l’ammasso continua a presentare l’aspetto di una piccola nebulosa con una porzione centrale più luminosa.
Medio diametro: si iniziano a risolvere singole stelle da 100-120mm in su insieme agli astri nella sua periferia. Il nucleo rimane non risolto.
Grande diametro: il denso nucleo continua a non essere risolto. Con strumenti da 12-14 pollici in su diventa possibile apprezzare varie “catene di stelle” che caratterizzano le regioni più esterne dell’ammasso.
MESSIER 6, o anche NGC6405, a differenza degli ammassi visti fino ad ora non è un ammasso globulare ma un ammasso aperto. Questa tipologia di oggetti celesti é composto da un gruppo numeroso di stelle, fino a qualche migliaio, nate nello stesso periodo da una nube molecolare gigante. L’esempio più famoso a cui fare riferimento per questa categoria é l’ammasso delle Pleiadi (M45) nella costellazione del Toro.
Sono stati scoperti piú di mille oggetti simili solo nella nostra galassia. Oggetti molto interessanti da un punto di vista scientifico in grado di mostrare una visione chiave nello studio dell’evoluzione stellare. In genere, un ammasso aperto appare come un oggetto celeste giovane (in termini astronomici), che riesce a mantenere la sua coesione per almeno mezzo miliardo di anni. Superata tale soglia di età però, interferenze gravitazionali esterne galassia per lo più generate dalla rivoluzione intorno al centro galattico, causano che continue trazioni che, con il passare del tempo, finiscono per sfaldare l’ammasso aperto stesso.
Storia delle osservazioni
Il primo astronomo a lasciare una testimonianza scritta di M6 fu l’italiano Giovanni Battista Hodierna, il quale ne registrò l’osservazione nel, o prima, del 1654, contando solo 18 stelle.
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Alcune ipotisi sostengono che anche l’astronomo Tolomeo, del primo secolo dC, possa averlo individuato durante le sessioni osservative per lo studio del vicino ammasso aperto Messier 7, che porta il suo nome, tuttavia non ne esiste nessuna conferma Passato quasi un secolo M6 diaciamo fu riscoperto dall’astronomo e matematico svizzero Jean-Philippe Loys de Chéseaux nel 1745 o 1746, ed osservato, pochi anni dopo (1752), anche dall’astronomo francese Louis de Lacaille dal Capo di Buona Speranza in Sud Africa. che ne scrisse a riguardo, M6 appariva come “un singolare ammasso di piccole stelle, disposte in tre bande parallele, con presenza di nebulositá”.
Qualche anno dopo fu aggiunto al Catalogo Messier, era il 1764 e Charles Messier lo descrive come “un ammasso di piccole stelle tra l’arco del Sagittario e la coda dello Scorpione. Ad occhio nudo sembra una nebulosa senza stelle, ma anche un piccolo telescopio lo rivela come un ammasso di piccole stelle. Diam. 15”.
Ancora nel secolo successivo anche William Herschel, astronomo, fisico e compositore tedesco, naturalizzato inglese, lo ammirò definendolo come un ammasso compatto di stelle sovrapposte. Il figlio John aggiunse i due appellativi “celeste” e “ricco”.-
Sta invece all’astronomo americano Robert Burnham il soprannome “Ammasso Farfalla”, un “affascinante gruppo [di stelle] la cui disposizione suggerisce la forma di una farfalla con le ali spiegate”.
Caratteristiche fisiche
Messier 6 si trova a circa 1600 anni luce dalla Terra, con una incertezza di -100/+400, dovuta al fatto che l’ammasso si trova in una zona del cielo parzialmente oscurata da nubi di polvere interstellare. Si estende per circa 12 anni luce (con alcune valutazioni che lo danno fino a 20 anni luce) ed é formato prevalentemente, come per altri ammassi aperti, da giovani stelle blu di tipo B (anche se la più luminosa é in realtà una stella gigante arancione di tipo K).
La sua età stimata é di circa 100 milioni di anni e sono state individuate pressappoco 120 stelle che potrebbero essere componenti fisiche di questo ammasso aperto. Stelle che continuano a muoversi in gruppo essendo debolmente legate tra loro dalle forze gravitazionali.
L’ammasso si trova a circa 24.500 anni luce dal centro galattico e possiede un periodo orbitale di circa 204 milioni di anni. Presenta una magnitudine di 4.2 che é tuttavia soggetta a variazioni dovute alla variabile semiregolare BM Scorpii (la gigante arancione descritta in precedenza) la cui magnitudine varia da un valore di 5.5 ad un valore di 7. Il contrasto tra questa stella e le rimanenti componenti blu é notevole.
M6 é uno degli ammassi aperti più luminosi del cielo notturno. Si può rintracciare a poca distanza da M7, di dimensioni maggiori, ed é posizionato a circa metà strada tra la punta della coda della costellazione dello Scorpione e la punta della freccia della costellazione del Sagittario.
Forma una delle punte di un triangolo che ha come vertici, M6, M7 (distante circa 4 gradi), e la stella tripla Shaula (Lambda Scorpii, distante circa 5 gradi).
Designazione: M6 – NGC 6405
Tipo: Ammasso Aperto
Classe: II3m
Distanza: 1600 anni luce
Estensione: 12 anni luce
Costellazione: Scorpius
Ascensione Retta: 17h 40m 20.1s
Declinazione: -32° 15′ 12″
Magnitudine: +4.2
Diametro Apparente: 25’
Scopritore: Giovanni Battista Hodierna prima del 1654
Osservabilità
Per le latitudini italiane il periodo migliore per osservare questo interessante ammasso globulare è da aprile a settembre.
Occhio nudo: visibile lontano da fonti di inquinamento luminoso.
Binocolo: uno strumento 10×50 (raccomandato per l’osservazione di questo oggetto) mostrerà una decina o quindicina di stelle concentrate ed é possibile apprezzare la forma a ‘farfalla’ che da il nome ad M6.
Piccolo diametro: l’ammasso aperto continua ad essere ben visibile, e presenta dettagli aggiuntivi.
Medio diametro: M6 può essere considerato quasi completamente risolto con strumenti da 100-120mm in su.
Grande diametro: é ora possibile apprezzare la gigante rossa variabile BM Scorpii sul lato orientale dell’ammasso. E’ possibile anche risolvere variabili aggiuntive e alcune stelle doppie.
Messier 7 o M7, come Messier 6 nell’articolo precedente, é un oggetto celeste che appartiene alla categoria degli ammassi aperti. Questa tipologia di ammassi é formata da un gruppo di stelle (anche migliaia) che sono nate nello stesso periodo da una nube molecolare gigante.
Storia delle osservazioni
M7 é un ammasso conosciuto sin dall’antichitá. La prima testimonianza scritta ci arriva dall’astronomo, astrologo e geografo greco Claudio Tolomeo (che gli da anche il nome), che lo documentó annotandolo nel suo catalogo (l’Almagesto) come un oggetto nebuloso “successivo alla coda dello Scorpione” con il numero 567. Circa mille anni dopo, nel Medioevo, l’astronomo persiano Abd al-Rahman al-Sufi impegnato nella revisione e aggiornamento del trattato di Tolomeo, lo classificó come avente una magnitudine di 4.5.
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Successivamente, venne osservato anche dall’astronomo italiano Giovan Battista Hodierna nel 17esimo secolo, che contó circa trenta stelle appartenenti a questo oggetto. Nuove osservazioni vennero effettuate dall’astronomo francese Nicolas-Louis de Lacaille nel 1752, che scrisse: “Gruppo di 15 o 20 stelle, molto vicine l’una all’altra, nella forma di un quadrilatero”.
Charles Messier lo inserí nel suo catalogo nel 1764, descrivendolo come “un ammasso considerevolmente più grande del precedente (M6). Ad occhio nudo si presenta come una nebulosità; è situato a breve distanza dal precedente, tra l’arco del Sagittario e la coda dello Scorpione. Diametro 30’”. Una curiosità: con una declinazione di -34.8°, questo ammasso aperto é l’oggetto più meridionale dell’intero Catalogo Messier.
Fu studiato anche dall’astronomo, matematico e chimico inglese John Herschel dal Capo di Buona Speranza (nell’attuale Sud Africa) e dall’astronomo, matematico e fisico inglese Edmond Halley (lo scopritore della famosa cometa transitata l’ultima volta nel 1986).
Caratteristiche fisiche
Messier 7 si trova a poco meno di 1000 anni luce dal nostro pianeta (la sua elevata luminosità é dovuta principalmente a questo fattore) ed é composto da alcune centinaia di stelle, in genere di colore blu, con una massa totale di più di 700 volte quella del nostro Sole.
La sua età é stata calcolata in circa 200 milioni di anni e si staglia su un campo molto denso di stelle, che in realtà non appartengono ad M7, ma al bulbo galattico della Via Lattea, distante circa 30000 anni luce.
La stella piú brillante é una gigante gialla di magnitudine 5.6, quindi visibile ad occhio nudo sotto cieli bui lontano da sorgenti di inquinamento luminoso. Sono presenti anche tre giganti rosse e molte binarie spettroscopiche che sono ancora oggi oggetto di studio: in particolare, una variabile ad eclisse (una stella binaria in cui il piano orbitale delle due stelle si trova ben allineato con l’osservatore che le due componenti mostrano eclissi reciproche, transitando l’una di fronte all’altra) azzurra e decine di stelle nane osservate tramite vari studi ai raggi X.
Due delle stelle blu appartengono alla categoria delle Blue Stragglers (o Stelle Vagabonde Blu) per la loro particolare caratteristica di essere più calde e più blu di altre stelle di simile luminosità nello stesso ammasso celeste.
Abbiamo giá incontrato questa categoria stellare in alcuni ammassi globulari illustrati qualche mese fa sempre su questa rivista. Per ricordare, il primo a notare l’esistenza di queste stelle fu l’astronomo statunitense Allan Sandage verso la fine degli anni cinquanta. Le Vagabonde Blu sembrano violare le teorie standard sull’evoluzione stellare, che indicano che tutte le stelle nate nella stessa epoca dovrebbero trovarsi lungo una specifica curva definita nel diagramma di Hertzsprung-Russel determinata unicamente dalla loro massa, presentando quindi una possibile evoluzione anomala.
Alcune teorie indicano che questo tipo di stelle potrebbero essersi formate da collisioni stellari, oppure da stelle binarie precipitate l’una sull’altra, creando quindi una singola stella più calda e più luminosa rispetto a stelle di simile età. Alcuni studi sostengono queste ipotesi, in particolare quelli spettrografici condotti dal Very Large Telescope (VLT) in Cile e quelli fotometrici realizzati grazie ai dati raccolti dal telescopio spaziale Kepler.
Un’altra curiosità su questo ammasso riguarda il fatto che fu utilizzato, il 29 agosto 2006, come soggetto della prima luce del telescopio LORRI (Long Range Reconnaissance Imager) installato sulla sonda New Horizons, all’epoca ancora diretta verso Plutone.
M7 é uno tra gli ammassi aperti più facili da osservare, situato a poca distanza da M6 (circa 5° a SE). Può essere rintracciato vicino alle stelle che compongono la coda della costellazione dello Scorpione, a circa 4° 30’ da Lambda Scorpii (Shaula) in direzione del Sagittario.
Un altro metodo per rintracciarlo é immaginare una linea retta tra Shaula e Kaus Media (Delta Sagittarii), con l’ammasso che potrà essere avvistato a circa un terzo di questo percorso.
Designazione: M7- NGC 6475
Tipo: Ammasso Aperto
Classe: I3m
Distanza: 980 anni luce
Estensione: 25 anni luce
Costellazione: Scorpius
Ascensione Retta: 17h 53m 51.0s
Declinazione: -34° 47′ 36″
Magnitudine: +3.3
Diametro Apparente: 80’
Scopritore: Tolomeo nell’anno 130
Osservabilità
Per le latitudini italiane il periodo migliore per osservare questo interessante ammasso aperto è da giugno ad agosto.
Occhio nudo: visibile lontano da fonti di inquinamento luminoso, basso all’orizzonte, e appare come una macchia chiara nel cielo di forma ovale più luminosa al centro.
Binocolo: uno strumento 10×50 (raccomandato per l’osservazione di questo oggetto data la sua estensione) fará apprezzare già decine di stelle, per lo più di colore biancastro.
Piccolo diametro: inizia ad essere visibile l’asterismo a forma di “K” formato dalle stelle piú luminose dell’ammasso.
Medio diametro: sempre a bassi ingrandimenti, é possibile apprezzare molti più astri nel campo inquadrato ed a risolvere alcune stelle doppie.
Grande diametro: mantenendo bassi ingrandimenti, centinaia di stelle riempiono tutto il campo visivo intorno all’ammasso.
Dopo molti ammassi stellari, sia aperti che globulari, torniamo alle nebulose, con l’estesa Laguna, una delle inseguite ed affascinanti del cielo notturno estivo.
Storia delle osservazioni
La prima annotazione su Messier 8 fu dell’italiano Giovanni Battista Hodierna, che ne registrò l’osservazione nel o prima del 1654, classificandola come No. II.6 nel suo catalogo. Poche decadi dopo, venne individuata nuovamente dall’astronomo inglese John Flamsteed, e successivamente, anche dall’astronomo svizzero Jean-Philippe Loys de Chéseaux che la classificò tuttavia come ammasso stellare, dopo aver risolto alcuni degli astri presenti all’interno della nebulosa.
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Nel 1747 l’astronomo francese Guillaume Le Gentil riuscí ad osservare con successo sia la nebulosa che l’ammasso stellare e ne scrisse nel suo trattato Mémoire sur une étoile nébuleuse (Memorie di una Stella Nebulosa) due anni più tardi. Dopo nuove osservazioni effettuate da Nicolas Louis de Lacaille, anche Charles Messier aggiunse il nuovo oggetto al suo catalogo nel 1764, scrivendo: “Ho pure determinato, sempre la stessa notte, la posizione di un piccolo ammasso di stelle che si osserva sotto forma di nebulosa osservandolo con un rifrattore non acromatico di 3 piedi; con un migliore strumento compare una grande quantità di piccole stelle: nei pressi di questo ammasso si trova una stella abbastanza brillante che è circondata da una luce molto debole: è la nona stella di Sagittarius, di settima magnitudine, secondo il catalogo di Flamsteed; l’ammasso appare allungato da Nord-Est a Sud-Ovest. La sua posizione è stata trovata al transito meridiano per comparazione con delta Sagittarii; aveva ascensione retta di 267°29’30” e declinazione australe di 24°21’10”. Può estendersi da Nord-Est a Sud-Ovest per circa 30′.”
Sia l’astronomo Anglo-Tedesco William Herschel che suo figlio John osservarono ripetutamente la nebulosa tra il 1785 ed il 1830 aggiungendo sempre piú dettagli alle descrizioni originali ed identificando numerose strutture interne.
Per concludere questa sezione, la denominazione “Nebulosa Laguna” nacque dopo una descrizione realizzata da uno dei fondatori della British Astronomical Association, l’astronoma irlandese Agnes Clerke, che ne scrisse come “una oscura laguna circondata da una nebbia luminosa”.
Caratteristiche fisiche
Messier 8 é distante poco piú di 4000 anni luce dal nostro pianeta ed appartiene al braccio di spirale galattico immediatamente piú interno rispetto al nostro, il Braccio del Sagittario. Al suo interno é possibile trovare molti oggetti e fenomeni astronomici affascinanti come ammassi aperti, regioni di formazione stellare e nebulose oscure. Vi é anche presente una regione denominata “Nebulosa Clessidra” da John Herschel che é tuttavia da non confondere con l’omonima nebulosa planetaria (MyCn 18) nella costellazione della Musca.
All’interno di questa brillante nebulosa ad emissione sono presenti fenomeni di formazione stellare che hanno giá dato vita un giovane ammasso nella parte orientale M8, non piú vecchio di 2 milioni di anni, e catalogato come NGC 6530 avente una magnitudine visuale di 4.6.
Le dimensioni apparenti della nebulosa equivalgono a quelle di tre lune piene e la regione circostante contiene molti oggetti celesti interessanti, come la nebulosa Trifida (Messier 20) e vari ammassi aperti e globulari (Messier 21 e 28 su tutti).
Messier 8 contiene molti globuli di Bok (catalogati dall’astronomo americano Edward Emerson Barnard), isolate e relativamente piccole nebulose oscure che contengono dense polvere cosmica e dalle quali sono stati rilevati fenomeni di formazione stellare. Vennero osservati per la prima volta dall’astronomo Olandese-Americano Bartholomeus Jan “Bart” Bok negli anni ’40 e dopo studi recenti, l’ipotesi piú accreditata é che ogni globulo può contenere circa 10 masse solari in una regione che si estende solamente per circa un anno luce. Dai globuli di Bok possono nascere, in media, sistemi stellari doppi o multipli.
La porzione descritta come “Nebulosa Clessidra” è in realtà un luminoso agglomerato di polveri e gas ed é illuminata da stelle giovani ed estremamente calde. Nelle vicinanze, e nell’estensione di M8, sono presenti anche strutture ad imbuto create da una stella di tipo O che emette luce ultravioletta, responsabile della ionizzazione dei gasi sulla superficie della Laguna.
I primi quattro oggetti di Herbig-Haro vennero scoperti all’interno di Messier 8. Questi oggetti sono piccole porzioni di nebulosità, studiate per la prima volta dall’astronomo americano George Herbig e dall’astronomo messicano Guillermo Haro, che si formano quando getti di gas eiettati da stelle appena formate si scontrano con le polveri e altri gas nelle vicinanze ad alta velocità. La loro scoperta nella Nebulosa Laguna conferma la presenza di attivi e persistenti fenomeni di formazione stellare.
M8 è molto facile da rintracciare nel cielo notturno, anche se immersa nella Via Lattea. La nebulosa si trova a circa 7° a Nord della stella Gamma Sagittarii (Al Nasl), rappresentante la punta della freccia del Sagittario.
Un altro metodo per rintracciarla é immaginandola ad uno dei tre vertici di un triangolo quasi equilatero tracciato tra la stessa Gamma Sagittarii e la stella Delta Sagittarii (Al Thalimain – Kaus Boreale).
Designazione: M8 – NGC 6523
Tipo: Nebulosa Galattica
Classe: Nebulosa ad emissione
Distanza: 4100 anni luce
Estensione: 110×40 anni luce
Costellazione: Sagittarius
Ascensione Retta: 18h 03m 37s
Declinazione: -24° 23′ 12″
Magnitudine: +6.0
Diametro Apparente: 90’ x 40’
Scopritore: Giovanni Hodierna prima del 1654
Osservabilità
Per le latitudini italiane il periodo migliore per osservare questo interessante ammasso aperto è da maggio a settembre.
Occhio nudo: debolmente visibile lontano da fonti di inquinamento luminoso in nottate limpide, immersa nella Via Lattea, appare come una macchia chiara elongata nel cielo con una luminosità centrale.
Binocolo: uno strumento 10×50 renderà possibile un’osservazione più dettagliata, con la nebulosa che appare come una macchia estesa e opaca rispetto al panorama stellare che la circonda.
Piccolo diametro: si riesce a risolvere la nebulosità più luminosa, mostrando la sua forma a clessidra. Altri dettagli sono osservabili, come una porzione più scura e spessa che taglia la nebulosità in modo evidente.
Medio diametro: emergono ancora più dettagli della nebulosità, ed è possibile risolvere alcune delle strutture maggiori.
Grande diametro: la porzione oscura si rivela decorata da stelle e circondata da altre strutture nebulose. Emergono fini elementi che circondano la porzione a clessidra.
Rimanendo sempre nella costellazione dell’Ofiuco (dove si trovava anche il precedente oggetto Messier 9) andiamo ad osservare l’ammasso globulare Messier 10 o M10.
Storia delle osservazioni
Questo ammasso globulare fu scoperto da Charles Messier nel 1764. L’astronomo, non riconoscendolo come ammasso, lo descrisse come una “nebulosa priva di stelle nella cintura di Ofiuco, vicino alla 30ª stella di questa costellazione… Questa nebulosa è bella e rotonda, può essere vista solo con difficoltà in un ordinario telescopio da tre piedi.”
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L’astronomo inglese William Herschel, come fu per il precedente ammasso M9, riuscì per primo, nel 1784, a comprendere la sua natura stellare, annotando nessuna traccia di nebulosità e un ammasso estremamente compatto.
Venne osservato con successo anche da William Henry Smyth, che, utilizzando un telescopio da 6 pollici (circa 15 cm) poté vedere un “ricco ammasso globulare di stelle ravvicinate”. Ancora come Messier 9, venne fotografato dall’astronomo americano Heber Doust Curtis che ne calcolò il diametro apparente in 8’ con una porzione centrale brillante di 2’.
Un altro astronomo americano, Harlow Shapley, fu il primo a stimare la distanza tra la Terra ed M10 in 33000 anni luce, numero che si è poi rivelato essere più del doppio della distanza che conosciamo oggi.
Caratteristiche fisiche
Messier 10, contenente circa 100.000 stelle, dista 14.300 anni luce dal nostro pianeta, e circa 16.000 anni luce dal centro della Via Lattea. La sua distanza fa si che quest’ammasso completi un’intera orbita in 140 milioni di anni e per dare un’idea a quanto tempo questo numero corrisponda, basti pensare che se prendessimo come riferimento il giorno corrente, l’ammasso si sarebbe trovato nella stessa posizione spaziale nell’era in cui i dinosauri erano ancora padroni del pianeta.
M10 ha una massa stimata in 200.000 masse solari ed un diametro di circa 83 anni luce che alla sua distanza lo rendono esteso quanto due terzi del diametro apparente della Luna piena. Tuttavia, data la sua scarsa luminosità periferica, l’ammasso si mostra più ristretto di quanto non sia in realtà.
L’ammasso presenta quattro stelle variabili e si sta allontanando da noi alla velocità di circa 69 km/s. Nella regione del nucleo sono state identificate, come in M3, una concentrazione di stelle blu denominate Blue Stragglers (o Stelle Vagabonde Blu) per la particolare caratteristica di essere più calde e più blu di altre stelle di simile luminosità nello stesso ammasso.
Le analisi dell’ammasso lo datano avente circa 11.4 miliardi di anni, rendendolo uno dei più giovani che conosciamo oggi. Previsioni future indicano che il nucleo più compatto di M10 sarà l’ultimo elemento dell’ammasso a sopravvivere i continui transiti attraverso il disco galattico dove le forze gravitazionali della Via Lattea continueranno a ridurre il suo numero totale di stelle nei prossimi 15-20 miliardi di anni.
@NASA
Posizione nel Cielo
M10 si può rintracciare piuttosto isolato nel mezzo dell’intero asterismo dell’Ofiuco. Un metodo per raggiungerlo è tracciare una linea tra le stelle Beta Ophiuchi (Cebalrai, o Kelb Alrai) e Zeta Ophiuchi: l’ammasso sarà a circa due terzi del tragitto.
Un altro metodo è tracciare un’altra linea tra le stelle Kappa Ophiuchi ed Eta Ophiuchi (Sabik), con l’ammasso che si troverà a circa metà del percorso.
Designazione: M10 – NGC 6254
Tipo: Ammasso Globulare
Classe: VII
Distanza: 14300 anni luce
Estensione: 83 anni luce
Costellazione: Ophiuchus
Ascensione Retta: 16h 57m 08.99s
Declinazione: -04° 05′ 57.6″
Magnitudine: +6.6
Diametro Apparente: 20’ x 20’
Scopritore: Charles Messier nel 1764
Osservabilità
Per le latitudini italiane il periodo migliore per osservare questo interessante ammasso aperto è da maggio a settembre.
Occhio nudo: non visibile.
Binocolo: con un10x50 sarà possibile osservare una piccola nebulosità concentrata nel cielo.
Piccolo diametro: vi sono poche differenze rispetto ad una osservazione con binocolo.
Medio diametro: con telescopi da 15 cm in su è possibile iniziare a risolvere singole stelle e il suo nucleo centrale più luminoso.
Grande diametro: è possibile osservare catene di stelle che si dipanano da e verso il nucleo dell’ammasso, insieme a molti più astri che compongono il suo nucleo.
Dopo l’estesa Nebulosa della Laguna, torniamo agli ammassi globulari con Messier 9 o M9, nella costellazione dell’Ofiuco.
Storia delle osservazioni
La prima testimonianza scritta di questo ammasso stellare risale a Charles Messier, che lo osservò prima o nel 1764. Messier scrisse, al riguardo che l’ammasso appariva come una “nebulosa senza stelle, nella gamba destra di Ofiuco; è rotonda, e la sua luce è debole.” L’astronomo inglese William Herschel, nel 1783, fu il primo in grado di risolvere la sua natura stellare descrivendolo come avente “stelle piccolissime ed estremamente compresse”.
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Nel corso dei successivi decenni molti altri osservatori hanno apprezzato la vista di questo oggetto celeste, come Admiral William Henry Smyth nel 1834, che annotò nei suoi diari: [l’ammasso] “è composto da una miriade di stelle piccole che si accentrano nella luminosità del nucleo con molti astri ai suoi margini”; oppure come l’astronomo americano Heber Doust Curtis che riuscì ad esaminarlo con più dettaglio grazie all’uso di lastre fotografiche nel 1918.
Caratteristiche fisiche
Messier 9 è distante circa 25800 anni luce dalla Terra, ma solamente 5500 anni luce dal centro della nostra galassia, risultando uno dei più vicini al nucleo galattico tra tutti gli ammassi globulari conosciuti.
M9 ha un diametro di circa 90 anni luce con una magnitudine apparente di 7.7, rendendolo non visibile ad occhio nudo. La sua luminosità totale è circa di 120000 volte quella del Sole e si sta allontanando da noi alla velocità molto elevata di 224 km/s.
Le stelle che compongono questo ammasso hanno un’età doppia di quella del Sole ed una composizione chimica molto differente. Elementi pesanti come ossigeno, ferro, e carbonio sono scarsi dato che, quando le stesse stelle si formarono l’universo era molto più giovane e conteneva misure limitate di questi elementi.
Al suo interno sono state scoperte 24 stelle variabili, 21 delle quali del tipo RR Lyrae, utilizzate come standard per misurare le distanze galattiche che hanno confermato l’origine non-extragalattica di questo ammasso. Una delle rimanenti variabili appartiene al tipo di lungo periodo (circa 100 giorni, un intervallo molto più lungo delle stelle di tipo RR Lyrae che possiedono un periodo che va in media da poche ore a un giorno). È presente anche una Cefeide di Tipo II (con un periodo tra le pulsazioni che va da uno a 50 giorni) ed una stella binaria ad eclisse (sul modello di Beta Persei – Algol, con un periodo che è tipicamente di pochi giorni).
Data la sua ridotta distanza dal nucleo della Via Lattea, e la sua prossimità alla nebulosa oscura Barnard 64, questo ammasso globulare risente dell’assorbimento -o estinzione- interstellare, che lo rende meno luminoso di quanto non sia in realtà. Di conseguenza, se M9 non fosse oscurato da gas e/o polveri del mezzo interstellare che, dal nostro punto di vista, si frappongono tra noi e l’ammasso stesso, questo risulterebbe più brillante.
M9 può essere facilmente rintracciato nel cielo notturno lungo la linea immaginaria che unisce le stelle η Ophiuchi (Sabik) e θ Ophiuchi(Garafsa/Wajrik), rimanendo più vicina alla prima delle due.
Un altro metodo per rintracciarlo è quello di individuare l’asterismo a triangolo composto dalle due stelle precedenti e dalla stella ξ Serpentis come vertici. M9 si troverà approssimativamente vicino al centro di questo asterismo.
Designazione: M9 – NGC 6333
Tipo: Ammasso Globulare
Classe: VIII
Distanza: 25800 anni luce
Estensione: 90 anni luce
Costellazione: Ophiucus
Ascensione Retta: 17h 19m 11.78s
Declinazione: -18° 30′ 58.5″
Magnitudine: +7.7
Diametro Apparente: 12’ x 12’
Scopritore: Charles Messier prima o nel 1764
Osservabilità
Per le latitudini italiane il periodo migliore per osservare questo interessante ammasso aperto è da maggio ad agosto.
Occhio nudo: NON VISIBILE
Binocolo: con un 10×50 sarà possibile osservare un piccolo alone nebuloso con luminosità distinta rispetto al cielo che lo circonda.
Piccolo diametro:
poche differenze rispetto all’osservazione binoculare, l’ammasso rimane compatto e nebuloso.
Medio diametro: con aperture da 15 cm in su diviene possibile iniziare ad individuare le singole stelle che lo compongono.
Grande diametro: è possibile osservare asimmetrie nel campo stellare dell’ammasso, in particolare una banda oscura che separa una parte dello stesso dal nucleo più luminoso.
Dopo Messier 6 e 7, torniamo negli ammassi aperti con Messier 11 o M11. A differenza degli ammassi globulari, questa tipologia di oggetti celesti è formata da un gruppo (che può essere anche di migliaia) di stelle nate nello stesso periodo da una nube molecolare gigante. Ne rappresenta un esempio facile da richiamare proprio l’ammasso delle Pleiadi (M45) nella costellazione del Toro.
Nel corso dei secoli ne sono stati scoperti più di mille solo nella nostra galassia e rimangono oggetti molto interessanti da un punto di vista scientifico, dato che offrono una visione chiave nello studio dell’evoluzione stellare. In media, un ammasso aperto risulta essere un oggetto celeste giovane (in termini astronomici), che riesce a mantenere la sua coesione per almeno mezzo miliardo di anni. Passata questa soglia, interferenze gravitazionali esterne causate dall’orbitare intorno al centro della galassia, causano disturbi che, con il passare del tempo, sono in grado di sfaldare l’ammasso aperto stesso.
Storia delle osservazioni
Questo ammasso aperto fu scoperto dall’astronomo tedesco e direttore dell’Osservatorio di Berlino Gottfried Kirch il 1° settembre 1681 mentre si trovava a Lipsia, utilizzando il suo “tubusopticus” di circa 1.2 metri di lunghezza focale. Inizialmente, Kirch pensò che l’oggetto fosse una stella nebulosa, simile al nucleo di una cometa, ed infatti successive osservazioni lo classificarono come la “Nebulosa di Kirch”.
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L’inglese Edmond Halley, il secondo Astronomo Reale, lo stesso che calcolò la periodicità della Cometa di Halley (nominata in suo onore dopo la verifica del suo previsto ritorno nel 1958), aggiunse che Messier 11 appariva come “un piccolo punto oscuro nel cielo attraverso il quale una stella sembra brillare”. Fu anche osservato da altri studiosi dell’epoca, come l’astronomo e matematico svizzero Jean-Philippe Loys de Chéseaux, che lo descrisse come un “ammasso di stelle molto ricco”. Charles Messier lo aggiunse nel suo catalogo nel 1764, annotando “Ammasso di un gran numero di piccole stelle, visibili solamente con buoni strumenti. Con un semplice rifrattore [l’ammasso] è simile ad una cometa, ma con la presenza di stelle di ottava magnitudine”. L’astronomo inglese William Herschel e suo figlio John notarono entrambi che M11 non possedeva alcuna nebulosità e che l’ammasso poteva essere diviso in “cinque o sei gruppi di stelle fino all’undicesima magnitudine” con “evidenti separazioni e divisioni tra loro che possono essere osservate ad alti ingrandimenti”. La descrizione dell’inglese William Henry Smyth rimase nel nome di M11 fino ai giorni nostri. L’ammiraglio, infatti, lo descrisse con le seguenti parole: “Questo oggetto, che in qualche modo rassomiglia ad un gruppo di anatre selvatiche in volo, è un insieme di piccole stelle[…]”. Da qui il nome popolare di Messier 11 “Ammasso dell’Anitra Selvatica”.
Caratteristiche fisiche
Messier 11 si presenta come uno dei più ricchi e densi ammassi aperti conosciuti, contenente circa 3000 stelle (ricordiamo, per paragone, che l’ammasso globulare Messier 10, presentato nello scorso numero di COELUM ASTRONOMIA n°262, ne conteneva circa 100000), dista 6200 anni luce dal nostro pianeta e la sua età stimata è di circa 220 milioni di anni. Per dare un’idea della sua ricchezza di astri, ad un osservatore posto nel suo centro, il cielo notturno apparirebbe pieno di centinaia di stelle di prima magnitudine (come Spica, nella costellazione della Vergine). Il raggio del suo nucleo è di circa 4 anni luce, mentre la sua influenza gravitazionale si estende molto di più nello spazio circostante, raggiungendo un raggio di 95 anni luce. La densità stellare al suo centro raggiunge le 83 stelle per parsec cubico (1 parsec = 3.26 anni luce), che diminuisce a 10 stelle per parsec cubico ad una distanza di circa 45 anni luce dal nucleo. M11, l’ammasso aperto rintracciabile ad occhio nudo più distante nel Catalogo Messier, a seconda dei metodi utilizzati per calcolare questo valore, arriva a contenere tra le 3700 e le 11000 masse solari e si sta allontanando da noi alla velocità di circa 22 km/s. Sono presenti giganti rosse e gialle al suo interno e le più recenti analisi stimano che questo ammasso aperto terminerà di esistere tra qualche milione di anni date le forze gravitazionali di altri oggetti circostanti che lo stanno lentamente privando delle sue componenti stellari.
@ESO
Posizione nel Cielo
M11 è facilmente rintracciabile in prossimità della catena di stelle formata da λ Aquilae (Al Thalimain Prior), i Aquilae, η Scuti, e β Scuti. Si può partire dalla prima e più luminosa della lista e seguire la catena in una curva fino all’ultima stella: M11 si troverà tra gli ultimi due oggetti elencati.
Designazione: M11 – NGC 6705
Tipo: Ammasso Aperto
Classe: l,2,r
Distanza: 6200 anni luce
Estensione: 8 anni luce
Costellazione: Scutum
Ascensione Retta: 18h 51m 06s
Declinazione: -06° 16′ 12″
Magnitudine: +6.3
Diametro Apparente: 14’ x 14’
Scopritore: Gottfried Kirchnel 1681
Osservabilità
Per le latitudini italiane il periodo migliore per osservare questo interessante ammasso aperto è da giugno ad ottobre.
Occhio nudo: osservabile, ma con molta difficoltà. Occorrono cieli tersi e bui lontano da tutte le sorgenti di inquinamento luminoso.
Binocolo: immerso nel vasto campo stellare della Via Lattea, con un10x50 il suo aspetto rimane concentrato e nebuloso.
Telescopio
Piccolo diametro: poche differenze con l’osservazione binoculare, ma è possibile iniziare a distinguere alcuni astri che lo compongono.
Medio diametro: con telescopi da 12-15 cm l’ammasso si risolve quasi completamente, mostrando almeno una decina di componenti molto vicine tra loro. Occorre un po’ di immaginazione per osservare la formazione a V che sovente le anitre selvatiche assumono nel cielo.
Grande diametro: gli astri osservabili raggiungono e superano il centinaio ed è possibile confondere il suo aspetto compatto con quello di un ammasso globulare.
Si ritorna con M12 agli ammassi globulari dopo aver ammirato l’aperto Messier 11. Per ricordare, gli ammassi globulari sono insiemi di stelle che orbitano come satelliti intorno al centro di una galassia. Assumono una forma per lo più sferica data la forte gravità che li caratterizza, mantenendo al loro centro una densità di stelle elevata. Questa tipologia di ammassi è generalmente composta da centinaia di migliaia di stelle antiche (a differenza degli ammassi aperti, che sono invece “giovani”, in termini astronomici) e sono abbastanza numerosi, con 158 esemplari individuati nella Via Lattea. Altre galassie più grandi, come quella di Andromeda, potrebbero averne fino a 500, mentre galassie giganti, come l’enorme M87, possono averne migliaia e migliaia.
Storia delle osservazioni
Charles Messier fu il primo ad osservare questo oggetto celeste, che descrisse così nel 1764: “Nebulosa scoperta nel Serpente, tra il braccio e il lato sinistro di Ofiuco: questa nebulosa non contiene alcuna stella, è rotonda e la sua luce è debole; vicino a questa nebulosa c’è una stella di nona magnitudine.” Solo qualche anno dopo (1774) lo stesso oggetto venne osservato dall’astronomo tedesco Johann Elert Bode, che lo classificò in modo analogo, come una piccola nebulosa. Messier poi rivisitò lo stesso ammasso globulare nel 1781, ma senza modificarne la categorizzazione. Il primo a risolvere le componenti stellari dell’ammasso fu l’astronomo, fisico, e compositore tedesco naturalizzato inglese William Herschel, che nel 1783 lo descrisse come “un ammasso brillante, con una porzione molto più densa verso il suo centro.” Anche John Herschel, suo figlio, annotò che l’ammasso era “molto ricco”, aggiungendo “ci sono stelle che appaiono separate, e vari filari che si estendono dalla porzione centrale fino ai suoi bordi.”
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Molti altri astronomi osservarono e aggiunsero le loro impressioni durante il corso dei decenni. Come l’inglese William Henry Smyth: “molti punti brillanti vicino al suo centro ”oppure William Parsons, 3rd Earl of Rosse (Lord Rosse) che pensò di aver individuato una struttura a spirale (non esistente) in M12.
Caratteristiche fisiche
Messier 12 dista circa 16000 anni luce dalla Terra, e ha un diametro di circa 75 anni luce (più di 15 volte la distanza tra noi e la stella più vicina, Proxima Centauri, per dare un’idea delle sue dimensioni). Dopo che venne identificato come ammasso, e non una nebulosa, si pensò che M12 rientrasse nella categoria degli ammassi aperti, e non globulari: questo perché possiede una delle densità di stelle più bassa fra tutti gli ammassi globulari conosciuti. Uno studio dei primi anni 2000 ha concluso che questa caratteristica potrebbe essere dovuta al fatto che molte stelle siano state “strappate” dall’ammasso a causa dei suoi ripetuti passaggi attraverso il piano della Via Lattea. Si tratta di passaggi, che si ripetono due volte ogni 130 milioni di anni (la lunghezza della sua orbita) e che continueranno in futuro, causando probabilmente la scomparsa dello stesso M12 in circa 4.5 miliardi di anni, quando tutte le sue componenti si disassoceranno dal comune centro di gravità che le tiene aggregate. Si trova relativamente vicino ad un altro ammasso globulare già descritto in questa rubrica (vedi COELUM Astronomia 262), Messier 10, distante “solo” qualche migliaio di anni luce. È noto anche, per il suo aspetto ad ingrandimenti non troppo elevati, come ammasso pallina di gomma. Messier 12, che si sta avvicinando a noi ad una velocità di circa 16 km/s, contiene al suo interno circa 20000 stelle, delle quali 13 sono variabili. Tra queste vi sono stelle ad eclisse binaria, almeno una pulsante di tipo Cefeide (stelle giganti che ciclicamente aumenta e diminuiscono il loro diametro, temperatura, e luminosità su periodi che vanno da qualche ora a centinaia di giorni), e almeno due stelle del tipo RR Lyrae, utilizzate come standard per misurare le distanze galattiche.
M12 si trova in una zona del cielo piuttosto isolata, lontano da stelle luminose. Un modo per rintracciare l’ammasso è partire da M10 e muoversi per circa 3 gradi (più o meno la distanza coperta dal diametro apparente di sei lune piene) verso nord-est. Alternativamente, si può tracciare una linea tra le stelle κ (Kappa) e ζ (Zeta) Ophiuchi (Saik), con M12 sito a circa metà percorso. Oppure ancora, tracciando una linea tra Messier 10 e la stella λ (Delta) Ophiuchi (Marfik), M12 sarà a circa un terzo della distanza tra le due (partendo da M10) oppure a due terzi (partendo da λ Ophiuchi). Sono presenti giganti rosse e gialle al suo interno e le più recenti analisi stimano che questo ammasso aperto terminerà di esistere tra qualche milione di anni date le forze gravitazionali di altri oggetti circostanti che lo stanno lentamente privando delle sue componenti stellari. Ottantadue stelle variabili sono state identificate al suo interno, molte delle quali di tipo pulsante o a eclisse binaria. M11 si trova vicino alla porzione settentrionale della Nube dello Scudo, un grande addensamento di stelle circondato da regioni più oscure che la mettono in risalto e alla stella variabile pulsante e supergigante gialla R Scuti. Quest’ultima, che ha un raggio pari a quello dell’orbita media di Mercurio, è la variabile più luminosa e con uno dei periodi più lunghi della categoria RV-Tauri: astri caratterizzati da una luminosità di circa 1000 volte quella del nostro Sole e variazioni di brillantezza con alternanza di minimi meno e più intensi. M11 è facilmente rintracciabile in prossimità della catena di stelle formata da λ Aquilae (Al Thalimain-Prior), i Aquilae, η Scuti, e β Scuti. Si può partire dalla prima e più luminosa della lista e seguire la catena in una curva fino all’ultima stella: M11 si troverà tra gli ultimi due oggetti elencati. Un altro metodo è individuare l’asterismo a trapezio poco sotto (1° circa) β Scuti, con M11 collocato immediatamente alla sua sinistra.
Designazione: M12 – NGC 6218
Tipo: Ammasso Globulare
Classe: IX
Distanza: 16400 anni luce
Estensione: 75 anni luce
Costellazione: Ophiucus
Ascensione Retta: 16h 47m 14s
Declinazione: -01° 56′ 52″
Magnitudine: +6.7
Diametro Apparente: 16’ x 16’
Scopritore: Charles Messier nel 1764
Osservabilità
Per le latitudini italiane il periodo migliore per osservare M12, che non dimentichiamo è un interessante ammasso globulare, va da maggio a settembre, quindi per tutta l’estate.
Occhio nudo: NON OSSERVABILE
Binocolo: CON UN10X50 IL SUO ASPETTO RIMANE CONCENTRATO E NEBULOSO,COME UNA MACCHIA LATTIGINOSA NEL CIELO.
Piccolo diametro: NON MOLTE LE DIFFERENZE RISPETTO ALL’OSSERVAZIONE BINOCULARE, MA È POSSIBILE INIZIARE A DISTINGUERE ALCUNI ASTRI CHE LO COMPONGONO.
Medio diametro: CON TELESCOPI DA 12-15 CM L’AMMASSO INIZIA A RISOLVERSI IN MODO PIÙ DEFINITO, ASSUMENDO UN ASPETTO GRANULOSO.
Grande diametro: SI INIZIANO A RISOLVERE ALCUNE STELLE DEL NUCLEO, CHE ORA APPARE NETTO E CIRCONDATO DA UN ESTESO ALONE DI STELLE.
In questa edizione della rubrica, arriviamo finalmente ad uno dei gioielli più affascinanti del cielo notturno, Messier 13 o M13, il Grande Ammasso Globulare in Ercole. Si tratta dell’ammasso globulare (insiemi di stelle che orbitano come satelliti intorno al centro di una galassia, assumendo una forma perlopiù sferica e mantenendo al loro centro una densità di stelle elevata) più luminoso dell’emisfero boreale, ed è visibile ad occhio nudo in condizioni ottimali (cieli bui e tersi, lontano da fonti di inquinamento luminoso).
Storia delle osservazioni
M13 fu osservato per la prima volta dall’astronomo, matematico, e fisico inglese Edmond (o Edmund) Halley. Un nome famoso in tutto il mondo per aver apportato grandi contributi allo studio del magnetismo terrestre, osservazioni lunari e solari (tra cui l’Eclisse Totale di Sole del 3 Maggio 1715), e, soprattutto, il suo calcolo riguardante gli avvistamenti cometari del 1456, 1531, 1607, e 1682. Halley, sopportato dalle teorie di Giovanni Domenico Cassini sul fatto che le comete fossero in realtà oggetti orbitanti, riuscì a determinare che tutte le comete avvistate in quegli anni corrispondevano di fatto ad una singola cometa con un tempo di ritorno di circa 75-79 anni. L’astronomo inglese predisse che la stessa cometa sarebbe riapparsa nel 1758, e quando questo avvenne, l’astro divenne noto come Cometa di Halley. L’ultimo suo passaggio al perielio è stato nel 1986, e il prossimo avverrà nel 2061.
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Dopo questa breve digressione, e tornando a M13, l’ammasso globulare venne osservato nuovamente da Charles Messier nel 1764: “Nebulosa senza stelle, scoperta nella cintura di Ercole; è rotonda e brillante, il centro più splendente dei bordi[…] Vista da Halley nel 1714. […] È riportata sul Celestial Atlas inglese.” (per chi fosse interessato sul sito Coelum.com è disponibile la copia di DEEP SPACE CCD ATLAS). Circa 20 anni dopo, nel 1784, l’astronomo, fisico, e compositore tedesco naturalizzato inglese William Herschel riuscì a risolvere le caratteristiche stellari di questo oggetto celeste, e lo descrisse come: “Uno stupendo ammasso di stelle. Molto compresso e ricco nel suo centro. Possono essere contate circa 14000 stelle.” Dopo 40 anni, John Herschel, suo figlio, annotò che l’ammasso era “molto ricco, con una forma irregolare molto estesa, con ramificazioni curvilinee che rassomigliano capelli.” Anche l’inglese William Parsons, 3rd Earl of Rosse (Lord Rosse), dopo averlo osservato con il suo telescopio da 72 pollici, aggiunse che vi erano “appendici singolarmente sfrangiate dal centro dell’ammasso che si estendono nello spazio circostante.” Una curiosità, per concludere, riguarda il famoso Messaggio di Arecibo, che venne inviato il 13 novembre 1974 verso M13 dall’ormai non più esistente radiotelescopio nei Caraibi. Questo messaggio di soli 210 bytes conteneva i numeri da 1 a 10 (la nostra base numerica), i numeri atomici degli elementi che compongono il nostro DNA, le dimensioni medie di un essere umano, una grafica del Sistema Solare, e molto altro. Data la distanza di oltre 22000 anni luce tra noi e l’ammasso, il messaggio arriverà solo nel nostro anno 24174 ed una eventuale risposta (sempre assumendo che viaggi alla velocità della luce) non ci raggiungerà prima dell’anno 46374.
Caratteristiche fisiche
M13 dista circa 22000 anni luce dalla Terra, e ha un diametro di circa 165 anni luce, per usare lo stesso paragone visto per M12, più di 40 volte la distanza tra noi e la stella più vicina, Proxima Centauri, per dare un’idea delle sue grandi dimensioni. Questo ammasso globulare dall’età di circa 11.6 miliardi di anni contiene centinaia di migliaia di stelle, fino ad anche più di mezzo miliardo, ed impiega circa 500 milioni di anni a compiere una rivoluzione completa intorno alla nostra galassia. M13 si sta avvicinando a noi ad una velocità di circa 250 km/s per una combinazione tra la rotazione della Via Lattea, il moto del Sole nello spazio, ed il moto dell’ammasso intorno al centro galattico. Tenendo in conto distanza e dimensioni, è possibile calcolare che la luminosità effettiva dell’ammasso è circa trecentomila volte quella del Sole. La stella più brillante è una gigante rossa variabile Cefeide denominata V1554 Herculis e avente una magnitudine apparente di circa +12. Le stelle giganti che pulsano aumentando e diminuendo i loro diametro, temperatura, e luminosità su periodi che vanno da qualche ora a centinaia di giorni. Nel centro di Messier 13 le stelle sono così compatte che a volte collidono tra loro, formando nuove stelle. Questi astri vengono classificati come Blue Stragglers, o Stelle Vagabonde Blu, per la loro particolare caratteristica di essere più caldi e più blu di altre stelle di simile luminosità nello stesso ammasso celeste. Proprio a questo proposito, alcune teorie indicano che tal tipo di stelle possono formarsi da collisioni stellari, oppure da stelle binarie precipitate l’una nell’altra, creando quindi una singola stella più calda e più luminosa rispetto a stelle di simile età. Alcuni studi danno le teorie come possibilmente realistiche, in particolare quelli spettrografici condotti dal Very Large Telescope (VLT) in Cile e quelli fotometrici realizzati grazie ai dati raccolti dal telescopio spaziale Kepler.
Messier 13 è un oggetto celeste facile da rintracciare per la sua posizione su uno dei lati che compongono l’asterismo trapezoidale della costellazione di Ercole. In particolare, si trova sul lato più lungo, a circa un terzo della distanza tra la stella Eta Herculis e la stella Zeta Herculis (Rutilicus). Un modo per individuare l’area generale di osservazione dell’asterismo può essere quello di tracciare una retta dalla stella Alpha Bootis (Arcturus) alla stella Alfa Lyrae (Vega), con M13 che si troverà a circa due terzi della strada da percorrere tra questi due astri.
Designazione: M13 – NGC 6205
Tipo: Ammasso Globulare
Classe: V
Distanza: 22200 anni luce
Estensione: 165 anni luce
Costellazione: Hercules
Ascensione Retta: 16h 41m 41.24s
Declinazione: +36° 27′ 35.5″
Magnitudine:+5.8
Diametro Apparente: 20’ x 20’
Scopritore: Edmond Halley nel 1714
Osservabilità
Per le latitudini italiane il periodo migliore per osservare questo ammasso globulare è da aprile a ottobre.
Occhio nudo: OSSERVABILE IN CONDIZIONI FAVOREVOLI SOTTO CIELI TERSI E BUI, LONTANO DA FONTI DI INQUINAMENTO LUMINOSO.
Binocolo: CON UN 10X50 (O ANCHE UN 7X30) L’AMMASSO DIVIENE RAPIDAMENTE VISIBILE SULLO SFONDO CELESTE COME UNA PICCOLA NEBULOSITÀ OFFUSCATA AFFIANCATA DA DUE STELLE.
Piccolo diametro: NON MOLTE LE DIFFERENZE RISPETTO ALL’OSSERVAZIONE BINOCULARE, MA È POSSIBILE INIZIARE A DISTINGUERE ALCUNI ASTRI CHE LO COMPONGONO.
Medio diametro: CON TELESCOPI DA 10-12 CM L’AMMASSO INIZIA A RISOLVERSI IN MODO PIÙ DEFINITO, ASSUMENDO UN ASPETTO GRANULOSO. INIZIANO AD APPARIRE LE COMPONENTI STELLARI PIÙ LUMINOSE.
Grande diametro: SI POSSONO OSSERVARE DECINE DI STELLE APPARTENENTI ALL’AMMASSO, CON L’ALONE COMPLETAMENTE RISOLTO.
Dopo lo stupendo Messier 13, continuiamo lungo la scia degli ammassi globulari con il prossimo oggetto celeste del Catalogo Messier, M14. Per ricordare, gli ammassi globulari sono insiemi di stelle che orbitano come satelliti intorno al centro di una galassia, assumendo una forma perlopiù sferica e mantenendo al loro centro una densità di stelle elevata. Oggetti affascinanti ai confini galattici.
Storia delle osservazioni
M14 fu scoperto nella notte tra il primo ed il 2 giugno 1764 proprio da Charles Messier, che annotò: “[…] ho scoperto una nuova nebulosa nel drappeggio che passa sul braccio destro dell’Ophiucus, sulle carte di Flamsteed si trova sul parallelo della zeta Serpentis; questa nebulosa non è evidente, è debole e tuttavia la si vede bene con un rifrattore ordinario da 3 piedi e mezzo. È tonda ed il suo diametro può essere di 2′ d’arco: poco sopra si trova una stella di nona magnitudine.[…]”. Questa scoperta arrivò solo pochi giorni dopo aver osservato altri ammassi globulari nella costellazione dell’Ofiuco, M9, M10, ed M12, trattati negli scorsi numeri della rivista. Nel 1783, l’astronomo e fisico tedesco naturalizzato inglese William Herschel fu il primo che riuscì a risolvere le caratteristiche stellari dell’ammasso globulare ad un ingrandimento di 300x, trovandolo “estremamente luminoso, facilmente risolvibile”. Cinquanta anni dopo, il figlio John riuscì ad osservare M14 senza problemi, descrivendolo come “molto grande in diametro, con stelle così minute da essere difficili da risolvere completamente”.
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Venne osservato con successo anche da William Henry Smyth, che ne annotò il colore “bianco lucido” e poté vedere un ammasso globulare “molto affascinante”.
L’astronomo tedesco Heinrich Louis d’Arrest (o Heinrich Ludwig d’Arrest), che fece parte della squadra di ricerca del pianeta Nettuno, lo descrisse come “elegante, a forma di cometa, ma con una prevalenza verso la circolarità, dai bordi frastagliati.”
Caratteristiche fisiche
MESSIER 14 dista circa 30.000 anni luce dal nostro pianeta, e contiene più di un centinaio di migliaia di stelle in un diametro di circa 100 anni luce, circondato da un debole alone. La sua luminosità assoluta è equivalente a quattrocentomila volte quella del nostro Sole, il che lo rende molto più luminoso dei vicini M10 ed M12, e alla pari di M9. Tuttavia, la grande distanza che ci separa, e l’assorbimento luminoso delle polveri galattiche, si traducono in una magnitudine apparente di 7.6. Questo ammasso globulare presenta una forma ovalizzata, mantenendo una concentrazione stellare relativamente bassa, con un’età di circa 13 miliardi di anni. Sono state individuate circa 70 stelle variabili all’interno di questo ammasso, principalmente della categoria W Virginis, un tipo di Cefeidi di Tipo II. Questo tipo di stelle esibiscono periodi di pulsazione tra i 10 e 20 giorni, e sono stelle più antiche, povere di metalli e di bassa massa. Anche se, in passato, tutte le Cefeidi di Tipo II erano classificate come variabili di tipo W Virginis, ora vi sono tre differenti subcategorie (con limiti che si basano sulla lunghezza del loro periodo): le BL Herculis con un periodo tra 1 e 4 giorni, le W Virginis, come sopra, e le RV Tauri, con periodi maggiori di 20 giorni. Questo tipo di stelle venne distinto dalle normali Cefeidi dall’astronomo tedesco Walter Baade nel 1942, studiando le Cefeidi della Galassia di Andromeda. Vi sono anche stelle variabili di tipo RR Lyrae, stelle che vengono utilizzate come standard per misurare le distanze galattiche, già incontrate in altri ammassi stellari. Anche una nova venne scoperta nel 1964 (in ritardo, osservando e comparando vecchie lastre fotografiche del 1938 con nuove del 1963). Si stima che la nova raggiunse una magnitudine di 9.2, rendendola oltre cinque volte più luminosa delle stelle più brillanti di M14, cha raggiungono magnitudine 14. Questa fu la prima nova ad essere fotografata, e la seconda ad essere scoperta in un ammasso globulare (la prima venne osservata nel 1860 in Messier 80).
M14 Crediti: NASA, ESA, and F. D’Antona (INAF, Osservatorio Astronomico di Roma); Image Processing: Gladys Kober
Posizione nel Cielo
MESSIER 14 si può individuare con un po’ di difficoltà, dato il suo isolamento, nella costellazione dell’Ofiuco. Il metodo più facile per rintracciarlo è quello di tracciare una linea immaginaria tra le stelle β (Beta) Ophiuchi – Celbarai ed η (Eta) Ophiuchi – Sabik: l’ammasso globulare si troverà a circa metà strada tra le due. Un altro metodo localizza l’ammasso sul terzo vertice di un triangolo approssimativamente isoscele che ha come altri due punti di riferimento le stelle β (Beta) Ophiuchi – Celbarai e ν (Nu) Ophiuchi, anche nota come Sinistra.
Designazione: M14 – NGC 6402
Tipo: Ammasso Globulare
Classe: VIII
Distanza: 30000 anni luce
Estensione: 100 anni luce
Costellazione: Ophiuchus
Ascensione Retta: 17h 37m 36.15s
Declinazione: -03° 14′ 45.3″
Magnitudine:+7.6
Diametro Apparente: 11’ x 11’
Scopritore: Charles Messier nel 1764
Osservabilità
Per le latitudini italiane il periodo migliore per osservare questo ammasso globulare è da maggio a settembre.
Occhio nudo: NON OSSERVABILE, DATA LA SUA BASSA LUMINOSITÀ APPARENTE.
Binocolo: CON UN 10X50 L’AMMASSO STELLARE APPARE COME UNA PICCOLA NEBULOSITÀ OFFUSCATA, DI DIMENSIONI DECISAMENTE PIÙ RISTRETTE RISPETTO AL PRECEDENTE MESSIER 13.
Piccolo diametro: POCHE DIFFERENZE RISPETTO ALL’OSSERVAZIONE BINOCULARE, CON L’AMMASSO CHE CONTINUA AD APPARIRE COME UNA NEBULOSA COMPATTA.
Medio diametro: CON TELESCOPI DA 10-12 CM L’AMMASSO È PIÙ VISIBILE RISPETTO ALLO SFONDO CHE LO CIRCONDA, RIMANENDO LATTIGINOSO COME UNA DISTANTE GALASSIA, AVENTE UN CENTRO BRILLANTE ED UN DEBOLE ALONE CHE LO CIRCONDA.
Grande diametro: SI INIZIANO A RISOLVERE ALCUNE COMPONENTI PIÙ LUMINOSE CON TELESCOPI DA 30 CM IN SU.
Un team di ricercatori ha scoperto venti supersonici nell’atmosfera di WASP-127b, un gigante gassoso situato a circa 520 anni luce dalla Terra. Questi venti, che si muovono a una velocità record di 33.000 km/h (9 km/s) lungo l’equatore, rappresentano il jet stream più veloce mai misurato nell’Universo. Utilizzando lo strumento CRIRES+ sul Very Large Telescope dell’ESO, gli scienziati hanno osservato che un lato dell’atmosfera del pianeta si avvicina alla Terra mentre l’altro si allontana, confermando l’esistenza di potenti correnti atmosferiche. Credit:
ESO/L. Calçada
Un team di astronomi, utilizzando il Very Large Telescope (VLT) dell’European Southern Observatory (ESO) in Cile, ha scoperto venti equatoriali straordinariamente veloci che attraversano l’atmosfera di WASP-127b, un gigantesco esopianeta situato a circa 525 anni luce dalla Terra. Questa scoperta rappresenta una pietra miliare nello studio delle dinamiche atmosferiche dei pianeti extrasolari.
WASP-127b: Un gigante di gas unico nel suo genere
WASP-127b è un esopianeta peculiare, noto per la sua densità insolitamente bassa e per un’atmosfera ricca di metalli pesanti. Questo pianeta appartiene alla classe dei “giganti gassosi”, ma presenta caratteristiche che lo rendono unico rispetto a mondi come Giove o Saturno nel nostro Sistema Solare. Ad esempio, la sua atmosfera è straordinariamente estesa, rendendolo un soggetto ideale per osservazioni spettroscopiche dettagliate.
Grazie allo spettrografo ESPRESSO, uno strumento di altissima precisione montato sul VLT, gli astronomi sono riusciti a rilevare e misurare i venti nell’atmosfera del pianeta con un livello di dettaglio senza precedenti. Questi venti raggiungono velocità di circa 33.000 km/h, una cifra che supera di gran lunga qualsiasi fenomeno atmosferico osservato sulla Terra o su altri pianeti del nostro Sistema Solare.
Come sono stati osservati i venti?
La tecnica utilizzata per rilevare i venti si basa sulla spettroscopia ad alta risoluzione. Quando la luce della stella ospite del pianeta passa attraverso la sua atmosfera, alcune lunghezze d’onda vengono assorbite da specifici elementi chimici presenti nei gas atmosferici. Questo processo crea una sorta di “impronta digitale” che gli scienziati possono analizzare per determinare la composizione chimica, la temperatura e i movimenti nell’atmosfera del pianeta.
Nel caso di WASP-127b, le osservazioni hanno rivelato la presenza di un jet stream equatoriale — un flusso di venti estremamente veloce — che domina la circolazione atmosferica. Questi venti rappresentano il jet stream più veloce mai misurato su un pianeta, dimostrando la straordinaria complessità delle condizioni meteorologiche su mondi lontani.
Perché questi venti sono importanti?
La scoperta dei venti di WASP-127b apre nuove prospettive nello studio degli esopianeti. Analizzare i modelli meteorologici di mondi come questo non solo aiuta a comprendere meglio la loro natura, ma contribuisce anche a svelare i processi fondamentali che governano la formazione e l’evoluzione dei pianeti in generale.
In particolare, i venti atmosferici possono fornire indizi preziosi sulla composizione chimica e sulla struttura interna di un pianeta. Ad esempio, possono indicare la presenza di elementi come l’idrogeno, l’elio o metalli più pesanti, che a loro volta raccontano la storia della formazione del pianeta.
Inoltre, la comprensione delle dinamiche atmosferiche è essenziale per interpretare le osservazioni che saranno effettuate con telescopi di prossima generazione, come il telescopio spaziale James Webb (JWST) e il futuro Extremely Large Telescope (ELT) dell’ESO. Questi strumenti promettono di rivoluzionare lo studio degli esopianeti, permettendo di indagare atmosfere sempre più sottili e complesse, fino a valutare la potenziale abitabilità di alcuni di essi.
Cosa ci riserva il futuro?
Le osservazioni condotte su WASP-127b rappresentano solo l’inizio di una nuova era di studi atmosferici ad alta precisione. Gli astronomi sperano di applicare tecniche simili per studiare un numero crescente di esopianeti, in particolare quelli che orbitano attorno a stelle più vicine al nostro Sistema Solare.
“Ogni nuovo dato ci permette di raffinare i nostri modelli e di porci nuove domande”, ha dichiarato uno dei ricercatori coinvolti nello studio. “La scoperta di venti così veloci su WASP-127b dimostra quanto siano diversi e affascinanti i mondi al di fuori del nostro Sistema Solare.”
Questa ricerca non solo ci avvicina alla comprensione dei giganti gassosi, ma pone anche le basi per future indagini su pianeti rocciosi simili alla Terra, dove le dinamiche atmosferiche potrebbero avere un impatto diretto sulla possibilità di ospitare forme di vita.
Con l’avanzare della tecnologia e delle capacità osservative, scoperte come questa continueranno a espandere i nostri orizzonti, portandoci sempre più vicini alla risposta a una delle domande più antiche dell’umanità: siamo soli nell’Universo?
In genere, gli asteroidi, come quello raffigurato in questo concept artistico, hanno origine dalla fascia principale degli asteroidi tra le orbite di Marte e Giove, ma una piccola popolazione di oggetti vicini alla Terra potrebbe provenire anche dalla superficie della Luna dopo essere stati espulsi nello spazio a causa di un impatto. Credito: NASA/JPL-Caltech
Il 22 gennaio 2025, il Jet Propulsion Laboratory (JPL) della NASA ha annunciato che l’oggetto near-Earth 2024 PT5, scoperto nell’agosto 2024, è probabilmente un frammento della superficie lunare espulso nello spazio a seguito di un impatto avvenuto migliaia di anni fa.
Scoperta e Caratteristiche Orbitali
2024 PT5, con un diametro di circa 10 metri, è stato individuato il 7 agosto 2024 dal telescopio ATLAS (Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System) finanziato dalla NASA e situato a Sutherland, in Sudafrica. L’asteroide ha attirato l’attenzione degli astronomi per la sua orbita attorno al Sole, che coincide strettamente con quella terrestre, suggerendo una possibile origine nelle vicinanze del nostro pianeta.
Analisi Spettrale e Composizione
Un team di ricercatori guidato da Teddy Kareta, astronomo presso il Lowell Observatory in Arizona, ha condotto osservazioni utilizzando il Lowell Discovery Telescope e il NASA Infrared Telescope Facility (IRTF) presso l’Osservatorio di Mauna Kea, nelle Hawaii. L’analisi spettrale della luce riflessa dalla superficie di 2024 PT5 ha rivelato una composizione ricca di minerali silicatici, tipici delle rocce lunari, ma non comuni negli asteroidi. Kareta ha sottolineato che “sembra che non sia nello spazio da molto tempo, forse solo da poche migliaia di anni, poiché manca l’alterazione spaziale che avrebbe causato un arrossamento del suo spettro“.
Origine e Dinamica Orbitale
Per determinare l’origine naturale di 2024 PT5, gli scienziati del Center for Near Earth Object Studies (CNEOS) della NASA, gestito dal JPL, hanno analizzato il suo movimento. Le loro precise misurazioni hanno indicato che l’oggetto non è significativamente influenzato dalla pressione delle radiazioni solari, a differenza dei detriti spaziali artificiali più leggeri. Oscar Fuentes-Muñoz, coautore dello studio e borsista post-dottorato della NASA presso il JPL, ha dichiarato: “I detriti spaziali e le rocce spaziali si muovono in modo leggermente diverso nello spazio. I detriti di origine umana sono solitamente relativamente leggeri e vengono spinti dalla pressione della luce solare. Il fatto che 2024 PT5 non si muova in questo modo indica che è molto più denso dei detriti spaziali, suggerendo una composizione rocciosa naturale“.
I ricercatori che studiano l’asteroide 2024 PT5 hanno tracciato il suo moto ciclico su due grafici. A un occhio allenato, mostrano che l’oggetto non viene mai catturato dalla gravità terrestre, ma, al contrario, indugia nelle vicinanze prima di continuare la sua orbita attorno al Sole. Credito: NASA/JPL-Caltech
Implicazioni Scientifiche
La scoperta di 2024 PT5 come possibile frammento lunare offre un’opportunità unica per approfondire la nostra comprensione sia degli asteroidi near-Earth che della storia geologica della Luna. L’analisi di tali oggetti può fornire informazioni preziose sui processi di impatto che hanno modellato la superficie lunare e sulle dinamiche che permettono a questi frammenti di raggiungere orbite vicine alla Terra. Inoltre, lo studio di 2024 PT5 potrebbe contribuire a migliorare le nostre conoscenze sulla formazione e l’evoluzione degli oggetti near-Earth, nonché sulle potenziali minacce che questi possono rappresentare per il nostro pianeta.
Questa scoperta sottolinea l’importanza di programmi di monitoraggio come ATLAS e di collaborazioni internazionali nella sorveglianza e nello studio degli oggetti near-Earth, contribuendo alla sicurezza planetaria e all’avanzamento delle conoscenze astronomiche.
Una celebrazione dell’Istituto Nazionale di Astrofisica, che ripercorrerà i traguardi raggiunti dalla sua istituzione nel 1999, guardando avanti, verso nuove sfide scientifiche e tecnologiche
23 e 24 gennaio
Osservatorio Astronomico di Capodimonte
Il 23 e 24 gennaio l’Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) celebra i 25 anni dalla sua fondazione con un workshop dal titolo “INAF +25” presso l’Auditorium Nazionale “Ernesto Capocci” dell’INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte, una delle sedi storiche di maggior prestigio dell’Ente. La due giorni vuole celebrare i 25 anni della fondazione dell’Istituto e discutere sul futuro scientifico e tecnologico dell’Ente.
Era il 26 agosto 1999 quando sulla Gazzetta Ufficiale della Repubblica italiana veniva pubblicato il decreto n. 296, che sanciva la nascita dell’Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF), ente di ricerca italiano, controllato dal Ministero dell’Università e della Ricerca (MUR), con interessi e attività in campo astronomico, astrofisico e planetologico.
“L’INAF è l’Ente di Ricerca italiano per lo studio dell’Universo, è coinvolto nell’esplorazione del cosmo a tutte le lunghezze d’onda e con tutti i messaggeri celesti, dal nostro Sistema solare, attraverso il tempo e lo spazio, fino alle origini dell’universo. Una comunità di donne e uomini che contribuiscono ogni giorno a rendere più grande la nostra comprensione dell’universo in cui viviamo” dice Roberto Ragazzoni, Presidente dell’Istituto dal 5 aprile 2024, e prosegue: “Ci troviamo a Napoli non solo per celebrare il passato, ma soprattutto per discutere degli scenari nei prossimi 25 anni: un incontro proiettato nel futuro”.
Da 25 anni l’INAF si impegna a studiare l’universo in tutti i suoi aspetti, sviluppa strumentazione all’avanguardia per osservazioni e ricerche sia da Terra sia dallo Spazio, diffonde la cultura in campo astronomico e preserva il patrimonio storico nazionale nel campo.
“Forniamo alla ricerca un contributo che la comunità internazionale riconosce essere di elevata qualità. Utilizziamo prestigiose infrastrutture osservative a terra e nello spazio e metodologie e infrastrutture di calcolo avanzato. Sviluppiamo tecnologie di punta funzionali alla nostra ricerca e che trovano spesso applicazione in altri settori della società civile. Formiamo le nuove generazioni di studiosi a essere pronti per competere sullo scenario internazionale guardando con grande attenzione alle novità di metodi e tecnologie che possono facilitare l’accesso a nuove finestre di conoscenza. Siamo attenti alla valorizzazione e diffusione della conoscenza impegnandoci in iniziative che prevalentemente sono indirizzate a veicolare passione e bellezza verso bambini e ragazzi”, dice Isabella Pagano, Direttrice Scientifica dell’INAF dal 1 novembre 2024.
IL PROGRAMMA – Il pomeriggio del 23 gennaio sarà dedicato a interventi che descrivono l’origine del concetto di INAF, la sua fondazione, la crescita nel corso degli anni e le molte imprese e realizzazioni. Sarà inoltre presentato il volume “INAF25”, ideato e curato da Roberto della Ceca e Giampaolo Vettolani, realizzato grazie al coordinamento editoriale di Cecilia Toso e la direzione artistica di Davide Coero Borga. Un volume pensato e strutturato per raccontare cronologicamente gli eventi principali che hanno dato all’INAF e all’Italia intera la possibilità di avanzare in modo decisivo nell’esplorazione e nella conoscenza del cosmo.
Nella giornata del 24 gennaio sono previsti interventi e una tavola rotonda sul futuro dell’INAF nei prossimi 25 anni dedicata allo sviluppo delle prossime attività scientifiche e tecnologiche dell’Ente. La tavola rotonda vedrà la partecipazione, tra gli altri, di Tom Herbst dell’Istituto Max Planck per l’astronomia (Germania), Antonella Nota dello Space Telescope Science Institute (Stati Uniti), Phil Diamond (direttore generale dell’Osservatorio SKA), Roberta Zanin (project scientist dell’Osservatorio CTA), Monica Colpi (Professore Ordinario in Astrofisica presso l’Università Milano Bicocca), Ester Antonucci (già direttrice dell’INAF-Osservatorio Astrofisico di Torino).
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Per comprendere quanto questo lavoro fosse rivoluzionario, è importante ricordare che, all’epoca, non era ancora stata dimostrata la connessione tra il Sole e le tempeste geomagnetiche, responsabili delle aurore polari. Tuttavia, Chapman e Ferraro erano fermamente convinti di questa relazione, anche grazie a diverse coincidenze osservate tra i fenomeni eruttivi solari e le tempeste geomagnetiche. Anche se questa teoria si occupava solo di descrivere la fase iniziale di una tempesta geomagnetica, che è tuttora spiegata in termini di compressione di una cavità geomagnetica, ed è stata modificata in seguito alla scoperta del vento solare, l’intuizione di trattare un flusso di plasma solare essenzialmente come un fluido conduttore e non come un insieme di particelle che si muovono indipendentemente, ha introdotto un nuovo concetto che ha profondamente influenzato tutti i lavori successivi sulla perturbazione geomagnetica.
Alcune lettere riguardano il passaggio dalla South West University al Queen Mary College e contengono curriculum, stipendi e impressioni varie. Altre lettere sono da parte del premio Nobel per la Fisica Subrahmanyan Chandrasekhar, professore alla Chicago University che lo invitava prima per sei mesi e poi per un anno intero a raggiungere l’Università per insegnare matematica. In un’altra lettera si legge la convinzione del Preside del Queen Mary che Ferraro possa rappresentare pienamente il mondo accademico inglese all’estero.
UNIVERSI CICLICI
Thomas:
L’Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) nasce nel 1975 dall’intuizione di unire la tradizione scientifica spagnola con le straordinarie condizioni osservative delle Canarie. È frutto di un accordo fra il Governo spagnolo, il Governo delle Isole Canarie e l’Università di La Laguna, in un sodalizio che fin dalle origini ha puntato all’innovazione e all’eccellenza. Oggi l’IAC si fregia del prestigioso titolo di Centro di Eccellenza “Severo Ochoa”, conseguito nel 2012 per la qualità delle sue ricerche, la forte vocazione internazionale e la capacità di generare nuove tecnologie. Il cuore pulsante dell’istituto è formato da una comunità di circa 400 specialisti — tra ricercatori, tecnologi e personale di supporto — in rappresentanza di oltre 40 nazionalità diverse, accomunati dall’obiettivo di decifrare i segreti del Cosmo. Oltre alla fisica solare, l’IAC si occupa dello studio di galassie, della cosmologia, della struttura e dell’evoluzione stellare e sin dal 2020 ha anche a disposizione una sede distaccata che si occupa del lato più ingegneristico e tecnologico dell’esplorazione del cosmo: IACTech, una struttura dove si stanno elaborando alcuni dei progetti più innovativi nel campo dell’astrofisica europea. Il fiore all’occhiello dell’IAC è sicuramente l’osservatorio del Roque de los Muchachos, sulla vicina isola di La Palma, dove svetta il maestoso Gran Telescopio Canarias, con uno specchio da 10,4 metri di apertura. Il Telescopio Nazionale Galileo, eccellenza italiana con uno specchio da 3,5 e uno dei primi esempi di ottica adattiva, è sito a breve distanza dal GranTeCan. E’ presente anche l’osservatorio di Izaña, sul vulcano Teide, a Tenerife, che si occupa di osservazione solare. Sempre ad Izañaè in costruzione l’osservatorio italiano ASTRI Gamma, dedicato allo studio della radiazione Cherenkov di alta energia dovuto ai raggi cosmici e ai Gamma Ray Burst. In questi paesaggi unici, grazie ad un cielo limpido e protetto da rigorose normative contro l’inquinamento luminoso (La Palma ha ottenuto il certificato “Starlight” per la difesa del diritto alla fruizione del cielo notturno), l’IAC ha costruito la propria reputazione come centro propulsore di scoperte, in collaborazione con le più prestigiose agenzie spaziali (ESA, NASA, ESO) e università internazionali. Le centinaia di articoli pubblicati ogni anno su riviste di alto impatto testimoniano un fermento scientifico e tecnologico che attrae giovani talenti e menti creative da tutto il pianeta. Attualmente il direttore è Valentín Martínez Pillet, ex direttore del National Solar Observatory di Boulder, in Colorado, USA. Per maggiori informazioni e spunti per la didattica si rimanda al sito ufficiale del progetto 
