Che serata, che emozione! Finalmente tra poco inizia la grande festa di Halloween organizzata dalla regina Cassiopea, l’evento mondano di fine estate di cui si parla su tutti i giornalini di gossip da settimane.
Cassiopea, regina di tutte le regine, la grande Cassiopea, bellissima, potentissima, famosissima… ma che, in realtà, dovete sapere, è anche annoiatissima! Tutto il giorno sta seduta sul suo trono a guardarsi nello specchio. Tutto il giorno non fa niente altro che attendere di tornare a testa in su, perché che fastidio stare girata sottosopra per ore e ore! Che noia… e che mal di testa!
“Basta con questo noioso girotondo!” Ha gridato stizzita una mattina che si era svegliata con una terribile emicrania. “Basta! Basta! Basta! Anche io mi voglio divertire!” Ed è stato così che, per spezzare la noia, la regina Cassiopea ha voluto organizzare una grandiosa festa di Halloween nella sua reggia, lassù sopra le nuvole, in mezzo alle stelle. Per l’occasione ha addobbato il suo castello personalmente con chili di ragnatele di zucchero, fumi pazzeschi e nebbie spettrali, suoni lugubri e musiche da brivido e tante tante zucche! Con le zucche ha deciso di illuminare il viale di accesso alla reggia, perché tutte le costellazioni sono invitate alla festa e il cielo rimarrà sgombro di stelle. Cassiopea ha deciso che per una sera vuole dimenticare gli affanni e ballare, e divertirsi, così ha invitato tutti quanti.
Naturalmente ci sono suo marito, il re Cefeo, e la loro figlia, la principessa Andromeda, e poi quel fusto di Ercole, Orione il super bello, i giovani palestrati Gemelli, quella smorfiosa della Vergine, l’eroe Perseo che porterà la fidanzata, Medusa dallo sguardo pietrificante, le sette sorelle Pleiadi, il cavallo Pegaso, l’Auriga sul carro di fuoco, il Bifolco (o Bovaro) con le Orse (Orsa Maggiore e Orsa Minore)… e, ospiti d’eccezione, i terrificanti mostri del cielo: l’Idra dalle cento teste, il mostro marino Balena, il velenoso Scorpione e il feroce Drago.
Tutti gli ospiti sono rigorosamente vestiti in maschera per l’occasione! La bella Cassiopea è vestita da strega, con tanto di cappello a punta e l’immancabile specchio in mano! Che festa incredibile, ci sono proprio tutti! Si, tutti quelli che appartengono a qualche costellazione, ma… Gatto nero, Ragno e Pipistrello? Non sono stati invitati!
Infatti, non hanno costellazione, quindi niente festa! E i tre si sono davvero offesi, proprio loro che sono l’anima di Halloween non possono partecipare al grande evento. Impossibile!
“Vendetta, tremenda vendetta!” sibila tra i denti Gatto nero col pelo tutto ritto dalla rabbia, mentre Ragno, che è un tipo un po’ strano, sbava lanciando fili di ragnatele dappertutto mentre borbotta parole incomprensibili, e Pipistrello svolazza a zig zag in tutte le direzioni in preda all’agitazione senza smettere di fischiare e sibilare…
Mentre la festa impazza e la musica a tutto volume si sente in tutta la Galassia, i tre decidono di andare al bar per bere qualcosa che li aiuti a digerire l’offesa. Sono lì che confabulano tra un sorso e l’altro del cocktail “Pozione stregata di Halloween”, parlottando e complottando, e così, dopo un po’, forse con la mente annebbiata dall’alcol, escogitano uno scherzetto per quell’antipatica regina del piffero che non li ha invitati: ruberanno tutte le zucche che Cassiopea ha disposto lungo il viale di accesso alla sua reggia e le faranno sparire!
Dovranno rimanere tutti al buio, allora sì che avranno una bella paura, una paura da morire! Che bello scherzetto! I tre, compiaciuti e barcollanti, vanno nel garage a prendere il Grande Carro e si mettono all’opera raccogliendo tutte le zucche sparse per il cielo. Passano le ore e ad un certo punto sorge la Luna, una bella luna piena che sale splendente e radiosa nel cielo, ma… qualcosa non va… le stelle sono sparite! “Ohibò! Dove sono andate?” si chiede la luna guardandosi intorno nel buio più assoluto di una notte senza stelle. Senza capire e sentendosi un po’ sola, si ricorda che è la notte di Halloween, così decide di andare a cercare qualcosa che illumini il cielo. Rovistando in soffitta, trova dei vecchi fantasmini, zucche, pipistrelli e ragni di una passata festa.
Sono tutti cosparsi di brillantini, possono fare al caso suo. Comincia a lanciarli nel cielo, ma non viene un bell’effetto… Per forza! Le stelle, nel cielo, non sono messe senza un ordine, ci sono le costellazioni e ognuna ha il suo posto ben preciso!
Così comincia a posizionare nel cielo le figurine secondo disegni ben precisi, i disegni delle costellazioni di Halloween, ed ecco che appaiono Gatto nero, Ragno, Fantasma, Pipistrello: che magia il cielo finalmente è illuminato!
I nostri amici, rimasti esclusi dalla festa, stravolti dalla fatica spingono il Grande Carro sempre più pesante per la quantità di zucche raccolte, quando improvvisamente vedono apparire le nuove costellazioni, ed è tale la meraviglia che la loro rabbia si dissolve. Anche Cassiopea vede le nuove costellazioni apparire nel cielo e invita i tre amici ad unirsi alla festa.
Adesso sì che la festa è una vera festa! Buon Halloween a tutti.
Testo di Laura Saba
Illustrazioni di Guido Marchesini
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C’era una volta una strega che abitava nel bosco incantato…
La strega si chiamava Estrella.
A Estrella piaceva abitare nel suo bosco magico, pieno di grandi fiori profumati che chiamava per nome e, di notte, pieno di stelle: con loro parlava e faceva lunghe chiacchierate sul trascorrere del tempo, sulla Terra che gira come una trottola e sul Sole che brucia come un forno per il pane.
Di giorno, la strega, nel suo pentolone preparava le pozioni magiche come le “gocce che profumano i fiori come fossero torte e biscotti”, la “polvere simpatica: per attaccare le punte delle stelle quando si rompono”, le “caramelle trasmutanti ai mille gusti: quando le mangi, diventi un rospo, un ragno, un corvo…” ; ma soprattutto amava profondamente i suoi gatti. Ne aveva tre: Biscottino, una gattona color albicocca, pigra e dormigliona; Camillo, un maschio tenerone, color grigio cenere, cacciatore e giramondo; e Ombra, la più piccola, tutta nera, furba come un leprotto ma monella come un bambino.
Un giorno, mentre lavorava ad una pozione magica per guarire le stelle quando hanno mal di testa e perdono lo scintillio, dal cielo cominciarono a cadere dei bigliettini colorati: all’inizio solo qualcuno, poi sempre più fitti, a centinaia, come una pioggia colorata. La strega raccolse un bigliettino, poi un altro e un altro ancora. Tutti riportavano lo stesso messaggio: “Estrella!!! Nel cielo una gran confusione, le costellazioni si azzuffano, si spintonano e si tirano i capelli! Vieni subito!” Firmato: le stelle.
Estrella prese allora la sua scopa volante, chiamò i gatti, li sistemò nel carrellino e partì alla volta del cielo, puntando la stella del Nord e controllando la strada sulla mappa siderale che teneva ben stretta in mano. Non voleva perdersi, aveva fretta di arrivare dalle sue amiche stelle per aiutarle a risolvere la situazione.
Il viaggio fu un po’ lungo, la Via Lattea era trafficata a quell’ora di punta e a causa del fondo sconnesso, i gatti traballavano nel carrellino e brontolavano per gli scossoni.
Arrivata nel cielo, Estrella restò di stucco! Vide le costellazioni tutte aggrovigliate in una rissa furibonda e dalla confusione che facevano non si capiva niente.
Le stelle erano disperate, nessuna trovava più il suo posto, nessuna sapeva quando doveva apparire nel cielo e quando tramontare. La tranquillità delle notti stellate sembrava persa per sempre. Ma qual è il problema, si chiese Estrella. Sembra che per colpa delle nuvole che avevano oscurato il cielo per diverse notti di seguito, le costellazioni avessero smarrito il loro posto e adesso volessero essere presenti sulla volta celeste tutte insieme nello stesso momento, cosa che non è proprio possibile.
Questo è davvero un grosso pasticcio pensò la strega, come si fa a riportare l’ordine?
A Estrella serviva un consiglio, così convocò in assemblea le Quattro Stagioni mandando i suoi gatti ai confini del mondo perché consegnassero la richiesta di aiuto. Le Stagioni sono sagge, governano la Terra da tanto tanto tempo, certamente potranno aiutare Estrella a trovare una soluzione.
Primavera, Estate, Autunno e Inverno si presentarono all’istante e, dopo una lunga consultazione con la strega, decisero di suddividere le costellazioni in quattro gruppi. Ogni Stagione si mise a capo di un gruppo di costellazioni che avrebbero potuto splendere nel cielo nel periodo dell’anno corrispondente alla presenza di quella Stagione, sulla Terra. Così, a rotazione, sarebbero state tutte visibili.
A Estrella sembrò una buona soluzione e, felice di avere riportato l’ordine, salutò le amiche stelle e si preparò a fare ritorno a casa. Ma le stelle ebbero un’altra richiesta per la strega prima della sua partenza: volevano infatti che qualcuno vegliasse sulle costellazioni, affinchè non accadesse mai più un altro pasticcio.
Estrella ripartì con questo pensiero in testa…
Estrella era con i suoi amati gatti che le si strusciavano alle gambe, di nuovo nella tranquillità del suo bosco, e girava, girava il romaiolone nel pentolone mentre pensava a chi potesse essere in grado di tenere sotto controllo le costellazioni. Mentre era distratta dai suoi pensieri, la pozione cominciò a bollire, a fare le bolle come la polenta, finché una bolla più grossa delle altre, del colore bianco giallognolo, salì verso l’alto. Sgocciolando e dondolando andò a piazzarsi nel mezzo del cielo. “Guarda che bella bolla!”, pensò Estrella, mentre la osservava ondeggiare verso l’alto.
Evviva, applaudirono le stelle, vedendo arrivare la grossa bolla traballante. Ecco chi potrà sorvegliare sulla pace del cielo: una Luna piena, bianca e luminosa, che porta gioia nel cielo e sogni a tutti i bambini.
Testo di Laura Saba
Illustrazioni di Guido Marchesini
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Dal numero 272 di Coelum Astronomia prende il via una nuova serie di buffe avventure animalesche dedicate ai più piccoli. L’autrice è una conoscenza di Coelum, Laura Saba, che torna a parlare di astronomia con un linguaggio semplice e divertente. Le puntate sono a volte pubblicate su Coelum cartaceo altre online, per queste ultime è sempre disponibile la funzione stampa oppure “salva in pdf”.
Presentazione
Prima di essere chiamato da Zeus tra le stelle, GattoBuio per molti anni ha prestato servizio come sorvegliante del cortile dell’Istituto per Geometri G. Salvemini di Firenze. Non si conoscono di preciso le sue origini, molto probabilmente è nato in qualche giardino limitrofo alla scuola e poi si è spostato nel grande e tranquillo cortile lontano dalla strada. Lì ha stretto amicizia col custode e con la bibliotecaria dell’istituto scolastico che gli portavano da mangiare tutti i giorni e controllavano che stesse bene. La mattina, il gatto, con la sua discreta presenza, sorvegliava l’ingresso degli studenti nell’edificio scolastico, tenendosi a debita distanza dagli zaini, dalle scarpe da ginnastica che andavano di fretta e da spintoni involontari. Alle 14.00, al suono dell’ultima campanella, ne controllava la regolare uscita, accompagnando i ritardatari fino fuori dal cancello. In cambio di quell’incarico di responsabilità, sapeva che poteva contare su due pasti al giorno, tutti i giorni, festivi compresi.
Alle volte, durante l’inverno, se faceva particolarmente freddo, andava ospite per una notte o due, in casa della signora del civico 25, che, rimasta sola e in là con l’età, era sempre contenta di avere compagnia. Ma GattoBuio non era tipo da appartamento, lui era nato libero e dopo poco se ne tornava per strada e nel suo cortile tranquillo dietro la palestra della scuola, a respirare la sua amata libertà, che fosse freddo polare o caldo africano.
Molti anni dopo, quando GattoBuio era sicuramente già in età di pensione, anche se continuava a presidiare con regolarità ingresso e uscita degli studenti, durante un inverno particolarmente rigido, si buscò un brutto raffreddore, cominciò a tossire e a respirare con fatica.
Allarmati dalle sue condizioni di salute, noi dipendenti del Museo adiacente alla scuola, in accordo con il custode e la bibliotecaria, decidemmo di portarlo dal veterinario.
“Questo gatto è vecchietto e ha bisogno di dormire al coperto, non può più fare la vita da randagio per la strada!” Sentenziò il dottore. E così GattoBuio fu accolto nel Museo, dove è stato curato per il raffreddore, coccolato, ha trovato una cuccia calda e cibo. Contento della nuova sistemazione, ha cambiato mansione ed è diventato ‘aiuto segretario’ con tanto di autorizzazione alla libera circolazione in tutte le stanze al piano degli uffici. I giorni lavorativi li passava acciambellato su qualche scrivania tra la tastiera e il monitor del computer o sul davanzale della finestra al sole.
@ Guido Marchesini
Nel fine settimana, a Museo chiuso, scendeva le scale dagli uffici alle cantine e andava in perlustrazione tra gli scatoloni polverosi del deposito degli strumenti e delle carte antiche, annusando dappertutto e uscendo poi tutto pieno di fili di ragnatele appiccicati ai baffi, al naso e alle orecchie, polveroso come uno straccetto, ma soddisfatto delle sue meticolose esplorazioni.
Il nome GattoBuio se lo è conquistato proprio quando lo cercavamo nelle stanze della cantina, perché essendo tutto nero, non c’era modo di vederlo fino a che lui decideva che era ora di tornare in ufficio ad occupazioni più pulite e professionali.
Durante un’estate molto molto calda, GattoBuio non stava affatto bene ed eravamo tutti davvero tanto preoccupati per la sua salute. Sapevamo che un giorno ci avrebbe lasciati, ma eravamo troppo affezionati per accettare la separazione. Per fortuna anche nei momenti più tristi possono accadere cose straordinarie. Ed è stato così, che mentre GattoBuio chiudeva gli occhi, una piccola pioggia di polvere di stelle è caduta dal cielo e si è posata sulla sua pelliccia color buio, rendendolo magico e donandogli una nuova vita.
Adesso ha una bella cesta sul margine della Via Lattea dove può riposare indisturbato, in caso di necessità aiuta Zeus nella gestione delle questioni di stelle e costellazioni, se ne va a suo piacimento a zonzo per il cielo a trovare i suoi amici pianeti e la stella Polare e presiede la rubrica ‘AstroRacconti dalle stelle’ che vengono pubblicati sulla rivista Coelum Astronomia.
Gli AstroRacconti sono brevi favole che arrivano dalle stelle, in cui elementi astronomici e mitologia si incontrano, si intrecciano, al fine di trasmettere curiosità scientifiche sul cielo in compagnia di eroi, eroine, dei, dee, animali fantastici e delle loro avventure.
Il 30 marzo 2025 segna una data storica per l’industria spaziale europea: il razzo Spectrum di Isar Aerospace ha completato con successo il suo primo volo di prova, diventando il primo veicolo orbitale a decollare dall’Europa continentale. Il decollo è avvenuto dallo Andøya Spaceport in Norvegia, un’area strategica che si è rivelata cruciale per questo evento senza precedenti.
Alle 12:30 PM CEST, il razzo Spectrum ha acceso il suo primo stadio, decollando verso lo spazio. In soli 30 secondi di volo, il veicolo ha raggiunto gli obiettivi prefissati, consentendo agli ingegneri di raccogliere dati fondamentali per il futuro sviluppo delle missioni spaziali. Dopo il volo, il razzo è stato terminato a T+30 secondi e ha effettuato un atterraggio controllato in mare, grazie a precise procedure di sicurezza.
Il volo di prova, pur avendo una durata di soli 30 secondi, rappresenta un traguardo fondamentale per l’accesso europeo allo spazio. Per la prima volta, un razzo orbitale è stato lanciato con successo da un sito europeo, dimostrando le capacità tecniche e logistiche di questo nuovo spazioporto. Il successo dell’operazione è una testimonianza della crescente competitività dell’Europa nel settore spaziale e dell’impegno verso una maggiore indipendenza nel lancio di satelliti.
Il lancio non solo ha testato il razzo Spectrum, ma ha anche permesso di raccogliere un’importante quantità di dati di volo. Questi saranno analizzati nei prossimi giorni per perfezionare i sistemi del razzo e prepararli per missioni future. Sebbene il volo abbia avuto una durata breve, l’esperienza acquisita è destinata a giocare un ruolo cruciale nel miglioramento dei lanci successivi e nell’espansione delle capacità di lancio satellitare.
La rampa di lancio rimane intatta, il futuro è già in produzione
Un altro aspetto significativo dell’evento è che la rampa di lancio dello Andøya Spaceport è rimasta intatta e pronta per nuovi lanci. Nonostante il breve volo del razzo, l’infrastruttura ha dimostrato di essere all’altezza delle sfide di un lancio orbitale. Attualmente, i razzi per i voli n. 2 e n. 3 sono già in fase di produzione, con il prossimo obiettivo di rendere operativo il razzo per lanci su larga scala.
La Norvegia ha giocato un ruolo chiave in questa realizzazione, essendo stata il paese ospitante del Andøya Spaceport. La missione ha ricevuto il sostegno della Norwegian Civil Aviation Authority (NCAA), che ha concesso la licenza di operatore di lancio per il primo volo di prova orbitale. Inoltre, la Norwegian Space Agency (NOSA) ha siglato un contratto con Isar Aerospace per il lancio di satelliti nell’ambito del programma Arctic Ocean Surveillance (AOS), segnando una nuova collaborazione internazionale.
La sequenza degli scatti del lancio è a cura di Ezio Cairoli che ha immortalato l’evento in diretta domenica 30 marzo dallo spazio porto di Andøya.
Il razzo Spectrum prima del lancio @Ezio CairoliIl razzo Spectrum prima del lancio @Ezio CairoliIl razzo Spectrum prima del lancio @Ezio CairoliIl razzo Spectrum prima del lancio @Ezio CairoliIl razzo Spectrum prima del lancio @Ezio CairoliLe fasi di caduta @Ezio CairoliLe fasi di caduta @Ezio CairoliLe fasi di caduta @Ezio CairoliLe fasi di caduta @Ezio CairoliLe fasi di caduta @Ezio CairoliLe fasi di caduta @Ezio CairoliLe fasi di caduta @Ezio CairoliLe fasi di caduta @Ezio CairoliLe fasi di caduta @Ezio CairoliLe fasi di caduta @Ezio CairoliLe fasi di caduta @Ezio CairoliLe fasi di caduta @Ezio CairoliLe fasi di caduta @Ezio CairoliLe fasi di caduta @Ezio Cairoli
Non avevamo fatto in tempo ad inserirla nella rubrica dello scorso mese, perché arrivata negli ultimi giorni di febbraio, ma il vecchio leone giapponese Koichi Itagaki ha sferrato la prima zampata del 2025 individuando nella notte del 24 febbraio una nuova supernova nella galassia a spirale NGC3277 posta nella costellazione del Leone Minore a circa 65 milioni di anni luce di distanza. In un primo momento il nuovo oggetto, che mostrava una luminosità pari alla mag.+17,4 non dava la certezza di essere di fronte ad un evento di supernova perché situato ad una distanza veramente elevata dal centro della galassia ospite NGC3277. Questa caratteristica faceva infatti pensare che si trattasse di una Variabile Cataclismica della nostra galassia. Invece nella notte del 25 febbraio dal Haleakala Observatory nelle Isole Hawaii con il Faulkes Telescope North di 2 metri di diametro è stato ripreso lo spettro di conferma che ha classificato il nuovo transiente come una supernova di tipo II, anche se posizionata a grande distanza dalla galassia ospite. Alla nuova supernova è stata perciò assegnata la sigla definitiva SN2025coe. Nella notte del 7 marzo sempre dal Haleakala Observatory nelle Isole Hawaii con il Faulkes Telescope North di 2 metri di diametro è stato ripreso un nuovo spettro e le caratteristiche nel nuovo transiente erano cambiate. Non era più una supernova di tipo II, ma si era evoluta in una supernova di tipo Ib-pec. L’Idrogeno H ben visibile nel primo spettro aveva lasciato spazio all’Elio He, tipico delle supernovae di tipo Ib, mentre la peculiarità era evidenziata dalla presenza del calcio Ca II ionizzato. Vista questa peculiarità, sempre dal Haleakala Observatory, è stato ripreso un terzo spettro nella notte del 18 marzo. La classificazione è stata ulteriormente modificata in una supernova di tipo Ib-Ca-rich. Classificazione molto inusuale che specifica meglio la peculiarità di questa supernova caratterizzata da una forte presenza di calcio Ca II ionizzato. Anche la curva di luce ha mostrato un andamento molto particolare. Nei giorni seguenti la scoperta la luminosità è aumentata fino a sfiorare la mag.+16 intorno al 7 marzo, per poi calare molto rapidamente oltre la mag.+18,5 già dopo il 19 marzo. Possiamo perciò affermare che si è trattato di una supernova molto particolare e singolare, sia per la classificazione, che per l’evoluzione della curva di luce.
Immagine della SN2025coe in NGC3277 realizzata dall’astrofilo tedesco Manfred Mrotzek con un telescopio da 140mm F.5,4 somma di 24 immagini da 180 secondi.
Immagine della SN2025coe in NGC3277 realizzata dall’astrofilo spagnolo Carlo Segarra con un telescopio da 200mm F.4 somma di 30 immagini da 180 secondi.
Ma la notizia che ci riempie di gioia, verificatasi nei primi giorni di marzo, è stata la stupenda doppia scoperta di Novae Extragalattiche messa a segno dal team dell’Osservatorio di Monte Baldo, formato da Flavio Castellani, Vittorio Andreoli e Raffaele Belligoli, che per fortuna in questi ultimi anni ci ha abituati a simili performance. Entrambe le scoperte sono state messe a segno nella stupenda galassia a spirale Messier 81. La prima è stata ottenuta nella notte del 4 marzo con una luminosità pari alla mag.+19,2. Al nuovo debole transiente è stata assegnata la sigla provvisoria AT2025dih. La seconda è stata invece realizzata la notte successiva. Anche questa molto debole con una luminosità pari alla mag.+18,8 e con la sigla provvisoria AT2025dkp. In entrambi i casi sono stati rapidissimi a comunicare la scoperta, battendo sul tempo l’astrofilo cieco Kamil Hornoch, il leader indiscusso a livello mondiale in fatto di Novae Extragalattiche, che però questa volta si è dovuto accontentare di due scoperte indipendenti.
Immagine di scoperta della AT2025dih in M81 realizzata dal team dell’Osservatorio di Monte Baldo con un telescopio Dall-Kirkham da 400mm F.7 somma di 24 immagini da 180 secondi.
Immagine di scoperta della AT2025dkp in M81 realizzata dal team dell’Osservatorio di Monte Baldo con un telescopio Dall-Kirkham da 400mm F.7 somma di 24 immagini da 180 secondi.
E’ giusto spendere alcune parole di elogio per gli amici di Monte Baldo per lo stupendo lavoro che stanno portando avanti da anni. La strumentazione di cui dispongono è di tutto rispetto, con un ottimo telescopio Dall-Kirkham da 40cm F.7 accoppiato ad una CCD KAF Moravian G4-9000. La loro attività di ricerca in ambito ISSP iniziò nel lontano 2012 quando ottennero la loro prima scoperta con la supernova SN2012fm nella galassia UGC3528, a cui seguì un’altra supernova l’anno successivo la SN2013ff nella galassia NGC2748. Le supernovae nel palmares dell’Osservatorio di Monte Baldo sono in realtà tre, ottennero infatti nel 2020 anche la SN2020gpe nella galassia NGC6214. Dal 2016 però il loro campo di ricerca preferito è virato verso le Novae Extragalattiche, concentrando i loro sforzi principalmente sulle tre galassie più vicine M31, M33 e M81. I successi ottenuti, diciotto Novae in M31 e sette Novae in M81, hanno permesso all’Osservatorio di Monte Baldo di diventare una delle realtà amatoriali più importanti a livello mondiale nella campo della ricerca di Novae Extragalattiche, secondi solo al grande Kamil Hornoch e agli incredibili cinesi del programma XOSS. Per fare i complimenti agli amici di Monte Baldo per questi numerosi successi e con la speranza che la strada intrapresa porti ancora a grandi soddisfazioni, pubblichiamo una foto che ritrae tutti i membri del team, che in questi anni hanno contribuito a questi importanti successi: da destra Vittorio Andreoli, Claudio Marangoni, Raffaele Belligoli, Flavio Castellani e Fernando Marziali.
Team dell’Osservatorio di Monte Baldo: da destra Vittorio Andreoli, Claudio Marangoni, Raffaele Belligoli, Flavio Castellani e Fernando Marziali.
Ultima ora: nella notte del 26 marzo Koichi Itagaki ottiene una nuova scoperta nella galassia NGC5957. La supernova dovrebbe diventare molto luminosa. Ne parleremo in maniera più approfondita nella rubrica del prossimo numero.
Immagine ottenuta con una reflex APSC applicata ad un rifrattore apocromatico 102/820. Come filtro per attenuare la luce solare ho usato un prisma di Herschel autocostruito. Crediti: Cristian Fattinnanzi.
L’eclissi parziale di Sole del 29 marzo 2025 è passata, lasciando dietro di sé dei crucci ma anche molte immagini nonostante il meteo avverso che ha caratterizzato gran parte del territorio italiano. L’evento, atteso dagli appassionati di astronomia e da molti divulgatori impegnati con le scuole, è stato comunque seguito con grande partecipazione: tra nuvole, pioggerella e aperture improvvise, in tanti sono riusciti a catturare il momento in cui la Luna ha oscurato parzialmente il disco solare.
Tra i tanti che hanno documentato il fenomeno, anche Lorenzo Busilacchi, che ha seguito l’eclissi dal Margine Rosso, in Sardegna. “Sino all’ultimo pensavo di non riprendere l’eclissi parziale, causa vento e qualche pioggerellina occasionale“, racconta. E invece, proprio nell’ultima ora utile, approfittando di una finestra di sereno, è riuscito a realizzare un suggestivo video in 4K. Le riprese sono state effettuate con una Nikon P1000 dotata di filtro solare a luce bianca, montata su una Skywatcher GTI con inseguimento solare attivo.
Hai fotografato l’eclissi? Carica la tua immagine su PhotoCoelum e mostrala a tutta la community!
Ormai superato il Novilunio del 29 Marzo, la fase di Luna crescente appena iniziata si inoltra nei primi giorni del nuovo mese toccando alle ore 04:15 del 5 Aprile la fase di Primo Quarto ma a -8° sotto l’orizzonte, in attesa di sorgere alle ore 11:53. Basterà attendere le ore serali e col nostro satellite in fase di 7,3 giorni, a prescindere da meteo, seeing e da tutte le variabili che potenzialmente potrebbero guastare la serata, ci ritroveremo nelle migliori condizioni per interessanti osservazioni, anche con piccoli strumenti, di un’infinità di strutture geologiche a nostra disposizione dal piccolo craterino fino ai grandi bacini da impatto, antichissime e profonde voragini ormai ricolme di detriti e materiale lavico solidificato che con la scura colorazione delle rocce basaltiche creano un evidente contrasto rispetto agli altipiani, rendendo immediatamente individuabili le aree dei mari Nectaris, Fecunditatis, Crisium, Tranquillitatis e Serenitatis oltre ai marginali Smythii e Marginis al confine con l’altro emisfero. Inoltre nella medesima serata la zona di massima librazione si troverà in prossimità del bacino da impatto meglio noto come mare Australe nel settore sudest della Luna e suddiviso fra i due emisferi.
Il procedere della fase crescente, alle ore 02:22 del 13 Aprile, porterà il nostro satellite in Luna Piena ad una distanza di 402895 km dalla Terra, diametro apparente 29.66’ e con un’altezza sull’orizzonte di +33°. Se in Primo Quarto abbiamo osservato le scure aree dei grandi bacini da impatto, in questo caso, con la completa illuminazione del disco lunare, sarà possibile notare come il mare Frigoris esteso immediatamente a nord di Imbrium presenti una colorazione decisamente più chiara, così come una parte dell’adiacente Lacus Somniorum. Un’ulteriore annotazione riguarda la zona di massima librazione che nel caso specifico si troverà in prossimità della regione polare settentrionale (N-NE cratere Meton), ma ancora più interessante sarà nelle successive serate/nottate quando il fenomeno della librazione scorrerà lungo tutta la regione polare fino al settore nordovest, imperdibile occasione per vedere “che cosa c’è dall’altra parte….”.
Dal Plenilunio appena visto ripartirà la fase calante che alle ore 03:36 del 21 Aprile porterà il nostro satellite in Ultimo Quarto ad un’altezza sull’orizzonte di +3°55’ dopo essere sorto alle ore 03:08. Per chi intendesse portare il telescopio sul balcone in orario notturno mi permetto di suggerire che in prossimità dell’equatore lunare vi sono due vaste strutture crateriformi quasi adiacenti fra loro ma nettamente differenti: si tratta di Grimaldi, diametro 222 km, profondo 4900 mt con una platea ricoperta da rocce basaltiche decisamente scure, e da Riccioli di 146 km di diametro con pareti alte 4700 mt. Quest’ultimo cratere presenta una platea molto più chiara rispetto al vicino Grimaldi e con una zona di scuri basalti di limitata estensione a nord. Entrambe le strutture si trovano pochi gradi a sud dell’equatore ed a breve distanza dal bordo occidentale dell’Oceanus Procellarum.
La fase calante terminerà alle ore 21:31 del 27 Aprile col Novilunio con l’emisfero rivolto verso il nostro pianeta completamente in ombra, mentre sarà perfettamente illuminato dalla luce solare l’emisfero opposto. Da qui, come succede da oltre 4,5 miliardi di anni, ripartirà un nuovo ciclo lunare fino a chiudere questo mese con la Luna in fase di 3 giorni che la sera del 30 Aprile (a +23° alle 21:30) avrà la zona di massima librazione in prossimità del mare Australe (area intorno al cratere Lyot), ottima occasione per chiudere in bellezza in attesa del prossimo mese.
Congiunzioni e Occultazioni Notevoli
La seconda parte dell’articolo di Francesco Badalotti, dedicato alla Luna di Aprile, con la descrizione delle Congiunzioni e Occultazioni notevoli, le Falci Lunari, e la tabella delle effemeridi è disponibile per i lettori abbonati alla versione digitale o al cartaceo.
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Occultazione Luna-Pleiadi
Spettacolare occultazione dell’ammasso aperto delle Pleiadi (M45) da parte della Luna che alle ore 22:01 del 01 Aprile 2025 sarà in fase di 3,9 giorni ad un’altezza sull’orizzonte di +17°. La Luna tramonterà alle ore 23:52 rendendo purtroppo inosservabili le fasi terminali dell’occultazione.
Congiunzione Luna-Giove
Alle ore 01:22 del 03 Aprile 2025 assisteremo alla congiunzione larga (5,5°) del pianeta Giove da parte della Luna in fase di 5 giorni quando purtroppo verrà a trovarsi poco sotto l’orizzonte in quanto il suo tramonto è previsto per le ore 01:09.
Congiunzione Luna-Marte
Interessante congiunzione (2,2°) alle ore 20:03 del 05 Aprile 2025 fra il pianeta Marte e la Luna in fase di 8 giorni ad un’altezza sull’orizzonte di +73° (culminerà in meridiano alle ore 19:58).
Congiunzione Luna-Spica
Alle ore 03:23 del 13 Aprile 2025 congiunzione (1°9’) fra Spica, stella variabile e doppia, la più luminosa nella Vergine e la Luna Piena in fase di 14,8 giorni ad un’altezza sull’orizzonte di +27°.
Congiunzione Luna-Venere-Saturno
Una falce di Luna in fase di 26,4 giorni alle ore 02:20 del 25 Aprile sarà in congiunzione col pianeta Venere (2,4°), purtroppo a -27° al di sotto dell’orizzonte. La Luna però sorgerà alle ore 04:53 pertanto sarà comunque possibile seguire almeno parzialmente questo evento con l’aggiunta del pianeta Saturno a poco più di 1° di separazione. Nello stesso giorno alle ore 05:23 spettacolare congiunzione fra il pianeta Saturno e la falce di Luna in fase di 26,4 giorni a 1°18’ di separazione, con la presenza del pianeta Venere a circa 3°. Nel caso specifico la Luna sarà ad un’altezza di +5° sull’orizzonte dopo essere sorta alle ore 04:53.
Le FALCI lunari di Aprile
Primo appuntamento per chi segue le falci lunari per la nottata del 24 Aprile quando alle ore 04:31 sorgerà una falce di 25,6 giorni. Qualche osservazione col telescopio fra i basalti di Procellarum e le rocce anortositiche degli altipiani con l’inconfondibile “macchia nera” del cratere Grimaldi in prossimità dell’equatore. La massima librazione sarà alla latitudine dei crateri Eddington/Struve. La successiva nottata, il 25 Aprile, alle ore 04:53 sorgerà una falce di 26,6 giorni preceduta a breve distanza dal pianeta Venere, seguita da Saturno e più lontano anche da Mercurio. Imperdibile e scenografico raggruppamento ma di rapida esecuzione per la vicinanza al sorgere del Sole. Per quanto riguarda la fase crescente, una falce di 2 giorni tramonterà alle ore 22:45 del 29 Aprile ed un’altra di 3 giorni scenderà sotto l’orizzonte alle ore 23:59 del 30 Aprile. Da segnalare che in entrambe queste ultime falci la massima librazione si troverà in prossimità del mare Australe. 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.
La distanza fra la Terra e la Luna in Km è geocentrica e non topocentrica.
L’istante in T.U.(Perigei e Apogei) rappresenta quello segnato dagli orologi sul Meridiano di Greenwich (London).
A questo istante aggiungere 1ora per il Tempo Medio dell’Europa Centrale; 2 ore se è in vigore l’ora
Tutti i valori vengono calcolati con formule rilevate dal libro ‘Astronomical Algorithms’ di Jean Meeus
LIBRAZIONI di APRILE
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.
– LIBRAZIONI di APRILE: 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.
– 01 Aprile: Massima Librazione mare Australe.
– 02 Aprile: Massima Librazione mare Australe.
– 03 Aprile: Massima Librazione mare Australe.
– 04 Aprile: Massima Librazione mare Australe.
– 05 Aprile: Massima Librazione a Sudest cratere Furnerius.
– 06 Aprile: Massima Librazione a Est cratere Furnerius.
– 07 Aprile: Massima Librazione crateri Petavius–Humboldt.
– 08 Aprile: Massima Librazione E-SE cratere Vendelinus.
– 09 Aprile: Massima Librazione a Est cratere Langrenus.
– 10 Aprile: Massima Librazione Mare Crisium, mare Marginis.
– 11 Aprile: Massima Librazione a Est cratere Gauss.
– 29 Aprile: Massima Librazione lato Sud mare Australe.
– 30 Aprile: Massima Librazione mare Australe.
– 12 Aprile: Massima Librazione a NE cratere Democritus.
– 13 Aprile: Massima Librazione a Nord crateri Anaxagoras, Goldschmidt.
– 14 Aprile: Massima Librazione a Nord cratere Anaximenes.
– 15 Aprile: Massima Librazione a Nord cratere Pythagoras.
– 16 Aprile: Massima Librazione a N-NW cratere Pythagoras.
– 17 Aprile: Massima Librazione a Nord cratere Xenophanes.
– 18 Aprile: Massima Librazione a Nord cratere Repsold.
– 19 Aprile: Massima Librazione a Nord cratere Repsold.
– 20 Aprile: Massima Librazione a Nord cratere Gerard.
– 21 Aprile: Massima Librazione a Nord cratere Lavoisier.
– 22 Aprile: Massima Librazione a Ovest cratere Lavoisier.
– 23 Aprile: Massima Librazione a Ovest cratere Ulugh Beigh.
– 24 Aprile: Massima Librazione a Ovest cratere Struve.
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La Luna del Mese di Aprile è pubblicata in Coelum 273
In copertina di Coelum 273 CINQUE PIANETI CON LA LUNA AL TRAMONTO
DI ANTONIO FINAZZI
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Sebbene il Sole sia una stella gigantesca, nel cielo appare come un piccolo disco luminoso. Ma quanto è grande esattamente questo disco? Calcolare il diametro apparente del Sole o della Luna è un esercizio semplice e affascinante, che unisce osservazione astronomica, matematica e un pizzico di curiosità scientifica. È un’attività perfetta anche per le scuole, perché aiuta a sviluppare il pensiero critico, la capacità di misurazione e la comprensione delle proporzioni tra oggetti celesti e le loro distanze dalla Terra. E soprattutto, insegna a guardare il cielo con occhi più attenti e consapevoli.
Partiamo dal Sole e consideriamo i seguenti dati:
Distanza media Sole-Terra DST = 150.000.000 km
Diametro Sole d = 1.392.700 km ovvero r = 696.350 km
Vediamo come calcolare l’angolo θ/2
Per definizione abbiamo:
Quindi:
Da qui:
Riassumendo, il diametro apparente del Sole è 0,52°.
Possiamo applicare gli stessi calcoli per ottenere il diametro apparente della Luna, considerando che
Distanza Luna-Terra DLT = 384.400 km
Diametro Luna d = 3.474,8 km ovvero r = 1.742,4 km
Avremo:
Da qui:
Questo è il valore medio, ma possiamo calcolare anche il diametro apparente della Luna in perigeo e in apogeo.
Diametro angolare della Luna in perigeo: applicando lo stesso procedimento, otteniamo:
Diametro angolare della Luna in apogeo: applicando lo stesso procedimento, otteniamo:
per cui
Analogamente, per avere un quadro ancora più completo potremmo calcolare il diametro apparente del Sole quando la Terra si trova in perielio e in afelio, ottenendo rispettivamente 0,54° e 0,52°.
Ricordiamo il 29 marzo eclissi parziale di Sole. Articolo completo qui
Immagine orizzontale suddivisa in due pannelli.
A sinistra, Nettuno osservato dal telescopio spaziale Hubble: un disco blu inclinato di circa 25 gradi verso sinistra. Si notano macchie bianche in corrispondenza delle ore 7 e poco sopra le ore 5 (seguendo un quadrante immaginario).
A destra, una vista complementare del pianeta ottenuta combinando dati di Hubble e del James Webb. Nettuno appare come una sfera blu dalle molte sfumature. Le stesse macchie bianche sono visibili nelle stesse posizioni dell’immagine a sinistra, ma se ne aggiungono altre al centro e nella parte superiore del pianeta. Lungo il lato destro si distinguono anche macchie ciano distribuite verticalmente: la parte superiore di queste aree appare più trasparente rispetto a quella inferiore.
Crediti immagine:
NASA, ESA, CSA, STScI, Heidi Hammel (AURA), Henrik Melin (Northumbria University), Leigh Fletcher (University of Leicester), Stefanie Milam (NASA-GSFC)
Per la prima volta, il telescopio spaziale James Webb (NASA/ESA/CSA) ha catturato un’attività aurorale luminosa su Nettuno. Le aurore si formano quando particelle energetiche, spesso provenienti dal Sole, restano intrappolate nel campo magnetico di un pianeta e collidono con l’alta atmosfera, sprigionando luce.
In passato, gli astronomi avevano raccolto solo indizi della presenza di aurore su Nettuno, mentre erano già state osservate su Giove, Saturno e Urano. Ora, grazie alla sensibilità nel vicino infrarosso dello strumento NIRSpec di Webb, utilizzato nel giugno 2023, questo tassello mancante è stato finalmente rivelato.
Immagine orizzontale suddivisa in due pannelli. A sinistra, Nettuno osservato dal telescopio spaziale Hubble: un disco blu inclinato di circa 25 gradi verso sinistra. Si notano macchie bianche in corrispondenza delle ore 7 e poco sopra le ore 5 (seguendo un quadrante immaginario). A destra, una vista complementare del pianeta ottenuta combinando dati di Hubble e del James Webb. Nettuno appare come una sfera blu dalle molte sfumature. Le stesse macchie bianche sono visibili nelle stesse posizioni dell’immagine a sinistra, ma se ne aggiungono altre al centro e nella parte superiore del pianeta. Lungo il lato destro si distinguono anche macchie ciano distribuite verticalmente: la parte superiore di queste aree appare più trasparente rispetto a quella inferiore. Crediti immagine: NASA, ESA, CSA, STScI, Heidi Hammel (AURA), Henrik Melin (Northumbria University), Leigh Fletcher (University of Leicester), Stefanie Milam (NASA-GSFC)
Le immagini mostrano le aurore come macchie ciano a latitudini medie — una disposizione insolita, dovuta al campo magnetico di Nettuno, inclinato di 47° rispetto all’asse di rotazione. Questo comportamento anomalo era già stato scoperto da Voyager 2 nel 1989.
Oltre all’immagine, Webb ha fornito uno spettro dell’atmosfera superiore del pianeta, rivelando una linea di emissione molto marcata dell’H3+, un segno caratteristico delle aurore. I dati hanno anche permesso di misurare, per la prima volta dal flyby di Voyager 2, la temperatura della ionosfera di Nettuno, risultata sorprendentemente più fredda di quanto previsto — una possibile spiegazione per cui le aurore erano rimaste invisibili finora.
Questa scoperta, pubblicata su Nature Astronomy, apre una nuova finestra nello studio dei pianeti giganti ghiacciati. Il team scientifico prevede ora di monitorare Nettuno durante un intero ciclo solare, nella speranza di chiarire l’origine del suo bizzarro campo magnetico.
Il 2025 ci ha regalato un mese di marzo ricco di eventi astronomici: dopo il lunistizio maggiore settentrionale e meridionale del 7 e del 22, rispettivamente, il 29 marzo il Sole e la Luna a braccetto ci offriranno lo spettacolo di un’eclissi solare che, seppur parziale, animerà l’entusiasmo di tutti gli appassionati. Immaginiamo di essere in una stanza illuminata da una lampada e che qualcuno ci passi davanti. In quel momento, ovviamente, la luce si affievolirà e vedremo un’ombra proiettarsi nella nostra direzione, fino a quando la persona non si sarà spostata. A seconda di come si posiziona, il nostro “disturbatore” potrebbe oscurare completamente o solo parzialmente la lampada. Se nel frattempo siamo noi metterci in un’altra posizione, potremmo intravedere nuovamente la lampada o parte di essa. La lampada potrebbe essere il Sole e la persona che vi passa davanti la Luna: abbiamo simulato un’eclissi solare! In termini pratici, si verifica un’eclissi solare quando la Luna si interpone tra la Terra e il Sole, coprendo quest’ultimo parzialmente o totalmente e facendo sì che venga proiettato un cono d’ombra sulla Terra.
Fig. 1 – Schema di un’eclissi totale di Sole. L’immagine non è in scala
Un’eclissi totale è possibile solo perché il diametro apparente del Sole e quello della Luna, per una pura casualità, coincidono e sono pari a circa mezzo grado. Le motivazioni sono intuitivamente chiare se consideriamo che il Sole è 400 volte più grande della Luna, ma è anche 400 volte più distante! Per calcolare il diametro apparente del Sole e della Luna in maniera più accurata, si veda il paragrafo di approfondimento. Questo significa che se i due corpi sono perfettamente allineati, i loro dischi si sovrappongono. È chiaro che in un’eclissi di Sole la disposizione dei tre corpi celesti è analoga a quella di una Luna nuova. Allora, ci potremmo chiedere: “Perché non abbiamo un’eclissi di Sole in occasione di ciascun novilunio?”. La risposta sta nel fatto che il piano orbitale della Luna è inclinato di circa 5,14° rispetto a quello dell’eclittica, ovvero del percorso che la Terra compie intorno al Sole durante la sua rivoluzione (o del moto apparente del Sole visto dalla Terra). Pertanto, in occasione del novilunio, potremo avere un’eclissi di Sole solo al verificarsi di determinate condizioni aggiuntive.
Fig. 2 – Il piano orbitale della Luna è inclinato di circa 5,14° rispetto all’eclittica. Nella figura l’inclinazione è enfatizzata.
I due piani orbitali, come si può vedere nella figura 2, si intersecano esclusivamente in due punti, detti nodi. Quando la Luna è in corrispondenza di uno dei due nodi, allora in quel punto i due piani orbitali risultano allineati, e siamo a buon punto per un’eclissi solare. Tuttavia, come abbiamo visto sopra, è necessario che il nostro satellite sia anche in fase di novilunio. E ancora non è sufficiente…
Fig. 3 – Affinché possa aver luogo un’eclissi solare totale, è necessario che la Luna sia compresa tra i punti A e B.
Terza condizione, che si evince dalla Figura 3, è che la Luna deve trovarsi compresa tra i punti A e B, altrimenti non verrà proiettato alcun cono d’ombra sulla Terra. Riassumendo, condizioni necessarie e sufficienti affinché si possa avere un’eclissi di Sole sono tre: ⦁ La Luna deve trovarsi in corrispondenza di uno dei nodi ⦁ La Luna deve essere nella fase di novilunio ⦁ La distanza della Luna dal nodo non deve essere superiore a 17° da una parte o dall’altra
Che tipi di eclissi possiamo avere?
Nelle figure di cui sopra abbiamo mostrato la situazione senz’altro più affascinante di un’eclissi totale, in cui il disco solare risulta completamente nascosto dalla Luna per un certo periodo di tempo. Dalla Figura 1 si evince come la regione della Terra che rientra nel cono d’ombra vedrà il Sole completamente eclissato, mentre l’area circostante sarà in penombra. Il cono d’ombra e quello di penombra si sposteranno con il trascorrere del tempo, rendendo il fenomeno visibile in punti diversi della Terra in momenti differenti. Questa è un’eclissi totale. Se la Luna è soltanto in prossimità di un nodo, e non in una posizione centrale come nella Figura 1, non coprirà completamente il disco solare perché i piani orbitali non sono perfettamente allineati e avremo un’eclissi solare parziale, la situazione in cui ci troveremo il 29 marzo. Con un’eclissi di penombra, mostrata nella Figura 4, invece la Terra entra solo nel cono di penombra e non nel cono d’ombra prodotto dalla Luna. Ciò che si vede in questo caso è soltanto un abbassamento non significativo della luminosità del Sole.
Fig. 4 – Eclissi di penombra
Per comprendere cos’è, invece, un’eclissi anulare, ricordiamo che la distanza media tra Terra e Luna è di 384.400 km. Si parla di distanza media perché la Luna percorre un’orbita ellittica intorno alla Terra, che occupa uno dei fuochi. Pertanto, la Luna oscillerà tra una distanza minima (perigeo) di 363.300 km e una distanza massima (apogeo) di 405.500 km (la media di questi due valori è appunto 384.400 km). Ferme restando le condizioni di cui sopra per un’eclissi totale, quando la Luna si trova in apogeo il suo diametro angolare è leggermente inferiore, ovvero 0,48°, rispetto al Sole. Questo significa che il disco della Luna non coprirà completamente quello del Sole, lasciando tutto intorno una corona sporgente. Stiamo assistendo alla cosiddetta eclissi anulare, che diventerà la sola tipologia possibile di eclissi totale solare quando la Luna si sarà allontanata dalla Terra di una quantità sufficiente.
Dove sarà visibile l’eclissi del 29 marzo?
Si tratterà di un’eclissi caratterizzata da un’ampia visibilità: le aree interessate sono l’America nord-orientale e sud-orientale, l’Europa centrale e settentrionale, l’Africa occidentale, l’Asia settentrionale, l’Artide, e parte della Russia. Da notare che in USA e nell’est del Canada il sole sorgerà già parzialmente eclissato, garantendo uno spettacolo sicuramente inusuale. L’Italia meridionale sarà particolarmente svantaggiata: Napoli si trova alla latitudine limite, sotto la quale il fenomeno non sarà visibile. Nella città partenopea, avremo una magnitudine di eclissi pari a 0,0232; in Basilicata, Puglia, Calabria e Sicilia purtroppo non ci sarà alcun accenno del fenomeno. La città tra quelle italiana che potrà raccontare di aver goduto dell’eclissi migliore è Aosta, con una magnitudine di eclissi pari a 12,54. La tabella seguente, ordinata per ora di inizio, elenca per ciascuna delle città elencate gli orari di inizio, centralità e fine dell’eclissi, la magnitudine di eclissi e la percentuale di oscuramento.
Città
Ora inizio
Centralità
Mag.
% oscuramento
Ora fine
AN
11:36
12:07
0,894
3,21%
12:38
AO
11:17
12:02
0,224
12,54%
12:49
BO
11:28
12:05
0,1405
6,27%
12:43
CA
11:24
11:53
0,816
2,80%
12:23
CB
11:47
12:05
0,0301
0,63%
12:24
FI
11:28
12:04
0,1285
5,50%
12:41
GE
11:21
12:02
0,177
8,82%
12:44
AQ
11:38
12:05
0,0672
2,10%
12:32
MI
11:21
12:04
0,1916
9,90%
12:48
NA
11:47
12:03
0,0232
0,43%
12:20
PD
11:29
12:08
0,1489
6,83%
12:46
PG
11:33
12:05
0,0979
3,67%
12:37
RM
11:35
12:03
0,0733
2,39%
12:31
TO
11:17
12:02
0,2081
11,18%
12:47
TN
11:27
12:08
0,1727
8,50%
12:49
UD
11:33
12:10
0,1405
6,27%
12:48
VE
11:31
12:08
0,1424
6,40%
12:46
Fig. 5 – Il percorso nell’eclissi attraverso il globo
Fig. 6 – Il momento della centralità ad AostaFig. 7 – Il momento della centralità a Napoli
Terminologia
La magnitudine di eclissi indica la frazione di diametro del disco solare che viene coperta dalla Luna nel momento centrale. Un valore pari a 0 indica l’assenza di eclissi, mentre numeri maggiori o uguali a 1 indicano un’eclissi totale. A Napoli ad esempio, la magnitudine di eclissi sarà di 0,0232: significa che se il diametro del Sole è pari a 1.392.700 km, di esso ne verranno oscurati 32.310,64 km. Il valore della magnitudine è direttamente proporzionale alla durata dell’eclissi. Questo valore viene si presta a interpretazioni erronee. Infatti, in alcuni prospetti riepilogativi viene confuso con la percentuale di oscuramento del disco solare che, come vediamo nella Tabella 1, è differente. Altro errore da non fare è confonderla con la magnitudine di un oggetto celeste, ovvero con la misura della sua luminosità.
Come osservare un’eclissi di Sole
Sebbene durante un’eclissi solare la nostra stella sia parzialmente o totalmente oscurata, la quantità di radiazioni che arrivano all’occhio sono insostenibili, ed è elevato il rischio di una retinopatia attinica che danneggia irreversibilmente coni e bastoncelli, senza che si percepisca immediatamente una condizione dolorosa. Il Sole, anche in eclissi, non va mai osservato senza le dovute protezioni, a maggior ragione se usiamo uno strumento come un binocolo o un telescopio. Sono da bandire, in maniera assoluta, gli occhiali da sole, le vecchie pellicole fotografiche, le lastre radiografiche, i vetri offuscati con la fiamma di una candela e perfino i vetrini da saldatore, a meno che non abbiano un fattore di oscuramento di almeno 12 din. Il modo più sicuro per la visione è l’utilizzo di appositi occhialini, realizzati in Astrosolar o con altri filtri analoghi certificati per l’osservazione del Sole, che tagliano oltre il 99,999 della radiazione solare. Stesso discorso se vogliamo usare strumentazione osservativa. In questo caso, il rischio non è solo quello di danneggiare lo strumento (ad esempio, l’oculare, il sensore della fotocamera, ecc.): un binocolo o un telescopio concentrano i raggi solari in direzione dell’occhio, aumentando in maniera drammatica il rischio di danni permanenti. Possiamo proteggere i nostri occhi e la nostra strumentazione usando filtri acquistati già pronti oppure autocostruiti usando una pellicola in Astrosolar o analoghi. Se ci piace dedicarci al bricolage, è importante prestare attenzione alla realizzazione, accertandoci che non ci siano dei punti di passaggio della luce. E prima di ogni uso, verificare sempre che il filtro sia integro!
Vediamo adesso come sfruttare al meglio la nostra strumentazione per l’eclissi del 29 marzo, e facendo tesoro degli insegnamenti e dell’esperienza per gli eventi futuri. Alla luce, e mi si perdoni il gioco di parole, di quanto detto prima, si dà per scontato, anche laddove non precisato esplicitamente, che si farà uso di adeguati filtri.
Occhialini in Astrosolar e analoghi: tornano utili per osservare senza altra strumentazione il fenomeno, ma solo in quelle località dove la magnitudine di eclissi è elevata. Ad Aosta avremo una percezione sufficiente dell’eclissi anche con gli occhialini, mentre a Napoli sicuramente no.
Binocoli: già con un classico 10×50 riusciremo a goderci lo spettacolo, a patto di usare un cavalletto, così da avere una buona stabilità di visione. Se poi siete i fortunati possessori di un 25×100 montato su un cavalletto con testa di precisione a tre vie, come nel mio caso, il divertimento sarà assicurato. Vi ricordo che un binocolo, a differenza di un telescopio, offre una visione binoculare, e dunque stereoscopica: l’esperienza diventa immersiva e coinvolgente, più che con un telescopio!
Fotocamera: anche in questo caso, è importante usare un cavalletto adeguato, che riduca le vibrazioni e garantisca stabilità. Vi consiglio di usare un dispositivo di scatto automatico, in maniera da poter avere un elevato numero di fotografie da montare in un timelapse, senza un intervento continuo da parte vostra, che potrete continuare a osservare il cielo.
Telescopio: un basso ingrandimento ci consentirà di avere un quadro d’insieme del Sole, mentre con ingrandimenti più spinti potremo cogliere i dettagli dell’eclissi, specialmente nel momento del primo contatto. Attenzione a smontare il cercatore, a meno che non sia dotato anch’esso di filtro, per evitare che voi o altri possiate anche involontariamente usarlo.
Smart telescope: il vantaggio di questi strumenti è la loro autonomia. Potrete impostare un video o un timelapse e intanto dedicarvi ad altri tipi di osservazioni, senza ulteriore intervento da parte vostra, con risultati paragonabili o superiori a una buona fotocamera.
Una considerazione importante: il filtro solare va montato davanti a monte dell’ottica, e non all’oculare, per un motivo molto semplice. Se non filtriamo la luce a monte, la radiazione solare arriverà all’oculare già amplificata, danneggiando lo strumento e rischiando di provocare danni ai nostri occhi! Il filtro che monterete sullo strumento osservativo vi renderà molto difficile puntare agevolmente il Sole: non vedrete assolutamente nulla fin quando il disco solare non sarà nell’oculare! Individuare il Sole spesso è una vera e propria impresa. Per quanto mi riguarda, con un telescopio manuale (ad esempio, il mio Dobson) riesco a trovare più facilmente un oggetto del cielo profondo (di notte, ovviamente), in quanto posso usare le stelle e le costellazioni come riferimento, che il Sole. E, quindi, come risolvere la questione? Dobbiamo fare attenzione all’ombra che lo strumento osservativo proietta a Terra man mano che tentiamo di puntare il Sole alla cieca (!): quando essa avrà raggiunto la sua dimensione minima, siamo orientati verso il Sole! Con un oculare a basso ingrandimento, quasi certamente ritroveremo il disco solare nel campo; qualche piccolo affinamento e potremo poi usare un oculare più spinto, se così ci piace!
Nel numero 273 di Coelum Astronomia lo speciale dedicato al 25° ciclo solare a cura di Valentina Penza.
Nella serata del 24 marzo 2025, i cieli italiani — e di gran parte dell’Europa — sono stati attraversati da una visione a dir poco mozzafiato: una spirale luminosa, apparsa intorno alle 21:00, ha lasciato senza parole migliaia di osservatori. Ma niente paura: non si è trattato di un evento misterioso, bensì della spettacolare “passivazione” del secondo stadio del razzo Falcon 9 di SpaceX, lanciato da Cape Canaveral alle 18:48 per la missione NROL-69.
La passivazione è una manovra tecnica, necessaria per liberare il razzo dal carburante residuo prima del rientro atmosferico. Il risultato, quando avviene ad alta quota e in condizioni favorevoli, è una vera e propria “danza cosmica”, visibile a occhio nudo da vaste aree del pianeta.
Vi presentiamo il suggestivo contributo video realizzato da Samuele Pinna, che ha ripreso l’intero fenomeno in altissima qualità. Un documento raro e affascinante, da non perdere.
Nel 2023 era già stato segnalato un altro avvistamento nei cieli dell’Alaska QUI
L’espansione accelerata dell’universo, scoperta alla fine degli anni ’90 (Riess et al., 1998; Perlmutter et al., 1999), continua a rappresentare uno dei più grandi enigmi della cosmologia moderna. Per affrontare questo mistero, un consorzio internazionale di ricercatori ha recentemente presentato le Discovery Simulations, una nuova coppia di simulazioni cosmologiche ad alta risoluzione sviluppate per approfondire la natura dell’energia oscura.
Il lavoro, guidato da ricercatori del Argonne National Laboratory (anl.gov) e del Dark Energy Spectroscopic Instrument (desi.lbl.gov), offre un banco di prova senza precedenti per testare modelli cosmologici alternativi. Le simulazioni sono state realizzate utilizzando il codice HACC (Hardware/Hybrid Accelerated Cosmology Code), ottimizzato per i supercomputer più potenti attualmente disponibili.
Due universi a confronto
Le Discovery Simulations consistono in due modelli evolutivi dell’universo, costruiti con condizioni iniziali identiche ma con parametri cosmologici differenti. Una simulazione segue il classico modello ΛCDM, in cui l’energia oscura è rappresentata da una costante cosmologica. L’altra esplora un modello più dinamico, w₀wₐCDM, dove l’energia oscura evolve nel tempo secondo una precisa equazione di stato, come suggerito dai recenti risultati del primo anno di osservazioni del DESI (DESI Collaboration et al., 2024).
Ogni simulazione ha elaborato 6720³ particelle in un volume cubico di 1,5 gigaparsec (circa 4,9 miliardi di anni luce per lato), con una risoluzione in massa di circa 4×10⁸ masse solari. L’operazione si è svolta su Aurora, il supercomputer exascale basato su GPU dell’Argonne Leadership Computing Facility, impiegando 960 nodi e oltre 5700 GPU in un tempo straordinariamente breve: circa due giorni per simulazione.
Confronto visivo di una piccola regione nelle simulazioni a z = 0. A sinistra: modello ΛCDM; a destra: modello w₀wₐCDM. Le differenze tra i due scenari cosmologici sono sottili, ma comunque visibili quando si osservano i dettagli più fini della struttura. Questo confronto evidenzia quanto sia difficile, nella cosiddetta “cosmologia di precisione”, ottenere misure cosmologiche in grado di rilevare anche i più piccoli cambiamenti nella formazione delle strutture dell’universo. È disponibile anche un breve video che mostra l’evoluzione temporale di una piccola porzione dello spazio simulato.
Una mappa dettagliata dell’evoluzione cosmica
Grazie a queste simulazioni, i ricercatori hanno potuto analizzare con precisione le differenze tra i due modelli cosmologici in vari aspetti fondamentali: lo spettro di potenza della materia, la funzione di massa degli aloni di materia oscura e i tassi di accrescimento di massa degli stessi.
I risultati mostrano che il modello w₀wₐCDM genera differenze quantificabili rispetto a ΛCDM, con variazioni fino al 5–10% nella distribuzione della materia su larga scala, e fino al 20% nella frequenza di aloni massicci a determinate epoche cosmiche. Sebbene queste discrepanze possano sembrare contenute, esse offrono importanti spunti per migliorare la precisione degli strumenti di analisi cosmologica.
Influenza della cosmologia w₀wₐCDM sullo spettro di potenza della materia. In alto: confronto degli spettri di potenza della materia ottenuti nelle due simulazioni: linea continua per il modello ΛCDM, linea tratteggiata per il modello w₀wₐCDM, mostrati a tre diverse epoche cosmiche: z = 0 (colore blu), z = 0.5 (rosa) e z = 1 (rosso). In basso: differenza percentuale tra gli spettri di potenza delle due simulazioni a ciascun redshift, cioè quanto i due modelli divergono nella distribuzione della materia su varie scale spaziali.
Galassie simulate e formazione stellare
Un altro punto di forza delle Discovery Simulations è la possibilità di associare alle strutture simulate delle popolazioni galattiche plausibili. Utilizzando modelli innovativi come Diffstarpop (GitHub link), i ricercatori hanno generato galassie sintetiche basate sull’accrescimento di massa degli aloni, esplorando così come la cosmologia influenza la storia della formazione stellare.
I dati indicano che, nei modelli con energia oscura variabile, le galassie formano stelle con una leggera riduzione del tasso di formazione, specialmente agli alti redshift (z > 1). Questo effetto, sebbene modesto (∼2–4%), potrebbe diventare rilevante in studi statistici su larga scala, come quelli previsti da future survey del cielo.
Un patrimonio pubblico per la comunità scientifica
Le simulazioni non sono solo uno strumento teorico, ma un patrimonio messo a disposizione della comunità: i cataloghi degli aloni di materia oscura a tre epoche cosmiche (z = 1.0, 0.5, 0) sono pubblicamente accessibili attraverso l’HACC Simulation Data Portal, utilizzando un account Globus. L’importanza di queste simulazioni risiede nella loro capacità di accompagnare i dati osservativi con un supporto teorico all’avanguardia. Con missioni come Euclid, LSST e il Nancy Grace Roman Space Telescope pronte a esplorare l’universo con una precisione senza precedenti, strumenti come le Discovery Simulations saranno essenziali per interpretare i segnali cosmologici più sottili.
Gli autori, tra cui N. Padmanabhan, M. White, K. Heitmann e J. Alarcón, concludono auspicando che queste simulazioni rappresentino la base per futuri cataloghi galattici sintetici e per l’analisi di statistiche cosmologiche di ordine superiore, in grado di distinguere tra modelli di energia oscura oggi ancora in competizione.
La galassia a spirale J2345−0449 ospita un buco nero supermassiccio che genera getti radio lunghi oltre un megaparsec, un fatto rarissimo per una spirale. Priva di bulge classico, mostra una struttura regolare e una formazione stellare centrale soppressa, probabilmente a causa del feedback dell’AGN. Un caso unico per studiare l’evoluzione galattica.
Nel vasto panorama dell’Universo, alcune galassie brillano non solo per la loro luce, ma per la loro capacità di sfidare le regole della cosmologia. È il caso di 2MASX J23453268−0449256, nota anche come J2345−0449, una galassia a spirale estremamente massiccia e rapida nella rotazione, che ha catturato l’attenzione degli astronomi per un fatto davvero eccezionale: la presenza di getti radio colossali, estesi su scala megaparsec (oltre 3 milioni di anni luce), una caratteristica tipica delle galassie ellittiche e non delle spirali.
Immagine radio a 323 MHz della galassia J2345−0449 ottenuta con il radiotelescopio GMRT Questa immagine mostra la sorgente radio gigante associata alla galassia a spirale J2345−0449, osservata alla frequenza di 323 MHz con il Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT). I dati rivelano un’emissione radio di ampiezza eccezionale, che si estende ben oltre i confini della galassia visibile. Tra gli aspetti più sorprendenti, spicca la presenza – rarissima – di due coppie concentriche di lobi radio, una interna e una esterna, generate dai getti emessi dal buco nero centrale. I lobi più interni si estendono per circa 387 mila anni luce (circa 387 kpc), mentre quelli più esterni raggiungono una lunghezza di circa 1,6 milioni di anni luce (circa 1,6 Mpc), rendendo questa una delle più grandi sorgenti radio conosciute associate a una galassia spirale. Il centro attivo della galassia, cioè il nucleo dell’AGN (Nucleo Galattico Attivo), è chiaramente rilevato come una sorgente compatta nel cuore dell’immagine. Il contorno bianco tratteggiato mostra il profilo della galassia nella luce visibile, ingrandito di circa 4 volte per facilitarne la visione. La barra di scala indica una distanza di 500 kpc, utile per apprezzare l’enorme estensione dell’emissione radio. Nell’immagine in dettaglio (riquadro in basso a sinistra) è visibile un ingrandimento dei lobi interni, ottenuto con il Very Large Array (VLA) alla frequenza di 4.8 GHz. Qui si osserva una morfologia tipica delle sorgenti di tipo FR-II (Fanaroff & Riley, 1974): i lobi sono luminosi ai bordi e alimentati da getti collimati provenienti dal nucleo galattico. I lobi esterni, invece, appaiono più filamentosi e diffusi, e potrebbero rappresentare resti fossili di un’attività radio passata, ormai spenta da milioni di anni. Le curve di livello (contorni) rappresentano i livelli di intensità dell’emissione radio, a partire da valori molto deboli (−0.1 mJy/beam) fino ai livelli più intensi (3.2 mJy/beam). La seconda barra di scala, nel riquadro, indica 50 kpc, a confronto con le dimensioni della galassia visibile.
Un’identità sorprendente
Osservata grazie ai potenti strumenti del Telescopio Spaziale Hubble (HST) e con dati raccolti in varie lunghezze d’onda – dalla luce ultravioletta all’infrarosso – J2345−0449 è stata analizzata in dettaglio da un team internazionale di ricercatori, tra cui Bagchi et al. (2014), Walker et al. (2015) e Drevet Mulard et al. (2023). L’indagine ha rivelato che questa galassia non possiede un rigonfiamento centrale classico (bulge), ma un pseudo-bulge, cioè una struttura più piatta e disciforme, tipica di una formazione “tranquilla”, non dovuta a fusioni galattiche violente.
Questa immagine composita della galassia J2345−0449 è stata ottenuta combinando osservazioni in tre bande diverse effettuate con la camera WFC3 del Telescopio Spaziale Hubble (HST): due bande nel visibile (F438W e F814W) e una nell’infrarosso (F160W). Le singole immagini sono state sovrapposte e calibrate in intensità per riprodurre una colorazione quanto più naturale possibile. Nell’immagine si notano chiaramente scure strisce di polvere che si avvolgono a spirale e piccole regioni compatte di formazione stellare, localizzate soprattutto nelle zone più esterne del disco galattico. L’immagine copre un’area di circa 50 x 50 arcosecondi, con il nord in alto e l’est a sinistra.
Una macchina cosmica di grande massa
Grazie all’elevata risoluzione dell’Hubble, con una scala di circa 100 parsec, è stato possibile distinguere nel centro della galassia anche una piccola barra nucleare e un anello di risonanza, tracciati con precisione millimetrica. La struttura, che ricorda un orologio cosmico, è incastonata in un disco stellare ben ordinato, privo di segni di interazioni recenti o di detriti mareali. Questo suggerisce che J2345−0449 abbia avuto una evoluzione secolare, ovvero graduale e interna, senza fusioni con altre galassie.
La massa stellare totale è stimata in circa 4 × 10¹¹ masse solari, mentre la velocità di rotazione raggiunge i 430 km/s, uno dei valori più alti osservati in una galassia spirale. Tali numeri pongono J2345−0449 tra le galassie più massicce e dinamicamente stabili conosciute nel nostro Universo locale.
I giganti silenziosi dell’Universo
Ma ciò che rende J2345−0449 davvero straordinaria è la presenza di due coppie di lobi radio, visibili grazie alle osservazioni del Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT) e del Very Large Array (VLA). I lobi esterni si estendono per oltre 1,6 Mpc, mentre quelli interni – più giovani e attivi – coprono circa 400 kpc. Questi getti, alimentati da un buco nero supermassiccio (SMBH) centrale, hanno un asse quasi perpendicolare al disco stellare della galassia, un fatto raro che sfida le teorie classiche secondo cui solo le galassie ellittiche, con grandi bulge centrali, possono ospitare getti radio così estesi.
Immagine in scala di grigi della regione più interna della galassia J2345−0449 Questa immagine mostra il cuore della galassia, evidenziando la differenza (residuo) tra l’immagine reale ottenuta con il Telescopio Spaziale Hubble (HST) e il modello migliore ricostruito dagli astronomi (in questo caso, il modello A elaborato con il software GALFIT). Nel pannello a sinistra è visibile l’immagine nella banda H (infrarosso), mentre nel pannello a destra si vede quella nella banda I (vicino infrarosso/visibile). Le frecce indicano la presenza di una piccola barra nucleare e di un anello di risonanza formato da stelle, strutture dinamiche situate nel centro della galassia. Da notare che l’immagine nella banda I è più influenzata dalla polvere interstellare, che oscura la luce visibile, in particolare nella zona scura attorno alla barra nucleare, che appare “vuota” proprio a causa di questa estinzione della luce.
Stelle che non nascono più
Una delle scoperte più interessanti è il rallentamento della formazione stellare nella regione centrale della galassia. Sebbene il gas caldo del suo alone – rilevato tramite osservazioni ai raggi X con i telescopi Chandra e XMM-Newton – si raffreddi, non si formano nuove stelle. Questa “quiescenza” sembra essere il risultato del feedback dell’AGN (nucleo galattico attivo): l’energia emessa dal buco nero, sotto forma di getti e radiazione, riscalda o espelle il gas, rendendolo inutilizzabile per la nascita stellare.
Secondo i modelli teorici, questi processi di feedback sono una delle cause principali della fine della formazione stellare nelle galassie massive, ma nel caso di J2345−0449 l’assenza di una fusione recente e la struttura a disco ben conservata rendono il caso ancora più interessante e raro.
Una galassia verde nel cuore
Sebbene la formazione stellare sia ridotta, la galassia non è completamente “spenta”. Le osservazioni nel vicino e lontano ultravioletto (UV), effettuate dal telescopio GALEX, indicano la presenza di giovani stelle nelle zone più esterne del disco. Tuttavia, nel centro della galassia si trovano popolazioni stellari molto vecchie, con età superiori ai 10 miliardi di anni. Questo colloca J2345−0449 nella cosiddetta “green valley” – una fase intermedia tra le galassie attive (blu) e quelle passive (rosse) – come riportato anche da Salim et al. (2016).
Il buco nero che sfida le regole
Nonostante l’assenza di un bulge classico, J2345−0449 ospita un buco nero supermassiccio stimato in oltre 10⁹ masse solari – una massa paragonabile a quella dei buchi neri nelle galassie ellittiche più grandi. Questo suggerisce un percorso di crescita alternativo, guidato non da fusioni, ma da processi interni e da un lento afflusso di gas. L’AGN della galassia rientra nella categoria delle radio-galassie a bassa eccitazione (LERG), alimentate da flussi di accrescimento deboli ma sufficienti a sostenere la produzione di getti potenti.
Una fabbrica di getti radio
La domanda centrale diventa allora: come può una galassia così diversa dalle radio-galassie classiche produrre getti tanto impressionanti? I modelli teorici ipotizzano che il meccanismo alla base sia magnetoidrodinamico, in cui il buco nero agisce come una dinamo cosmica, lanciando materia ad altissima velocità lungo i poli. La stabilità dell’asse dei getti, che non mostra segni di precessione, suggerisce che il buco nero agisca come un giroscopio cosmico, con spin elevato e ben allineato con il disco di accrescimento.
Un laboratorio cosmico per l’astrofisica
J2345−0449 si presenta così come un laboratorio naturale eccezionale per studiare l’evoluzione delle galassie massive e il ruolo del feedback da AGN. La sua configurazione isolata, la struttura a disco regolare, il pseudo-bulge, i getti radio colossali e l’assenza di eventi di fusione recente la rendono un oggetto unico per comprendere i meccanismi di regolazione della formazione stellare e dell’accrescimento dei buchi neri.
Prospettive future
Per rispondere ai molti interrogativi ancora aperti, saranno necessari studi futuri ad alta risoluzione, in particolare per determinare con precisione la massa, lo spin e la geometria del campo magnetico del buco nero centrale. L’uso di strumenti di prossima generazione, come il James Webb Space Telescope (JWST) o lo Square Kilometre Array (SKA), potrà fornire nuovi indizi cruciali.
Nel frattempo, J2345−0449 resta una galassia fuori dagli schemi, capace di mettere in discussione alcune delle più consolidate teorie sull’origine e l’evoluzione delle strutture cosmiche.
Verso un’Europa più forte, sostenibile e protagonista nello spazio globale
L’Agenzia Spaziale Europea (ESA) ha pubblicato ufficialmente la sua nuova strategia di lungo termine: ESA Strategy 2040, un documento ambizioso che definisce le linee guida e gli obiettivi chiave per affrontare le sfide e cogliere le opportunità del settore spaziale da oggi fino al 2040.
La strategia, presentata dal Direttore Generale Josef Aschbacher, si propone come “documento vivo”, destinato ad aggiornarsi in base alle esigenze future dell’Europa e dei suoi Stati membri. Essa rappresenta l’evoluzione del percorso già tracciato con l’Agenda 2025, con l’obiettivo di trasformare ESA in un’agenzia più agile, efficiente e allineata alle priorità globali e continentali.
Cinque grandi obiettivi per il futuro dello spazio europeo
La visione dell’ESA si articola attorno a cinque obiettivi strategici principali, ciascuno dei quali comprende azioni concrete e obiettivi misurabili:
🔵 1. Proteggere il nostro Pianeta e il Clima ESA investirà in tecnologie e missioni per contrastare il cambiamento climatico, monitorare l’ambiente e promuovere una economia spaziale circolare priva di detriti. Obiettivi chiave:
Creare “gemelli digitali” della Terra per simulazioni avanzate.
Promuovere standard globali per la sostenibilità spaziale.
Rafforzare le capacità europee in ambito space weather e difesa planetaria.
🟠 2. Esplorare e Scoprire L’ESA continuerà a guidare la ricerca scientifica spaziale, sviluppando missioni di frontiera e partecipando attivamente alla nuova era di esplorazione lunare e marziana. Tra le missioni in programma: Euclid, Juice, Plato, LISA, EnVision, e la futura esplorazione di Encelado. Focus:
Rafforzare la presenza europea in orbita terrestre bassa (LEO).
Costruire infrastrutture lunari per comunicazione e navigazione.
Preparare la tecnologia per le future missioni umane su Marte.
🟡 3. Rafforzare l’autonomia e la resilienza europea Con l’obiettivo di rendere l’Europa indipendente nell’accesso e nella mobilità nello spazio, ESA svilupperà sistemi di trasporto spaziale autonomi e soluzioni per la gestione delle crisi terrestri. Azioni previste:
Lanciatrici riutilizzabili e sistemi per servizi in orbita.
Infrastrutture per telecomunicazioni sicure e navigazione precisa.
Tecnologie quantistiche per comunicazioni e localizzazione.
🟢 4. Promuovere crescita e competitività ESA vuole stimolare l’innovazione e rendere l’Europa un polo commerciale globale nel settore spaziale. Iniziative:
Investimenti in tecnologie d’avanguardia (propulsione verde, habitat spaziali, VLEO).
Supporto a startup e PMI per accedere ai mercati.
Rafforzamento del ruolo europeo come attrattore di investimenti privati.
🔴 5. Ispirare l’Europa L’obiettivo finale è coinvolgere cittadini, giovani e istituzioni in un ecosistema spaziale europeo più coeso e partecipativo. Attività previste:
Programmi educativi e inclusivi per la prossima generazione.
Iniziative per la diversità, l’equità e la rappresentanza.
Collaborazioni diplomatiche internazionali attraverso la “space diplomacy”.
Uno strumento per il futuro dell’Europa
La Strategia 2040 sarà la base per le decisioni strategiche dei prossimi decenni, compresi i lavori preparatori per il Consiglio ministeriale dell’ESA previsto a novembre 2025, dove si discuteranno le risorse e i progetti futuri. L’attuazione sarà seguita da un aggiornamento continuo del piano a lungo termine dell’Agenzia.
«Lo spazio è diventato un pilastro fondamentale per la sicurezza, l’economia, la ricerca e la resilienza delle società moderne – ha dichiarato Aschbacher –. Con questa strategia, vogliamo fare in modo che l’Europa non resti spettatrice, ma protagonista della corsa allo spazio del XXI secolo.»
Il documento di sintesii è disponibile a questo LINK
Per approfondire scarica il documento completo QUI
Nel prossimo decennio, una nuova generazione di telescopi terrestri estremamente grandi — i cosiddetti ELTs, Extremely Large Telescopes — sarà in grado di indagare per la prima volta la presenza di atmosfere abitabili e segnali di vita su pianeti extrasolari rocciosi che non transitano davanti alla loro stella. Questa rivoluzione si avvicina grazie all’uso di strumentazione ad altissimo contrasto e risoluzione spettrale, combinando tecniche avanzate di imaging coronografico e spettroscopia ad alta dispersione.
Uno studio pubblicato su The Planetary Science Journal da un team internazionale di ricercatori guidato da Meadows et al. mostra come questi strumenti possano rilevare firme molecolari indicative della presenza di vita, anche in mondi potenzialmente privi di transiti visibili. Tra i pianeti più promettenti analizzati spicca Proxima Centauri b, situato a soli 1,3 parsec dalla Terra.
Alla ricerca della vita con la luce riflessa
Finora, la maggior parte delle informazioni sulle atmosfere dei pianeti extrasolari è arrivata da osservazioni di transiti, come quelli del sistema TRAPPIST-1, studiato anche dal telescopio spaziale James Webb (JWST). Tuttavia, molti pianeti potenzialmente abitabili non transitano davanti alla loro stella dal nostro punto di vista: è il caso di Proxima b, GJ 1061 d e Teegarden’s Star c, tutti entro i 5 parsec dalla Terra.
Per superare questo limite, gli ELTs utilizzeranno un approccio detto High-Dispersion Coronagraphy (HDC), che unisce un coronografo per oscurare la luce stellare e uno spettrografo ad altissima risoluzione. Progetti come RISTRETTO sull’ESO Very Large Telescope e strumenti futuri come ANDES sul European Extremely Large Telescope (E-ELT), il TMT (Thirty Meter Telescope) e il Giant Magellan Telescope (GMT) saranno fondamentali.
Atmosfere simulabili, firme chimiche rilevabili
Usando una pipeline aggiornata chiamata SPECTR, gli autori hanno simulato osservazioni di vari tipi di atmosfere su pianeti rocciosi e sub-nettuniani orbitanti stelle di tipo M (piccole e fredde), come nel caso di Proxima b. Hanno analizzato atmosfere modellate sulla Terra moderna, l’Archeano (circa 3,5 miliardi di anni fa), scenari abiologici con possibili “falsi positivi” e mondi sub-nettuniani con spesse atmosfere di idrogeno.
Tra le molecole considerate: ossigeno (O₂), metano (CH₄), anidride carbonica (CO₂), vapore acqueo (H₂O), monossido di carbonio (CO) e ammoniaca (NH₃).
I risultati: segnali rivelabili in poche ore
Nel caso più favorevole, quello di Proxima b, la simulazione suggerisce che sia possibile:
escludere un’atmosfera sub-nettuniana in meno di un’ora di osservazione;
rilevare coppie di gas in disequilibrio chimico (O₂/CH₄ o CO₂/CH₄), che sono considerate potenziali biosignature, in circa 10 ore;
distinguere pianeti abitati da quelli abiologici, osservando gas come CO e H₂O che forniscono contesto ambientale.
Per esempio, l’acqua può essere rilevata nel vicino infrarosso (0.9 μm) in circa 1 ora, mentre l’ossigeno o il metano possono richiedere da 10 a 100 ore, a seconda delle condizioni e della strumentazione.
I falsi positivi e come evitarli
Alcuni gas, come l’ossigeno, possono accumularsi anche in assenza di vita. Lo studio ha quindi analizzato scenari alternativi, come pianeti che hanno perso gli oceani o hanno un’attività vulcanica intensa. In questi casi, gas come CO diventano indicatori utili per distinguere un mondo realmente abitato da uno che lo imita chimicamente.
Ad esempio, una combinazione di alta presenza di metano e monossido di carbonio può indicare processi vulcanici, non biologici. Al contrario, l’assenza di CO in presenza di CH₄ e CO₂ rafforza l’ipotesi biologica.
Un protocollo per la ricerca della vita
Gli autori propongono un protocollo osservativo efficace:
Escludere un’atmosfera sub-nettuniana cercando molecole come NH₃;
Verificare la presenza di acqua, per valutare l’abitabilità;
Cercare biosignature, come le coppie O₂/CH₄ o CO₂/CH₄;
Individuare gas discriminanti, come il monossido di carbonio, per riconoscere falsi positivi.
Verso una nuova era dell’astrobiologia
Lo studio evidenzia come l’osservazione da Terra, grazie agli ELTs, permetterà di caratterizzare in dettaglio le atmosfere di pianeti potenzialmente abitabili, anche quelli che non transitano. L’obiettivo finale: cercare la vita.
In conclusione, se Proxima b possiede un’atmosfera terrestre, potremmo identificare la presenza di gas legati alla vita in meno di 10 ore di osservazione. Una scoperta che segnerebbe l’inizio di una nuova era per l’astronomia e per la ricerca di mondi abitabili oltre il nostro.
La struttura dell’ELT supera i 50 metri di altezza, e l’apertura del tetto è larga ben 41 metri. Per salire a piedi, percorrendo scale e passerelle dall’ingresso fino alla sommità della cupola dell’ELT, servono circa 30 minuti. Altro che palestra… Crediti: ESO/G. Vecchia
Mappa celeste dei due campi osservativi utilizzati per questa indagine, in relazione alla posizione di Saturno (indicato con rettangoli grigi).
Sono riportate tutte le osservazioni relative a 5 delle 64 nuove lune scoperte (indicate con cerchi), insieme alla miglior traiettoria orbitale calcolata per ciascuna (linee tratteggiate).
Nota dell’autore (BJG): questo sottoinsieme di dati mette in evidenza le difficoltà nel collegare le osservazioni delle lune su un arco di più anni.
Nota tecnica: l’apparente "incompletezza" delle orbite (cioè il fatto che non sembrino chiudersi perfettamente) è dovuta al fatto che le posizioni osservate sono proiettate dal punto di vista della Terra in movimento, e non da un sistema di riferimento centrato su Saturno.
Una ricerca internazionale condotta da Edward Ashton (Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica, Taiwan), insieme a Brett Gladman (University of British Columbia, Canada), Mike Alexandersen (Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian, USA) e Jean-Marc Petit (Institut UTINAM, Université de Franche-Comté, Francia), ha individuato ben 64 nuovi satelliti irregolari intorno a Saturno. Le osservazioni sono state effettuate tra il 2019 e il 2021 grazie al Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT), e i risultati, presentati nel 2025, stanno riscrivendo la nostra comprensione del sistema lunare saturniano.
Lune regolari e irregolari: che differenza c’è?
Le lune “regolari”, come Titano, si sono formate attorno a Saturno e seguono orbite circolari e ben allineate con l’equatore del pianeta. Al contrario, le “lune irregolari” sono oggetti catturati da Saturno in epoche remote, provenienti probabilmente dalla fascia di Kuiper o dalla regione dei pianeti giganti. Le loro orbite sono ellittiche, inclinate, e molte sono addirittura retrograde, cioè orbitano in senso opposto alla rotazione di Saturno.
La prima luna irregolare di Saturno, Febe, fu scoperta nel 1898. Da allora, solo due grandi campagne osservative avevano incrementato il numero delle lune irregolari conosciute: una all’inizio degli anni 2000 e una tra il 2004 e il 2007. Grazie a queste indagini, entro il 2019 si contavano 58 lune irregolari attorno a Saturno. Oggi, grazie al nuovo studio, quel numero è più che raddoppiato.
Una popolazione in gran parte retrograda
Il dato che più ha colpito i ricercatori è che la maggior parte delle nuove lune scoperte ha orbite retrograde. In particolare, è stato identificato un sottogruppo, chiamato Mundilfari, in cui abbondano i satelliti di piccole dimensioni (inferiori a 4 km di diametro) rispetto a quelli più grandi. Questo gruppo si estende su un’inclinazione orbitale tra 157 e 172 gradi rispetto al piano dell’eclittica.
Questa distribuzione così particolare suggerisce un’origine violenta: “La pendenza molto ripida della distribuzione delle dimensioni delle lune del gruppo Mundilfari indica una frantumazione recente,” spiega Ashton, facendo riferimento a un evento di collisione catastrofica avvenuto forse negli ultimi miliardi di anni. Il gruppo prende il nome dalla sua luna più grande, Mundilfari, e sarebbe l’esito di un impatto che ha frammentato un oggetto più grande.
Mappa celeste dei due campi osservativi utilizzati per questa indagine, in relazione alla posizione di Saturno (indicato con rettangoli grigi). Sono riportate tutte le osservazioni relative a 5 delle 64 nuove lune scoperte (indicate con cerchi), insieme alla miglior traiettoria orbitale calcolata per ciascuna (linee tratteggiate). Nota dell’autore (BJG): questo sottoinsieme di dati mette in evidenza le difficoltà nel collegare le osservazioni delle lune su un arco di più anni. Nota tecnica: l’apparente “incompletezza” delle orbite (cioè il fatto che non sembrino chiudersi perfettamente) è dovuta al fatto che le posizioni osservate sono proiettate dal punto di vista della Terra in movimento, e non da un sistema di riferimento centrato su Saturno.
Come sono state trovate queste lune?
Il team ha utilizzato la tecnica dello “shift and stack”, che consente di sommare immagini sequenziali per rilevare oggetti in movimento estremamente deboli. Le osservazioni si sono concentrate su due aree del cielo attorno a Saturno, ripetute in varie opposizioni (ossia i periodi migliori per osservare il pianeta dalla Terra) nel 2019, 2020 e 2021.
In totale, sono stati rilevati oltre 120 oggetti in movimento coerente con le orbite saturniane. Di questi, 64 sono stati confermati come nuove lune. Per altre 50+ non è stato possibile determinare orbite precise a causa di un numero insufficiente di rilevamenti.
Una parte delle lune scoperte in questo studio era già stata osservata tra il 2004 e il 2007 dal telescopio giapponese Subaru, ma non erano mai state confermate fino ad ora. Il Minor Planet Center è riuscito a collegare 42 delle nuove lune a quelle osservazioni passate, attribuendo loro ufficialmente l’anno di scoperta.
Collane di lune: le “famiglie collisionarie”
Analizzando i parametri orbitali delle lune scoperte, i ricercatori hanno individuato delle “famiglie” di satelliti con caratteristiche simili, che suggeriscono un’origine comune. Oltre al gruppo Mundilfari, si distinguono altri sottogruppi:
Il gruppo Gallico (orbitanti in senso diretto) mostra una concentrazione attorno alla luna Albiorix, suggerendo una frammentazione antica.
Il gruppo Inuit si divide in due sottogruppi attorno a Kiviuq e Siarnaq, entrambi probabili resti di collisioni passate.
Tra i retrogradi, spiccano anche il gruppo Kari e il gruppo Phoebe, quest’ultimo dominato dalla luna più grande e scura, Phoebe.
Ma è il gruppo Mundilfari a destare il maggior interesse. La distribuzione delle dimensioni dei suoi membri segue una legge di potenza con indice q ≈ 6, molto più ripida di quella delle altre famiglie (che si attestano tra q ≈ 2 e 3.5). Questo significa che, rispetto ad altri gruppi, il Mundilfari ha una quantità insolitamente alta di lune piccole, segno di una rottura violenta e relativamente recente.
Distribuzione delle dimensioni nei diversi gruppi e sottogruppi delle lune irregolari di Saturno. Nel grafico sono state aggiunte due linee di riferimento: una tratteggiata che rappresenta una distribuzione tipica di frammenti in equilibrio collisionale (con indice q = 3,5) e una linea tratteggiata lunga che mostra una pendenza simile a quella osservata per il sottogruppo Mundilfari (con q = 6). I membri del gruppo Norse con inclinazioni inferiori a 151 gradi non sono rappresentati nel grafico.
Una collisione recente?
Per testare l’ipotesi dell’impatto, i ricercatori hanno simulato un’esplosione orbitale di un oggetto progenitore, generando migliaia di frammenti con una velocità di espulsione di 200 m/s. Il risultato? La distribuzione orbitale dei frammenti riproduce bene quella osservata tra i membri del gruppo Mundilfari.
“Se la nostra interpretazione è corretta,” spiegano gli autori, “allora il gruppo Mundilfari rappresenta le tracce visibili di una collisione cosmica che ha avuto luogo non molto tempo fa, su scala astronomica.”
C’è però una complicazione: la dispersione orbitale del gruppo è piuttosto ampia, forse più di quanto ci si aspetterebbe da un’unica collisione. Questo apre la possibilità che ci siano stati più impatti, o che alcuni membri non siano direttamente legati all’evento principale.
In questo grafico, ogni punto rappresenta una luna retrograda, ovvero una luna che orbita attorno a Saturno in senso opposto rispetto alla rotazione del pianeta. I colori aiutano a distinguere i vari sottogruppi: Rosso: lune appartenenti al sottogruppo di Phoebe Magenta: lune del sottogruppo di Mundilfari Blu: lune del sottogruppo di Kari Azzurro chiaro: lune con inclinazioni inferiori a 151 gradi, dette “low-i” Due lune classificate nel sottogruppo Phoebe ma che potrebbero appartenere al gruppo Mundilfari sono indicate con un pallino magenta aggiuntivo, suggerendo che potrebbero essere stati erroneamente attribuiti al gruppo sbagliato.
Lune blu?
Un altro indizio interessante è il colore. Le misurazioni precedenti indicano che Mundilfari ha una tonalità insolitamente blu, simile solo a quella della luna Phoebe. Se anche altri membri del gruppo avessero colori simili, questo rafforzerebbe l’idea di un’origine comune. Purtroppo, al momento mancano dati fotometrici completi per la maggior parte delle nuove lune.
Elenco delle lune irregolari di Saturno, con indicazione dei seguenti parametri orbitali:
AU: Astronomical Unit – distanza media dal pianeta
Asse semi-maggiore (a): la distanza media dal pianeta, espressa in unità astronomiche (au) o milioni di chilometri
Eccentricità (e): quanto l’orbita è ellittica (0 = orbita perfettamente circolare)
Inclinazione (i): l’angolo tra il piano dell’orbita della luna e il piano dell’eclittica, in gradi
Periodo orbitale (P): il tempo impiegato dalla luna per completare un’orbita attorno a Saturno, in giorni
Magnitudine assoluta nella banda V (HV): una misura della luminosità intrinseca della luna
Gruppo: la famiglia dinamica principale a cui la luna appartiene
Sottogruppo: un’eventuale suddivisione più specifica all’interno del gruppo
I valori orbitali sono tratti dal database del Jet Propulsion Laboratory (JPL), mentre le magnitudini HV provengono dal Minor Planet Center (MPC).
Tutte le inclinazioni sono riferite al piano dell’eclittica, ad eccezione di quella di Phoebe, che è calcolata rispetto al piano di Laplace (il piano medio attorno a cui oscillano le orbite dei satelliti nel tempo).
Denominazione
AU
a
e
i
P
HV
Gruppo
Sottogruppo
S/2007 S 8
0.1140
17.05
0.49
36.2
836.9
15.97
Gallic
Albiorix
Bebhionn (37)
0.1138
17.03
0.482
37.4
834.9
14.99
Gallic
Albiorix
S/2004 S 24
0.1560
23.34
0.071
37.4
1341.3
15.98
Gallic
–
Sat LX
0.1140
17.06
0.485
38.6
837.8
15.83
Gallic
Albiorix
Tarvos (21)
0.1218
18.22
0.528
38.6
926.4
13.04
Gallic
Albiorix
S/2006 S 12
0.1308
19.57
0.542
38.6
1035.1
16.2
Gallic
Albiorix
Erriapus (28)
0.1170
17.51
0.462
38.7
871.1
13.71
Gallic
Albiorix
Albiorix (26)
0.1092
16.33
0.47
38.9
783.5
11.17
Gallic
Albiorix
S/2020 S 4
0.1219
18.24
0.495
40.1
926.9
17.01
Gallic
Albiorix
S/2019 S 6
0.1214
18.11
0.120
46.4
919.7
15.73
Inuit
Siarnaq
S/2020 S 3
0.1207
18.05
0.144
46.1
908.0
16.38
Inuit
Siarnaq
S/2019 S 14
0.1193
17.85
0.172
46.2
893.1
16.32
Inuit
Siarnaq
Paaliaq (20)
0.1003
15.00
0.384
47.1
687.1
11.71
Inuit
–
S/2005 S 4
0.0757
11.32
0.315
48
450.2
15.69
Inuit
Kiviuq
S/2004 S 31
0.1170
17.50
0.159
48.1
866.1
15.63
Inuit
Siarnaq
S/2020 S 5
0.1229
18.39
0.22
48.2
933.9
16.59
Inuit
Siarnaq
S/2020 S 1
0.0758
11.34
0.337
48.2
451.1
15.92
Inuit
Kiviuq
Siarnaq (29)
0.1195
17.88
0.311
48.2
895.9
10.61
Inuit
Siarnaq
Kiviuq (24)
0.0756
11.31
0.182
48.9
449.1
12.67
Inuit
Kiviuq
Ijiraq (22)
0.0758
11.34
0.353
49.2
451.5
13.27
Inuit
Kiviuq
S/2019 S 1
0.0752
11.25
0.384
49.5
445.5
15.32
Inuit
Kiviuq
Tarqeq (52)
0.1186
17.75
0.119
49.7
885.0
14.82
Inuit
Siarnaq
Bestla (39)
0.1360
20.34
0.461
136.3
1087.5
14.61
Norse
–
Narvi (31)
0.1289
19.29
0.449
143.7
1003.8
14.52
Norse
–
S/2019 S 11
0.1381
20.66
0.513
144.6
1115.0
16.25
Norse
–
Skathi (27)
0.1041
15.58
0.265
149.7
728.1
14.41
Norse
–
Hyrrokkin (44)
0.1226
18.34
0.331
150.3
931.9
14.34
Norse
–
S/2019 S 19
0.1541
23.05
0.458
151.8
1318.0
16.51
Norse
Kari
Kari (45)
0.1473
22.03
0.482
153
1231.0
14.49
Norse
Kari
S/2004 S 21
0.1545
23.12
0.394
153.2
1325.4
16.21
Norse
Kari
S/2004 S 36
0.1566
23.43
0.625
153.3
1352.9
16.11
Norse
Kari
S/2004 S 45
0.1316
19.69
0.551
154
1038.7
15.97
Norse
Kari
Geirrod (66)
0.1488
22.26
0.539
154.4
1251.1
15.89
Norse
Kari
S/2019 S 18
0.1547
23.14
0.509
154.6
1327.1
16.56
Norse
Kari
S/2019 S 17
0.1519
22.72
0.546
155.5
1291.4
15.86
Norse
Kari
S/2006 S 1
0.1253
18.75
0.105
156.0
964.1
15.65
Norse
Kari
S/2019 S 20
0.1583
23.68
0.354
156.1
1375.4
16.73
Norse
Kari
S/2006 S 3
0.1427
21.35
0.432
156.1
1174.8
15.65
Norse
Kari
S/2019 S 15
0.1416
21.19
0.257
157.7
1161.5
16.59
Norse
Mundilfari
Farbauti (40)
0.1356
20.29
0.248
157.7
1087.3
15.75
Norse
Mundilfari
S/2004 S 37
0.1066
15.94
0.447
158.2
754.5
15.92
Norse
Mundilfari
S/2007 S 5
0.1059
15.84
0.104
158.4
746.9
16.23
Norse
Mundilfari
Skoll (47)
0.1178
17.63
0.47
158.4
878.4
15.41
Norse
Mundilfari
Bergelmir (38)
0.1288
19.27
0.144
158.7
1005.6
15.16
Norse
Mundilfari
Thiazzi (63)
0.1576
23.58
0.511
158.8
1366.7
15.91
Norse
Mundilfari
S/2019 S 5
0.1275
19.08
0.215
158.8
990.4
16.65
Norse
Mundilfari
Beli (61)
0.1384
20.70
0.087
158.9
1121.8
16.09
Norse
Mundilfari
S/2007 S 9
0.1348
20.17
0.36
159.3
1078.1
16.06
Norse
Mundilfari
S/2019 S 9
0.1361
20.36
0.433
159.5
1093.1
16.27
Norse
Mundilfari
S/2004 S 49
0.1497
22.40
0.453
159.7
1264.3
15.97
Norse
Mundilfari
Gunnlod (62)
0.1413
21.14
0.251
160.4
1158.0
15.57
Norse
Mundilfari
S/2004 S 47
0.1073
16.05
0.291
160.9
762.5
16.29
Norse
Mundilfari
S/2006 S 15
0.1457
21.80
0.117
161.1
1214.0
16.22
Norse
Mundilfari
S/2020 S 7
0.1163
17.40
0.5
161.5
861.7
16.79
Norse
Mundilfari
S/2020 S 9
0.1700
25.43
0.531
161.4
1535.0
16.02
Norse
Mundilfari
S/2006 S 10
0.1269
18.98
0.151
161.6
983.1
16.43
Norse
Mundilfari
S/2020 S 8
0.1469
21.97
0.252
161.8
1228.1
16.41
Norse
Mundilfari
S/2004 S 48
0.1480
22.14
0.374
161.9
1242.4
15.95
Norse
Mundilfari
S/2019 S 16
0.1555
23.27
0.25
162
1341.2
16.68
Norse
Mundilfari
S/2006 S 13
0.1334
19.95
0.313
162
1060.6
16.05
Norse
Mundilfari
S/2004 S 53
0.1556
23.28
0.24
162.6
1342.4
16.16
Norse
Mundilfari
Jarnsaxa (50)
0.1289
19.28
0.219
163
1006.9
15.62
Norse
Mundilfari
Gridr (54)
0.1287
19.25
0.187
163.9
1004.8
15.77
Norse
Mundilfari
S/2019 S 10
0.1384
20.71
0.249
163.9
1123.0
16.66
Norse
Mundilfari
S/2004 S 50
0.1494
22.35
0.45
164
1260.4
16.4
Norse
Mundilfari
S/2006 S 16
0.1452
21.72
0.204
164.1
1207.5
16.54
Norse
Mundilfari
Hati (43)
0.1317
19.70
0.375
164.1
1040.3
15.45
Norse
Mundilfari
Fenrir (41)
0.1493
22.33
0.136
164.3
1260.3
15.89
Norse
Mundilfari
S/2004 S 12
0.1324
19.80
0.337
164.7
1048.6
15.91
Norse
Mundilfari
S/2004 S 7
0.1426
21.33
0.511
164.9
1173.9
15.56
Norse
Mundilfari
Eggther (59)
0.1326
19.84
0.157
165
1052.3
15.39
Norse
Mundilfari
S/2004 S 52
0.1768
26.45
0.292
165.3
1634.0
16.5
Norse
Mundilfari
S/2020 S 10
0.1692
25.31
0.295
165.6
1527.2
16.86
Norse
Mundilfari
S/2004 S 41
0.1210
18.10
0.3
165.7
914.6
16.31
Norse
Mundilfari
S/2004 S 42
0.1219
18.24
0.158
165.7
925.9
16.11
Norse
Mundilfari
S/2004 S 39
0.1551
23.20
0.101
165.9
1336.2
16.14
Norse
Mundilfari
S/2007 S 6
0.1239
18.54
0.169
166.5
949.5
16.36
Norse
Mundilfari
S/2006 S 14
0.1408
21.06
0.06
166.7
1152.7
16.5
Norse
Mundilfari
Aegir (36)
0.1381
20.66
0.255
166.9
1119.3
15.51
Norse
Mundilfari
Loge (46)
0.1532
22.92
0.192
166.9
1311.8
15.36
Norse
Mundilfari
S/2020 S 6
0.1422
21.27
0.481
166.9
1168.9
16.55
Norse
Mundilfari
S/2019 S 3
0.1142
17.08
0.249
166.9
837.7
16.22
Norse
Mundilfari
S/2019 S 12
0.1397
20.90
0.476
167.1
1138.8
16.33
Norse
Mundilfari
S/2004 S 44
0.1305
19.52
0.129
167.7
1026.2
15.82
Norse
Mundilfari
S/2004 S 17
0.1317
19.70
0.162
167.9
1040.9
15.95
Norse
Mundilfari
S/2004 S 28
0.1462
21.87
0.159
167.9
1220.7
15.77
Norse
Mundilfari
Sat LXIV
0.1614
24.15
0.279
168.3
1420.8
16.15
Norse
Mundilfari
Surtur (48)
0.1521
22.75
0.449
168.3
1296.5
15.77
Norse
Mundilfari
Mundilfari (25)
0.1243
18.59
0.21
168.4
952.9
14.57
Norse
Mundilfari
S/2006 S 17
0.1496
22.38
0.425
168.7
1264.6
16.01
Norse
Mundilfari
S/2004 S 13
0.1233
18.45
0.265
169
942.6
16.25
Norse
Mundilfari
S/2007 S 7
0.1065
15.93
0.217
169.2
754.3
16.24
Norse
Mundilfari
S/2004 S 40
0.1075
16.08
0.297
169.2
764.6
16.28
Norse
Mundilfari
S/2005 S 5
0.1428
21.37
0.588
169.5
1177.8
16.36
Norse
Mundilfari
S/2006 S 18
0.1421
22.76
0.131
169.5
1298.4
16.1
Norse
Mundilfari
Fornjot (42)
0.1667
24.94
0.214
169.5
1494.0
15.12
Norse
Mundilfari
S/2019 S 4
0.1201
17.96
0.409
170.1
904.3
16.46
Norse
Mundilfari
S/2020 S 2
0.1195
17.87
0.152
170.7
897.6
16.89
Norse
Mundilfari
S/2004 S 43
0.1266
18.94
0.432
171.1
980.1
16.34
Norse
Mundilfari
S/2004 S 51
0.1685
25.21
0.201
171.2
1519.4
16.13
Norse
Mundilfari
S/2019 S 21
0.1767
26.44
0.155
171.9
1636.3
16.18
Norse
Mundilfari
S/2019 S 8
0.1356
20.28
0.311
172.8
1088.7
16.28
Norse
Phoebe
Sat LVIII
0.1745
26.10
0.148
172.9
1603.9
15.7
Norse
Phoebe
S/2006 S 9
0.0963
14.41
0.248
173
647.9
16.48
Norse
Phoebe
Ymir (19)
0.1535
22.96
0.337
173.1
1315.2
12.41
Norse
Phoebe
S/2006 S 20
0.0882
13.19
0.206
173.1
567.3
15.75
Norse
Phoebe
S/2019 S 2
0.1107
16.56
0.279
173.3
799.8
16.49
Norse
Phoebe
Greip (51)
0.1229
18.38
0.317
173.4
937.0
15.33
Norse
Phoebe
S/2006 S 11
0.1318
19.71
0.144
174.1
1042.3
16.47
Norse
Phoebe
S/2007 S 2
0.1066
15.94
0.232
174.1
754.9
15.59
Norse
Phoebe
S/2019 S 7
0.1349
20.18
0.232
174.2
1080.3
16.29
Norse
Phoebe
Gerd (57)
0.1400
20.95
0.517
174.4
1143.0
15.87
Norse
Phoebe
Thrymr (30)
0.1359
20.33
0.467
174.8
1091.8
14.33
Norse
Phoebe
Suttungr (23)
0.1296
19.39
0.116
175
1016.7
14.55
Norse
Phoebe
Phoebe (9)
0.0864
12.93
0.164
175.2
550.3
6.73
Norse
Phoebe
S/2006 S 19
0.1591
23.80
0.467
175.5
1389.3
16.07
Norse
Phoebe
S/2007 S 3
0.1304
19.51
0.162
175.6
1026.4
15.74
Norse
Phoebe
Skrymir (56)
0.1434
21.45
0.437
175.6
1185.1
15.62
Norse
Phoebe
S/2004 S 46
0.1371
20.51
0.249
177.2
1107.6
16.4
Norse
Phoebe
S/2019 S 13
0.1402
20.97
0.318
177.3
1144.9
16.68
Norse
Phoebe
Angrboda (55)
0.1376
20.59
0.216
177.4
1114.1
16.17
Norse
Phoebe
Alvaldi (65)
0.1471
22.00
0.238
177.4
1232.2
15.62
Norse
Phoebe
Un nuovo capitolo per Saturno
Il sistema di Saturno si conferma sempre più complesso e affascinante. Grazie a questo studio, firmato da un team internazionale guidato da Edward Ashton, possiamo guardare con occhi nuovi al balletto orbitale delle lune più misteriose del nostro Sistema Solare. E chissà: forse dietro l’oscurità delle lune retrograde si nascondono ancora altre storie di violenza cosmica e formazione planetaria.
L’immagine mostra la posizione della Luna in vari momenti della giornata, poco dopo l’alba all’1:46 e poco prima del tramonto alle 10:09 della Luna. La simulazione fa riferimento alle coordinate di osservazione di Napoli (40°50′49.20″ N 14°15′54.00″ E.)
Il 7 marzo abbiamo assistito a un interessante fenomeno astronomico, che ha coinvolto la Luna: il lunistizio maggiore settentrionale. Si tratta solo della prima parte di un fenomeno che si è concluso stamane, 22 marzo, con il lunistizio maggiore meridionale.
Per comprendere meglio di cosa si tratta, analizziamo anzitutto il termine: “lunistizio” deriva dalla combinazione di Luna con la locuzione latina “sistere”, che significa “fermarsi”, ovvero “Luna che si ferma”. Questa parola, poco diffusa, ci richiama alla mente un concetto più familiare: il solstizio (da Sole e sistere, “Sole che si ferma”). Naturalmente, ciò non implica che Luna e Sole fermino il loro moto apparente sulla volta celeste: piuttosto, la loro declinazione raggiunge un valore massimo o minimo, “si ferma” e poi inizia a variare nella direzione opposta.
Ed è proprio dal concetto di solstizio partiremo per rendere più agevole la comprensione del lunistizio.
Durante l’anno, ossia nel tempo che la Terra impiega per compiere una rivoluzione completa intorno al Sole, hanno luogo due solstizi: il solstizio estivo il 21 giugno e quello invernale il 21 dicembre.
A differenza delle altre stelle, che possiamo considerare fisse, il Sole non ha una declinazione fissa. A causa dell’inclinazione dell’asse terrestre di circa 23,5° rispetto alla perpendicolare al piano dell’eclittica, la declinazione del Sole nel corso dell’anno oscilla tra -23,5° e +23,5°. Il minimo e il massimo vengono raggiunti in corrispondenza del solstizio invernale e di quello estivo, rispettivamente.
Il grafico evidenza la posizione in cui sorgono Sole e Luna in corrispondenza dei solstizi, degli equinozi e dei lunistizi maggiori.
Consideriamo un altro aspetto importante. Spesso si afferma che il Sole (come la Luna) sorge a Est e tramonta a Ovest, ma si tratta di una imprecisione: in realtà, dovremmo parlare di orizzonte est e orizzonte ovest. Il Sole sorge a est e tramonta a ovest soltanto durante gli equinozi. Nel resto dell’anno, il punto di levata si sposta progressivamente verso nord o verso sud.
Un fenomeno analogo riguarda la Luna, il cui moto è tuttavia molto più complesso di quello del Sole: non solo ruota intorno alla Terra ma contemporaneamente si muove attorno al Sole. Ricordiamo che la Luna completa un’orbita intera intorno alla Terra in un mese siderale, pari a 27,32166 giorni. Durante questo periodo, il punto in cui la Luna sorge (e tramonta) varia continuamente: quando sorge nel suo punto più settentrionale in assoluto, descrive sulla volta celeste un arco più ampio e raggiunge la sua declinazione massima assoluta. Allo stesso modo, quando due settimane dopo sorge nel suo punto più meridionale in assoluto, la declinazione nel punto di culmine sarà la minima assoluta.
Mentre i due solstizi avvengono nell’arco di un anno, per la Luna i due lunistizi avvengono ogni 27 giorni. Il punto di levata della Luna nel corso tempo si sposta sempre di più verso nord e verso sud, alternandosi, e la declinazione aumenta (in valore assoluto). In questo intervallo di tempo, i due momenti in cui la Luna sorge più a nord e più a sud rispetto agli altri giorni definiscono rispettivamente il lunistizio settentrionale e quello meridionale. Quindi, nel corso di ciascun periodo orbitale della Luna (mese siderale) hanno luogo due lunistizi, a distanza di circa 14 giorni, così come durante ciascun periodo orbitale della Terra (anno) si verificano i due solstizi.
Il piano orbitale della Luna è inclinato di 5,14° rispetto al piano dell’eclittica. Ciò implica che gli estremi dell’intervallo di declinazione massima della Luna siano di +28,64° (+23,5°+5,14°) e -28,64° (–23,5°-5,14°). Questi valori, i punti estremi assoluti che possono essere raggiunti, definiscono i lunistizi maggiori.
Considerando la complessità dei moti lunari, i due lunistizi maggiori si verificano solo ogni 18,6 anni. A metà “strada”, tuttavia, si assiste ai lunistizi minori, durante i quali la declinazione della Luna è compresa tra -18,36° (-23,5°+5,14°) e +18,36° (+23,5°-5,14).
Il grafico mostra l’andamento della declinazione della Luna durante nel corso del mese di marzo. È evidente il picco massimo di circa +28° il 7 marzo, in occasione del lunistizio maggiore settentrionale, e l’equivalente picco minimo di circa -28° con il lunistizio maggiore meridionale. NOTA: per definizione la declinazione non dipende dal luogo di osservazione (coordinate equatoriali), a differenza dell’altezza (coordinate alt-azimutali).
Cosa è accaduto all’alba del 22 marzo?
Dopo il Lunistizio maggiore settentrionale del 7 marzo, abbiamo assistito a quello meridionale: la Luna è sorta nel punto più meridionale degli ultimi 18,6 anni raggiungendo la declinazione di -28,64° e tramontando percorrendo un arco molto basso. La Luna ha raggiunto al culmine la declinazione più bassa degli ultimi 18,6 anni, ovvero dallo stesso luogo di osservazione non è mai vista così bassa negli ultimi due decenni, e dovremo attendere altrettanto perché l’evento si ripeta!
L’immagine mostra la posizione della Luna in vari momenti della giornata, poco dopo l’alba all’1:46 e poco prima del tramonto alle 10:09 della Luna. La simulazione fa riferimento alle coordinate di osservazione di Napoli (40°50′49.20″ N 14°15′54.00″ E.)
La Luna, con i suoi 22,09 giorni trascorsi dal novilunio, era illuminata per il 53,9% (gibbosa calante).
la Cina si prepara a lanciare la missione Tianwen-2 nel 2025, con l’obiettivo di esplorare 2016 HO3 (469219 Kamo’oalewa), un asteroide di piccole dimensioni ma di grande interesse scientifico.
Perché 2016 HO3?
2016 HO3 è il quasi-satellite più vicino e stabile della Terra, il che lo rende un obiettivo perfetto per le missioni di esplorazione. La missione Tianwen-2 prevede un’operazione complessa di esplorazione ravvicinata, atterraggio e prelievo di campioni, con l’obiettivo di riportare sulla Terra materiale che potrebbe fornire informazioni cruciali sulla formazione degli asteroidi e sulla loro composizione. Inoltre, la missione studierà anche la cometa della fascia principale 311P, realizzando una doppia esplorazione con un solo lancio.
Uno dei principali ostacoli nell’esplorazione di 2016 HO3 è la sua scarsa luminosità, che rende difficile determinarne la composizione e la struttura. Per affrontare questa sfida, gli scienziati hanno sviluppato tecniche avanzate di analisi spettroscopica e intelligenza artificiale per ottenere dati più precisi.
Orbita dell’asteroide 2016 HO3 intorno alla Terra. L’asteroide viene considerato quasi un mini satellite. Credit: NASA
L’Intelligenza Artificiale nella Classificazione degli Asteroidi
Un team di ricercatori ha sviluppato una piattaforma innovativa basata su reti neurali profonde con meccanismo di attenzione Transformer, capace di analizzare in modo avanzato la composizione degli asteroidi. La piattaforma comprende tre modelli principali:
ASC-Net, per la classificazione spettrale degli asteroidi, con un’accuratezza del 94,58% per quattro classi e del 95,69% per undici classi.
AAE-Net, per la stima dell’albedo (la quantità di luce riflessa dalla superficie), con un errore medio assoluto di 0,0308 per gli asteroidi di tipo S.
AE-Trans, una rete specializzata nell’analisi della composizione chimica, che ha ottenuto un errore medio di 0,1759 nella stima dell’abbondanza degli elementi.
Questi algoritmi avanzati permettono di superare i limiti dei metodi tradizionali, fornendo una classificazione e un’analisi più dettagliata anche per asteroidi mai studiati in precedenza.
Test su Asteroidi Noti
Per verificare l’affidabilità della piattaforma, i ricercatori l’hanno testata su sei asteroidi già noti:
Ceres (1) e Bennu (101955), entrambi classificati correttamente come asteroidi di tipo C.
Itokawa (25143) e Eros (433), riconosciuti come asteroidi di tipo S con un’accuratezza superiore all’84%.
Kalliope (22) e Angelina (64), identificati come asteroidi di tipo X.
I risultati hanno confermato l’affidabilità del sistema, dimostrando la sua capacità di effettuare analisi accurate anche su dati mai visti prima.
Implicazioni per il Futuro
Se la missione Tianwen-2 avrà successo, non solo ci fornirà nuove informazioni su 2016 HO3, ma potrà anche aprire la strada a future missioni di estrazione mineraria dagli asteroidi, offrendo opportunità concrete per lo sfruttamento delle risorse spaziali e lo sviluppo di nuove tecnologie per l’esplorazione interplanetaria.
Per approfondire lo studio originale: IOP Science.
Un nuovo studio ad opera degli autori Armaan V. Goyal e Songhu Wang dell’Università di Yale, pubblicato su The Astronomical Journal e in collaborazione con le missioni spaziali Kepler, K2 e TESS, suggerisce una nuova catalogazione per i pianeti con periodi ultra corti.
Introduzione: un nuovo sguardo ai pianeti con periodo ultra-corto
Gli Ultra-Short-Period Planets (USPs), o pianeti ultra-corti periodo, sono mondi estremamente vicini alla loro stella madre, completando un’intera orbita in meno di 24 ore. Tradizionalmente, gli astronomi hanno utilizzato questo valore come confine per distinguere gli USPs dagli altri pianeti con periodi più lunghi. Tuttavia, una nuova ricerca di Armaan V. Goyal e Songhu Wang, pubblicata su The Astronomical Journal, suggerisce che questa soglia potrebbe essere arbitraria e propone una classificazione più basata sui dati.
Architetture orbitali dei 49 sistemi di pianeti ultra-corti periodo (USP) considerati in questo studio. Le dimensioni dei marcatori nella figura corrispondono al raggio dei pianeti. I marcatori pieni rappresentano oggetti confermati all’interno del NASA Exoplanet Archive (NEA) (R. L. Akeson et al. 2013), mentre i marcatori vuoti si riferiscono a candidati individuati dalle missioni Kepler (J. J. Lissauer et al. 2024), TESS (dal catalogo aggiornato TESS Input Catalog di K. G. Stassun et al. 2019) o dal database dei candidati del programma K2 (R. L. Akeson et al. 2013). Dall’analisi emerge che gli USPs (in rosso) sono quasi esclusivamente più piccoli di 2 raggi terrestri (2R⊕) e tendono a mostrare ampie separazioni orbitali rispetto ai loro pianeti compagni non-USP (in nero).
Lo studio: analisi di centinaia di sistemi planetari
I ricercatori hanno analizzato 376 sistemi planetari scoperti grazie alle missioni spaziali della NASA Kepler, K2 e TESS, che hanno identificato migliaia di esopianeti (pianeti al di fuori del nostro Sistema Solare). L’obiettivo era verificare se esistano limiti naturali nei periodi orbitali degli USPs, piuttosto che basarsi su un valore scelto in modo arbitrario.
Dai dati emerge che gli USPs tendono ad essere più piccoli rispetto ai pianeti con periodi leggermente più lunghi. Inoltre, sono spesso isolati, nel senso che non hanno compagni planetari molto vicini. La loro separazione architettonica all’interno dei sistemi suggerisce una possibile origine ed evoluzione diversa rispetto agli altri pianeti a corto periodo.
Le nuove soglie proposte: non solo 1 giorno, ma anche 2
L’analisi statistica di Goyal e Wang ha evidenziato due confini naturali:
1 giorno: questo valore corrisponde a un cambiamento significativo nelle dimensioni dei pianeti. Quelli con periodi inferiori a 24 ore sono più piccoli, probabilmente a causa della perdita di materiale dovuta alla forte radiazione stellare.
2 giorni: oltre questa soglia, i pianeti non mostrano più la tendenza all’isolamento. Ciò significa che i pianeti con periodi compresi tra 1 e 2 giorni potrebbero rappresentare una classe intermedia, definita dagli autori come “proto-USPs”.
Questa scoperta suggerisce che i pianeti con orbite di 1-2 giorni potrebbero essere una fase di transizione tra i pianeti più vicini e quelli leggermente più distanti, con possibili implicazioni sulla loro formazione ed evoluzione.
Perché gli USPs sono così piccoli e isolati?
Gli autori propongono diversi scenari per spiegare la natura degli USPs:
Perdita di massa per evaporazione: la vicinanza estrema alla stella provoca temperature elevatissime, sufficienti a far evaporare gli strati più esterni del pianeta, riducendone le dimensioni nel tempo.
Migrazione orbitale: alcuni USPs potrebbero essersi formati più lontano dalla stella e successivamente essere migrati verso l’interno a causa di interazioni gravitazionali con altri pianeti.
Tidal decay (decadimento mareale): le forze gravitazionali della stella potrebbero aver influenzato lentamente l’orbita di questi pianeti, portandoli sempre più vicini.
Implicazioni e futuro della ricerca
Questi risultati offrono una nuova prospettiva sulla classificazione degli esopianeti e suggeriscono che l’attuale confine di 1 giorno potrebbe non essere sufficiente a descrivere la diversità dei pianeti ultra-corti periodo. La scoperta di un possibile confine a 2 giorni invita a riconsiderare i modelli di formazione ed evoluzione di questi mondi estremi.
Le future missioni spaziali, come il telescopio spaziale James Webb (JWST), potranno fornire ulteriori dettagli sulla composizione e l’atmosfera degli USPs, confermando o modificando le teorie attuali.
In conclusione, questo studio di Goyal e Wang non solo ridefinisce il modo in cui classifichiamo gli USPs, ma apre nuove strade per comprendere come i pianeti si evolvono in ambienti estremi. Una scoperta che ci avvicina sempre di più alla comprensione della straordinaria varietà di mondi che popolano la nostra galassia.
Questa immagine mostra la posizione esatta nel cielo notturno della galassia **JADES-GS-z14-0**, un minuscolo punto luminoso nella costellazione della Fornace. Ad oggi, è la galassia confermata più distante che conosciamo. La sua luce ha viaggiato per **13,4 miliardi di anni** prima di raggiungerci, offrendoci uno sguardo sulle condizioni dell’Universo quando aveva appena **300 milioni di anni**.
Nel riquadro dell’immagine è visibile un primo piano di questa galassia primordiale, catturato con l’**Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA)**. L’ingrandimento è sovrapposto a un'immagine ottenuta con il **Telescopio Spaziale James Webb** (NASA/ESA/CSA).
Quando due gruppi di ricerca hanno studiato questa galassia con **ALMA**, gestito dall'**ESO** e dai suoi partner internazionali, hanno fatto una scoperta inaspettata: il **suo spettro mostrava la presenza di ossigeno**. Si tratta della rilevazione di ossigeno più distante mai effettuata, un risultato che sfida le nostre conoscenze sulla formazione delle galassie nell’Universo primordiale. La presenza di elementi pesanti come l'ossigeno suggerisce che queste galassie primordiali si siano **evolute molto più rapidamente di quanto pensassimo**. È come **trovare un adolescente dove ci si aspetterebbe solo neonati**.
**Crediti:**
ALMA (ESO/NAOJ/NRAO) / S. Carniani et al. / S. Schouws et al. / JWST: NASA, ESA, CSA, STScI, Brant Robertson (UC Santa Cruz), Ben Johnson (CfA), Sandro Tacchella (Cambridge), Phill Cargile (CfA).
L’Universo primordiale continua a stupirci. Gli astronomi hanno recentemente ottenuto nuove osservazioni della galassia JADES-GS-z14-0, un oggetto celeste che risale a soli 300 milioni di anni dopo il Big Bang. Questa galassia, la più lontana mai confermata fino ad oggi, offre uno sguardo prezioso sulle prime fasi della formazione delle strutture cosmiche.
Grazie alle osservazioni del telescopio ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), gli scienziati hanno potuto identificare con estrema precisione la distanza di GS-z14, ottenendo un redshift di z = 14.1793 ± 0.0007. Ciò rappresenta un miglioramento di ben 180 volte rispetto alle precedenti stime effettuate con il telescopio spaziale James Webb (JWST).
Una delle scoperte più sorprendenti riguarda la presenza di ossigeno ionizzato nella galassia. Questa rilevazione non solo conferma la sua esistenza, ma dimostra che anche nelle prime fasi dell’Universo si erano già formati elementi più pesanti dell’idrogeno e dell’elio, indicando una rapida evoluzione chimica.
Una Misurazione Straordinariamente Precisa
L’ossigeno rilevato in JADES-GS-z14-0 non è solo un’indicazione della sua composizione chimica, ma ha anche permesso agli astronomi di calcolare con un’incredibile precisione la sua distanza.
“La rilevazione con ALMA ha permesso di misurare la distanza di questa galassia con un margine di errore dello 0,005 percento. È una precisione straordinaria, paragonabile all’accuratezza di una misura al centimetro su una distanza di un chilometro”, spiega Eleonora Parlanti, dottoranda presso la Scuola Normale Superiore di Pisa e autrice dello studio pubblicato su Astronomy & Astrophysics.
Questa precisione aiuta gli scienziati a comprendere meglio le proprietà delle galassie lontane e a migliorare le nostre teorie sulla loro evoluzione.
Un Profilo Unico tra le Galassie Primordiali
JADES-GS-z14-0 si distingue per una serie di caratteristiche insolite rispetto ad altre galassie dell’epoca primordiale:
È sorprendentemente luminosa: la sua magnitudine ultravioletta è MUV = −20.81 ± 0.16, rendendola la seconda galassia più brillante oltre z > 8, superata solo da GN-z11.
Ha una struttura estesa e diffusa: a differenza di molte altre galassie giovani che appaiono compatte, GS-z14 è distribuita su un’area più ampia. Questo indica che la sua luce proviene da una popolazione stellare diffusa e non da un buco nero attivo.
È più ricca di elementi pesanti del previsto: nonostante la giovane età dell’Universo in cui si trova, ha già una certa quantità di ossigeno e carbonio, suggerendo una formazione stellare molto rapida.
Non mostra segni di polvere cosmica: le osservazioni ALMA non hanno rilevato alcuna emissione significativa di polvere, sollevando domande su come e quando questa componente sia comparsa nelle galassie primordiali.
La Scoperta dell’Ossigeno e la Conferma della Galassia
La chiave della conferma di JADES-GS-z14-0 è stata la rilevazione della riga di emissione dell’ossigeno ionizzato [OIII] a 88 micron con ALMA. Questa linea è stata rilevata con una certezza del 6.6σ, il che significa che la scoperta è altamente affidabile.
Questa nuova misurazione ha anche confermato una precedente rilevazione fatta dal telescopio JWST. JWST aveva individuato un possibile segnale di emissione del doppietto CIII]1907,1909 (ioni di carbonio), ma con una certezza minore di 3.6σ. Il fatto che il redshift misurato con ALMA coincida con quello stimato tramite il carbonio rafforza enormemente l’affidabilità della scoperta.
L’ossigeno ionizzato è particolarmente importante perché indica la presenza di regioni HII, nuvole di gas ionizzato attorno a stelle giovani e calde. Questo suggerisce che GS-z14 stia attraversando un’intensa fase di formazione stellare.
L’immagine mostra nel riquadro JADES-GS-z14-0, la galassia più distante conosciuta fino ad oggi, osservata con l’Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA). I due spettri riportati derivano da analisi indipendenti dei dati di ALMA condotte da due gruppi di astronomi. Entrambi hanno identificato una linea di emissione dell’ossigeno, rendendola la rilevazione più lontana di questo elemento, risalente a un’epoca in cui l’Universo aveva solo 300 milioni di anni. Crediti: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO) / S. Carniani et al. / S. Schouws et al. / JWST: NASA, ESA, CSA, STScI, Brant Robertson (UC Santa Cruz), Ben Johnson (CfA), Sandro Tacchella (Cambridge), Phill Cargile (CfA).
Cosa Significa la Mancanza di Polvere?
Uno degli aspetti più sorprendenti di JADES-GS-z14-0 è l’assenza di polvere cosmica. Le osservazioni ALMA hanno stabilito un limite superiore alla quantità di polvere, suggerendo che questa rappresenti meno dello 0.2% della massa totale delle stelle della galassia.
Ci sono diverse possibili spiegazioni per questa scoperta:
La polvere potrebbe non essersi ancora formata in grandi quantità. In molte galassie giovani, la polvere viene prodotta principalmente dalle supernovae e dalle stelle morenti, ma GS-z14 potrebbe essere ancora troppo giovane perché questo processo abbia avuto un impatto significativo.
La polvere potrebbe essere stata espulsa da venti stellari intensi. Se la galassia sta formando stelle a un ritmo molto alto, potrebbe generare venti così forti da spazzare via la polvere, lasciandola più “trasparente” rispetto ad altre galassie simili.
Forse la polvere è distribuita in modo molto ampio e non concentrata nella regione osservata. Se la polvere fosse sparsa su una grande area, potrebbe risultare più difficile da individuare con ALMA.
Questa mancanza di polvere suggerisce che, all’epoca di JADES-GS-z14-0, i processi di formazione della polvere nell’Universo fossero ancora in fase iniziale.
Le Implicazioni della Scoperta
La scoperta di JADES-GS-z14-0 ha importanti implicazioni per l’astronomia e la cosmologia:
1. Le prime galassie si sono formate più rapidamente del previsto?
L’elevata quantità di ossigeno suggerisce che JADES-GS-z14-0 abbia attraversato un periodo di formazione stellare estremamente rapido. Questo contrasta con alcune teorie che prevedevano una crescita più lenta delle prime galassie.
2. L’assenza di polvere cambia il nostro modello dell’Universo primordiale?
Molte osservazioni a redshift inferiori hanno mostrato abbondanza di polvere nelle galassie antiche. JADES-GS-z14-0 suggerisce che la polvere non fosse ancora diffusa nell’Universo così presto nella sua storia.
3. ALMA e JWST sono strumenti complementari per esplorare l’Universo primordiale.
La combinazione di dati di ALMA e JWST si è rivelata fondamentale per confermare questa galassia e studiarne le caratteristiche. Questo dimostra che, per esplorare l’Universo primordiale, non basta un solo telescopio, ma è necessario combinare osservazioni in diverse lunghezze d’onda.
Questa immagine mostra la posizione esatta nel cielo notturno della galassia **JADES-GS-z14-0**, un minuscolo punto luminoso nella costellazione della Fornace. Ad oggi, è la galassia confermata più distante che conosciamo. La sua luce ha viaggiato per **13,4 miliardi di anni** prima di raggiungerci, offrendoci uno sguardo sulle condizioni dell’Universo quando aveva appena **300 milioni di anni**. Nel riquadro dell’immagine è visibile un primo piano di questa galassia primordiale, catturato con l’**Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA)**. L’ingrandimento è sovrapposto a un’immagine ottenuta con il **Telescopio Spaziale James Webb** (NASA/ESA/CSA). Quando due gruppi di ricerca hanno studiato questa galassia con **ALMA**, gestito dall’**ESO** e dai suoi partner internazionali, hanno fatto una scoperta inaspettata: il **suo spettro mostrava la presenza di ossigeno**. Si tratta della rilevazione di ossigeno più distante mai effettuata, un risultato che sfida le nostre conoscenze sulla formazione delle galassie nell’Universo primordiale. La presenza di elementi pesanti come l’ossigeno suggerisce che queste galassie primordiali si siano **evolute molto più rapidamente di quanto pensassimo**. È come **trovare un adolescente dove ci si aspetterebbe solo neonati**. **Crediti:** ALMA (ESO/NAOJ/NRAO) / S. Carniani et al. / S. Schouws et al. / JWST: NASA, ESA, CSA, STScI, Brant Robertson (UC Santa Cruz), Ben Johnson (CfA), Sandro Tacchella (Cambridge), Phill Cargile (CfA).
JADES-GS-z14-0 è una delle scoperte più straordinarie degli ultimi anni. Questa galassia sfida le nostre teorie sulla formazione dell’Universo primordiale, mostrando una sorprendente abbondanza di ossigeno e l’assenza di polvere.
Grazie alla precisione senza precedenti delle osservazioni ALMA, gli scienziati hanno confermato che GS-z14 è la galassia più lontana mai osservata con un margine di errore incredibilmente ridotto. Questa scoperta segna un passo fondamentale nello studio delle prime fasi dell’evoluzione cosmica, offrendo una finestra unica sul passato più remoto dell’Universo.
Questa immagine mostra un ingrandimento del campo profondo nord di Euclid, con la Nebulosa Occhio di Gatto al centro, a circa 3.000 anni luce di distanza. Conosciuta anche come NGC 6543, questa nebulosa rappresenta un "fossile visivo" delle dinamiche e dell'evoluzione finale di una stella morente. La stella in fase di morte sta infatti espellendo i suoi strati esterni colorati.
Descrizione immagine: La Nebulosa Occhio di Gatto occupa la posizione centrale in un mare scintillante di stelle e galassie. Al centro della nebulosa si trova un punto, il nucleo della stella morente. Attorno ad essa si estendono strati e anelli complessi e colorati di gas e polvere che sono stati espulsi dalla stella nel corso del tempo. Più lontano, si vedono fili e macchie di gas e polvere di varie forme e dimensioni, che danno l'impressione di frammenti di un palloncino esploso, congelati intorno al punto di esplosione. Sullo sfondo, milioni di galassie popolano l'immagine. Numerose stelle brillanti con picchi di diffrazione distintivi sono chiaramente visibili.
CREDIT: ESA/Euclid/Euclid Consortium/NASA, elaborazione dell'immagine a cura di J.-C. Cuillandre, E. Bertin, G. Anselmi.
Il 19 marzo 2025, l’Agenzia Spaziale Europea (ESA) ha rilasciato il primo lotto di dati provenienti dalla missione Euclid, una delle missioni spaziali più ambiziose dedicate allo studio dell’Universo. In particolare, i dati includono una panoramica dei “deep fields” (campi profondi), aree del cielo osservate in dettaglio che rivelano centinaia di migliaia di galassie in varie forme e dimensioni. Questi dati offrono uno spunto sulle forze invisibili che plasmano l’Universo.
Euclid sta mappando una vasta area del cielo, e il rilascio iniziale copre 63,1 gradi quadrati, equivalenti a oltre 300 volte l’area della Luna piena. Con una sola settimana di osservazioni, il telescopio ha già individuato 26 milioni di galassie, molte delle quali si trovano fino a 10,5 miliardi di anni luce di distanza. I campi profondi includono anche quasar luminosi, che si trovano ancora più lontano, e galassie in formazione. A lungo termine, Euclid osservando queste regioni centinaia di volte, produrrà un atlante cosmico che coprirà un terzo dell’intero cielo.
Valeria Pettorino, scienziata del progetto Euclid per l’ESA, ha commentato: “È impressionante come una sola osservazione delle aree profonde abbia già fornito una grande quantità di dati utilizzabili in astronomia, dalle forme delle galassie, ai cluster, alla formazione stellare e altro ancora.“
Euclid è equipaggiato con due strumenti principali: l’Imaging ad Alta Risoluzione Visibile (VIS) e lo Spettrometro e Fotometro Infrarosso a Vicino (NISP). Questi strumenti permettono di studiare la distribuzione, la forma e le distanze delle galassie con un dettaglio senza precedenti. L’obiettivo finale di Euclid è mappare la struttura su larga scala dell’Universo, compreso il misterioso web cosmico, costituito da filamenti di materia ordinaria e oscura che attraversano lo spazio.
L’importanza di Euclid si estende anche al ruolo che l’intelligenza artificiale (AI) e la scienza dei cittadini stanno giocando nell’analisi dei dati. Grazie all’uso di algoritmi avanzati di AI e a un impegno globale di migliaia di volontari, Euclid è riuscito a classificare oltre 380.000 galassie, analizzando le loro caratteristiche come braccia a spirale e barre centrali. Mike Walmsley, scienziato del Consorzio Euclid presso l’Università di Toronto, ha dichiarato: “Stiamo vivendo un momento decisivo per affrontare i grandi sondaggi in astronomia. L’AI è fondamentale per sfruttare pienamente i vasti dati di Euclid.“
Questa immagine mostra esempi di galassie di diverse forme, tutte catturate da Euclid durante le sue prime osservazioni delle aree dei Deep Field. Come parte del rilascio dei dati, è stato pubblicato un catalogo dettagliato di oltre 380.000 galassie, classificate in base a caratteristiche come le braccia a spirale, le barre centrali e le code di marea, che indicano galassie in fase di fusione. Descrizione immagine: Un collage di 9 righe per 5 colonne contenente galassie di forme molto diverse, viste da diverse angolazioni. Ad esempio, la prima colonna mostra cinque galassie viste di lato, che appaiono sottili come una matita. Le galassie della seconda colonna hanno un aspetto più sfocato e diffuso. Le colonne centrali presentano galassie a spirale viste frontalmente, con molteplici forme e densità di stelle. Le ultime due colonne includono galassie interagenti o galassie con braccia a spirale o code di marea insolite. CREDIT: ESA/Euclid/Euclid Consortium/NASA, elaborazione dell’immagine a cura di M. Walmsley, M. Huertas-Company, J.-C. Cuillandre.
Euclid ha anche iniziato a raccogliere dati su un fenomeno noto come lente gravitazionale, che si verifica quando la luce proveniente da galassie distanti viene distorta dalla materia oscura e ordinaria. Questa distorsione può creare effetti spettacolari come gli anelli di Einstein. Con l’ausilio di modelli AI e scienza dei cittadini, Euclid ha già identificato 500 candidati di lente gravitazionale forte, quasi tutti precedentemente sconosciuti.
Questa immagine mostra esempi di lenti gravitazionali catturate da Euclid durante le sue prime osservazioni delle aree dei Deep Field. Grazie a un primo monitoraggio tramite modelli di intelligenza artificiale, seguito da un’analisi tramite scienza dei cittadini, convalidata da esperti e modellata, è stato creato un primo catalogo contenente 500 candidati di lenti gravitazionali forti tra galassie, quasi tutti precedentemente sconosciuti. Questo tipo di lente gravitazionale si verifica quando una galassia in primo piano e il suo alone di materia oscura agiscono come una lente, distorcendo l’immagine di una galassia sullo sfondo lungo la linea di vista verso Euclid. Con l’ausilio di questi modelli, Euclid prevede di catturare circa 7.000 candidati nel grande rilascio dei dati cosmologici previsto per la fine del 2026, e circa 100.000 lenti gravitazionali forti tra galassie entro la fine della missione, circa 100 volte in più rispetto a quanto conosciuto attualmente. Descrizione immagine: Un collage di 14 righe per 8 colonne contenente esempi di lenti gravitazionali. Ogni esempio mostra un centro brillante con sbavature di stelle disposte in un arco o in più archi intorno ad esso, a causa della luce che viaggia verso Euclid da galassie distanti, piegata e distorta dalla materia ordinaria e oscura in primo piano. In alcuni casi rari, la distorsione forma un anello completo, creando un cosiddetto “Anello di Einstein”. CREDIT: ESA/Euclid/Euclid Consortium/NASA, elaborazione dell’immagine a cura di M. Walmsley, M. Huertas-Company, J.-C. Cuillandre.
NB:In Coelum Astronomia 273 l’articolo completo dedicato alla ricerca di lenti gravitazione grazie all’uso di Euclid, dell’intelligenza artificiale e della science citizen. Articolo a cura di Crescenzo Tortora.
Clotilde Laigle, scienziata del Consorzio Euclid e esperta di elaborazione dati presso l’Istituto di Astrofisica di Parigi, ha aggiunto: “Il pieno potenziale di Euclid per imparare di più sulla materia oscura e sull’energia oscura sarà raggiunto solo al termine dell’intero sondaggio. Tuttavia, la quantità di dati rilasciati finora ci offre una visione unica sull’organizzazione delle galassie su larga scala.“
Euclid è il risultato di una collaborazione internazionale, con il coinvolgimento di oltre 2000 scienziati provenienti da 300 istituti in 15 paesi europei, oltre a Stati Uniti, Canada e Giappone. Il consorzio Euclid ha progettato e gestito gli strumenti scientifici, mentre NASA ha contribuito con i rilevatori del NISP.
Il lander Blue Ghost di Firefly ha catturato un'immagine al tramonto, con la Terra visibile all'orizzonte.
Crediti: Firefly Aerospace.
Grande successo per l’azienda americana Firefly Aerospace che con il suo lander Blue Ghost diventa la prima realtà completamente privata a completare una missione sulla Luna.
Il Lancio
Il 15 gennaio 2025, la missione ha avuto inizio con il decollo del razzo Falcon 9 di SpaceX dal Kennedy Space Center. Dopo la separazione dal veicolo di lancio, il lander Blue Ghost ha stabilito il contatto con il centro di controllo missione di Firefly Aerospace a Cedar Park, Texas. Nei giorni successivi, ha eseguito le manovre orbitali necessarie per uscire dall’orbita terrestre e iniziare il suo viaggio verso la Luna.
Blue Ghost posizionato nello SpaceX Falcon 9. Credit: SpaceX
Gli Obiettivi della Missione
Blue Ghost Mission 1, finanziata principalmente dalla NASA nell’ambito del programma Commercial Lunar Payload Services (CLPS), aveva il compito di trasportare e operare dieci payload scientifici sulla superficie lunare. Tra gli esperimenti principali vi erano il Lunar GNSS Receiver Experiment (LuGRE), sviluppato in collaborazione con l’Agenzia Spaziale Italiana, il Lunar Instrumentation for Subsurface Thermal Exploration (LISTER) della Texas Tech University e il Lunar Magnetotelluric Sounder (LMS) dello Southwest Research Institute. Inoltre, Blue Ghost ha testato la tecnologia Lunar PlanetVac di Honeybee Robotics per la raccolta e analisi del suolo lunare.
Firefly’s Blue Ghost cattura la Terra (Palla Blu) approsimativamente a 6,700 km di distanza il 23 gennaio 2025. Credit: Firefly Aerospace
L’Attività sulla Luna
Dopo un viaggio di circa sei settimane, Blue Ghost ha eseguito un atterraggio morbido nella regione del Mare Crisium il 2 marzo 2025. Durante le prime ore sulla superficie lunare, il lander ha attivato i suoi strumenti scientifici e ha trasmesso le prime immagini del sito di atterraggio. Tra i risultati più significativi, la missione ha catturato immagini spettacolari della Terra all’orizzonte, ha assistito a un’eclissi solare dalla superficie lunare e ha registrato la variazione di temperatura durante il fenomeno, con valori che oscillavano tra 40°C e -170°C.
Le operazioni scientifiche si sono protratte per oltre due settimane, durante le quali il lander ha completato tutte le sue attività previste, compreso lo studio dell’interazione delle polveri lunari con i gas di scarico dei motori tramite il sistema SCALPSS della NASA. Inoltre, ha contribuito a migliorare la comprensione della geologia lunare con il deployment degli elettrodi del Lunar Magnetotelluric Sounder.
Blue Ghost ha anche avuto l’opportunità di osservare un’eclissi solare totale dalla Luna, mentre dalla Terra lo stesso evento è stato visto come un’eclissi lunare. Questo ha rappresentato un momento storico per la missione, dato che nessuna compagnia commerciale aveva mai condotto un’osservazione di questo tipo direttamente dalla superficie lunare.
Firefly Aerospace si è distinta come la prima azienda privata a realizzare con successo un atterraggio morbido sulla Luna senza incidenti, un traguardo che non era stato raggiunto da altre compagnie nei tentativi precedenti. Finora, solo cinque nazioni – Stati Uniti, Russia, Cina, India e Giappone – avevano ottenuto un simile successo.
Il Tramonto della Missione
Man mano che il Sole scendeva all’orizzonte lunare, Blue Ghost ha iniziato a prepararsi alla fase conclusiva della missione. Il 16 marzo 2025, poco dopo l’inizio della notte lunare, il lander ha trasmesso il suo ultimo segnale, stabilendo un nuovo record per la durata operativa di una missione commerciale sulla Luna con 346 ore di attività continua in condizioni di luce diurna e oltre cinque ore di operazioni nel buio lunare. Il CEO di Firefly Aerospace, Jason Kim, ha annunciato il completamento della missione con un messaggio emozionante, sottolineando come “il Ghost vivrà nei nostri cuori e nelle nostre menti per il viaggio straordinario che ci ha fatto compiere”.
Le ultime immagini del tramonto lunare catturate dal lander saranno pubblicate da Firefly Aerospace nei giorni successivi alla fine della missione. Nel frattempo, l’azienda ha già iniziato a lavorare al suo prossimo lander lunare, con l’obiettivo di eseguire almeno un atterraggio sulla Luna all’anno.
Con la conclusione della missione, Firefly Aerospace ha consolidato il proprio ruolo nell’esplorazione spaziale commerciale, dimostrando la fattibilità di missioni lunari con lander autonomi in supporto a futuri programmi di esplorazione, come Artemis. Questo storico traguardo apre la strada a nuove opportunità per la ricerca scientifica e lo sviluppo di tecnologie per l’esplorazione del nostro satellite naturale e, in prospettiva, di Marte.
Il lander lunare Blue Ghost di Firefly ha catturato un’immagine della sua ombra sulla superficie della Luna, con la formazione vulcanica Mons Latreille visibile nella parte superiore destra. Crediti: Firefly Aerospace
Nel vasto universo della ricerca astronomica, il rilevamento degli esopianeti continua a essere una sfida affascinante e complessa. Un recente studio, pubblicato su The Astronomical Journal da Markus J. Bonse e un team di ricercatori internazionali, ha introdotto un’innovativa tecnica di analisi dei dati chiamata 4S (Signal-Safe Speckle Subtraction). Questo metodo ha permesso di individuare l’esopianeta gigante AF Lep b nei dati di imaging ad alto contrasto raccolti già nel 2011, anticipando di 11 anni la sua effettiva scoperta.
Il problema dell’imaging ad alto contrasto (HCI)
L’osservazione diretta degli esopianeti è ostacolata dalla luminosità delle stelle ospiti, che spesso supera di ordini di grandezza quella dei pianeti circostanti. Inoltre, il rumore speckle, generato dalla turbolenza atmosferica e dalle imperfezioni dell’ottica del telescopio, rappresenta una sfida ulteriore per gli astronomi.
Negli ultimi anni, sono state sviluppate varie tecniche di post-elaborazione per mitigare questo problema. Uno dei metodi più utilizzati è l’Analisi delle Componenti Principali (PCA), che tenta di separare il rumore dal segnale del pianeta. Tuttavia, come evidenziato dallo studio, la PCA può accidentalmente rimuovere anche una parte significativa del segnale planetario.
Il metodo 4S: un passo avanti
Grazie all’apprendimento automatico spiegabile (Explainable AI), Bonse e colleghi hanno analizzato le limitazioni della PCA e sviluppato il metodo 4S (Signal-Safe Speckle Subtraction). Questo nuovo algoritmo introduce tre innovazioni principali:
Vincolo della ragione corretta: un filtro che impedisce al modello di apprendere la forma del rumore speckle in modo errato, evitando la rimozione del segnale del pianeta.
Funzione di perdita invariante al segnale del pianeta: una nuova strategia che minimizza l’influenza del segnale planetario sulla stima del rumore.
Regolarizzazione basata sulla conoscenza del dominio: un approccio che limita la complessità del modello, riducendo il rischio di sovradattamento ai dati.
Applicando il metodo 4S a 11 set di dati raccolti dallo strumento NACO del Very Large Telescope (VLT) nella banda L’ (La banda L fa parte dello spettro elettromagnetico delle onde UHF, ed in particolare va da 1 a 2 GHz), il team ha ottenuto risultati superiori rispetto alla PCA, con un miglioramento del contrasto fino a 1,5 magnitudini a separazioni ravvicinate dalla stella.
La scoperta anticipata di AF Lep b
Uno dei risultati più sorprendenti dello studio è stato il rilevamento di AF Lep b nei dati VLT-NACO del 2011. Questo esopianeta, scoperto ufficialmente solo nel 2022 con strumenti più moderni come VLT-SPHERE e Keck-NICR2, era già presente nei dati di archivio, ma il segnale era troppo debole per essere individuato con le tecniche di analisi tradizionali. Grazie all’applicazione di 4S, il pianeta è stato rivelato con un rapporto segnale-rumore sufficiente per confermare la sua presenza.
Immagini residue del set di dati AF Lep per diverse impostazioni degli iperparametri dell’algoritmo (componenti principali K per PCA e forza di regolarizzazione λ per 4S). Il pianeta AF Lep b è a malapena visibile nei residui della PCA. Per 4S, qualsiasi scelta di parametri porta a una rilevazione chiara, evidenziando la robustezza del metodo.
Implicazioni per la ricerca sugli esopianeti
Il successo di 4S apre nuove prospettive per la rianalisi dei dati di archivio, potenzialmente portando alla scoperta di altri esopianeti nascosti. Inoltre, il miglioramento nella riduzione del rumore speckle potrebbe permettere il rilevamento di pianeti più piccoli e vicini alle loro stelle, riducendo il divario tra le tecniche di imaging diretto e quelle basate sulla velocità radiale.
Il rientro della nona missione operativa di SpaceX con equipaggio dalla Stazione Spaziale Internazionale è previsto per martedì 18 marzo alle 22:57 ora italiana (UTC+1), con ammaraggio al largo della costa della Florida.
Chi sta tornando sulla Terra?
L’equipaggio della Crew Dragon Freedom include due astronauti che hanno lanciato con la navetta e due membri dell’equipaggio della ISS, Butch Wilmore e Suni Williams, che erano arrivati lo scorso giugno a bordo della Starliner di Boeing, che allora era atterrata senza di loro.
Quando e dove avverrà l’ammaraggio?
Inizio del live streaming: A partire dalle 21:45 UTC+1 (16:45 EDT, 20:45 GMT).
Manovra di deorbitazione: Prevista per le 22:11 UTC+1 (17:11 EDT, 21:11 GMT).
Ammaraggio: Martedì 18 marzo alle 22:57 UTC+1 (17:57 EDT, 21:57 GMT) nel Golfo del Messico.
Il rientro segna il nono rientro operativo e il decimo complessivo di SpaceX nell’ambito del contratto con il programma commerciale della NASA.
Missione di salvataggio: il ritorno di Butch Wilmore e Suni Williams dalla ISS
Il 1° giugno 2024, gli astronauti della NASA Barry “Butch” Wilmore e Sunita “Suni” Williams hanno lasciato la Terra a bordo della navicella Starliner della Boeing, con una missione che inizialmente prevedeva una permanenza di soli otto giorni sulla Stazione Spaziale Internazionale (ISS). Tuttavia, il viaggio si è trasformato in un’odissea spaziale di ben nove mesi a causa di una serie di problemi tecnici alla navetta, che hanno costretto la NASA a rivedere i piani di rientro e a trovare una soluzione alternativa per riportarli a casa in sicurezza.
L’inizio dell’imprevisto: il guasto della Starliner
La Starliner, progettata come una delle due navicelle commerciali per il trasporto di astronauti insieme alla Crew Dragon di SpaceX, ha incontrato difficoltà ai propulsori poco dopo l’aggancio alla ISS. Questi problemi hanno indotto la NASA a sospendere il rientro della navetta con equipaggio a bordo, preferendo riportarla sulla Terra senza astronauti per valutare le anomalie in un ambiente controllato. Il risultato di questa decisione ha lasciato Wilmore e Williams bloccati sulla ISS senza una data certa di ritorno.
Nonostante l’inconveniente, i due astronauti hanno continuato a svolgere la loro missione, contribuendo agli esperimenti scientifici e alle operazioni di manutenzione della stazione. Williams, esperta ingegnere aerospaziale e veterana di numerose missioni, ha dichiarato in diverse interviste di essersi adattata alla situazione con spirito positivo, sottolineando che “la permanenza prolungata ha permesso di contribuire in modo ancora più significativo alla ricerca in microgravità”.
Il veicolo spaziale CST-100 Starliner. Credito: Boeing
La soluzione: il lancio della missione SpaceX Crew-10
Dopo mesi di pianificazione, la NASA ha deciso di affidarsi a SpaceX per il recupero degli astronauti. La missione Crew-10, con un equipaggio di quattro astronauti – Anne McClain e Nichole Ayers della NASA, Takuya Onishi della JAXA e Kirill Peskov di Roscosmos – è stata lanciata il 14 marzo 2025 dal Kennedy Space Center in Florida. Dopo circa 29 ore di viaggio, la capsula Crew Dragon ha attraccato con successo alla ISS il 16 marzo 2025.
Al loro arrivo, l’equipaggio della Crew-10 è stato accolto con entusiasmo e sollievo dai sette membri già presenti sulla stazione. Le immagini trasmesse dalla NASA hanno mostrato abbracci e sorrisi tra i nuovi arrivati e Wilmore e Williams, che per mesi avevano vissuto l’incertezza del loro ritorno.
Anne McClain, comandante della Crew-10, ha espresso la sua gioia per il successo della missione dichiarando: “È difficile esprimere a parole la sensazione di rivedere la stazione spaziale dalla nostra finestra e di sapere che stiamo portando a termine una missione tanto importante”.
SpaceX Crew-10. Credits: NASA
Il rientro sulla Terra: una lunga attesa che volge al termine
Ora, con il cambio di equipaggio avvenuto con successo, Wilmore e Williams sono pronti a lasciare la ISS per tornare finalmente sulla Terra. Il loro rientro è previsto per il 19 marzo 2025, a bordo della stessa Crew Dragon che ha portato la Crew-10 sulla stazione. Con loro viaggeranno anche Nick Hague della NASA e Aleksandr Gorbunov di Roscosmos, che hanno completato la loro missione sulla ISS.
Il rientro segnerà la fine di una permanenza durata oltre 270 giorni, durante i quali gli astronauti hanno affrontato non solo le sfide tecniche del volo spaziale, ma anche le difficoltà psicologiche legate all’incertezza del loro ritorno. “Non vedo l’ora di rivedere la mia famiglia e i miei due cani. Credo che per loro sia stato un periodo ancora più difficile che per me”, ha detto Williams in una recente conferenza stampa.
La politica e lo spazio: un caso internazionale
La vicenda ha avuto anche risvolti politici, con il presidente Donald Trump e l’imprenditore Elon Musk che hanno accusato, senza prove, l’amministrazione Biden di aver “abbandonato” Wilmore e Williams nello spazio per ragioni politiche. Le affermazioni sono state ampiamente smentite dagli esperti del settore e da astronauti veterani come il danese Andreas Mogensen, che ha liquidato le dichiarazioni come “una menzogna senza fondamento”.
Con il loro ritorno, Wilmore e Williams entreranno nella storia come alcuni degli astronauti con la più lunga permanenza sulla ISS, un’esperienza che servirà a migliorare le future missioni spaziali.
Mentre il mondo aspetta di vedere le immagini del loro atterraggio, una cosa è certa: la loro missione, iniziata con una semplice rotazione di equipaggio, si è trasformata in una delle più lunghe e imprevedibili permanenze sulla ISS, dimostrando ancora una volta che lo spazio è un ambiente in cui nulla può essere dato per scontato.
Il telescopio spaziale James Webb della NASA/ESA/CSA ha ottenuto immagini dirette di pianeti giganti gassosi nel sistema planetario HR 8799, situato a 130 anni luce di distanza. Questa scoperta fornisce indizi fondamentali sulla loro formazione, suggerendo che questi pianeti si siano formati in modo simile a Giove e Saturno, attraverso un processo di accrescimento del nucleo.
Un sistema giovane e ricco di informazioni
HR 8799 è un sistema planetario giovane, con un’età di circa 30 milioni di anni, un valore molto inferiore rispetto ai 4,6 miliardi di anni del nostro Sistema Solare. Le osservazioni di Webb hanno rivelato la presenza di anidride carbonica nelle atmosfere di questi pianeti, un indizio che conferma la formazione tramite l’accrescimento del nucleo. Questo processo prevede la crescita di un nucleo solido che successivamente attrae gas dal disco protoplanetario circostante.
Questa tecnica osservativa dimostra anche la capacità di Webb di analizzare la chimica delle atmosfere esoplanetarie attraverso l’imaging, un metodo che integra le osservazioni spettroscopiche per determinare la composizione atmosferica.
Il telescopio spaziale James Webb (NASA/ESA/CSA) ha fornito l’immagine più nitida mai ottenuta del celebre sistema multi-planetario HR 8799. Le osservazioni hanno rilevato anidride carbonica in tutti e quattro i pianeti giganti, fornendo una prova solida del fatto che si siano formati in modo simile a Giove e Saturno, attraverso la crescita graduale di un nucleo solido che ha poi attirato gas dal disco protoplanetario. L’immagine è stata ottenuta utilizzando diversi filtri della fotocamera nel vicino infrarosso NIRCam di Webb, che rivelano le differenze intrinseche tra i pianeti. Un simbolo a forma di stella indica la posizione della stella madre, HR 8799, il cui bagliore è stato oscurato da un coronografo per permettere di osservare meglio i pianeti circostanti. I colori assegnati all’immagine rappresentano diverse lunghezze d’onda della luce infrarossa catturate da Webb. Analizzandoli, i ricercatori possono determinare temperatura e composizione dei pianeti. HR 8799 b, che orbita a 10,1 miliardi di chilometri dalla sua stella, è il più freddo del gruppo ed è particolarmente ricco di anidride carbonica. HR 8799 e, invece, si trova a 2,4 miliardi di chilometri e probabilmente si è formato più vicino alla stella madre, in una regione con una composizione più variabile dei materiali. Credits:NASA, ESA, CSA, STScI, W. Balmer (JHU), L. Pueyo (STScI), M. Perrin (STScI).
L’importanza delle osservazioni di Webb
Le nuove scoperte indicano che i pianeti di HR 8799 contengono una quantità significativa di elementi pesanti, come carbonio, ossigeno e ferro. Secondo William Balmer della Johns Hopkins University, principale autore dello studio pubblicato su The Astrophysical Journal, ciò conferma che la formazione di questi pianeti è avvenuta tramite accrescimento del nucleo. “Questa scoperta ci aiuta a comprendere meglio come si formano i pianeti giganti e a confrontarli con quelli del nostro Sistema Solare”, ha affermato Balmer.
Oltre a HR 8799, Webb ha osservato anche il sistema 51 Eridani, situato a 97 anni luce di distanza. Lo studio di più sistemi esoplanetari permetterà agli scienziati di comprendere meglio i diversi meccanismi di formazione planetaria.
Un confronto con il nostro Sistema Solare
Esistono due principali modelli di formazione dei pianeti giganti. Il primo è il processo di accrescimento del nucleo, che ha caratterizzato la formazione di Giove e Saturno. Il secondo prevede la rapida coalescenza di gas in oggetti massicci direttamente dal disco di gas che circonda una giovane stella. Determinare quale di questi due modelli sia più comune aiuterà gli scienziati a interpretare la varietà di pianeti scoperti in altri sistemi.
Emily Rickman dell’Agenzia Spaziale Europea ha sottolineato l’importanza di HR 8799 come laboratorio per lo studio della formazione planetaria: “Queste nuove osservazioni dimostrano il valore di HR 8799 per comprendere meglio i meccanismi che governano la nascita dei pianeti”.
Tecnologia avanzata per l’osservazione diretta
Le immagini di HR 8799 e 51 Eridani sono state ottenute grazie al coronografo della NIRCam (Near-Infrared Camera) di Webb. Questo strumento blocca la luce delle stelle brillanti, permettendo di rivelare i pianeti orbitanti attorno a esse. Questa tecnologia consente di analizzare la luce infrarossa emessa dai pianeti e determinare la composizione delle loro atmosfere.
Laurent Pueyo dello Space Telescope Science Institute ha dichiarato che ulteriori osservazioni con Webb aiuteranno a determinare la frequenza con cui i pianeti giganti si formano attraverso l’accrescimento del nucleo. “Abbiamo trovato prove che suggeriscono che i pianeti di HR 8799 si siano formati in questo modo, ma vogliamo confermarlo con altre osservazioni”, ha detto Pueyo.
La fotocamera nel vicino infrarosso (NIRCam) del telescopio spaziale James Webb (NASA/ESA/CSA) ha catturato questa immagine di 51 Eridani b, un giovane esopianeta freddo che orbita a 17,7 miliardi di chilometri dalla sua stella. Questa distanza è paragonabile a una posizione tra le orbite di Nettuno e Saturno nel nostro Sistema Solare. Le osservazioni hanno rivelato che il pianeta è ricco di anidride carbonica, fornendo una prova solida che si è formato in modo simile a Giove e Saturno, attraverso l’accrescimento di un nucleo solido che ha poi attirato gas dal disco protoplanetario circostante. Il sistema 51 Eridani si trova a 96 anni luce dalla Terra. L’immagine utilizza filtri che rappresentano la luce a 4,1 micron con il colore rosso. NASA, ESA, CSA, STScI, W. Balmer (JHU), L. Pueyo (STScI), M. Perrin (STScI)
Webb: una missione internazionale
Il telescopio James Webb è il più grande e potente mai lanciato nello spazio. La sua realizzazione è frutto di una collaborazione internazionale tra NASA, ESA e l’Agenzia Spaziale Canadese (CSA). L’ESA ha fornito il servizio di lancio con un razzo Ariane 5 e ha contribuito con strumenti scientifici fondamentali come lo spettrografo NIRSpec e parte dello strumento MIRI.
Grazie a Webb, gli astronomi stanno compiendo passi da gigante nello studio dei pianeti extrasolari, avvicinandosi sempre più alla comprensione della formazione e dell’evoluzione dei sistemi planetari, incluso il nostro.
Un passo epocale nella ricerca astronomica è stato compiuto con la pubblicazione della prima immagine del telescopio SKA-Low, parte del rivoluzionario osservatorio internazionale SKAO (Square Kilometre Array Observatory). Questo risultato segna una tappa fondamentale nel cammino verso una visione senza precedenti del cosmo.
Un’anteprima del futuro dell’astronomia
L’immagine appena rilasciata proviene da una versione iniziale del telescopio SKA-Low, utilizzando solo 1.024 delle previste 131.072 antenne. Nonostante ciò, ha già offerto una visione sorprendente del cielo, anticipando le straordinarie scoperte scientifiche che il telescopio, una volta completato, renderà possibili.
Situato in Australia occidentale, SKA-Low è uno dei due telescopi attualmente in costruzione sotto l’egida dello SKAO, con il suo corrispettivo, SKA-Mid, in fase di realizzazione in Sudafrica. Questi strumenti rivoluzionari lavorano in sinergia, combinando i dati raccolti da migliaia di antenne per creare un’unica immagine altamente dettagliata del cosmo.
Un’immagine senza precedenti
La prima immagine copre un’area del cielo di circa 25 gradi quadrati, equivalente a 100 volte la dimensione apparente della Luna piena. In essa sono visibili circa 85 delle galassie più luminose in quella regione, ognuna delle quali ospita un buco nero supermassiccio. Tuttavia, quando il telescopio sarà pienamente operativo, gli scienziati stimano che la stessa porzione di cielo rivelerà oltre 600.000 galassie.
I dati per questa immagine sono stati raccolti dalle prime quattro stazioni connesse di SKA-Low, composte da 1.024 antenne alte due metri, installate nel corso dell’ultimo anno presso l’Inyarrimanha Ilgari Bundara, il CSIRO Murchison Radio-astronomy Observatory, situato nel territorio Wajarri Yamaji. Questa prima configurazione rappresenta meno dell’1% del progetto finale.
La prima immagine da un prototipo del telescopio SKA-Low dell’Osservatorio SKA, in costruzione nel territorio Wajarri Yamaji, Australia. È stata ottenuta con dati raccolti dalle prime quattro stazioni collegate, che includono 1.024 delle 131.072 antenne previste, distribuite su circa 6 km. L’immagine mostra circa 85 galassie in un’area di 25 gradi quadrati, equivalente a 100 Lune piene. I punti visibili sono galassie radio luminose, ciascuna con un buco nero supermassiccio. SKA-Low rileva le onde radio emesse dal gas caldo orbitante intorno a questi buchi neri. Al centro si trova una rara galassia con getti visibili sia in ottico che in radio. Prodotta con il supercomputer Pawsey di Perth, l’immagine è stata verificata con dati del Murchison Widefield Array. Quando completato, SKA-Low potrà rivelare fino a 600.000 galassie nella stessa regione. SKAO riconosce i Wajarri Yamaji come Custodi Tradizionali del sito. Credits: SKAO
Le reazioni degli scienziati
Dr. George Heald, Lead Commissioning Scientist di SKA-Low, ha espresso entusiasmo per l’efficienza delle prime quattro stazioni: “La qualità di questa immagine è stata persino superiore a quanto speravamo con questa versione iniziale del telescopio.”
Ha aggiunto che le galassie visibili nell’immagine attuale sono solo la punta dell’iceberg e che, una volta completato, SKA-Low permetterà di osservare le galassie più deboli e lontane, risalendo fino alle prime epoche dell’Universo, quando stelle e galassie iniziarono a formarsi.
Dr. Sarah Pearce, Direttrice del telescopio SKA-Low, ha sottolineato il lavoro collettivo che ha reso possibile questo risultato: “Questo è il culmine di sforzi straordinari da parte di team di ingegneri, astronomi e informatici provenienti da tutto il mondo. È incredibile vedere tutto questo lavoro convergere per regalarci la prima di molte immagini straordinarie dello SKA-Low, offrendoci una prospettiva del cosmo mai vista prima.”
Anche il Direttore Generale dello SKAO, Prof. Philip Diamond, ha celebrato il momento, definendolo l’inizio effettivo dell’osservatorio come struttura scientifica: “Con questa immagine vediamo la promessa dello SKAO che inizia a realizzarsi. Man mano che i telescopi cresceranno e nuove antenne entreranno in funzione, la qualità delle immagini migliorerà enormemente, permettendoci di sfruttare al massimo la potenza dello SKAO.”
Una collaborazione globale per una scienza rivoluzionaria
Lo SKAO è un’organizzazione intergovernativa con membri e partner distribuiti in cinque continenti, con sede principale nel Regno Unito. La missione dello SKAO è costruire e gestire radio telescopi all’avanguardia per trasformare la nostra comprensione dell’Universo e contribuire alla società attraverso la collaborazione scientifica e l’innovazione tecnologica.
In Australia, la realizzazione di SKA-Low avviene in collaborazione con l’agenzia scientifica nazionale CSIRO e con il supporto dei governi australiano e del Western Australia. Il telescopio si espanderà progressivamente nei prossimi due anni, diventando il più grande radiotelescopio a bassa frequenza al mondo.
Collage di immagini simulate delle future osservazioni di SKA-Low, che mostrano le capacità previste del telescopio man mano che cresce. Le immagini rappresentano la stessa area di cielo osservata nella prima immagine del prototipo, pubblicata a marzo 2025. In alto a sinistra: Entro il 2026/2027, con oltre 17.000 antenne, SKA-Low sarà il radiotelescopio più sensibile della sua categoria, rilevando oltre 4.500 galassie in questa regione. In alto a destra: Entro il 2028/2029, con più di 78.000 antenne, potrà individuare oltre 23.000 galassie. In basso: A pieno regime, con oltre 130.000 antenne distribuite su 74 km, SKA-Low potrà rilevare circa 43.000 galassie nella stessa area e, con indagini profonde dal 2030, fino a 600.000 galassie.
Un riconoscimento alla cultura e alla tradizione
Lo SKAO riconosce e rispetta le culture indigene che hanno tradizionalmente abitato i territori su cui sorgono le sue strutture. Il sito del telescopio si trova nell’osservatorio di CSIRO Murchison, in territorio Wajarri Yamaji, e il progetto è stato realizzato in stretta collaborazione con la comunità locale.
Jamie Strickland, CEO della Wajarri Yamaji Aboriginal Corporation, ha espresso soddisfazione per questa collaborazione: “Il popolo Wajarri Yamaji ha osservato il cielo e le stelle sulla nostra terra per innumerevoli generazioni. È fantastico vedere questa nuova era della conoscenza astronomica prendere forma dal nostro suolo, e siamo orgogliosi di collaborare con SKAO, il governo australiano e CSIRO per rendere tutto ciò possibile. Usare la tecnologia di oggi per raccontare le storie del passato e comprendere quelle del futuro è davvero straordinario.”
Con la sua capacità di esplorare le origini dell’Universo e di fornire risposte a domande fondamentali sulla nascita delle galassie e l’evoluzione del cosmo, SKA-Low si appresta a diventare uno degli strumenti più potenti mai costruiti per l’astronomia moderna. Questo primo sguardo all’Universo segna solo l’inizio di un’avventura scientifica che promette di rivoluzionare la nostra comprensione del cosmo.
La Luna è il nostro satellite naturale e, nonostante sia l’oggetto celeste più vicino alla Terra, custodisce ancora molti segreti. Tra le tante domande che gli scienziati si pongono, una delle più affascinanti riguarda la sua struttura interna: com’è fatto il suo nucleo? Esiste un cuore liquido come quello della Terra? E come reagisce la Luna alle forze gravitazionali della Terra e del Sole?
Per rispondere a queste domande, gli scienziati utilizzano un particolare parametro chiamato numero di Love, che prende il nome dal matematico britannico Augustus Edward Hough Love. Questi numeri descrivono il modo in cui la Luna si deforma sotto l’effetto delle forze di marea esercitate dai corpi celesti circostanti. In altre parole, ci dicono quanto la Luna si “allunga” e si “comprime” sotto l’azione della gravita della Terra e del Sole.
Cosa sono i numeri di Love?
I numeri di Love sono tre parametri principali:
h₂: misura lo spostamento verticale della superficie della Luna dovuto alle maree. Più è grande questo numero, più la superficie lunare si solleva sotto l’azione della gravita terrestre.
l₂: indica lo spostamento orizzontale, ossia il modo in cui la Luna si muove lateralmente quando viene “tirata” dalle maree.
k₂: rappresenta la variazione del campo gravitazionale lunare in risposta alle maree. Questo parametro è fondamentale per capire quanto sia denso e rigido l’interno della Luna.
Studiare questi numeri ci permette di ottenere una vera e propria radiografia della Luna, dandoci indizi sulla sua composizione interna, sulla presenza di un nucleo liquido o solido e sulle caratteristiche del suo mantello.
Come si misurano i numeri di Love?
Misurare i numeri di Love non è un’impresa facile. Un metodo utilizzato dagli scienziati è la tecnica del Lunar Laser Ranging (LLR), che sfrutta i retroriflettori lasciati sulla superficie lunare dagli astronauti delle missioni Apollo e dalle sonde sovietiche Lunokhod. Inviando impulsi laser dalla Terra e misurando il tempo impiegato per tornare indietro, è possibile monitorare con estrema precisione i movimenti della Luna e quindi calcolare i numeri di Love.
Un altro metodo è l’analisi della gravità lunare, effettuata da satelliti come quelli della missione GRAIL della NASA, che ha fornito un modello ad alta risoluzione del campo gravitazionale della Luna.
Il contributo della missione Chang’e 7
Ora entra in gioco la missione Chang’e 7 della Cina, prevista per il 2026. Questo ambizioso progetto prevede di esplorare il polo sud della Luna, una regione di grande interesse scientifico. Tra gli strumenti che porterà sulla superficie lunare ci saranno anche nuovi retroriflettori laser (vedi Coelum 270), che permetteranno di migliorare ulteriormente le misurazioni delle maree lunari e quindi di affinare i calcoli sui numeri di Love.
Uno dei problemi attuali con le misurazioni LLR è che i retroriflettori esistenti sono tutti posizionati sul lato vicino della Luna, quello sempre rivolto verso la Terra. Questo significa che abbiamo una visione parziale del comportamento della Luna. Grazie ai nuovi retroriflettori posizionati da Chang’e 7 sul polo sud, avremo dati più completi e precisi.
Inoltre, Chang’e 7 utilizzerà un satellite in orbita lunare come ripetitore per trasmettere i segnali tra la Terra e il lander sulla superficie, risolvendo il problema della visibilità limitata di alcune regioni lunari. Questo sistema di tracciamento a “relè a quattro vie” consentirà di migliorare la raccolta di dati e di ottenere misurazioni più dettagliate sulla struttura interna della Luna.
Tracciamento a relè a quattro vie Il sistema di tracciamento a relè a quattro vie è un metodo utilizzato per comunicare con un lander lunare situato in una posizione non direttamente visibile dalla Terra, come il polo sud o il lato nascosto della Luna. Il processo avviene in più fasi: Trasmissione iniziale: La stazione di terra invia un segnale di uplink al satellite relay in orbita lunare. Propagazione: Il segnale si propaga attraverso il satellite relay. Ricezione dal lander: Il lander lunare riceve il segnale e lo elabora tramite il collegamento diretto. Ritrasmissione: Il segnale viene inviato nuovamente al satellite relay attraverso un collegamento di ritorno. Ritorno alla Terra: Il satellite relay trasmette il segnale di risposta alla stazione di terra. Ogni passaggio rappresenta un collegamento della catena di comunicazione e le misurazioni effettuate lungo questo percorso permettono di determinare con precisione la posizione del lander, la sua distanza dalla Terra e le variazioni della sua altitudine dovute alle forze mareali. Questo sistema consente di ottenere dati più dettagliati e costanti rispetto al tracciamento diretto, migliorando la precisione delle misurazioni geofisiche lunari.
L’uso combinato di LLR e Chang’e 7 per migliorare la precisione
La missione Chang’e 7 prevede di posizionare un array di retroriflettori laser al polo sud lunare, una posizione mai sfruttata prima per questo tipo di misurazioni. Finora, i cinque retroriflettori installati dagli Stati Uniti e dall’Unione Sovietica si trovano a latitudini medio-basse sul lato vicino della Luna. Tuttavia, il nuovo retroriflettore di Chang’e 7 fornirà dati unici e complementari, migliorando la comprensione della risposta mareale lunare.
Schema del laser a due vie e dell’inseguimento radiometrico a quattro vie.
Gli scienziati hanno condotto simulazioni per valutare il contributo della missione Chang’e 7 alla determinazione dei numeri di Love. Hanno confrontato le misurazioni laser bidirezionali dai retroriflettori Apollo con le nuove misurazioni al polo sud e hanno integrato anche dati di tracciamento radiometrico a quattro vie, sfruttando il satellite relay.
I risultati hanno mostrato che il modello bidirezionale fornisce una sensibilità maggiore rispetto al modello a quattro vie per alcune misurazioni, ma il tracciamento a quattro vie migliora la precisione di h₂ e l₂. Inoltre, il satellite relay garantisce una maggiore visibilità della regione polare, dove la Terra può osservare direttamente solo per una parte del ciclo lunare.
Gli esperimenti hanno dimostrato che con la tecnologia attuale, le incertezze nella determinazione di h₂ e l₂ possono essere ridotte fino a due ordini di grandezza. Se la precisione della misurazione radiometrica potesse essere migliorata fino a 0,1 m, la stima di questi parametri diventerebbe ancora più accurata, offrendo nuove opportunità per comprendere la composizione interna della Luna.
Perché è importante?
Capire la struttura interna della Luna non è solo una questione di curiosità scientifica. Queste informazioni possono aiutarci a comprendere meglio l’evoluzione della Luna e il suo rapporto con la Terra nel corso di miliardi di anni. Inoltre, studiare la geofisica lunare è cruciale per future missioni di esplorazione e per l’eventuale costruzione di basi permanenti sulla Luna.
Infine, le tecniche sviluppate per studiare la Luna possono essere applicate ad altri corpi celesti, come Marte, Ganimede o Encelado, dove la presenza di oceani sotterranei è un argomento di grande interesse per la ricerca di forme di vita extraterrestri.
Florentin Millour ha catturato questo panorama mozzafiato della cometa C/2024 G3 (ATLAS) nel gennaio del 2021 January 21 dal Osservatorio del Paranal in Cile. Il Very Large Telescope fa bella mostra di sè sulla cima del Cerro Paranal, sulla sinistra, mentre la cometa tramonta all'orizzonte occidentale appena dopo il tramonto. Crediti:
F. Millour/ESO
Comunicato Stampa ESO 17/03/2025
Un’analisi tecnica approfondita dell’ESO (European Southern Observatory) ha valutato l’impatto del megaprogetto INNA sugli strumenti dell’Osservatorio del Paranal, in Cile, e i risultati sono allarmanti. L’analisi rivela che l’INNA aumenterebbe l’inquinamento luminoso sopra il VLT (Very Large Telescope) di almeno il 35% e di oltre il 50% sopra il sito sud del Cherenkov Telescope Array Observatory (CTAO-sud). L’INNA aumenterebbe anche la turbolenza dell’aria nell’area, degradando ulteriormente le condizioni per le osservazioni astronomiche, mentre le vibrazioni del progetto potrebbero compromettere seriamente il funzionamento di alcune delle strutture dell’Osservatorio del Paranata, come l’ELT (Extremely Large Telescope).
A gennaio, l’ESO ha lanciato pubblicamente l’allarme sulla minaccia posta ai cieli più bui e limpidi del mondo, quelli dell’Osservatorio Paranal dell’ESO (vedi Coelum 273 notizia a cura di Anna Wolter), dal megaprogetto industriale INNA. Il progetto, di AES Andes, una filiale della società elettrica statunitense AES Corporation, comprende molteplici impianti energetici e di trasformazione, distribuiti su un’area di oltre 3000 ettari, pari alle dimensioni di una piccola città. La sua ubicazione prevista è a pochi chilometri dai telescopi del Paranal.
Un’analisi preliminare effettuata all’epoca ha rivelato che, a causa delle sue dimensioni e della vicinanza al Paranal, il progetto INNA poneva rischi significativi per le osservazioni astronomiche. Ora, un’analisi tecnica dettagliata ha confermato che l’impatto di INNA sarebbe devastante e irreversibile.
Inquinamento luminoso accecante
Secondo la nuova analisi dettagliata, il complesso industriale aumenterebbe l’inquinamento luminoso sopra il VLT, che si trova a circa 11 km dalla posizione pianificata di INNA, di almeno il 35% rispetto agli attuali livelli di base della luce artificiale. Un’altra delle strutture del Paranal, l’ELT dell’ESO, vedrebbe l’inquinamento luminoso sopra di sé aumentare di almeno il 5%. Questo aumento rappresenta già un livello di interferenza incompatibile con le condizioni richieste per osservazioni astronomiche di livello mondiale. L’impatto sui cieli sopra il CTAO-sud, situato a soli 5 km dall’INNA, sarebbe il più importante, con l’inquinamento luminoso che salirebbe di almeno il 55%[1].
“Un cielo più luminoso limita fortemente la nostra capacità di rivelare direttamente esopianeti simili alla Terra, osservare galassie deboli e persino monitorare asteroidi che potrebbero causare danni al nostro pianeta“, afferma Itziar de Gregorio-Monsalvo, rappresentante dell’ESO in Cile. “Costruiamo i telescopi più grandi e potenti, nel posto migliore sulla Terra per l’astronomia, per consentire agli astronomi di tutto il mondo di vedere ciò che nessuno ha mai visto prima. L’inquinamento luminoso da progetti come l’INNA non ostacola solo la ricerca, ma ci sottrae la visione condivisa dell’Universo“.
Per l’analisi tecnica, un gruppo di esperti guidato dal direttore operativo dell’ESO Andreas Kaufer ha lavorato insieme con Martin Aubé, un esperto di fama mondiale sulla luminosità del cielo nei siti astronomici, per eseguire simulazioni utilizzando i modelli di inquinamento luminoso più avanzati. Come input, le simulazioni hanno utilizzato informazioni disponibili al pubblico fornite da AES Andes quando ha presentato il progetto per la valutazione ambientale, che afferma che il complesso sarà illuminato da oltre 1000 fonti luminose.
“I risultati sull’inquinamento luminoso che indichiamo assumono che il progetto installerà le lampade più moderne disponibili in modo da ridurre al minimo l’inquinamento luminoso. Tuttavia, siamo preoccupati che l’inventario delle sorgenti luminose pianificato da AES non sia completo e il più adatto allo scopo. In tal caso, i risultati già allarmanti sottostimerebbero il potenziale impatto del progetto INNA sulla luminosità del cielo del Paranal”, spiega Kaufer.
Aggiunge che i calcoli presuppongono condizioni di cielo sereno. “L’inquinamento luminoso sarebbe ancora peggiore se considerassimo cieli nuvolosi“, afferma. “Sebbene il cielo del Paranal è senza nuvole per la maggior parte dell’anno, molte osservazioni astronomiche possono comunque essere eseguite quando ci sono sottili cirri: in questo caso l’effetto dell’inquinamento luminoso è amplificato poiché le luci artificiali vicine si riflettono notevolmente sulle nuvole“.
Turbolenza in arrivo
L’analisi tecnica ha esaminato altri impatti del progetto, come l’aumento della turbolenza atmosferica, gli effetti delle vibrazioni sulla delicata attrezzatura dei telescopi e la contaminazione da polvere sulle ottiche sensibili del telescopio durante la costruzione. Tutto ciò aumenterebbe ulteriormente l’impatto dell’INNA sulle capacità di osservazione astronomica dal Paranal.
Oltre ai cieli bui e limpidi, l’Osservatorio di Paranal è il sito migliore al mondo per l’astronomia grazie alla sua atmosfera eccezionalmente stabile: ha ciò che gli astronomi chiamano eccellenti condizioni di visibilità (seeing) o un bassissimo “scintillio” degli oggetti astronomici causato dalla turbolenza nell’atmosfera terrestre. Con INNA, le migliori condizioni di visibilità potrebbero deteriorarsi fino al 40%, in particolare a causa della turbolenza dell’aria causata dalle turbine eoliche del progetto.
Un’altra preoccupazione è l’impatto delle vibrazioni causate da INNA sull’interferometro del VLT (VLTI) e sull’ELT, entrambi estremamente sensibili ai disturbi microsismici. L’analisi tecnica rivela che le turbine eoliche di INNA potrebbero far aumentare queste micro-vibrazioni del terreno abbastanza da compromettere le operazioni di questi due strumenti tra i migliori al mondo. Anche la polvere sollevata durante la costruzione è problematica poiché si deposita sugli specchi dei telescopi e ne ostruisce la vista.
“Presi tutti insieme, questi disturbi minacciano seriamente la possibilità che oggi e a lungo termine il Paranal rimanga il leader mondiale nel campo dell’astronomia, causando la perdita di scoperte chiave sull’Universo e compromettendo il vantaggio strategico del Cile in quest’area“, afferma de Gregorio-Monsalvo. “L’unico modo per salvare i cieli incontaminati del Paranal e proteggere l’astronomia per le generazioni future è trasferire altrove il complesso INNA.”
Inoltre, la presenza delle infrastrutture dell’INNA potrebbero incoraggiare lo sviluppo di un polo industriale nella zona, che potrebbe trasformare il Paranal in un sito inutilizzabile per le osservazioni astronomiche di alto livello.
“L’ESO e i suoi Stati membri sostengono pienamente la decarbonizzazione energetica. Per noi il Cile non dovrebbe essere costretto a scegliere tra ospitare gli osservatori astronomici più potenti e sviluppare progetti di energia verde. Entrambe sono dichiarate dal paese priorità strategiche e sono pienamente compatibili, se le strutture sono situate a distanza sufficiente l’una dall’altra”, spiega il Direttore Generale dell’ESO Xavier Barcons.
Processo partecipativo dei cittadini
Il rapporto tecnico completo sarà presentato alle autorità cilene entro la fine del mese come parte del processo partecipativo dei cittadini (PAC) nella valutazione dell’impatto ambientale dell’INNA e reso pubblico in quel momento, prima della scadenza del 3 aprile. Oltre a questo comunicato stampa, l’ESO rende pubblico in anticipo un riassunto esecutivo del rapporto.
“Siamo molto grati per il supporto che abbiamo ricevuto dalla comunità di ricerca cilena e da quella mondiale e in particolare dagli Stati membri dell’ESO. Ringraziamo anche le autorità cilene per aver esaminato la questione. Siamo più che mai impegnati a lavorare insieme per proteggere gli insostituibili cieli del Paranal“, conclude Barcons.
Il 1° giugno 2024, gli astronauti della NASA Barry “Butch” Wilmore e Sunita “Suni” Williams hanno lasciato la Terra a bordo della navicella Starliner della Boeing, con una missione che inizialmente prevedeva una permanenza di soli otto giorni sulla Stazione Spaziale Internazionale (ISS). Tuttavia, il viaggio si è trasformato in un’odissea spaziale di ben nove mesi a causa di una serie di problemi tecnici alla navetta, che hanno costretto la NASA a rivedere i piani di rientro e a trovare una soluzione alternativa per riportarli a casa in sicurezza.
L’inizio dell’imprevisto: il guasto della Starliner
La Starliner, progettata come una delle due navicelle commerciali per il trasporto di astronauti insieme alla Crew Dragon di SpaceX, ha incontrato difficoltà ai propulsori poco dopo l’aggancio alla ISS. Questi problemi hanno indotto la NASA a sospendere il rientro della navetta con equipaggio a bordo, preferendo riportarla sulla Terra senza astronauti per valutare le anomalie in un ambiente controllato. Il risultato di questa decisione ha lasciato Wilmore e Williams bloccati sulla ISS senza una data certa di ritorno.
Nonostante l’inconveniente, i due astronauti hanno continuato a svolgere la loro missione, contribuendo agli esperimenti scientifici e alle operazioni di manutenzione della stazione. Williams, esperta ingegnere aerospaziale e veterana di numerose missioni, ha dichiarato in diverse interviste di essersi adattata alla situazione con spirito positivo, sottolineando che “la permanenza prolungata ha permesso di contribuire in modo ancora più significativo alla ricerca in microgravità”.
Il veicolo spaziale CST-100 Starliner. Credito: Boeing
La soluzione: il lancio della missione SpaceX Crew-10
Dopo mesi di pianificazione, la NASA ha deciso di affidarsi a SpaceX per il recupero degli astronauti. La missione Crew-10, con un equipaggio di quattro astronauti – Anne McClain e Nichole Ayers della NASA, Takuya Onishi della JAXA e Kirill Peskov di Roscosmos – è stata lanciata il 14 marzo 2025 dal Kennedy Space Center in Florida. Dopo circa 29 ore di viaggio, la capsula Crew Dragon ha attraccato con successo alla ISS il 16 marzo 2025.
Al loro arrivo, l’equipaggio della Crew-10 è stato accolto con entusiasmo e sollievo dai sette membri già presenti sulla stazione. Le immagini trasmesse dalla NASA hanno mostrato abbracci e sorrisi tra i nuovi arrivati e Wilmore e Williams, che per mesi avevano vissuto l’incertezza del loro ritorno.
Anne McClain, comandante della Crew-10, ha espresso la sua gioia per il successo della missione dichiarando: “È difficile esprimere a parole la sensazione di rivedere la stazione spaziale dalla nostra finestra e di sapere che stiamo portando a termine una missione tanto importante”.
SpaceX Crew-10. Credits: NASA
Il rientro sulla Terra: una lunga attesa che volge al termine
Ora, con il cambio di equipaggio avvenuto con successo, Wilmore e Williams sono pronti a lasciare la ISS per tornare finalmente sulla Terra. Il loro rientro è previsto per il 19 marzo 2025, a bordo della stessa Crew Dragon che ha portato la Crew-10 sulla stazione. Con loro viaggeranno anche Nick Hague della NASA e Aleksandr Gorbunov di Roscosmos, che hanno completato la loro missione sulla ISS.
Il rientro segnerà la fine di una permanenza durata oltre 270 giorni, durante i quali gli astronauti hanno affrontato non solo le sfide tecniche del volo spaziale, ma anche le difficoltà psicologiche legate all’incertezza del loro ritorno. “Non vedo l’ora di rivedere la mia famiglia e i miei due cani. Credo che per loro sia stato un periodo ancora più difficile che per me”, ha detto Williams in una recente conferenza stampa.
La politica e lo spazio: un caso internazionale
La vicenda ha avuto anche risvolti politici, con il presidente Donald Trump e l’imprenditore Elon Musk che hanno accusato, senza prove, l’amministrazione Biden di aver “abbandonato” Wilmore e Williams nello spazio per ragioni politiche. Le affermazioni sono state ampiamente smentite dagli esperti del settore e da astronauti veterani come il danese Andreas Mogensen, che ha liquidato le dichiarazioni come “una menzogna senza fondamento”.
Con il loro ritorno, Wilmore e Williams entreranno nella storia come alcuni degli astronauti con la più lunga permanenza sulla ISS, un’esperienza che servirà a migliorare le future missioni spaziali.
Mentre il mondo aspetta di vedere le immagini del loro atterraggio, una cosa è certa: la loro missione, iniziata con una semplice rotazione di equipaggio, si è trasformata in una delle più lunghe e imprevedibili permanenze sulla ISS, dimostrando ancora una volta che lo spazio è un ambiente in cui nulla può essere dato per scontato.
Immagine rappresentativa del concetto dell'articolo: una galassia Hot DOG con un nucleo iperluminoso avvolto da dense nubi di polvere cosmica, lasciando filtrare solo la radiazione infrarossa. I toni scuri e i dettagli puliti enfatizzano il contrasto tra le regioni oscure e luminose, evocando il mistero e la grandezza di questi rari fenomeni cosmici.
Le Hot Dust-Obscured Galaxies (Hot DOGs) rappresentano una rara e affascinante categoria di quasar oscurati iperluminosi. Scoperte grazie alla selezione “W1W2 dropout” ad alti redshift (z ~ 2-4) nell’ambito della missione Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE), queste galassie potrebbero costituire una fase cruciale, seppur breve, nell’evoluzione galattica.
Il fenomeno delle Hot DOGs
Le Hot DOGs sono caratterizzate da un’intensa emissione infrarossa, causata dalla polvere che avvolge il nucleo galattico e nasconde la sorgente luminosa principale, il buco nero supermassiccio (SMBH). Secondo gli studi condotti da Eisenhardt et al. (2012) e Wu et al. (2012), queste galassie presentano temperature della polvere superiori ai 60K e luminosità bolometriche che superano i 10^13 L☉, con alcune che raggiungono addirittura i 10^14 L☉ (Tsai et al. 2015). Il loro numero è comparabile a quello dei quasar di tipo 1 con luminosità simile e rappresentano probabilmente una fase di transizione tra quasar oscurati e non oscurati (Assef et al. 2015; Wu et al. 2018).
Hot DOGs a basso redshift: una popolazione ancora poco esplorata
Nonostante siano state identificate numerose Hot DOGs ad alto redshift, la loro evoluzione verso epoche più recenti è ancora poco chiara. La selezione W1W2 dropout, infatti, tende a escludere oggetti con z < 2. Tuttavia, uno studio recente che ha combinato i dati di WISE e Herschel ha permesso di individuare 68 candidati Hot DOGs a basso redshift (z < 0.5), confermando tre casi attraverso osservazioni spettroscopiche (Li et al. 2023).
Questi oggetti presentano SMBH in fase di accrescimento vicino al limite di Eddington, con masse inferiori e luminosità bolometriche più basse rispetto alle loro controparti ad alto redshift. Inoltre, sembrano essere più vicini alla relazione locale tra massa stellare dell’ospite e massa del buco nero, pur rimanendo al di sopra di essa. Ciò suggerisce che le Hot DOGs possano rappresentare una fase critica nella crescita delle galassie e dei loro buchi neri centrali.
Le caratteristiche delle Hot DOGs a basso redshift
L’analisi delle tre Hot DOGs a z < 0.5 ha rivelato alcune peculiarità:
Emissione infrarossa dominante: la loro radiazione è principalmente assorbita e riemessa dalla polvere, rendendole quasi invisibili nelle bande ottiche e ultraviolette.
Elevata estinzione: l’alto contenuto di polvere oscura il quasar centrale, rendendolo difficile da rilevare nei dati ottici e nel vicino infrarosso.
Accrescimento del buco nero supermassiccio: l’energia rilasciata suggerisce un tasso di accrescimento vicino o superiore al limite di Eddington, fenomeno comune nei quasar ad alto redshift.
Dal punto di vista statistico, la densità superficiale di Hot DOGs a z < 0.5 è di circa 0.0024 deg⁻², un ordine di grandezza inferiore rispetto alle loro controparti ad alto redshift. Questo declino è coerente con l’evoluzione della densità di gas nelle galassie nel tempo cosmico, che raggiunge un picco intorno a z ~ 2 e diminuisce progressivamente fino al presente.
Implicazioni per l’evoluzione delle galassie
Lo studio delle Hot DOGs a basso redshift fornisce indizi fondamentali sull’evoluzione delle galassie e sul ruolo del feedback dei quasar nell’arrestare la formazione stellare. Diverse ipotesi possono spiegare il posizionamento di queste galassie rispetto alla relazione massa del buco nero – massa stellare:
Feedback insufficiente per arrestare la formazione stellare: il quasar potrebbe non avere abbastanza energia per espellere il gas e interrompere la nascita di nuove stelle.
Fasi ripetute di accrescimento e feedback: la Hot DOG phase potrebbe verificarsi più volte nella vita della galassia, contribuendo gradualmente a spegnere la formazione stellare.
Deviazione dalla relazione locale: alcune Hot DOGs potrebbero rimanere al di sopra della relazione massa del buco nero – massa stellare anche a z = 0, suggerendo una crescita differenziata tra buchi neri e stelle.
Conclusioni
Le Hot DOGs rappresentano un’opportunità unica per studiare l’evoluzione delle galassie e l’interazione tra crescita del buco nero e formazione stellare. L’identificazione di queste galassie a basso redshift apre la strada a future indagini per comprendere meglio il ruolo di questi oggetti nell’evoluzione cosmica. Studi futuri, combinando dati ottici, infrarossi e X, potrebbero chiarire se le Hot DOGs siano effettivamente una fase di transizione universale o una classe di oggetti distinta con un’evoluzione peculiare.
L’acqua è una delle sostanze fondamentali per la vita sulla Terra, ma un recente studio condotto da Yifan Meng, Yu Xia, Jinheng Xu e Richard N. Zare della Stanford University ha rivelato un fenomeno sorprendente: quando l’acqua viene spruzzata, le sue minuscole gocce possono generare scariche elettriche luminose, simili a fulmini in miniatura. Questo fenomeno, che gli scienziati hanno denominato “microlightning” (microlampi), potrebbe aver avuto un ruolo chiave nella formazione delle prime molecole organiche, fornendo un nuovo scenario sulle origini della vita.
Un Fulmine in Ogni Goccia
Sappiamo che l’acqua pura è un cattivo conduttore di elettricità, ma quando viene dispersa in goccioline microscopiche, la situazione cambia. Già nel XIX secolo, il fisico William Thomson (Lord Kelvin) aveva dimostrato che l’acqua in caduta libera poteva generare cariche elettriche, un fenomeno osservabile nei temporali, dove le collisioni tra particelle d’acqua e ghiaccio portano alla formazione di fulmini.
Nel loro studio, Meng, Xia, Xu e Zare hanno scoperto che, quando si spruzza acqua nell’aria, le goccioline si caricano elettricamente: quelle più piccole tendono ad avere una carica negativa, mentre quelle più grandi risultano positive. Quando le gocce opposte si avvicinano abbastanza, si verifica un piccolo lampo di luce causato da una scarica elettrica.
Energia Senza Batterie
Ciò che rende straordinario questo fenomeno è che la luminescenza si manifesta senza bisogno di una tensione elettrica esterna. Gli esperimenti condotti presso Stanford University hanno mostrato che la separazione delle cariche nelle gocce d’acqua è sufficiente a creare un campo elettrico così intenso da eccitare, dissociare o persino ionizzare le molecole di gas circostanti. In pratica, queste scariche hanno energia sufficiente per innescare reazioni chimiche nell’aria intorno alle microgocce d’acqua.
Per verificare l’emissione di luce, i ricercatori hanno costruito un dispositivo in grado di levitare singole gocce d’acqua utilizzando onde sonore. Quando la distanza tra le gocce diminuiva, le loro cariche opposte generavano scintille luminose, catturate da una telecamera ad alta velocità e da sensori di fotoni.
Un Nuovo Percorso per la Chimica della Vita
Uno degli aspetti più affascinanti dello studio riguarda la possibile connessione tra questi microlampi e la formazione delle prime molecole organiche sulla Terra primordiale. Meng e colleghi hanno ricreato un ambiente simile a quello che si presume esistesse miliardi di anni fa, spruzzando microgocce d’acqua in un’atmosfera contenente azoto (N₂), metano (CH₄), anidride carbonica (CO₂) e ammoniaca (NH₃).
Il risultato? La formazione di molecole contenenti legami carbonio-azoto (C–N), tra cui acido cianidrico (HCN), glicina (NH₂CH₂COOH) – un amminoacido essenziale – e persino uracile (C₄H₄N₂O₂), una delle basi azotate dell’RNA. Questo scenario richiama da vicino il celebre esperimento di Miller-Urey del 1953, in cui una scarica elettrica in un’atmosfera primitiva portò alla sintesi di amminoacidi.
Il Mare, Una Centrale Chimica Naturale?
Se questi microlampi si verificano con l’acqua nebulizzata, è plausibile che fenomeni simili avvengano in natura in ambienti ricchi di spruzzi d’acqua, come cascate, onde oceaniche o tempeste. La continua produzione di scariche elettriche potrebbe aver favorito la sintesi di molecole organiche per miliardi di anni, fornendo una fonte di energia costante per le reazioni chimiche necessarie all’evoluzione della vita.
Conclusioni
Lo studio condotto da Meng, Xia, Xu e Zare offre una nuova prospettiva sulla chimica atmosferica e sulle origini della vita. Se i fulmini sono eventi sporadici e imprevedibili, la nebulizzazione dell’acqua è un fenomeno onnipresente sulla Terra. Questo suggerisce che l’energia necessaria per la formazione delle prime molecole organiche potrebbe essere stata disponibile in modo più diffuso di quanto si pensasse finora.
Dall'interno del bacino d'impatto di Mare Crisium, il Lunar Magnetotelluric Sounder (LMS), guidato dal Southwest Research Institute (SwRI), sta effettuando le prime misurazioni geofisiche rappresentative della massa complessiva della Luna. La maggior parte delle missioni Apollo è atterrata nella regione dei mari lunari interconnessi situata a ovest (immagine a sinistra), la cui crosta è stata successivamente identificata come compositivamente distinta (immagine a destra), come dimostrato dalla concentrazione dell'elemento torio. Mare Crisium offre un sito di atterraggio pianeggiante sul lato visibile della Luna, al di fuori di questa regione anomala. Credit: Courtesy of NASA
Poche ore dopo l’atterraggio sulla superficie lunare, avvenuto il 2 marzo a bordo del lander Blue Ghost 1 di Firefly Aerospace, il Lunar Magnetotelluric Sounder (LMS), sviluppato dal Southwest Research Institute (SwRI), è stato attivato e ha dispiegato i suoi cinque sensori per studiare l’interno della Luna misurando i campi elettrici e magnetici. LMS rappresenta la prima applicazione extraterrestre della magnetotellurica.
“Da oltre 50 anni gli scienziati utilizzano la magnetotellurica sulla Terra per vari scopi, tra cui la ricerca di petrolio, acqua, risorse geotermiche e minerarie, nonché per comprendere i processi geologici come la crescita dei continenti”, ha dichiarato il dott. Robert Grimm, responsabile principale del progetto LMS e direttore del programma presso la Solar System Science and Exploration Division dello SwRI. “Oggi, quattro sensori sono stati dispiegati a più di 18 metri di distanza dal lander Blue Ghost con angoli di 90 gradi – coprendo un’area pari a circa metà di un campo da calcio – per caratterizzare il sottosuolo lunare.”
Dall’interno del bacino d’impatto di Mare Crisium, il Lunar Magnetotelluric Sounder (LMS), guidato dal Southwest Research Institute (SwRI), sta effettuando le prime misurazioni geofisiche rappresentative della massa complessiva della Luna. La maggior parte delle missioni Apollo è atterrata nella regione dei mari lunari interconnessi situata a ovest (immagine a sinistra), la cui crosta è stata successivamente identificata come compositivamente distinta (immagine a destra), come dimostrato dalla concentrazione dell’elemento torio. Mare Crisium offre un sito di atterraggio pianeggiante sul lato visibile della Luna, al di fuori di questa regione anomala. Credit: Courtesy of NASA
La magnetotellurica utilizza le variazioni naturali dei campi elettrici e magnetici superficiali per calcolare la conducibilità elettrica dei materiali sotterranei, rivelandone composizione e struttura. LMS consentirà agli scienziati di analizzare l’interno della Luna fino a una profondità di circa 1.100 chilometri, pari a due terzi del raggio lunare. Queste misurazioni offriranno informazioni fondamentali sulla differenziazione dei materiali e sulla storia termica della Luna, elementi chiave per comprendere l’evoluzione dei corpi solidi nel Sistema Solare.
Attraverso l’iniziativa Commercial Lunar Payload Services (CLPS) della NASA, LMS è stato trasportato sulla superficie lunare nell’ambito di una missione di 14 giorni, mirata a studiare il sottosuolo lunare in una regione mai esplorata prima. Il Mare Crisium è un antico bacino da impatto con un diametro di circa 550 chilometri, successivamente riempito di lava, formando una macchia scura visibile a occhio nudo sulla Luna.
“Mare Crisium si distingue dalle vaste aree interconnesse di lava scura situate a ovest, dove sono atterrate la maggior parte delle missioni Apollo”, ha spiegato Grimm. “Questi immensi bacini lavici sono ora ritenuti anomali in termini di composizione e struttura rispetto al resto della Luna. Da questa posizione isolata, LMS potrebbe fornire le prime misurazioni geofisiche rappresentative della maggior parte della superficie lunare.”
Il carico utile LMS è stato finanziato per la consegna sulla superficie lunare dal programma CLPS. Lo SwRI ha progettato lo strumento, costruito l’elettronica e guida l’indagine scientifica. Il Goddard Space Flight Center della NASA, con sede a Greenbelt, Maryland, ha fornito il magnetometro LMS per la misurazione dei campi magnetici, mentre la Heliospace Corp. ha sviluppato l’asta del magnetometro e i quattro elettrodi utilizzati per la rilevazione dei campi elettrici.
Lo SwRI ha guidato lo sviluppo del Lunar Magnetotelluric Sounder (LMS), che comprende cinque sottosistemi e, insieme ai cavi di collegamento, ha un peso totale di circa 6,3 kg e un consumo energetico di circa 11 watt. L’LMS è atterrato ed è stato dispiegato nel bacino d’impatto di Mare Crisium con l’obiettivo di caratterizzare la struttura del sottosuolo lunare. Credit: Courtesy of SwRI
Seguendo il modello CLPS, la NASA sta investendo nei servizi commerciali di trasporto verso la Luna per favorire la crescita dell’industria spaziale e supportare l’esplorazione lunare a lungo termine. In qualità di principale cliente per le consegne CLPS, la NASA è solo uno dei tanti enti che utilizzeranno questi servizi nelle future missioni. Il Marshall Space Flight Center della NASA, con sede a Huntsville, Alabama, gestisce lo sviluppo di sette dei dieci carichi utili CLPS trasportati dal lander lunare Blue Ghost di Firefly.
Mariafelicia de Laurentis Direttrice Scientifica di Coelum con l'Ing. Amalia Ercoli Finzi
A pochi giorni dall’annuncio ufficiale del nuovo incarico di Project Scientist dell’Event Horizon Telescope (EHT) conferito alla dott.ssa Mariafelicia De Laurentis, professoressa di astronomia e astrofisica all’Università degli Studi di Napoli Federico II e ricercatrice presso l’INFN (Comunicato Stampa INFN) con grande entusiasmo, la redazione di Coelum Astronomia annuncia che la Professoressa De Laurentis ha assunto il ruolo di Direttrice Scientifica della testata.
La dott.ssa De Laurentis a contribuito a determinare le prime immagini dirette dei buchi neri supermassicci, tra cui Messier 87 (M87*) e, soprattutto, Sagittarius A*, al centro della nostra galassia. Per SgrA*, ha avuto un ruolo chiave nella guida dei test di gravità, coordinando il gruppo di lavoro Gravitational Physics Input e dirigendo la pubblicazione scientifica dedicata. I suoi studi mirano a comprendere la fisica dei buchi neri, testando la relatività generale in condizioni estreme e indagando possibili deviazioni dalla teoria di Einstein. Precedentemente, è stata Deputy Project Scientist dell’EHT e componente del Consiglio scientifico della collaborazione. Ha ricevuto prestigiosi riconoscimenti, tra cui la Medaglia Einstein 2020 e il Breakthrough Prize in Fundamental Physics. Con oltre 250 pubblicazioni scientifiche, la sua ricerca si concentra sulla fisica della gravitazione e l’astrofisica relativistica, con particolare attenzione ai test della relatività generale in ambienti di campo forte, come quello dei buchi neri supermassicci.
La sua esperienza e il suo prestigio internazionale porteranno un valore aggiunto inestimabile alla nostra missione di divulgazione scientifica, contribuendo a rafforzare il legame tra la comunità accademica e il pubblico degli appassionati di astronomia. Questo nuovo incarico rappresenta un’opportunità unica per ampliare e approfondire i temi trattati da Coelum, garantendo contenuti sempre più accurati, innovativi e al passo con le ultime scoperte scientifiche.
“Sono onorata di assumere, insieme alla collega Molisella Lattanzi, il ruolo di Direttrice Scientifica di Coelum, una rivista che da anni rappresenta un punto di riferimento per la divulgazione astronomica.” le parole di Mariafelicia De Laurentis “La scienza dei buchi neri, della gravità e dell’Universo estremo è in continua evoluzione, e il nostro obiettivo sarà garantire che Coelum continui a offrire contenuti rigorosi, coinvolgenti e aggiornati sulle scoperte più recenti. Con il contributo di ricercatori e appassionati, vogliamo rendere l’astronomia accessibile, stimolando la curiosità e il dibattito su temi di frontiera. Crediamo fermamente che la conoscenza si costruisca attraverso il confronto e la condivisione, e Coelum sarà una finestra aperta sull’Universo, per specialisti e appassionati.“
Molisella Lattanzi, Direttrice Editoriale di Coelum Astronomia, ha dichiarato: “Accogliere Mariafelicia De Laurentis nella nostra squadra rappresenta un momento di straordinaria crescita per tutta la redazione. La sua eccezionale carriera scientifica e il suo impegno nella ricerca di frontiera sui buchi neri la rendono una figura di riferimento a livello internazionale. Siamo certi che il suo contributo sarà fondamentale per rendere Coelum un punto di riferimento ancora più solido nella divulgazione astronomica, offrendo ai nostri lettori un’informazione sempre più accurata, stimolante e aggiornata. Collaborare con una scienziata del suo calibro è un grande onore e una straordinaria opportunità per tutti noi.“
Rivolgiamo alla Professoressa De Laurentis i nostri più vivi complimenti per il nuovo incarico ricoperto. Siamo onorati di accoglierla nel nostro team e di intraprendere insieme questo nuovo percorso verso una divulgazione ancora più autorevole e appassionante.
I buchi neri supermassicci influenzano profondamente l’evoluzione delle galassie, riscaldando ed espellendo gas tramite potenti superventi. Un esempio notevole è la galassia “Tazza di Tè” (SDSSJ1430+1339), dove un quasar attivo ha generato un’enorme bolla di gas ionizzato. Studi recenti, condotti con il MUSE del VLT, mostrano che questi venti trasportano elementi chimici nelle regioni esterne, alterando la composizione della galassia. La scoperta dimostra il ruolo cruciale dei buchi neri nel modellare la struttura e l’evoluzione dell’Universo.
Dentro ad un buco nero: is there anybody in there?
L’estremo interesse e fascino che suscitano i buchi neri è dovuto a tutto quello che accade, o dovrebbe accadere, al loro interno: uno spazio difficilmente accessibile per l’astrofisica osservativa che si occupa di raccogliere i dati dalla luce proveniente dagli oggetti celesti. Nonostante ciò non può ricevere informazioni su tutto ciò che accade all’interno dell’orizzonte degli eventi, il limite spaziale calcolato da Karl Schwarzschild nel 1916, definito come il raggio che non può essere attraversato da niente e nessuno che si trovi all’interno di un buco nero, e quindi neanche dai fotoni di luce, nostro principale messaggero. Questa caratteristica dei buchi neri ha dato origine a diverse congetture e speculazioni, più o meno compatibili con altre teorie scientifiche, ricamate ed arricchite da numerosi racconti di fantascienza. Per esempio: porte che conducono a universi paralleli, o cunicoli wormholes, vale a dire ‘buchi scavati da un verme dentro la mela’, i quali, unendo zone distanti dello spazio-tempo, ci permetterebbero di viaggiare in altri luoghi e tempi. In realtà queste idee sono del tutto estranee a quello che possiamo attualmente studiare mediante le osservazioni: tutto ciò che si trova al di là dell’orizzonte, cioè del raggio di Swartschild, resta per noi occulto, sebbene la teoria relativista continui a suggerirci i possibili scenari riguardo a ciò che potrebbe essere l’oltre. L’astrofisica si occupa di studiare gli effetti che i buchi neri hanno sullo spazio circostante e sugli altri corpi celesti che si trovano sotto la loro influenza gravitazionale. Sono questi effetti che hanno permesso di passare dalla mera speculazione sulla loro esistenza, su cui lo stesso Einstein dubitava, ad avere prove inconfutabili e persino ad elaborare immagini dirette.
Composizione della galassia SDSSJ1430+1339 o Tazza da té, mediante due immagini: una prima nel rango ottico, ottenutadal telescopio spaziale Hubble HST, e colorata in rosso e verde, ed una seconda nel rango dei raggi X, ottenuta dal telescopio spaziale Chandra, e colorata in blu. Credits: immagine a raggi X NASA/CXC/Univ. of Cambridge/G. Lansbury et al; immagine ottica NASA/STScI/W. Keel et al.
Un primo indizio nel quasar galattico
Una delle prime prove si ottenne negli anni sessanta con la scoperta dei quasar. I quasar sono oggetti, distribuiti in tutto il cosmo e consistono in fonti puntiformi di emissione elettromagnetica, inizialmente interpretate come prodotte da una nuova classe di stelle molto energetiche, da cui il loro nome: QUASAR (QUASi-stellAR objects, sorgenti quasi-stellari).
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Tuttavia, quando si determinò la loro distanza, pari a miliardi di anni luce, si giunse alla conclusione che le fonti di energia capaci di produrre tali emissioni, osservabili dal nostro pianeta, non potevano essere semplici stelle ma piuttosto dovevano essere oggetti molto più potenti del nostro universo. Infine, il meccanismo di emissione dei quasar fu associato alla presenza di buchi neri supermassicci (SMBH Super Massive Black Hole), con masse che variano da milioni a miliardi di volte quella del Sole, i quali, localizzati al centro di quasi tutte le galassie1, accumulano una grande quantità di materia che cade al loro interno sotto forma di un disco rotante, alimentandolo. In questo disco di accrescimento, la materia viene riscaldata a temperature così elevate da emettere parte della propria massa sotto forma di luce molto energetica, prima di oltrepassare l’orizzonte degli eventi, in un ultimo grido di supplica prima di abbandonare il nostro universo osservabile. Inoltre l’intensa gravità del buco nero supermassiccio genera temperature e pressioni estreme nel disco di accrescimento, provocando l’emissione di radiazioni intense e la comparsa di fenomeni estremi come i venti cosmici, flussi di gas e polvere cosmica espulsi a migliaia di chilometri al secondo dalle regioni galattiche interne. I venti cosmici sono generati dall’enorme produzione energetica dei nuclei attivi e turbolenti delle galassie. Così gli SBMH, mentre divorano materia, allo stesso tempo riscaldano il gas circostante e lo espellono dalla galassia ospite per mezzo di venti densi e potenti. Oggi i quasar non sono più considerati i paradigmi dell’universo più lontano ed estremo, poiché, grazie a osservatori spaziali come HST (Hubble Space Telescope) o il più recente JWST (James Webb Space Telescope), siamo riusciti a vedere fino all’epoca dell’universo in cui si stavano formando le prime galassie. D’altra parte i quasar restano la categoria di galassie capaci di emettere la maggiore quantità di energia mai prodotta nella storia dell’universo. Attualmente siamo in grado di studiare con maggiore dettaglio ciò che si trova intorno ai buchi neri galattici, come la struttura della restante galassia ed il gas che la circonda, contribuendo a comprendere gli effetti che un buco nero supermassiccio attivo imprimono nell’evoluzione di una galassia.
Cosa c’è nella Tazza di Tè?
Tra i quasar più notevoli che possono essere studiati in dettaglio c’è quello scoperto nel 2007 dai volontari del Galaxy Zoo – progetto di Citizen Science che ha come obiettivo quello di aiutare la comunità astrofisica internazionale – sito nella galassia SDSSJ1430+1339, a 1.1 miliardi di anni luce dalla Terra. La galassia SDSSJ1430+1339 è caratterizzata dalla presenza di un nucleo attivo generato dal quasar, ed è circondata da una gigantesca bolla di gas caldo e ionizzato che mostra archi e filamenti: per somiglianza le è stato dato il nome di galassia Tazza da Tè.
Rappresentazione tridimensionale innovativa di una galassia dello strumento MUSE (Multi Unit SpectroscopicExplorer), installato su uno dei telescopi dell’osservatorio VLT (Very Large Telescope) di Cerro Paranal, in Cile. Per ogni parte della galassia, la luce viene scomposta nei suoi colori, che rivelano i movimenti delle diverse regioni della galassia, e la composizione chimica. Successivamente gli astronomi possono studiare i dati dell’oggetto a differenti lunghezze d’onda, proprio come sintonizziamo un televisore su canali diversi con frequenze diverse.
Dalla sua scoperta, la Tazza da Tè è stata osservata da strumenti sempre più precisi, come l’HST o l’osservatorio a raggi X Chandra della NASA, in grado di confermare che la bolla interna ha un diametro di oltre 30.000 anni luce ed è composta da gas trascinato da superventi generati dalla pressione del disco di materia attorno al buco nero supermassiccio e dalla potente radiazione emessa da quest’ultimo. Questo quasar costituisce uno dei rari esempi in cui è possibile analizzare in dettaglio l’interazione tra una galassia e il gas che la circonda, noto come gas circumgalattico, in genere molto difficile da studiare perché in grado di emettere pochissima radiazione. La sua densità di particelle è molto inferiore a quella del gas che compone la galassia stessa espulso dal supervento galattico. La Tazza di Tè rappresenta un esempio di come le galassie siano in grado di “gettare” materiale a distanze molto grandi verso lo spazio circostante e di regolare al contempo il modo in cui si formano le stelle nelle vicinanze del centro e nel resto della galassia. I buchi neri supermassicci sono, in un certo senso, un meccanismo di regolazione della formazione stellare. Recentemente la galassia Tazza di Tè è stata studiata utilizzando una tecnica chiamata spettroscopia a campo integrale (Integral field spectroscopy IFS), che permette di scomporre la luce in funzione della sua lunghezza d’onda, analizzandone anche la posizione. La spettroscopia delle linee emesse dal gas ionizzato o assorbite dalle popolazioni stellari, consente di analizzare la loro velocità relativa e composizione chimica con cui si può disegnare mappe galattiche delle tracce. In particolare, lo studio è stato effettuato utilizzando dati ottenuti con lo strumento MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer), installato su uno dei telescopi dell’osservatorio VLT (Very Large Telescope) di Cerro Paranal, in Cile. La qualità del cielo in quella regione e la sensibilità dello strumento rendono il VLT-MUSE un’infrastruttura tecnologica eccellente, in grado di rilevare e studiare in grande dettaglio il tenue gas ionizzato che avvolge una galassia attiva proprio come la Tazza di Tè.
Illustrazione grafica della scomposizione in pixel di una galassia osservata da uno strumento di spettroscopia a campo integrale.
L’analisi dei dati osservatovi di IFS é stata condotta da un team internazionale, diretto da Montserrat Villar del Centro de Astrobiología (CAB INTA-CSIC, Madrid), ed ha portato alla realizzazione di una mappa bidimensionale delle abbondanze relative di ossigeno e azoto. Del team di ricerca fanno parte Sara Cazzoli ed Enrique Perez Montero, membri dell’Instituto de Astrofísica de Andalusia (IAA-CSIC, Granada), ed altri membri dell’Academia Sinica (Taiwan) e del GRANTECAN (GRAn TElescopio de CAnarias). Lo studio trae conclusioni interessanti e innovative su come il quasar al centro della galassia interagisca con il gas presente nell’ambiente circumgalattico mediante la produzione di un supervento, suggerendo inoltre come tali fenomeni estremi generati dall’attività dei buchi neri supermassicci possano essere responsabili dell’alterazione dell’evoluzione chimica dell’intera galassia. “Il nostro studio mostra che l’azione di questo supervento modifica la composizione chimica del gas mentre attraversa la galassia e che il suo impatto si estende a distanze enormi“, afferma Montserrat Villar. “Se un fenomeno simile si verificasse nel cuore della nostra galassia, la Via Lattea, il supervento risultante potrebbe arricchire con elementi pesanti un volume enorme di gas, arrivando persino al Sistema Solare“, precisa la ricercatrice del CAB. Dai risultati sembra infatti che il gas dell’ambiente circumgalattico, la cui emissione di luce può essere misurata nella sua fase ionizzata grazie all’azione del quasar, mostra un pattern di rotazione molto simile a quello seguito dalle stelle nella galassia. Il pattern non è identico, perché il gas è soggetto anche a turbolenze ed altre interazioni causate dai superventi, ma la correlazione osservata è abbastanza chiara. La relazione tra il modo in cui si muovono le stelle nella galassia e il gas dell’ambiente circumgalattico suggerisce che la galassia si sia formata a partire dal gas circostante, con cui condivide ancora caratteristiche dinamiche, anche se quello che tecnicamente si chiama l’alone galattico non fa parte della galassia stessa.
Immagini del flusso dell’ossigeno doppiamente ionizzato O2+ (nella nomenclatura spettroscopica [OIII]), sottratto dal continuo, per due finestre spettrali, scelte per evidenziare la diversità delle caratteristiche morfologiche della nebulosa. Ogni immagine riporta un diverso intervallo di velocità relative alla quella sistemica del nucleo, come indicato nella parte superiore. La morfologia della nabulosa varia fortemente con la velocità. Credit: Martín, M. V., Cobà, C. L., Cazzoli, S., Montero, E. P., & Lavers, A. C. (2024). AGN feedback can produce metal enrichment on galaxy scales. Astronomy & Astrophysics, 690, A397.
Lo studio della composizione chimica è importante perché l’abbondanza relativa di certi elementi come l’ossigeno offre un’indicazione sulla passata evoluzione stellare, giacché questo elemento può essere stato creato solo da generazioni precedenti di stelle che lo hanno formato al loro interno e successivamente rilasciato nel mezzo interstellare per mezzo di superventi o esplosioni di supernova. Secondo quest’ultimo lavoro sui dati di MUSE, l’arricchimento chimico nella Tazza di Tè, soprattutto ai bordi della bolla di gas, è simile a quello che si trova nel nucleo della galassia, il che indica che una parte considerevole degli stessi elementi è stata trasportata dai venti generati nel nucleo dall’interno vero l’esterno a distanze significative. A testimonianza di tale deduzione si nota come l’abbondanza di ossigeno nel nucleo è leggermente inferiore a quella che dovrebbe avere, il che conferma che una parte dello stesso è stato spinto altrove. A termine di paragone per dedurre quali dovrebbero essere invece le abbondanze previste possiamo utilizzare l’abbondanza relativa di azoto rispetto all’ossigeno, valore che rimane inalterato anche se parte del gas è trasferita in altro luogo. Allo stesso tempo, la quantità relativa di azoto rispetto all’ossigeno è un indicatore molto preciso della storia dell’evoluzione stellare, poiché l’ossigeno è prodotto principalmente da stelle giovani e di breve durata, mentre l’azoto si mescola con il mezzo interstellare dopo la morte di stelle di massa intermedia, che vivono più a lungo. In altre parole, un valore elevato dell’abbondanza di azoto rispetto all’ossigeno è sinonimo di gas molto antico e processato, anche se manca la parte dei metalli trasferiti in altre zone, come nel caso della bolla enorme e lontana che si è formata per effetto della radiazione del nucleo attivo. “Non é ancora chiaro se il cambiamento nelle abbondanze chimiche nelle regioni esterne sia stato causato dallo spostamento di elementi pesanti dalla regione centrale della galassia o da altri meccanismi indipendenti. Un’altra possibilità è che questo supervento abbia indotto la formazione di stelle in zone molto lontane dal nucleo galattico e che queste abbiano arricchito il mezzo circostante attraverso esplosioni di supernova. In ogni caso, questo quasar fornisce una chiara evidenza osservativa di come l’attività nucleare possa arricchire il gas a grande distanza dal centro, forse anche oltre la stessa galassia“, sottolinea Villar. Sara Cazzoli, ricercatrice dell’Instituto de Astrofisica de Andalusia e coautrice dello studio, aggiunge: “Comprendere come i buchi neri supermassicci regolino l’evoluzione delle galassie è uno dei temi più attuali dell’astrofisica moderna. Il punto interessante del nostro studio risiede nel fatto che esso fornisce prove dirette dell’impatto dei buchi neri sull’evoluzione chimica della galassia.” “Naturalmente questa ricerca si configura come solo l’inizio di un processo di indagine che può riguardare molte altre galassie. Abbiamo infatti gli strumenti teorici e i dati necessari per indagare se fenomeni simili si siano verificati in diverse epoche della storia dell’universo“, afferma Montserrat Villar, proiettando il futuro scenario di questa linea di ricerca. In conclusione il lavoro di ricerca sulla Tazza di Tè stabilisce dunque una correlazione robusta ed evidente tra le proprietà del gas e delle stelle nel nucleo della galassia da una parte e quelle del gas dell’ambiente circumgalattico dall’altra. Una correlazione possibile grazie all’azione del buco nero supermassiccio e del nucleo galattico attivo, il quale genera venti che trasportano energia ed elementi antichi e nuovi, che arricchiscono chimicamente l’ambiente oltre la galassia. Una delle probabili conseguenze potrebbe essere la formazione di stelle isolate che non apparterranno mai a nessuna galassia. Simili processi sono stati probabilmente molto più frequenti nell’universo primordiale, quando i buchi neri erano più attivi e c’era una maggiore formazione stellare. Oggi conosciamo più in dettaglio tutti i processi menzionati grazie proprio a questa Tazza di Tè riscaldata da un buco nero, Certo, l’interno dell’orizzonte degli eventi rimane un mistero, ma abbiamo sempre più conoscenze riguardo a ciò che succede al suo esterno.
Bibliografia Martín, M. V., Cobá, C. L., Cazzoli, S., Montero, E. P., & Lavers, A. C. (2024). AGN feedback can produce metal enrichment on galaxy scales. Astronomy & Astrophysics, 690, A397.
Domani sera, 7 marzo 2025, avremo l’opportunità di assistere a un evento astronomico raro e affascinante: il lunistizio maggiore di declinazione settentrionale. La Luna raggiungerà la sua declinazione massima di +28°29’32” alle ore 19:00 (ora italiana), apparendo insolitamente alta nel cielo.
Il lunistizio è un fenomeno astronomico che riguarda le variazioni estreme nella declinazione della Luna, ossia la sua posizione apparente rispetto all’equatore celeste. Questo evento avviene in cicli di circa 18,6 anni, determinati dalla combinazione dell’inclinazione dell’orbita lunare (circa 5,1° rispetto all’eclittica) e dell’obliquità dell’asse terrestre (circa 23,5°).
Durante un lunistizio maggiore, la Luna raggiunge declinazioni estreme, sia verso nord che verso sud, rispetto all’orizzonte locale. Questo significa che il nostro satellite sorge e tramonta in posizioni più lontane rispetto al solito, percorrendo archi più ampi o più ristretti nel cielo. Il fenomeno è particolarmente evidente quando la Luna è piena, poiché appare molto più alta o più bassa rispetto alla sua posizione abituale.
Al contrario, nei lunistizi minori, che avvengono circa 9,3 anni dopo i lunistizi maggiori, la Luna segue un percorso più contenuto, con variazioni declinazionali meno marcate.
Perché i Lunistizi sono Importanti?
Interesse storico e culturale: Molti siti archeologici, come Stonehenge, sembrano essere stati costruiti in allineamento con questi eventi, suggerendo che le antiche civiltà li osservassero con attenzione. Effetti geofisici: Le variazioni nella declinazione lunare influenzano le maree e possono avere impatti su fenomeni climatici e geologici.
L’ultimo ciclo di lunistizi maggiori ha avuto inizio nel 2024 e proseguirà fino al 2025, offrendo agli appassionati di astronomia un’occasione unica per ammirare uno dei più affascinanti movimenti del nostro satellite naturale.
L’approfondimento sui LUNISTIZI è a cura di Salvatore Marinucci e disponibile QUI
Vista di SOLARIS installato. Credits: Luca Teruzzi.
Da oggi, l’osservazione del Sole alle alte frequenze radio si arricchisce dei dati di Solaris, progetto scientifico coordinato dall’Istituto Nazionale di Astrofisica nell’ambito del Piano Nazionale di Ricerca in Antartide (PNRA). Partendo dal Polo Sud, Solaris punta a espandersi anche nell’emisfero settentrionale, creando una rete globale per un monitoraggio continuo del Sole, con importanti applicazioni per la meteorologia dello spazio.
Milano, 3 marzo 2025 – L’osservatorio Solaris è un innovativo progetto scientifico e tecnologico – frutto di una collaborazione tra diverse istituzioni scientifiche nazionali coordinate dall’Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF), dall’Università degli Studi di Milano e dall’Università di Milano-Bicocca nell’ambito del PNRA (Piano Nazionale di Ricerca in Antartide) – finalizzato allo sviluppo di un sistema di monitoraggio continuo del Sole alle alte frequenze radio, per studi di fisica fondamentale, climatologia spaziale e interazioni Terra-Sole.
SOLARIS strumento di indagine sito in Antartide – Credits: Luca Teruzzi
Nonostante sia attivo da pochissimo tempo e ancora nelle fasi iniziali di sviluppo (è infatti passato poco più di un anno dalla sua costituzione), Solaris ha già prodotto dati interessanti dal punto di vista scientifico per applicazioni di climatologia spaziale, in particolare mappe solari che consentono di studiare in banda radio a 95 gigahertz l’evoluzione della regione attiva che ha prodotto le tempeste solari responsabili dell’aurora di capodanno, visibile anche alle nostre latitudini. Le immagini sono state ottenute nelle scorse settimane, e sono tuttora in fase di analisi e interpretazione da parte di un team multidisciplinare di esperti.
“La possibilità di monitorare, comprendere e prevedere la mutevole fenomenologia solare e il suo notevole impatto con l’ambiente spaziale e il nostro pianeta è una sfida che acquista sempre più importanza” dice Alberto Pellizzoni, astrofisico INAF e responsabile scientifico del progetto Solaris, che prosegue: “Per affrontare questa sfida è necessario investire per trasformare e potenziare strumenti già esistenti o crearne di nuovi in una efficiente rete solare internazionale, anche nel contesto degli accordi in essere tra diversi Enti in Italia (INAF, INGV, ASI, Aeronautica Militare e varie Università) per sviluppare servizi dedicati allo Space Weather, e capire come il Sole influisca sulle nostre tecnologie e la nostra vita sulla Terra”.
Il progetto Solaris prevede l’implementazione di ricevitori radioastronomici dedicati e intercambiabili su piccoli radiotelescopi della classe di 2.6 metri di diametro, già presenti in Antartide nelle basi italiane Mario Zucchelli e Concordia e adattati per osservazioni solari ad alta frequenza, dell’ordine delle decine di giga hertz (Ghz). Ciò consente di ricevere onde radio emesse dal Sole, la cui lunghezza d’onda varia da qualche centimetro a qualche millimetro. Con questo tipo di osservazioni è possibile avere una nuova “finestra” in cui studiare il Sole e i suoi fenomeni, rilevando con precisione la temperatura e i brillamenti della corona solare e fare previsioni sulle possibili tempeste geomagnetiche. Al progetto, oltre alle sedi INAF di Cagliari, Bologna, Trieste, Milano e alle Università degli Studi di Milano e Milano-Bicocca, partecipano le Università di Roma Sapienza, Tor Vergata e Roma Tre, l’Agenzia Spaziale Italiana, l’Aeronautica Militare Italiana, l’Università Cà Foscari di Venezia, il Consiglio Nazionale delle Ricerche.
Prima immagine del Sole in banda radio, osservato alla frequenza di 95 GHz in Antartide il 27 dicembre 2024. Crediti: Team Solaris
Francesco Cavaliere e Marco Potenza, del Dipartimento di Fisica dell’Università di Milano, affermano: “Vediamo finalmente venire alla luce i primi risultati di un lungo progetto a cui abbiamo lavorato per quasi dieci anni, dopo che il PNRA ci aveva chiesto di prenderci carico delle infrastrutture nelle due basi. Il lavoro da fare è ancora moltissimo, ma i primi risultati sono di grande soddisfazione anche in funzione delle scarsissime risorse che abbiamo avuto a disposizione. La riuscita di questa prima fase è anche una valorizzazione delle attività svolte proprio a Milano, dove abbiamo un telescopio prototipo con cui validare tutte le procedure e risolvere gran parte dei problemi prima di arrivare a lavorare al Polo”.
“Solaris rappresenta uno dei progetti di punta del PNRA in campo astrofisico ed uno tra i più promettenti programmi astrofisici che operano nelle aree polari a livello internazionale – sostiene Massimo Gervasi, docente dell’Università di Milano-Bicocca e membro del Physical Science Group dello SCAR (Scientific Committee on Antarctic Research) -. L’analisi delle immagini di Solaris, correlata con le immagini fornite dai satelliti a più alte energie da un lato e i dati sulle particelle energetiche solari dall’altro, aiuterà a comprendere meglio i fenomeni fisici che stanno alla base delle emissioni solari energetiche”.
In presenza di condizioni di visibilità del cielo ottimali come quelle antartiche, Solaris sarà l’unica installazione a offrire un monitoraggio continuo del Sole ad alte frequenze radio permettendo di osservare le variazioni che avvengono nella cromosfera solare, uno strato dell’atmosfera della nostra stella in cui si formano fenomeni altamente energetici come brillamenti ed espulsioni di massa coronale. Monitorare le variazioni in questa banda radio permette di identificare segnali precursori di tempeste geomagnetiche, che potrebbero interferire con le nostre tecnologie nello spazio e a terra.
La cupola che custodisce SOLARIS. Credits: Luca Teruzzi.
La scelta di posizionare a una latitudine così meridionale Solaris non è dovuta solo alla limpidezza dell’atmosfera, garantita dalla bassa umidità che altrimenti assorbirebbe i segnali radio ad alta frequenza, ma anche e soprattutto alla lunga persistenza del Sole nel cielo durante l’estate antartica (che corrisponde al nostro periodo invernale), seppure molto basso rispetto all’orizzonte. Nei pressi dei poli terrestri, infatti, è possibile – durante i rispettivi periodi estivi – osservare la nostra stella per oltre 20 ore al giorno.
Per poter offrire un monitoraggio solare costante durante tutto l’anno, il progetto Solaris sarà dunque implementato anche nell’emisfero settentrionale con lo sviluppo di una stazione sulle Alpi (presso l’Osservatorio climatico Testa Grigia del CNR, a 3500 metri s.l.m., in Valle D’Aosta) e altre in Scandinavia e regioni Artiche, grazie all’interesse internazionale destato da queste prospettive.
Gli autori da oltre vent’anni cerchiamo indizi sulla presenza di vita sul Pianeta Rosso. Grazie a continui sviluppi tecnologici e nuove osservazioni, è stato possibile ampliare il panorama delle ipotesi sulla vita marziana. Nel recente libro Compelling Evidence of Fossils and Microbialites on Ancient Mars (Cambridge Scholars, settembre 2024), vengono discussi nuovi ritrovamenti e reinterpretati i dati già esistenti, offrendo uno scenario più ampio sull’evoluzione della vita su Marte. Il libro contiene oltre 100 immagini, descritte e commentate e analisi matematiche delle forme evidenziate dalle fotografie ottenute dai Rover NASA. Il tutto sembra indicare la possibile presenza di microorganismi in epoche antiche. Tuttavia, l’interpretazione di tali evidenze richiede cautela e ulteriore approfondimento. Ma facciamo un passo indietro e partiamo quindi dalla domanda: ha senso cercare vita su Marte? Ci sono o ci sono state condizioni di abitabilità nel Pianeta Rosso?
di Giorgio Bianciardi e Vincenzo Rizzo
Condizioni di abitabilità: le quattro età di Marte.
Condizioni di abitabilità: le quattro età di Marte. Quali sono le possibilità che Marte abbia mai ospitato la vita? Numerose sonde hanno esplorato il pianeta, sia americane che europee, utilizzando rover per scandagliare la superficie e orbiter per catturare immagini dettagliate. Questi studi hanno permesso di ricostruire con grande precisione la storia del pianeta. È noto1 che nell’antico Marte, miliardi di anni fa, l’acqua liquida era diffusa, vi era un campo magnetico globale che proteggeva dalle radiazioni ostili, un’atmosfera più densa e una temperatura probabilmente simile a quella terrestre. Tuttavia, queste condizioni favorevoli alla vita non sono durate per sempre. Oggi si conoscono quattro fasi principali della storia marziana:
Pre-Noachiano (4,5 – 4,1 miliardi di anni fa)
Un periodo caratterizzato da un’atmosfera molto densa e un possibile oceano globale di acqua allo stato liquido, sicuramente fiumi e un ciclo idrogeologico. La temperatura media almeno in alcune zone maggiore di 0° C. Fiumi e un ciclo idrogeologico attivo potrebbero aver creato una finestra per la comparsa della vita, addirittura centinaia di milioni di anni prima che la vita sorgesse sulla Terra.
Noachiano (4,1 – 3,7 miliardi di anni fa)
Anche nel Noachiano sembra persistere una condizione favorevole alla presenza di acqua corrente sulla superficie marziana, È un periodo di bombardamenti pesanti, con numerosi impatti di asteroidi e comete (come avvenne sulla Terra a quel tempo). A giocare un ruolo significativo in questa era sono le eruzioni dei molti vulcani in grado di arricchire l’atmosfera di vapore acqueo e minerali. Alcuni studi sostengono tuttavia che dopo i 4 miliardi di anni le temperature non superarono più lo zero.
Esperiano (3,7 – 2,9 miliardi di anni fa)
L’attività geologica globale rallenta, sia pur in presenza ancora di un notevole vulcanismo: enormi quantità di acqua e anidride solforosa ricadono sulla superficie. Il clima inizia a diventare più freddo, l’acqua si trasforma così in permafrost oppure ghiaccio sotterraneo. Non è da escludere però che nuovi impatti, sciogliendo permafrost e ghiaccio, possano aver rigenerato condizioni favorevoli allo sviluppo di forme di vita.
Figura 1. Cratere Mojave, Marte, oggi. Credit: ESA, Mars Express.
Amazzoniano (2,9 miliardi di anni fa-presente)
La superficie del pianeta diventa secca e arida. Le rocce si alterano molto lentamente per effetto di agenti atmosferici poco attivi, intervallati solo da occasionali e brevi ritorni a condizioni più calde e umide. L’atmosfera diviene così sottile che l’acqua ora si vaporizza istantaneamente dalla superficie. Inizia l’aspetto attuale di Marte. Tuttavia, il clima e la stabilità dell’acqua sulla superficie continuano a variare nel corso di migliaia e milioni di anni, ad esempio per come l’inclinazione assiale del pianeta subisce i suoi cambiamenti, ciclici.
Prime indagini: VIKING
Il 20 luglio 1976, il lander Viking 1 atterrò nella regione marziana di Chryse Planitia. Pochi mesi dopo, il 3 settembre 1976, il Viking 2 atterrò a Utopia Planitia, una regione distante migliaia di chilometri. Entrambi i lander erano equipaggiati per condurre tre esperimenti biologici sulla regolite marziana triturata: Gas Exchange, Pyrolytic Release e Labeled Release.
Tra questi, il più promettente risultò essere il Labeled Re lease, guidato dal Principal Investigator Gilbert V. Levin. L’esperimento mirava a determinare se l’aggiunta di sostanze nutritive, come aminoacidi semplici (glicina e alanina) e altre molecole organiche facilmente metabolizzabili, avrebbe indotto una risposta nel suolo marziano, come la liberazione di anidride carbonica o altri composti carboniosi. Un risultato che sarebbe stato indicativo della presenza di forme di vita capaci di metabolizzare proprio tali sostanze. Durante il giorno marziano 8 (Sol 8), venne aggiunto terreno nutritivo al campione prelevato dal Viking 1. Ogni 16 minuti furono misurati i livelli di gas marcati rilasciati, i quali mostrarono fluttuazioni significative.
Figura 2. I 3 esperimenti biologici su Marte compiuti dai Lander dei Viking.
Due giorni dopo, il risultato sembrava indubitabile: una liberazione di anidride carbonica coerente con quella prodotta da microorganismi terrestri in condizioni simili. Levin celebrò il risultato con una bottiglia di champagne e raccolse le firme dei membri del team per commemorare quella che sembrava essere una scoperta rivoluzionaria: la vita su Marte. Entrambi i Viking confermarono più volte il rilascio di gas con l’aggiunta di sostanze organiche a nuovi campioni di regolite. Tuttavia, il gas cromatografo-spettrometro di massa a bordo dei due lander non rilevò tracce di composti organici. Fu una doccia fredda che indusse a interpretazioni alternative dei dati e a una crescente cautela nelle affermazioni. Solo anni dopo, si scoprì che alcuni bias metodologici avrebbero potuto influenzare le analisi del tempo.
Figura 3. Un evidente rilascio di anidride carbonica dopo l’aggiunta della “pappa nutritizia”, come avrebbe fatto un qualunque microorganismo terrestre. E’ il 30 luglio 1976: Levin e i suoi collaboratori: abbiamo scoperto la vita su Marte. (cortesia di Gilbert Levin all’Autore).
Nel 1996, un articolo pubblicato sulla prestigiosa rivista Science riaprì il dibattito sulla presenza di vita su Marte. Una meteorite, ALH 84001, trovata in Antartide e datata a circa 3,6 miliardi di anni fa, sembrava fornire nuove prove. Si scoprì che la roccia, proveniente da Marte, era stata immersa in acqua liquida e conteneva composti organici autoctoni, oltre a cristalli di magnetite analoghi a quelli costruiti sulla Terra da batteri. Una scoperta che, seppur controversa, contribuì a rilanciare l’interesse per la ricerca di vita su Marte.
Entrambi i Viking confermarono più volte il rilascio di gas con l’aggiunta di sostanze organiche a nuovi campioni di regolite. Tuttavia, il gas cromatografo-spettrometro di massa a bordo dei due lander non rilevò tracce di composti organici. Fu una doccia fredda che indusse a interpretazioni alternative dei dati e a una crescente cautela nelle affermazioni. Solo anni dopo, si scoprì che alcuni bias metodologici avrebbero potuto influenzare le analisi del tempo.
Nel 1996, un articolo pubblicato sulla prestigiosa rivista Science riaprì il dibattito sulla presenza di vita su Marte. Una meteorite, ALH 84001, trovata in Antartide e datata a circa 3,6 miliardi di anni fa, sembrava fornire nuove prove. Si scoprì che la roccia, proveniente da Marte, era stata immersa in acqua liquida e conteneva composti organici autoctoni, oltre a cristalli di magnetite analoghi a quelli costruiti sulla Terra da batteri. Una scoperta che, seppur controversa, contribuì a rilanciare l’interesse per la ricerca di vita su Marte.
Figure 4-5. Rocce di Marte piovono sulla Terra! “Tissint”, una roccia marziana. A sinistra, la crosta di fusione prodotta dall’attraversamento dell’atmosfera terrestre, punto in cui la roccia sulla sua superficie raggiunge temperature superiori a 1000°C. A destra la sua faccia interna (64X), “megacristalli” di olivina ovoidale, caratteristici di questa roccia marziana, immersi nella matrice limpida di piccoli pirosseni cristallini. G. Bianciardi, collezione privata.
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ANNI 2000
La ricerca dei segni di vita su Marte ha vissuto un momento di svolta nel 2001, un anno significativo anche per il suo richiamo al celebre film 2001: Odissea nello Spazio di Kubrick. In quell’anno si tenne il primo Convegno di Astrobiologia in Europa (a Frascati, Roma) e il suo equivalente negli Stati Uniti, segnando ufficialmente la nascita dell’Astrobiologia come disciplina. Nello stesso periodo, il fascicolo sui risultati del Labeled Release fu riaperto, e numerosi studi iniziarono a rivalutare l’interpretazione biologica di quei dati. In quell’anno ebbe inizio una collaborazione fra Giorgio Bianciardi e Gilbert Levin, che permise di accedere ai dati grezzi raccolti dalle due sonde Viking, costituiti da decine di migliaia di valori ottenuti durante i mesi di attività marziana. Una collaborazione che portò nel 2012 alla pubblicazione dei risultati su una rivista scientifica e a una sintesi in italiano su Coelum (Bianciardi, G.: Ne siamo certi: le sonde VIKING scoprirono la VITA su Marte!, COELUM. ASTRONOMIA, 162, 14-20, 2012).
Coelum Astronomia ha seguito da vicino l’evolversi dello studio di Bianciardi sin dalle prime battute. Da consultare “Bianciardi, G., Marte è vivo. COELUM. ASTRONOMIA(46), 38-44, 2001” e “Bianciardi, G., Marte è davvero vivo!. COELUM ASTRONOMIA, 64-71, 2004)”.
Le tecniche utilizzate per analizzare i dati derivavano da esperienze nel campo delle indagini biomediche svolte all’Ateneo di Siena. Furono applicate analisi frattali e metodi della Fisica del Caos per studiare il comportamento del gas rilasciato nei test LR dei Viking misurato ogni 16 minuti, confrontandolo con situazioni biologiche terrestri (come la variazione temporale della CO2 rilasciata da batteri sottoposti a trattamenti analoghi) e con fenomeni abiologici (ad esempio, le variazioni di temperatura dell’atmosfera marziana).
Figura 6. Analisi numerica delle oscillazioni dell’anidride carbonica (32 000 valori) rilasciata dopo l’aggiunta di pappa nutritizia al suolo marziano nei 6 test LR effettuati dai 2 Viking e in situazioni di controllo terrestri biologiche e abiologiche. L’analisi fu condotta usando sei indici non lineari: complessità del segnale (Lempel-Ziv, LZ), “memoria” del segnale (Hurst, H), sensibilità alle condizioni iniziali del segnale (Lyapunov, λ ), entropia del segnale (Kolmogorov, K), statistica BDS, correlazione temporale del segnale (τ). L’analisi statistica (cluster analysis) separa perfettamente 2 gruppi evidenziati con i rettangoli rossi e blu, rosso: un unico cluster che riunisce i test biologici terrestri con i 4 test LR “attivi” effettuati su Marte, l’altro cluster evidenziato dall’analisi statistica che si trova a riunire i test abiologici con i 2 test LR di controllo (sterilizzazione del regolite marziano prima di compiere il test LR).La significativita LR attivi su Marte + test biologici terrestri verso i controlli abiologici marziani o terrestri è elevatissima (p<0.001).G. Bianciardi, J.D. Milleri, P.A. Straat, G.V. Levin,Complexity Analysis of the Viking Labeled Release Experiments. IJASS, 13 (1), 14-26, 2012.
I risultati ottenuti si mostrarono estremamente promettenti. Le evidenze statistiche a favore di un’interpretazione biologica risultarono significative, evidenziando una sorprendente somiglianza tra le oscillazioni della CO2</sup marziana e quelle prodotte da batteri terrestri. I dati dei primi sei giorni su Marte tracciavano una coincidenza nei comportamenti degli indici caotici tra le due situazioni, suggerendo che i processi osservati su Marte potessero essere compatibili con attività biologica. I risultati incoraggianti sono riportati nelle tabelle di figura 6.
Figura 7. Primi 6 giorni (Sol) su Marte. Movimento nello spazio delle fasi (un piano cartesiano virtuale dove le coordinate vengono rappresentate dai parametri in studio) degli indici non lineari, Lempel-Ziv, Hurst, Lyapunov, Entropia, della CO2</sup rilasciata nell’esperimento su Marte (traiettoria blu), della CO2</sup rilasciata in un esperimento LR con batteri su roccia terrestre (rosso) e della temperatura entro i Viking (traiettoria verde). La coincidenza Marte vs. Terra è pressoché perfetta. La reazione avvenuta nel test LR è indipendente dalle oscillazioni della temperatura entro il Viking, come invece avrebbe fatto una reazione di rilascio di CO2</sup di tipo abiologico. G. Bianciardi et al: “When the Viking missions discovered life on the Red Planet”, European Planetary Science Congress, 2012- 501, Vol.7, 2012:
Possiamo ulteriormente “graficare” il risultato, focalizzando sui primi 6 SOL di rilevamenti da parte dell’ LR a bordo dei Viking. La coincidenza del comportamento dei vari indici caotici delle oscillazioni dell’anidride carbonica rilasciata durante l’esperimento LR su Marte con quello della CO2</sup rilasciata da batteri terrestri nelle stesse condizioni è sorprendente (figura 7).
Ulteriori Indagini
I dati raccolti dalle sonde Viking, per quanto approfonditi, avevano raggiunto il loro limite informativo. Da allora, nessuna agenzia spaziale ha più inviato sonde o rover dedicati esclusivamente all’analisi biologica e sfortunatamente l’ESA, che aveva pianificato una missione specifica con il programma ExoMars, a causa di eventi globali come la pandemia da COVID-19 e la guerra in Ucraina ha dovuto temporeggiare. Il lancio, originariamente previsto, è stato posticipato alla fine di questo decennio.
In simili condizioni per continuare a investigare la possibilità di vita su Marte, l’attenzione si è concentrata sulle immagini raccolte dai rover geologici della NASA. Questi veicoli hanno esplorato le vaste lande desertiche del Pianeta Rosso, cercando tracce di vita antica in un Marte che, miliardi di anni fa, presentava condizioni di abitabilità ormai ben documentate.
Vincenzo Rizzo, ha iniziato a studiare gli affioramenti marziani nel 2009. Le sue prime osservazioni si sono focalizzate sulle strutture sedimentarie fotografate dal rover Opportunity nella regione di Meridiani Planum. Rizzo ha riportato l’esistenza di strutture delimitate da lamine che, per alcuni aspetti, richiamano le stromatoliti terrestri (Rizzo, V., Cantasano. Possible organosedimentary structures on Mars. International Journal of Astrobiology, 2009;8(4): 267-280).
Le stromatoliti e le microbialiti
Figura 8a Sotto il marcatore (ogni quadratino=1 cm): un aspetto tipico di una stromatolite, risalente a 1,5 miliardi di anni fa. Località: Taihangshan, Cina. Foto: G. Bianciardi.
Le stromatoliti, parte di un gruppo più ampio di rocce note come microbialiti, sono prodotte dall’attività di cianobatteri. Queste rocce si distinguono per strutture e forme insolite, talvolta difficili da spiegare nel contesto della normale sedimentazione geologica. Grazie alla loro Figura 8a a sinistra. Sotto il marcatore (ogni quadratino=1 cm): un aspetto tipico di una stromatolite, risalente a 1,5 miliardi di anni fa. Località: Taihangshan, Cina. Foto: G. Bianciardi. Figura 8b a fianco. Una stromatolite terrestre attuale. Località: Lagoa Salgada , Brasile. Foto: V. Rizzo unicità, le stromatoliti sono spesso riconoscibili direttamente in situ e rappresentano tracce antichissime di vita, risalenti fino a 3,5 miliardi di anni fa, che persistono ancora in alcune aree del nostro pianeta (figura 8).
Alcune delle immagini marziane mostravano tessiture reticolari costituite da filari intrecciati di grumi sferici, analoghe a quelle osservate in campioni terrestri (figura 10, pagina successiva). Per verificare l’ipotesi che si trattasse di stromatoliti, sono state applicate tecniche di geometria frattale alle immagini selezionate. Questo metodo, basato sulla Fisica del Caos, ha permesso di confrontare 25.000 microstrutture marziane con 15.000 microstrutture terrestri di microbialiti e stromatoliti.
Figura 8b. Una stromatolite terrestre attuale. Località: Lagoa Salgada , Brasile. Foto: V. Rizzo
I risultati ottenuti hanno evidenziato una forte somiglianza statistica, suggerendo la presenza di stromatoliti negli affioramenti marziani di Meridiani Planum (esplorato da Opportunity) e, successivamente, nel cratere Gusev (esplorato dal rover Spirit).
Verso una comprensione più ampia
Se effettivamente esistono stromatoliti su Marte, ciò implica la presenza di cianobatteri o equivalenti marziani da cui è nato l’interesse a cercare ulteriori tracce di un ecosistema marziano. In poco tempo le evidenze raccolte si sono moltiplicate al punto che una trattazione esaustiva su una rivista scientifica non è sembrata sufficiente. Ecco quindi la necessità di realizzare un volume dedicato, in cui oltre ai dati già noti, sono state presentate numerose tipologie strutturali riferibili alle microbialiti. Nel secondo capitolo del libro, Vincenzo Rizzo documenta alcune delle sue ricerche più recenti. Negli ultimi due anni, esse hanno consentito la catalogazione di ben 226 immagini di possibili stromatoliti o microbialiti e 58 immagini di putativi fossili o microfossili, includendo organismi multicellulari. Sono tutte strutture osservate negli affioramenti marziani e che non sembrano spiegabili con processi abiogenici e mostrano analogie con fossili terrestri.
Figura 9 sopra e sotto. Sei indici frattali (complessità geometrica delle strutture, grado di ordine delle strutture, casualità, tortuosità delle forme) e i diametri medi delle forme su 15.000 microstrutture di stromatoliti/microbialiti terrestri e di 25.000 microstrutture marziane fotografate dal Rover Opportunity presso Meridiani Planum, Marte. Gli indici numerici – medie e deviazioni standard – si sovrappongono quasi con precisione con elevatissima significatività statistica (p<0.004). Stromatoliti, e quindi vita, nel lontano passato di Marte? Bianciardi, G., Rizzo, V. & Cantasano, N.. “Opportunity Rover’s image analysis: microbialites on Mars?” Int. J. Aeronaut. Space Sci. 15(4), 419–433, 2014
A seguire alcune delle tavole presentate, tra le innumerevoli che mostrano impressionanti somiglianze Terra/ Marte e che ci parlano di una vita sul Pianeta Rosso.
Figura 10. Strutture marziane (B-B2,in basso) a filari di sferule, che danno luogo ad una tessitura delle immagini alquanto singolare, con le stesse caratteristiche dimensionali e forme osservate nelle stromatoliti terrestri (A-A2), generate da colonie di cianobatteri. Tessiture che, non si osservano in rocce laminate di origine abiogenica. Sono le tessiture che una volta da noi sottoposte a analisi numerica, frattale, comparative su un gran numero di campioni, hanno prodotto un altissimo grado di sovrapposizione Terra/Marte con significatività statistica elevata (vedi immagine precedente).Foto: NASA; Elaborazioni: V. RizzoFigura 11. Una struttura caratterizzata da una costruzione reticolata (che nei reperti terrestri in microscopia elettronica si vedrà formata da grumi allineati dai cianobatteri), qui visibili in filari intrecciati (1) e con moltissimi conseguenti vuoti infrastrutturali, sia puntiformi (2) che infralaminari (3). Immagini che si sovrappongono perfettamente nelle stromatoliti terrestri, quindi di origine biologica (in basso) con le immagini riprese su Marte (in alto). Strutture che è assai difficile da spiegare in ambito sedimentario, abiologico.Foto: NASA; Elaborazioni: V. Rizzo.Figura 12. Strutture marziane a microatolli: aspetto tipico delle stromatoliti terrestri con perfetto match di forma e dimensione.Notare anche la patina biancastra sottostante la coltre grigio bruna, anche questo aspetto tipico nelle stromatoliti terrestri e sulla Terra attribuita a prodotto secondario di attività microbica.Figura 13. Strutture riprese su Marte perfettamente sovrapponibili, sulla Terra, ad un cosiddetto “tappetino” microbico, prodotto di elaborazione di microrganismi. Curiosity, Sol 890.Foto: NASA; Elaborazioni: V. Rizzo.Figure 14/14a Strutture complesse, millimetriche, mineralizzate, ancora una volta ingiustificabili con i normali processi sedimentari abiogenici, alghe verdi sulla Terra, forme perfettamente sovrapponibili nei sedimenti marziani. Sotto, in un ingrandimento delle strutture. Foto: NASA; Elaborazioni: V. Rizzo. Campione terrestre: https://www.fossilienatlas.de, file 15557290942. credit Stephan Schorn).
Figura 15 Strutture coniche o cilindriche, richiamano fortemente fossili di alghe verdi. Sfugge a qualsiasi ragionamento logico sui processi sedimentari, immaginare che strutture così possano essersi generate da processi abiogeni. Va anche osservato che non si conoscono strutture simili di natura abiogenica sulla Terra;Foto: NASA; Elaborazioni: V. Rizzo.Figura 16 Un’immagine ripresa da Curiosity, poi fortemente ingrandita. 1) forme tubolari (o nastriformi), forse ramificate (cerchio tratteggiato); larghe 2-3mm elunghe fino a 2,5 cm; ma talvolta anche molto più lunghe e fortemente arcuate;2) In alcuni casi le stesse forme mostrano strozzature ripetute e regolari, ad intervalli di circa 2mm;3) Forme che sembrerebbero sempre forate e settate/segmentate internamente;4, 5) Una forma diversa, molto più larga, a guscio sottile e a strati sovrapposti (4) e ricurvi (5);6) Altra forma rappresentata da un cono largo e tozzo, cavo, con guscio a strati sovrapposti che ricorda fortemente i gusci di fossili terrestri ancestrali. Forme che testimoniano corpi flessibili, che non hanno controparti abiogene note; presentanti, invece, tratti morfologici e strutturali tipiche di varie forme di fossili di alghe verdi. Foto: NASA; Elaborazioni: V. Rizzo.Figura 17 Curiosity Rover, Aeolis Palus, cratere Gale, Marte, Sol 880. Con un ingrandimento elevato, gli affioramenti marziani rivelano la presenza di microstrutture a losanga (in alto a sinistra). Queste sono state estratte e ingrandite, applicato un filtro Canny di inseguimento dei contorni e ottenuto il negativo (a destra). E’ stata determinata la dimensione frattale e l’entropia. La stessa analisi è stata eseguita confrontando Euglena mutabilis e cristalli di gesso (in basso a sinistra). I parametri non lineari ci hanno permesso di escludere l’ipotesi che le microlosanghe possano essere cristalli inorganici e confermano l’ipotesi che vi sia una identificazione con fossili di forme di vita quali Euglena mutabilis, un’alga unicellulare. G. Bianciardi e al., “Evidence of Martian Microalgae at the Pahrump Hills Field Site: a morphometric analysis”. Journal of. Astrobiology, (7), 70-79, 2021.
Quindi alghe su Marte?
Nel 2017, durante il Convegno Annuale della Lunar and Planetary Society fu presentata un’analisi delle immagini ottenute dalla Pan Cam del Rover Spirit. Le immagini Mostravano la presenza di canali scavati dall’acqua circondati da un “sottile strato di materiale verde” e “sferule verdi” che potevano richiamare alghe fotosintetiche nella regolite marziana.
Nel 2019, Trainer et al.3 descrissero un fenomeno legato all’ossigeno atmosferico di Marte. Poiché l’ossigeno ha un’emivita di circa cinque anni e subisce perdite costanti nello spazio, i ricercatori osservarono un aumento dei livelli di ossigeno in primavera ed estate. Tra le ipotesi avanzate per spiegare questo fenomeno, la presenza di licheni e alghe fotosintetizzanti risultò una delle più plausibili.
Nel 2020, Rizzo4 analizzò dettagli degli affioramenti marziani ripresi dalla fotocamera Mars Hand Lens Imager (MAHLI) a bordo di Curiosity. Tra le osservazioni vi erano macchie allungate, curve, bianche, a forma di losanga, che terminavano su entrambi i lati in un punto interpretate come analoghe alle Cyanophyta (alghe verdi) e ad alcune forme di Euglene terrestri. Le microstrutture furono individuate nella regione di Aeolis Palus, nel cratere Gale, un’area ritenuta residuo di un antico lago d’acqua dolce. In passato, le stesse formazioni erano state identificate da altri autori come cristalli minerali, analoghi al gesso5. Nel 2021, Bianciardi6 applicò un’analisi frattale per distinguere tra le due ipotesi. I risultati mostrarono che le microstrutture delle losanghe marziane possedevano una dimensione frattale e un’entropia significativamente diverse da quelle del gesso (p < 0,01). Al contrario, tali parametri si sovrapponevano a quelli di un’alga unicellulare estremofila terrestre, l’Euglena mutabilis. Nel 2021 e 2022 Richard Armstrong (co-autore nel libro con analisi morfometriche tradizionali euclidee, con le quali mostra ulteriori evidenze verso l’interpretazione delle microstrutture geologiche marziane come stromatoliti e alghe verdi nel passato di Marte) segnala evidenze nel lon tano passato di Marte della presenza di licheni, spugne e coralli, forme di vita tra le più antiche sul nostro pianeta.
Tutti indizi quelli sin ora raccolti che sicuramente sollevano interrogativi sulla somiglianza tra le strutture marziane e terrestri e ulteriori studi potrebbero ulteriormente chiarire la natura di queste formazioni e contribuire anche alla comprensione della storia di Marte. A questo punto però ci potremmo comunque domandare: come mai questa grande affinità di presunta vita marziana con quella terrestre?
Panspermia marziana? Evoluzione convergente?
Le somiglianze morfometriche tra le strutture marziane e le stromatoliti terrestri sollevano domande intriganti. Gli indici frattali ottenuti dagli affioramenti di Opportunity e Spirit presentano un elevato grado di sovrapposizione con quelli delle stromatoliti terrestri, suggerendo una possibile connessione. Secondo alcuni studi, le prime stromatoliti su Marte potrebbero risalire a circa 3,7 miliardi di anni fa (Noffke, 2015) giustificando l’ipotesi di un trasporto di forme di vita semplice tra Terra e Marte, o viceversa, attraverso processi di litopanspermia.
L’idea di un trasporto di materiale biologico tra pianeti non è nuova, ma per molto tempo è stata considerata improbabile a causa delle condizioni estreme legate agli impatti e al transito nello spazio. Studi più recenti, tuttavia, suggeriscono che alcune porzioni di rocce espulse nello spazio durante grandi impatti potrebbero non subire temperature sufficienti a sterilizzare eventuali forme di vita.
Simulazioni al computer indicano che circa il 5% dei frammenti di Marte espulsi nello spazio potrebbe raggiungere la Terra, con una parte significativa che arriva in meno di 10 milioni di anni. Esperimenti hanno dimostrato che batteri incastonati in rocce o protetti da strati di ghiaccio o sale possono sopravvivere per milioni di anni alle radiazioni cosmiche. Inoltre, meteoriti come ALH84001 mostrano tracce di campo magnetico che indicano temperature interne inferiori ai 40 °C nel rientro in atmosfera, compatibili con la sopravvivenza di spore batteriche. Un’altra possibilità è l’evoluzione convergente. Le condizioni ambientali simili tra Marte e Terra in epoche remote potrebbero aver indotto alla formazione di strutture biologiche analoghe, indipendentemente dalla loro origine. Un fenomeno che è ben documentato sulla Terra, dove specie non correlate hanno sviluppato caratteristiche simili per adattarsi a condizioni ambientali analoghe.
Ulteriori missioni e analisi saranno necessarie per approfondire queste ipotesi e chiarire se Marte abbia ospitato, o ospiti ancora oggi, forme di vita, ma non possiamo non sottolineare le numerose evidenze che si stanno accumulando per un discorso pro-vita sul IV pianeta del Sistema Solare.
Nei piani degli USA il primo satellite artificiale della storia ad orbitare attorno alla Terra doveva essere loro. Sarebbe stato il contributo americano per l’Anno Geofisico Internazionale previsto tra il 1957 e il 1958. Tra le proposte prese in esame venne scelto il progetto Vanguard, alla cui direzione c’era la marina statunitense. Consci che anche l’Unione Sovietica stava lavorando, pur molto più silenziosamente, allo stesso obbiettivo, gli americani erano però convinti di essere in grande vantaggio sui rivali e rimasero scioccati quando il 4 ottobre 1957 vennero anticipati dalla messa in orbita dello Sputnik 1, che girò attorno al nostro pianeta per 3 mesi prima di distruggersi rientrando in atmosfera. Un mese dopo, il 3 novembre 1957, i sovietici lanciarono lo Sputnik 2 con a bordo la cagnolina Laika, che si distrusse rientrando in atmosfera più di cinque mesi dopo. Messi sotto pressione, il 6 dicembre 1957 gli americani affrettarono troppo i tempi rimediando una figuraccia. Il razzo TV3 che doveva segnare la riscossa a stelle e strisce esplose infatti al decollo deludendo le eccessive aspettative. Finalmente il primo febbraio 1958 fu il razzo Jupiter-C a portare nello spazio il primo satellite americano, l’Explorer 1, che rimase in orbita per dodici anni prima del distruttivo rientro sulla Terra. Un mese e mezzo dopo, il 17 marzo 1958, gli americani lanciarono il Vanguard 1. Il minuscolo satellite era costituito da una sfera di alluminio di nemmeno 17 centimetri di diametro del peso di 1,5 kg da cui fuoriuscivano sei antenne di 30 cm. Venne inserito su un’orbita ellittica di 654 x 3969 km. E fu il primo a montare pannelli fotovoltaici per alimentare la propria strumentazione. L’ultimo suo segnale fu ricevuto nel maggio del 1964. A differenza dei suoi predecessori però, il manufatto è ancora in orbita e si ritiene che vi resterà ancora per qualche secolo.
Il tentativo
L’osservazione dei satelliti artificiali è un campo che da anni mi affascina, soprattutto se sono luminosi e/o prestigiosi. Nel febbraio del 2023 accedendo al noto ed affidabile sito heavens-above.com, che riporta e traccia i passaggi di tanti oggetti lanciati dall’uomo, entrai nel database notando che erano presenti satelliti molto vecchi di cui era possibile ricostruire il passaggio e conoscere la luminosità prevista. Mi interessai al Vanguard 2, il primo satellite meteorologico della storia lanciato nel febbraio del 1959, che veniva dopo il più antico della lista, il Vanguard 1, meno luminoso. Proprio la luminosità migliore mi fece concentrare sul primo, che secondo i dati forniti da HeavensAbove arrivava talvolta a sfiorare la decima magnitudine. Ne tentai l’osservazione poco tempo dopo servendomi di un binocolo dal diametro generoso. Seppure un po’ meno luminoso delle previsioni rimasi molto soddisfatto nell’avvistare il secondo oggetto più antico lanciato dall’uomo ancora in orbita. Motivato dal successo vinsi i dubbi e mi concentrai sul più vecchio in assoluto il Vanguard 1, decisamente più difficile, che nei momenti migliori, secondo i dati riportati, si avvicina all’undicesima magnitudine. Tentai sia di osservarlo direttamente che di registrarlo fotograficamente, ma non riuscii in nessuno dei due intenti. Mi chiesi a quel punto se i dettagli del passaggio fossero davvero corretti e po’ deluso richiusi nel cassetto il progetto. Quel cassetto lo avrei riaperto tempo dopo, quando gli stimoli sarebbero tornati.
Il sogno si avvera
Pomeriggio del 24/1/2024. Dopo aver scaricato dal sito la traccia del passaggio del Vanguard 1, tramite il mio software astronomico (Perseus) affino i dettagli del passaggio. Aspetterò il satellite in un punto prestabilito non distante dalla stella Zeta Virginis di magnitudine 3,37. Vanguard 1 raggiungerà in quel momento la dodicesima grandezza, non il massimo assoluto possibile ma alla portata del riflettore da 30 cm. che userò per il tentativo. L’orario del transito è di quelli davvero scomodi, le 3.40 della notte. Sono sul posto ovviamente prima per preparare tutto nei dettagli. Il cielo è splendido, buio e limpido. Tramite lo star-hopping muovo lo strumento da Zeta Virginis fino alla stellina nei cui pressi è previsto il transito del satellite. Applico poi l’oculare da 15 mm. che mi fornirà 80 ingrandimenti. Sarei facilitato con un ingrandimento più basso ed un conseguente campo maggiore, ma non voglio rischiare che la luminosità del fondo cielo, aumentando, renda meno nitido lo sfondo. Di contro il campo minore, se le coordinate fossero anche solo leggermente sbagliate, potrebbe negarmi la visione del satellite. Cinque minuti prima del momento topico comincio nervosamente ad osservare, regolando nei minimi dettagli la messa a fuoco e la posizione. Due minuti prima mi attacco all’oculare non staccandomi più. L’orario del passaggio potrebbe magari differire rispetto a quello previsto. Il tempo trascorre veloce, chissà se stavolta verrò premiato. D’un tratto ecco un flebile puntino comparire e subito sparire nella zona bassa dell’oculare. Stacco l’occhio incredulo, il Vanguard 1 si è materializzato per un istante, quel tanto che mi ripaga della levataccia, del freddo, dei lunghi preparativi e dei dubbi. Continuo a ripetermi, –L’ho visto davvero…-. Si, è così, a quasi sessantasei anni dal lancio ho visto il più antico reperto spaziale esistente sfrecciare tra le stelle.
Didascalia: Testo e astrolabio dal libro della nascita di Iskandar, nipote di Tamerlano
Data: XV secolo
Fonte: https://wellcomecollection.org/works/aayxb8gn
Autore: Wellcome Collection
Trovare soluzioni realistiche tra inquinamento luminoso e illuminazione del patrimonio culturale.
Sappiamo già che il Medioevo non esiste. O meglio, certamente non esiste nella versione parodistica e deformata a cui si era portati a pensare da una lettura limitata e parziale della Storia: guerre, pestilenze, carestie, inquisizioni, e in generale un periodo di ignoranza e oscurantismo. Grazie ad un rinnovato interesse per il racconto storico, e anche al lavoro di diversi divulgatori, si sta finalmente diffondendo una rivalutazione del periodo storico che va dal quinto al quindicesimo secolo, e che viene scolasticamente indicato come Medioevo. Che non era certamente un periodo oscuro tra la luce della Classicità e i lumi della Modernità, ma un millennio che ci ha regalato un’arte sublime, una letteratura affascinante, una tecnica raffinata, e una creatività politica senza precedenti. Anche la scuola si è aperta a questa diversa visione del Medioevo, e questo ha dato la possibilità a docenti e discenti di esplorare nuove letture di un periodo storico così ampio e differenziato.
Didascalia: Fasi lunari Data: XI secolo Fonte: Biblioteca Museo del Parlamento Iraniano Autore: Muhammad al-Biruni Credits: pubblico dominio
C’è inoltre un altro aspetto che bisogna considerare: quello di una visione profondamente euro-centrica della Storia. Anche in questo campo, molti passi sono stati fatti e molti altri si stanno facendo per offrire ai discenti una prospettiva che sia davvero rappresentativa di una Storia umana molto più complessa e ramificata di quanto fosse tradizionalmente insegnato. Ancora di più, questo aspetto non può essere trascurato nel contesto scolastico contemporaneo, nel quale sappiamo che una percentuale, ampia di studenti e studentesse provengono per prima o seconda generazione dal Mediterraneo, o paesi del Medio Oriente, quindi generalmente (ma non necessariamente) sono di cultura islamica e di lingua araba. Esistono numerosi punti di interesse nei discorsi che si possono fare riguardo le questioni di immigrazione, integrazione, inclusione, cittadinanza, emancipazione, ma in questo caso mi voglio concentrare su un aspetto molto preciso e molto particolare, ma che può risultare interessante da approfondire.
Didascalia: Mappa zodiacale e case lunari Data: XVI secolo Fonte: Museo dell’Arte Turca e Islamica di Istambul Autore: manoscritto Zubdat-al Tawarikh Credits: pubblico dominio
È infatti ragionevole concludere che la storia della scienza, come viene tradizionalmente insegnata, abbia subito gli effetti di due pregiudizi: da una parte, il Medioevo come epoca dei “secoli bui”, e dall’altra la Storia intesa sostanzialmente come “storia dell’Europa”. Da questo combinato disposto risulta quindi spesso che l’influenza dei paesi di cultura islamica e di lingua araba nella storia della scienza durante il periodo medioevale venga derubricato ad un breve capitolo, che suona sostanzialmente come “durante il Medioevo si persero tutte le conoscenze degli antichi greci e romani, finché finalmente arrivò il Rinascimento che fece riscoprire tutte quelle conoscenze che erano in parte state conservate dalle traduzioni in lingua araba”, che ovviamente non solo è una visione parziale della storia, ma è anche umiliante per tutta la produzione originale di conoscenza che ci è arrivata dai paesi del Nord Africa e del Medio Oriente. L’astronomia, in particolare, contiene al suo interno un contributo enorme dovuto alle osservazioni, agli studi, e alle intuizioni di figure di fondamentale importanza nate in seno alla cultura islamica, e i cui nomi sono spesso sconosciuti ai più se non appassionati di storia dell’astronomia, come Muhammadal-Khwarizmi, Ahmadal-Farghani, Muhammad al-Battani, Ali Ibn al-Shatir, Nur al-Bitruji.
Parlarne può essere un ottimo esercizio, con molteplici vantaggi. Non solo costruire competenze trasversali per tutto il gruppo di discenti, ma anche aiutare ragazze e ragazzi con un retroterra familiare diverso ad acquisire consapevolezza dei contributi scientifici portati dalla cultura del paese di origine della loro famiglia, nonché ovviamente allargare gli orizzonti interculturali degli studenti e delle studentesse inserendo nuove prospettive sulla costruzione condivisa del capitale di competenze della scienza moderna.
Didascalia: Astrolabio persiano Data: XVIII secolo Fonte: Museo Whipple di storia della scienza, Cambridge Autore: Andrew Dunn
Il segno impresso con efficacia dalla cultura islamica nell’astronomia è ad esempio il nome attribuito ad un gran numero di stelle, che hanno spesso una radice nella lingua araba, riconoscibile facilmente dal prefisso al- corrispondente all’articolo determinativo. Tra i casi più noti e famosi, troviamo Aldebaran (“colei/colui che seguace”), Altair (“[l’aquila] che vola”), Alcor (“la debole”), Algol (“il demone”), Arrakis (“la danzatrice”), Betelgeuse (“la mano del gigante”), Deneb (“la coda”), Dubhe (“l’orso”), Fomalhaut (“la bocca del pesce”), Mizar (“la cinta”), Rigel (“il piede [del gigante]”), Vega (“[l’aquila] che si posa”), ma ce ne potrebbero essere moltissimi altri per essere spunto su una riflessione non solo storica e scientifica, ma anche linguistica.
Infine, è interessante notare come un’immagine che rappresenta oggetti astronomici sia diventato un simbolo utilizzato per rappresentare la cultura islamica: la mezzaluna e la stella . Come per tutti i simboli culturali, esistono varie e diverse interpretazioni sul suo significato, da quelli storici a quelli spirituali, ma in ogni caso è indubbio come questa scelta sottolinei e metta in risalto il fortissimo legame tra la cultura islamica e l’astronomia.
Nelle immagini a corredo di questo articolo molti altri esempi di strumenti e studi astronomici sviluppati nei primi secoli sopo l’anno mille. L’alto livello di comprensione è testimoniato da l’accuratezza delle rappresentazioni.
Didascalia: Moschea di Kota Kinabalu, Malaysia. Data: 15 febbraio 2009 Fonte: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Golden_Crescent_Moon.jpg Autore: Dcubillas
L’idea quindi di sviscerare e meglio inquadrare il ruolo del contributo medio-orientale nello sviluppo delle discipline astronomiche presenta non solo una importante occasione di apprendimento interdisciplinare, ma una tema organico per l’inclusione sociale nel contesto della scuola contemporanea che va attentamente approfondito.
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