Il 2024 ci ha regalato un susseguirsi di eventi e traguardi straordinari, suscitando meraviglia e curiosità tanto tra gli studiosi quanto tra gli appassionati. Dai confini del nostro Sistema Solare fino alle profondità del cosmo, ripercorriamo insieme in questo fine anno le scoperte e le missioni che hanno arricchito e ridefinito la nostra comprensione dell’Universo.
25 anni di Gemini North e del Chandra X-ray Observatory
Quest’anno abbiamo celebrato due anniversari che hanno segnato la storia dell’astronomia moderna. Il telescopio Gemini North, situato sulle vette vulcaniche delle Hawaii, ha raggiunto il suo 25° anno di attività, offrendoci immagini eccezionali e nuove conoscenze cosmiche. Parallelamente, anche il Chandra X-ray Observatory ha festeggiato un quarto di secolo di servizio, fornendo dati fondamentali sulle sorgenti di raggi X, dai resti di stelle ai buchi neri, e offrendoci una nuova prospettiva sul lato più energetico e violento dell’universo.
Conquiste lunari e successi oltre la Terra.
La Cina, con la missione Chang’e-6, ha consolidato la sua presenza nella ricerca lunare, estendendo la sua esplorazione fino alla faccia nascosta del nostro satellite. Anche Intuitive Machines, con il lander lunare Odysseus, ha portato a termine un atterraggio senza intoppi sulla superficie lunare. Questi successi sono stati un segno tangibile dell’intensa attività che ha caratterizzato il ritorno alla Luna, sia per finalità scientifiche sia come preparazione a missioni interplanetarie.
Voyager 1: un messaggio dal profondo dello spazio.
In un momento toccante, Voyager 1 è riuscita a riprendere le comunicazioni con la Terra, un evento che ha ricordato l’incredibile portata della tecnologia umana, capace di mantenere un contatto con una delle sonde più lontane nello spazio interstellare. Dopo decenni di silenzio, il messaggio di Voyager è stato simbolo di continuità e resilienza per tutti coloro che guardano al di là del nostro mondo.
Il Sole e il cielo notturno in primo piano.
Il team di ricerca impegnato nella misurazione del raggio solare ha raggiunto risultati importanti, offrendo nuovi dettagli sulla struttura e i processi che animano la nostra stella. E gli appassionati di osservazione celeste hanno assistito a spettacolari aurore boreali nel mese di maggio, un fenomeno reso più intenso dall’attività solare in aumento, che ha illuminato i cieli con giochi di luce visibili a latitudini insolite.
Strumenti per il futuro dell’astronomia.
Nel campo della ricerca astronomica, il 2024 è stato anche l’anno delle grandi innovazioni tecnologiche. Il Vera C. Rubin Observatory, dotato della più grande fotocamera digitale mai costruita, ha iniziato a scrutare il cielo con dettagli senza precedenti. L’Agenzia Spaziale Europea ha poi approvato il progetto LISA (Laser Interferometer Space Antenna), una nuova missione che permetterà di osservare le onde gravitazionali, aprendo una finestra su fenomeni cosmici finora inesplorati. Il Congresso IAC a Milano: incontri e collaborazioni internazionali. A ottobre, Milano ha ospitato l’International Astronautical Congress (IAC), un’occasione unica di incontro per le menti più brillanti della scienza e della tecnologia spaziale. Coelum Astronomia ha documentato gli incontri, le collaborazioni internazionali e le proposte innovative che hanno delineato il futuro dell’esplorazione spaziale, catturando lo spirito pionieristico che ha pervaso il congresso.
Il 2024 è stato un anno di successi e crescita anche per Coelum Astronomia.
Il numero degli autori ha continuato ad aumentare, con oltre 40 collaboratori in ogni numero, che hanno contribuito con articoli su ricerca scientifica, strumentazione, osservazione e informazione astronomica. Anche il sito web ha registrato un successo straordinario, arricchendosi di una nuova funzione responsive per una lettura ottimizzata su dispositivi mobili, che ha portato a un’impennata di visite con picchi record. Il sito risponde ora agli standard di velocità più elevati, e i contenuti riservati agli iscritti sono stati incrementati per valorizzare l’esperienza degli utenti più affezionati.
È stato inoltre implementato un nuovo servizio di abbonamento, che integra la versione digitale e cartacea della rivista in una gestione unificata, con un servizio di spedizione più accurato per i lettori più esigenti. Tra le novità del 2024 spicca anche il rinnovo di PhotoCoelum, con una piattaforma più snella e partecipata, che ha visto oltre 50 caricamenti settimanali, consolidandosi come uno spazio di riferimento per l’astrofotografia.
Sul fronte editoriale, nuove rubriche come Science Citizen, dedicata alla scienza partecipativa, una sezione di Cosmologia e una collaborazione con Latitude 44.5 hanno arricchito ulteriormente i contenuti anche sui social. Nonostante alcune difficoltà logistiche, un sondaggio condotto ad agosto ha confermato l’alto gradimento dei lettori per la qualità della rivista, il suo stile grafico e il servizio clienti. Arrivano anche i progetti per il 2025: più pagine, nuovi servizi e un’attenzione maggiore alla scuola.
Guardando al futuro, Coelum ha già annunciato ambiziosi obiettivi per il 2025. La rivista aumenterà il numero di pagine per offrire contenuti ancora più approfonditi e si specializzerà nel settore della didattica, con una nuova area dedicata all’insegnamento delle discipline STEM. Il progetto, pensato per studenti e insegnanti, comprenderà servizi e contenuti esclusivi volti a promuovere l’educazione astronomica e scientifica.
Tra i progetti più sfidanti vi è il ritorno della sezione “Test”, per fornire ai lettori recensioni dettagliate su strumentazioni astronomiche e accessori, un traguardo che richiederà un notevole impegno ma che siamo determinati a raggiungere.
Infine, il 2024 ha visto l’avvio di un progetto rivolto al pubblico ispanofono, che ha gettato le basi per collaborazioni con istituti di ricerca spagnoli. Nel 2025, questo progetto si concretizzerà con la creazione di una sezione specifica del sito dedicata ai lettori di lingua spagnola, ampliando ulteriormente il raggio d’azione di Coelum.
Grazie a questi sviluppi e ai progetti in cantiere, Coelum Astronomia continuerà a innovare e a crescere fornendo sempre un’informazione selezionata sugli eventi astronomici e delle ricerca effettivamente determinanti, confermandosi un punto di riferimento nel panorama astronomico e scientifico, sempre attento a rispondere alle esigenze di un pubblico internazionale e appassionato.
Cari lettori, concludendo questo viaggio tra gli eventi più importanti del 2024, desidero ringraziarvi per aver condiviso con noi la vostra passione e curiosità per l’Universo. Auguro a tutti voi un sereno 2025, ricco di soddisfazioni personali, nuove scoperte e ispirazione, continuando a guardare al cielo con meraviglia.
Era l’autunno del 1604 quando l’astronomo tedesco Johannes Kepler (Keplero, per noi italiani) avanzò l’idea che la Stella di Betlemme potesse essere stata una supernova e da allora questa teoria ha avuto molti sostenitori.
La storia inizia tra il 16 e il 18 dicembre del 1603 quando Keplero aveva previsto la congiunzione di Giove con Saturno nel Sagittario.
La mattina del 16 dicembre l’astronomo era pronto a osservare ma i pianeti erano troppo vicini al Sole, pertanto, le cose non andarono alla meglio. Il giorno dopo, il 17 dicembre, quando i pianeti erano separati uno dall’altro di un solo grado, il tempo non fu clemente e così fino al giorno di Natale. Ma la mattina del 25 dicembre Keplero riuscì finalmente ad osservare Giove, Saturno e anche Mercurio formare un triangolo nel cielo. Keplero sapeva, in base ai calcoli effettuati, che anche Marte si sarebbe avvicinato a breve. E così quando Giove e Saturno si erano spostati di circa 8,5 gradi l’uno dall’altro, Marte si congiunse con Giove.
Poi all’improvviso la notte stessa in cui Giove e Marte si unirono, una supernova divampò nel mezzo di questo raggruppamento di pianeti. L’astronomo Kepler fu avvisato non appena apparve la supernova perché, con sua grande frustrazione, non fu in grado di vedere questa nuova luce fino a quando il cielo nuvoloso non si schiarì.
Keplero osservò questo straordinario incontro di pianeti e la nuova stella il 17 ottobre 1604 – a quel punto la supernova aveva una magnitudine negativa di 2,25, più luminosa anche di Giove.
La stella, oggi nota come stella di Keplero, brillava intensamente la sera ed era persino visibile di giorno, era situata ai piedi della costellazione di Ofiuco. Per diverso tempo rimase uno degli oggetti più luminosi del cielo notturno.
Disegno di Keplero raffigurante la stella nova (lettera N)
Keplero pubblicò i suoi risultati nel libro “De stella nova in pede Serpentarii”
Diagramma in “De stella nova in pede Serpentarii“. La Nova del 1604 è indicata in alto come un’esplosione. (Biblioteca Linda Hall)
Lo spettacolare incontro tra i pianeti, seguito dall’esplosione di una nuova stella, intrigarono Keplero e sollevarono domande nella sua mente.
Applicando la matematica dei moti planetari, fece i calcoli a ritroso nel corso dei secoli e giunse a una conclusione sorprendente. I suoi calcoli mostrarono che Giove e Saturno si erano uniti in una congiunzione nell’anno 7 a. C. e che anche Marte si era spostato nella stessa regione del cielo. Keplero affermò che la stella seguita dai Magi era l’equivalente della stella nova del 1604-5 e che era sorta durante una serie di congiunzioni planetarie correlate negli anni 7-5 a.C., che egli considerò come il periodo del concepimento di Cristo e del viaggio dei Magi a Betlemme. Keplero era affascinato dalla possibilità che la congiunzione planetaria fosse in qualche modo legata all’apparizione della nuova stella e che una sequenza simile di eventi fosse stata all’origine del fenomeno celeste raccontato nel vangelo secondo Matteo 2:9-10:
9 “Essi dunque, udito il re, partirono; ed ecco la stella che avevano veduta in Oriente, andava dinanzi a loro, finché, giunta al luogo dov’era il fanciullino, vi si fermò sopra”
10 “Ed essi, veduta la stella, si rallegrarono di grandissima allegrezza.”
L’interpretazione di Keplero della Stella Nova del 1604 intrecciò la scienza dell’astronomia con l’astrologia e la teologia nel tentativo di determinare la data di nascita corretta di Gesù.
La sua opera definitiva sulla data della nascita di Cristo fu descritta nel libro “De vero anno quo aeternus Dei Filius humanam naturam in utero benedictae Virginis Mariae assumpsit” (Francoforte, 1614).
In questo libro, quando arriva a considerare la Stella dei Magi, dice: ” Quella stella non era una normale cometa o una normale nuova stella, ma uno speciale miracolo passato nello strato più basso dell’atmosfera“.
La stella di Betlemme è un argomento che tocca scienza e religione e l’indagine di Keplero mostra quanto sia un campo problematico e insidioso quello in cui la scienza e le Scritture si incontrano.
La cometa C/2023 A3 Tsuchinshan-Atlas tramonta vicino alla bella chiesa di San Martino di Valle di Cadore creando un’atmosfera mistica richiamando alla mente uno dei simboli incontrastati del Natale con la sua caratteristica lunga coda, simbolo di salvezza, luce e speranza: ma qual è la sua vera storia?
L’unico Vangelo a parlare di un evento astronomico associato alla nascita di Gesù è quello di Matteo che racconta di una stella avvistata da alcuni Magi che la seguirono fino a raggiungere la casa del bambino, dove si fermarono ad adorarlo.
È nel 1303 che Giotto comincia a dipingere a Padova (Italia) la Cappella degli Scrovegni che comprende la raffigurazione dell’Adorazione dei Magi con la stella dotata di coda che arricchisce di un significato simbolico, poiché la chioma scintillante dell’astro indicherebbe ai Magi la direzione da prendere.
E’ da allora che la stella con la coda, così come la conosciamo anche oggi, entrò a pieno titolo nell’iconografia tradizionale della Natività.
Alcuni studiosi sostengono che ad ispirare Giotto potesse essere stato il passaggio della cometa di Halley che nel 1301 lasciò un ricordo indelebile.
E fu proprio il nome di Giotto che il mondo della scienza ha dato alla Missione con cui l’Agenzia Spaziale Europea che nel 1986 si avvicinò alla cometa di Halley per fotografarne il nucleo.
La gran parte degli studiosi, però, è propensa a credere che ‘la stella’ che guidò i Magi non fosse un singolo oggetto celeste, ma una congiunzione di pianeti.
Nel 1603 Keplero rimase ammaliato da una congiunzione tra Giove e Saturno, un fenomeno noto come Grande Congiunzione: l’astronomo, incuriosito, calcolò che un tale evento, dovuto all’allineamento in prospettiva dei due pianeti, si era già verificato in passato e in quel caso Giove e Saturno si sarebbero avvicinati per ben tre volte in otto mesi, tra l’aprile del 7 a.C. e il gennaio del 6 a.C., un periodo adatto per percorrere il tragitto dalla Persia alla Giudea.
L’evento carico di un complesso simbolismo regale per i sacerdoti dell’epoca poteva essere interpretato dai ministri di culto, astronomi e astrologi quali erano i Magi.
Dopo duemila anni si susseguono ancora interpretazioni e studi per la stella di Betlemme che permettano di dire se la stella dei Magi sia esistita davvero,
di certo ha un grande valore simbolico, mostrando quanto i cieli abbiano influito ed influiscano sulla vita terrena.
a cura di Alessandra Masi
Cari Lettori di Coelum Astronomia,
con l’arrivo delle festività, desideriamo dedicarvi un pensiero speciale di gratitudine e di augurio. Il vostro entusiasmo e la vostra passione per l’astronomia e la scienza sono per noi una costante fonte di ispirazione.
Grazie per aver condiviso con noi un altro anno ricco di scoperte, eventi astronomici e curiosità dal cosmo. Siete voi a rendere ogni edizione di Coelum un viaggio straordinario tra le stelle.
Vi auguriamo di trascorrere delle festività serene e luminose, con la speranza che il cielo stellato di queste notti invernali vi regali emozioni e meraviglia.
Che il 2025 porti con sé nuovi sogni, scoperte e cieli sempre più limpidi da osservare. Noi continueremo a essere al vostro fianco, esplorando insieme l’universo.
Buone Feste e Felice Anno Nuovo!
In questo momento speciale, non dimentichiamo l’importanza della solidarietà. Con la nostra iniziativa “Coelum per la Scuola”, il prossimo anno ben 80 scuole riceveranno un abbonamento alla rivista, portando la meraviglia del cielo e della scienza a tanti giovani studenti. Vi invitiamo a contribuire a questa iniziativa: insieme possiamo fare ancora di più per avvicinare le nuove generazioni alla bellezza dell’astronomia.
Con affetto, La Redazione di Coelum Astronomia
Quest’anno, Coelum Astronomia sceglie di celebrare il Natale con un gesto concreto di solidarietà e supporto alla formazione scolastica. Dal 1° dicembre 2024 al 6 gennaio 2025, per ogni abbonamento sottoscritto o rinnovato, Coelum attiverà due abbonamenti gratuiti a favore di istituti scolastici di secondo grado.
Perché lo facciamo?
Crediamo che la divulgazione scientifica debba raggiungere anche i più giovani e che le scuole siano il terreno fertile per seminare curiosità, passione e conoscenza. Con questa iniziativa, vogliamo contribuire a portare più scienza nelle aule, arricchendo il percorso educativo degli studenti.
Come funziona l’iniziativa?
1️⃣ Ogni abbonamento, due omaggi scolastici Per ogni abbonamento sottoscritto o rinnovato durante il periodo natalizio, due istituti scolastici di secondo grado riceveranno un abbonamento gratuito a Coelum Astronomia, valido per un anno.
2️⃣ Una lettera speciale nel primo numero Gli istituti selezionati riceveranno il primo numero dell’abbonamento accompagnato da una lettera che presenterà l’iniziativa e il valore educativo della rivista.
3️⃣ Il tuo contributo conta! Gli abbonati potranno segnalare le scuole che desiderano includere nell’iniziativa. Inoltre, sarà possibile scegliere se essere citati nella lettera inviata all’istituto oppure mantenere l’anonimato. Se non ci sono segnalazioni, Coelum sceglierà le scuole beneficiarie in base a criteri di necessità e interesse.
Un impegno a lungo termine per le scuole
Questa iniziativa si inserisce in un programma più ampio che Coelum dedicherà agli istituti scolastici per tutto il 2025. Con la nostra rubrica didattica già esistente e nuovi servizi in arrivo, puntiamo a supportare sempre di più gli insegnanti di materie scientifiche (STEM) e a promuovere l’astronomia e l’aerospazio come strumenti per ispirare gli studenti.
Unisciti a noi e fai la differenza!
Con un semplice abbonamento, puoi regalare conoscenza e ispirazione a centinaia di studenti in tutta Italia. Non è solo un dono per te, ma un contributo tangibile alla crescita educativa delle nuove generazioni.
Tra il 1899 e il 1910, l’illustratore francese Villemard realizzò una serie di disegni in cui immaginava la tecnologia che avrebbe caratterizzato il mondo nell’anno 2000. Il futuro, che è poi il nostro presente, è immaginato da Villemard popolato da macchine volanti di vario tipo, tecnologie per muoversi nei cieli o esplorare i fondali marini, strumenti per automatizzare attività quotidiane come cucire vestiti, pulire il pavimento, cucinare o coltivare i campi. Le tecnologie immaginate dall’artista francese sono quindi un tripudio di ruote dentate, leve, gru, ingranaggi, ali meccaniche e pulegge. La nostra epoca attuale, nella visione di Villemard, è l’esasperazione della meccanica. Nel suo immaginato anno 2000 manca però un aspetto che è invece cruciale ai nostri giorni: la comunicazione. A questo proposito fa sorridere la sua previsione di posta veloce, che è rappresentata da un postino su macchina alata che consegna la lettera a un signore che si sporge dal balcone. Qualcosa che neanche lontanamente può competere con le videoconferenze, le chat, l’e-mail e Internet di oggi! L’artista di fine 800, infatti, ha estrapolato all’eccesso le tecnologie note all’epoca, immaginando macchine complesse, leve, ingranaggi, strumenti automatizzati e macchine volanti. Tuttavia, non è stato capace di immaginare le tecnologie veramente nuove, quelle che realmente avrebbero sconvolto il mondo e caratterizzato l’epoca attuale, per un motivo molto semplice: all’epoca la scienza alla base di quelle tecnologie era ancora allo stato embrionale. Certo, si conoscevano le leggi dell’elettromagnetismo, ma molte delle sue ricadute pratiche erano ancora da venire, e la prima comunicazione radio sarebbe stata realizzata proprio in quegli anni. Tutto questo ci insegna – o meglio ci ricorda – un aspetto importante della Scienza: è estremamente difficile prevedere quali saranno le ricadute pratiche di una scoperta scientifica che all’apparenza ci appare soltanto un nuovo modo tramite il quale la Natura manifesta il suo comportamento. Questo è quasi sempre vero quando la scoperta scientifica riguarda la descrizione dei fenomeni naturali, ma è spesso vero anche per le stesse innovazioni tecnologiche. Basti pensare, in questo secondo caso, al web, quel “www” (world wide web) sviluppato originariamente da Tim Bernes Lee al Cern per offrire ai fisici delle particelle uno strumento utile per diffondere e condividere in tempo reale i loro risultati scientifici, e solo in seguito diventato ciò che sappiamo. D’altra parte, è emblematico ciò che il supervisor di Tim Bernes Lee, Mike Sendall, scrisse sul documento contenente la proposta di ciò che sarebbe diventato a breve un’invenzione che avrebbe stravolto il mondo: un semplice “vague but exciting”, vago ma stimolante.
Tutto ciò ci insegna quanto sia molto ingenuo, ma anche molto miope, pensare di poter decidere a priori quale ricerca si rivelerà utile dal punto di vista pratico, e magari credere di saper scegliere, fra le diverse linee di ricerca, quali perseguire e quali scartare perché ci appaiono inutili. Senza dimenticare poi che il progresso nella conoscenza scientifica necessita sempre di contributi che provengono da molte discipline diverse. Immaginiamo quindi un mecenate del 700, che avesse dovuto decidere quali ricerche finanziare per velocizzare le comunicazioni fra le città dell’epoca. Forse avrebbe deciso di incentivare la selezione di cavalli più resistenti e veloci, o la progettazione di ruote e ammortizzatori più affidabili, o macchine alate e difficilmente funzionanti come quelle immaginate da Villemard, ma dubito che, pur nella sua lungimiranza, avrebbe intuito che l’embrione della soluzione definitiva al suo problema era negli studi che un certo Galvani stava effettuando sulle rane: l’elettricità. E d’altra parte, se a qualcuno non fosse venuto in mente di costruire lo strumento “per vedere le cose minime”, come lo chiamava Galilei, ovvero ciò che poi divenne il microscopio, ancora staremmo a crepare di peste.
Dettaglio sull'ammasso Coronet, la nursery stellare nella Corona Australe, dove gas e polvere si aggregano dando vita a nuove stelle
Indice dei contenuti
ABSTRACT
Nell’ambito del suo ultimo progetto astrofotografico, ShaRa #10, il team ShaRA ha focalizzato le sue risorse su una delle regioni più enigmatiche e scientificamente intriganti del cielo australe: la Nube della Corona Australe. Anche questo progetto fa parte del metodo collaborativo del gruppo ShaRa, dove astrofotografi da varie parti del mondo uniscono le loro competenze in elaborazione dati per ottenere a immagini complesse, raggiungendo risultati incredibili.
di Adriano Anfuso, Alessandro Ravagnin e ShaRA Team
Il Target
Dettaglio sull’ammasso Coronet, la nursery stellare nella Corona Australe, dove gas e polvere si aggregano dando vita a nuove stelle
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Lavorare alla Nube della Corona Australe, target particolarmente difficile e affascinante, ci ha permesso di esplorare una delle regioni di formazione stellare più vicine alla Terra. Grazie ai dati acquisiti da uno dei nostri membri, Aygen Erkaslan, sotto i cieli cristallini del Cile, abbiamo accettato la sfida di elaborare immagini di una nebulosa oscura, popolata da stelle neonate, gas, e polveri che interagiscono in modo spettacolare. Come sempre, ognuno dei membri ha portato la propria esperienza e visione artistica, superando al tempo stesso diverse difficoltà tecniche. Dall’impegno collettivo è nata un’immagine finale che oltre a catturare la bellezza di questa regione celeste dimostra anche la continua crescita tecnica del team. Per il progetto ShaRA#10, abbiamo lavorato su 22 ore di integrazione dati, acquisiti con un telescopio Takahashi Epsilon 160ED, equipaggiato con una camera ZWO ASI6200MM-Pro e filtri Astronomik LRGB. Il lungo tempo di esposizione ci ha permesso di catturare in dettaglio le intricate strutture della Nube della Corona Australe, offrendo una visione eccezionale di questa complessa regione di formazione stellare. Al centro della regione si trovano le nebulose a riflessione NGC 6726, NGC 6727 e NGC 6729, che producono un caratteristico colore blu, dovuto alla riflessione delle giovani stelle immerse nelle polveri da cui si stanno formando. In particolare, NGC 6729 è illuminata dalla stella variabile R Coronae Australis (R CrA), una giovane stella di circa 1,5 milioni di anni, la cui luminosità fluttua notevolmente nel tempo. Studi recenti suggeriscono che R CrA sia un sistema stellare triplo, con due componenti maggiori e una piccola compagna di massa molto inferiore (Fonte: British Astronomical Association). Ma non sono solo le nebulose a riflessione a catturare l’attenzione. La regione è ricca di oggetti Herbig-Haro, come HH 100 e HH 101, getti di gas espulsi ad alta velocità dalle stelle appena nate. I getti, scontrandosi con la polvere e il gas circostanti, creano onde d’urto visibili che contribuiscono alla spettacolarità dell’immagine complessiva. Proprio la gestione delle diverse tipologie di oggetti presenti nell’immagine ha messo a dura prova le capacità di elaborazione dei membri. Nonostante una serie di subframe di altissima qualità, l’elaborazione dei dati provenienti dalla Nube della Corona Australe nascondeva numerose insidie. Il campo ripreso includeva sia nebulose brillanti che regioni estremamente oscure, oltre ad un ammasso globulare e alcune piccole galassie di sfondo. Un simile scenario ha richiesto un delicato bilanciamento dei contrasti e l’utilizzo di diverse maschere per non sacrificare i dettagli delle nebulose, evidenziando al tempo stesso i dettagli di stelle e galassie nascoste dietro la nube oscura. Dopo diverse settimane di lavoro individuale e nel pieno delle ferie estive, il team ShaRA è comunque riuscito ad elaborare un’immagine capace di catturare tutta la complessità e la bellezza della Nube della Corona Australe. Il contrasto tra le nebulose a riflessione illuminate dalle giovani stelle e le dense regioni oscure è stato bilanciato in modo tale da rivelare i dettagli nascosti della nube molecolare. Nonostante le difficoltà incontrate, il risultato finale rappresenta una delle immagini più affascinanti e tecnicamente complesse prodotte dal progetto ShaRA fino ad oggi. Ogni membro del team ha contribuito con il proprio stile e la propria tecnica, migliorando ulteriormente la qualità delle immagini. Questo progetto ha dimostrato ancora una volta come la collaborazione e la condivisione di conoscenze all’interno della comunità astrofotografica possano portare a risultati straordinari. Per il Team ShaRa ogni progetto rappresenta una nuova sfida, un’occasione per sperimentare nuove tecniche di elaborazione e approfondire la nostra comprensione del cosmo. ShaRA#10 si è rivelato un progetto entusiasmante e ci auguriamo che il nostro viaggio nel cuore della Corona sia fonte di ispirazione per chiunque ci segua.
Nella tabella è riportato l’elenco completo dei partecipanti al progetto e le nazionalità. Nella mappa sono riportate le localizzazioni geografiche dei 19 partecipanti al Progetto_1 di Overall Photons. I colori dei pallini fanno riferimento alla scala Bortle. L’immagine è stata generata con Generic Mapping Tools (GMT) di Wessel e SMith (1998).
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Abstract
Il 17 Agosto scorso abbiamo brindato alla nascita del nuovo progetto di astrofotografia amatoriale condivisa Overall Photons, nome opportunamente scelto per sottolineare il fondamento su cui l’idea si basa: condivisione di fotoni da tutti gli astrofotografi del mondo. Un modus operandi quello della condivisione che già si è fatto notare in altri progetti, sia nazionali che internazionali, sia di impronta scientifica che non, volti a migliorare la qualità dei risultati partendo dall’esigenza comune di risparmiare il tempo necessario alla raccolta di dati spendendo decine, o centinaia, di ore e senza dover investire in strumentazione molto costosa, anche se amatoriale.
Articolo a cura di Andrea Iorio, Elisa Cuccu e Fernando Linsalata
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Nonostante le molte iniziative attive in diversi ambiti la sensazione è che mancasse un quid in più in grado di rendere totalmente accessibile l’astrofotografia condivisa a tutti. In quasi tutti i progetti lo scopo è ottenere un risultato di elevata qualità, quasi perfetto, grazie alla creazione di gruppi di lavoro selezionati spesso sulla base di attrezzatura di alto livello oppure sulle facoltà di accedere a cieli estremamente bui. Overall Photons si propone di offrire un’alternativa a simili presupposti accogliendo la disponibilità di tutti coloro che sentono il desiderio di partecipare a progetti collettivi su determinati target astronomici lavorando liberi e in armonia senza alcun preconcetto legato alla qualità della strumentazione posseduta e del cielo sotto cui si acquisisce.
Puntando su tale caratteristico approccio Overall Photons si prefigge di raggiungere molti obiettivi, per lo più legati alla qualità della collaborazione: 1) Unione delle forze, per raggiungere centinaia, ma anche migliaia, di ore di integrazione di segnale su specifici target deepsky al fine di ottenere risultati altrimenti complicati da raggiungere 2) Condivisione, per permettere a chiunque di avere a disposizione dati cumulativi di buona qualità anche non disponendo di attrezzatura di alto livello e/o vivendo in località con alto inquinamento luminoso 3) Creare una community astrofotografica mondiale, accessibile a chiunque ami la fotografia astronomica e che voglia mettere a disposizione degli altri le proprie conoscenze o anche semplicemente imparare, apportando quindi cambiamento e novità nel modo di fare e concepire l’astrofotografia
Menzione a parte per la dichiarata volontà di sostenere la riduzione del gap di genere fra i membri. L’astrofotografia negli anni vede crescere il coinvolgimento di sempre più donne, una volta completamente escluse o disinteressate all’argomento. Grazie anche allo sviluppo tecnologico che rende le strumentazioni sempre meno pesanti o ingombranti ed ai tempi che inevitabilmente stanno mutando, molte ragazze e anche non più giovani donne da diversi anni danno mostra delle proprie abilità. Resta però, ed è inutile negarlo, oltre ad un certo scetticismo, anche un’evidente chiusura in alcune associazioni o gruppi spesso composti da amici (e il termine è volutamente maschile esclusivo) poco disposti a compiere un passo verso l’inclusione. Overall Photons, pur non essendo il primo progetto caratterizzato da una certa sensibilità, vuole però rimarcare il concetto e sottolinearlo per rafforzare la necessità di azioni concrete.
Dopo aver ottenuto risultati promettenti con il test preliminare sulla galassia M101, che ha visto coinvolti 11 astrofotografi nazionali e internazionali e ben 260 ore di segnale acquisito in HaLRGB, il 24 agosto ha preso il via il primo progetto ufficiale con target la nebulosa Helix.
La selezione del target e i criteri di partecipazione
Per il primo progetto, si è puntato a un target non eccessivamente complesso, ma comunque ostico a causa della sua bassa altezza sull’orizzonte, soprattutto per gli astrofotografi dell’emisfero boreale: parliamo dell’affascinante NGC 7293, meglio nota come nebulosa Helix. Dopo aver scelto il target, il direttivo, costituito dai tre ideatori, ha stilato un regolamento che riportava sia i criteri che le modalità di partecipazione discussi tramite delle video call di coordinamento per trovare il miglior compromesso tecnico da seguire per lavorare in condivisione con decine di astrofotografi.
I criteri sono stati resi appositamente poco stringenti al fine di dare praticamente a chiunque la possibilità di partecipare anche disponendo di un’attrezzatura base in termini astrofotografici: 1) Lunghezza focale: 400mm – 1200mm 2) Inquadratura: 2,0° – 0,8° 3) Ore di acquisizione: Bortle 1-2-3-4-5: non meno di 5 ore Bortle 6-7-8-9: non meno di 10 ore Pertanto, chiunque in possesso di almeno un piccolo rifrattore da 400mm o un teleobiettivo, una reflex modificata per astrofotografia, un astroinseguitore e nozioni base di fotografia astronomica avrebbe potuto inviare i suoi dati a Overall Photons. Da un punto di vista meramente legato alla qualità del risultato, uno dei grandi vantaggi di lavorare in una comunità eterogenea costituita da decine di astrofotografi esperti e/o meno esperti, con attrezzatura di alto livello e/o entry level, da cieli molto buoni e/o meno buoni, è che il dato finale deriva dalla media di tutti i dati condivisi. Questo significa che anche gli astrofotografi più “sfortunati” a causa dell’inquinamento luminoso o quelli che non possiedono attrezzature di medio/alto livello, possono comunque contare sul supporto dei colleghi “pro” e accedere a un dato cumulativo di discreta o addirittura buona qualità grazie all’eterogeneità della comunità stessa. In effetti così potrebbe sembrare che il vantaggio reale sia solo a favore dei partecipanti che inviano dati di qualità inferiore per i motivi citati pocanzi. In realtà, l’integrazione di ore e ore di segnale genera un master cumulativo migliore, in termini di rapporto segnale/rumore (SNR), di qualsiasi singolo file che costituisce il dataset. In parole povere, ogni partecipante disporrà di master cumulativi finali sicuramente migliori rispetto ai dati di partenza inviati. Tornando ai criteri di partecipazione, è stata anche resa possibile la partecipazione con dati ottenuti negli anni precedenti e non necessariamente acquisiti de novo in occasione del progetto. Nelle varie video call del direttivo si è anche sfiorato un argomento piuttosto delicato riguardante la condivisione di dati con persone interessate al progetto, ma che avrebbero partecipato senza inviare i propri dati. In altre parole si è discusso di un database primordiale in cui far confluire dati astrofotografici da rendere accessibili alla comunità di Overall Photons, a prescindere che partecipi attivamente ai progetti o meno. Il discorso piuttosto complesso e forse ancora prematuro è stato rimandato a giorni migliori perché la maggior parte degli astrofotografi italiani e esteri non è ancora pronta o totalmente d’accordo nel donare i propri dati e renderli accessibili al pubblico appassionato. Una volta stilato il documento con i criteri e il regolamento per la partecipazione al progetto, questo è stato reso pubblico e condiviso sui principali gruppi di astrofotografia di Facebook e di Instagram, al fine di rendere nota l’apertura ufficiale del primo progetto di Overall Photons.
La partecipazione
Il 14 Ottobre scorso si è chiusa la finestra temporale per l’invio dei dati e, quindi, sono state tirate le somme sul numero di partecipanti e sul materiale condiviso. 19 partecipanti da praticamente tutto il mondo, inclusi noi tre ideatori di Overall Photons, 4538 frames totali suddivisi nelle lunghezze d’onda dello zolfo (SII), idrogeno (Hα) e ossigeno (OIII) ionizzato e un totale di ben 343 ore cumulative. A questo primo progetto hanno partecipato solo astrofotografi che hanno contribuito con i propri dati e con attrezzatura di livello abbastanza avanzato, quindi non proprio entry level. Tuttavia, a livello di qualità del cielo, la partecipazione è stata piuttosto eterogenea come testimoniato dalla mappa, con valori di scala Bortle che andavano da 1 a 7. Non sono state ricevute richieste di partecipazione da persone appassionate ma senza attrezzatura e quindi senza dati acquisiti. Questi sono dati che verranno sicuramente presi in considerazione poiché, come detto in precedenza, tra gli obiettivi di Overall Photons c’è anche quello di coinvolgere i meno addetti ai lavori e di tentare nel sensibilizzare gli astrofotografi più esperti nel donare i propri dati per il bene e la crescita della comunità. Probabilmente sarà necessario del tempo, esperienza e migliorare le modalità di comunicazione attraverso una presenza più massiccia sui canali social e rendere i criteri di partecipazione più chiari.
Stato
Partecipante
Spagna
Carlos Uriarte Castillo
Spagna
Darius Kopriva
Arizona
Drew Evans
Brasile
Bruno Rota Sargi
Carolina del Sud
Blake Behrends
Messico
Manuel Alejandro Chavarría Silva
Arizona
Phillip Hoppes
Spagna
Javier Caldera
Repubblica Ceca
Jan Beranek
Svizzera
Patrice Soom
Italia
Roberto Volpini
Italia
Pier Mattia Basciano
Italia
Andrea Iorio
Italia
Elisa Cuccu
Italia
Marco Finatti
Ohio
Jeff Ratino
Georgia (Europa)
Vakhtang Khutsishvili
Italia
Fernando Linsalata
Nella tabella è riportato l’elenco completo dei partecipanti al progetto e le nazionalità. Nella mappa sono riportate le localizzazioni geografiche dei 19 partecipanti al Progetto_1 di Overall Photons. I colori dei pallini fanno riferimento alla scala Bortle. L’immagine è stata generata con Generic Mapping Tools (GMT) di Wessel e SMith (1998).
L’invio dei dati e l’integrazione
Di sicuro il passaggio più difficile per cui si è dovuta trovare una soluzione che consentisse di agevolare l’invio dei dati, ma allo stesso tempo conservare il prezioso lavoro dei partecipanti per garantire una buona riuscita dell’immagine finale. L’astrofotografia si basa sull’integrazione delle ore di segnale acquisito, ovvero i singoli frames acquisiti vengono mediati tra di loro per dar vita ad un’unica immagine. Questi frames “pesano” in termini di spazio che occupano sui nostri PC, pertanto trasferire e gestire migliaia di frames da centinaia di gigabyte, oltretutto senza l’ausilio di una piattaforma e di un server dedicati, sarebbe stato praticamente impossibile. Si è così pensato di trasferire “pacchetti” di dati già parzialmente integrati e calibrati, così da ridurre drasticamente il numero e il peso dei files da trasferire e condividere. Questi pacchetti di dati sono così stati agevolmente trasferiti ad Overall Photons tramite una nota piattaforma cloud. Non è da escludere, già a partire dal prossimo progetto, che sarà sperimentato un altro metodo per l’invio dei dati. Una volta aver ricevuto tutto il materiale, si è effettuato un check di controllo per evitare la presenza di dati danneggiati e, a quel punto, si è passati alla fase di integrazione finale. I tre membri del direttivo di Overall Photons si sono suddivisi il lavoro per estrapolare i segnali dell’idrogeno e dell’ossigeno dai pacchetti derivanti dalle camere a colori, per metterli poi insieme a quelli derivanti dalle camere monocromatiche. Anche questa fase è stata piuttosto delicata, perchè integrare pacchetti pre-integrati non è uguale a utilizzare frames singoli derivanti dallo stesso setup, pertanto sono state condotte prove di stacking e normalizzazione utilizzando diversi algoritmi fino ad ottenere il master cumulativo con il più alto rapporto segnale/rumore, o SNR per gli addetti ai lavori. Tramite l’integrazione finale è stato quindi possibile ottenere tre master cumulativi per SII, Hα e OIII, che sono stati messi in condivisione con tutti i partecipanti. Oltretutto, viste le richieste da parte degli astrofotografi più esigenti ed esperti, si è optato di comune accordo di condividere con tutti i partecipanti anche l’intero dataset di dati parziali, poichè si è reputato giusto concedere a chiunque la facoltà di eseguire l’integrazione e l’elaborazione in totale libertà, proprio nel pieno rispetto della filosofia di Overall Photons.
L’elaborazione
L’elaborazione è la fase più attesa da ogni astrofotografo perché è il momento in cui viene alla luce il lavoro di tante nottate di acquisizione. Si tratta di è un processo estremamente soggettivo, c’è chi punta all’estetica della propria immagine e chi all’etica del processo di elaborazione, cercando di conservare la naturalezza e l’integrità del dato. Non esiste un protocollo standardizzato per elaborare le immagini astronomiche, ogni astrofotografo sviluppa il suo sulla base delle proprie esperienze e sentimenti. Overall Photons vuole rispettare la creatività, l’etica e la morale di ogni partecipante pertanto concede la totale libertà sia nell’elaborazione che nella pubblicazione sui canali social dell’immagine ottenuta. L’unica regola “imposta”, nel rispetto di tutti coloro che contribuiscono con i propri dati, è quella di citare tutti gli astrofotografi che hanno partecipato al progetto ogni qualvolta si pubblichi o sottometta la propria versione dell’immagine. Tutto ciò per diffondere il più possibile questa modalità di lavoro collettivo e dimostrare che l’unione fa la forza. Con i dati condivisi di questo primo progetto, le modalità di elaborazione sono state molteplici: chi ha optato per una versione della nebulosa Helix in Hubble palette (SHO), chi per una HOO, chi ha utilizzato formule di propria concezione per miscelare i segnali sui canali RGB, chi ha fatto ricorso a Pixinsight, chi a Siril, chi a Photoshop. Molto probabilmente nei prossimi giorni vedrete sui social svariate versioni personali del Progetto 1 di Overall Photons, ognuna con la propria particolarità e originalità. Intanto qui viene mostrato un esempio di quello che è stato ottenuto lavorando in comunità, in condivisione e in armonia, senza pregiudizi e discriminazioni.
La Helix Nebula risultato del primo soggetto di Oveall Photons.
A prescindere dal fatto che il risultato sia degno di nota o meno (vedi pagina precedente), speriamo vivamente di essere riusciti a porre la prima pietra nella costruzione di un progetto duraturo, in cui si possano rispecchiare e ritrovare gli ideali dell’astrofotografia amatoriale con quel tocco di innovazione che non guasta mai. Siamo solo all’inizio, la strada è lunga e il lavoro è tanto, soprattutto nella gestione e condivisione dei dati, quindi chiunque voglia contribuire con le proprie forze e la propria partecipazione è il benvenuto. Non ci tiriamo indietro di fronte a proposte di collaborazione che possano far decollare la nostra iniziativa.
Le testimonianze
Javier Caldera (Spagna) “Beh, per me la collaborazione nell’astrofotografia amatoriale è sempre stata estremamente importante, e quando ho sentito parlare di Overall Photons ho subito aderito perché è il progetto perfetto di cui ho sempre voluto far parte. Questo tipo di progetti sono importanti per creare una comunità forte e oltrepassare i confini di ciò che è possibile realizzare con l’attrezzatura amatoriale”
ROBERTO VOLPINI (Italia) “Ho scoperto l’astrofotografia da poco più di tre anni e da quel momento è diventata la mia più grande passione. In tutto il tempo passato, da solo nel mio osservatorio, ho sempre pensato che questa fosse un’esperienza da solitari, fino a che non ho avuto il piacere e l’onore di partecipare a Overall Photons. Condividere con altre persone, lontane anche migliaia di chilometri, lo stesso soggetto per raggiungere un obiettivo che sarebbe stato irraggiungibile da soli è stata un’esperienza fantastica. Un ringraziamento particolare al Team di Overall Photons, perché è grazie alla loro tenacia e caparbietà che questo progetto si sia compiuto”
Vakhtang Khutsishvili (Georgia – Europa)
“Innanzitutto, vorrei ringraziare gli organizzatori di questo progetto per avermi dato l’opportunità di partecipare alla collaborazione. È la prima volta che partecipo a un progetto del genere, e ne sono molto felice. Penso che l’esperienza acquisita mi aiuterà a migliorare le mie capacità di lavorare con file di integrazione temporale così grandi, e mi aiuterà anche ad acquisire esperienza nel lavoro di squadra. Penso che essere coinvolto in un progetto così grandioso con così grandi colleghi aumenterà la visibilità del mio lavoro nel mondo dell’astrofotografia, il che sarà di grande beneficio per me. Il progetto è stato pianificato, organizzato ed eseguito alla perfezione, per il quale ancora una volta ringrazio il suo supervisore. Mi auguro che tali collaborazioni continuino a catturare altri oggetti sorprendenti del nostro universo.”
Una nebulosa composta da gas e polvere torbidi sotto forma di nuvole soffici e vaporose e, al centro, strati sottili e molto dettagliati premuti l'uno vicino all'altro. Grandi stelle luminose circondate da sei lunghi punti di luce sono punteggiate sull'immagine, così come alcune piccole stelle puntiformi incastonate nelle nuvole. Le nuvole sono illuminate in blu vicino alle stelle; i colori arancioni mostrano nuvole che brillano nella luce infrarossa.
La magnifica nebulosa ripresa in questa fantastica immagine del telescopio Webb contiene centinaia di stelle in formazione con età inferiore a due milioni di anni, la maggior parte delle quali nascoste alla vista da polveri spesse e oscuranti. Questo ambiente ricco e complesso potrebbe essere simile a quello in cui si è formato il nostro Sole oltre 4,5 miliardi di anni fa.
Credit: ESA/Webb, NASA & CSA, A. Scholz, K. Muzic, A. Langeveld, R. Jayawardhana
NGC 1333 fu scoperta dall’astronomo tedesco Eduard Schönfeld nel 1855 e fa parte della Nube Molecolare di Perseo, a circa 960 anni luce di distanza da noi. In seguito, la nebulosa è stata osservata da molteplici strumenti in diverse lunghezze d’onda, caratterizzandosi come una tra le più studiate regioni attive di formazione stellare.
La superba sensibilità del JWST ha permesso agli astronomi di individuare all’interno della nube giovani corpi celesti di massa molto piccola. In effetti, alcune delle “stelle” più fioche nell’immagine sono in realtà nane brune vaganti, con massa non troppo dissimile da quella di pianeti giganti come Giove. Le nane brune sono oggetti intermedi tra le stelle e i pianeti, spesso definite “stelle fallite” perchè le masse troppo piccole alla nascita non hanno permesso loro di sostenere il processo che consente alle stelle di brillare. Il meccanismo di formazione delle nane brune rimane piuttosto misterioso. Non è certo se si formino in modo simile alle stelle, per collasso gravitazionale di nubi molecolari con massa non sufficiente a innescare reazioni di fusione nucleare, in seguito a frammentazione di nuclei protostellari di grande massa, oppure attraverso accrescimento di materiale in un disco protoplanetario, in modo simile ai pianeti. Alcune nane brune hanno una compagna stellare, altre vagano solitarie nello spazio. I dati acquisiti dal telescopio Webb costituiscono la prima osservazione spettroscopica profonda del giovane ammasso stellare nella nebulosa e hanno permesso di identificare 6 nuove candidate nane brune, con massa fino a 15 volte quella di Giove, grazie all’utilizzo dello strumento Near-InfraRed Imager and Slitless Spectrograph (NIRISS). I ricercatori riferiscono anche la scoperta di una nana bruna parte di un sistema binario, con un compagno di massa planetaria.
Il centro della ripresa rappresenta una visione profonda del cuore di NGC 1333: vaste nebulosità color arancio evidenziano gas brillante nell’infrarosso, mentre le nuvole vicino alle stelle si illuminano di tonalità bluastra. Molte delle stelle neonate sono ancora circondate da dischi di gas e polveri, da cui forse avranno origine interi sistemi planetari. Stelle brillanti più grandi risplendono come diamanti preziosi, mentre alcune stelle puntiformi più deboli rimangono nascoste nelle dense nubi. Tra le strutture caratteristiche delle regioni di formazione stellare attiva, non mancano gli Oggetti di Herbig-Haro, generati dalla collisione fra i getti energetici emessi da stelle neonate e il gas circostante, freddo e denso. Mentre in luce visibile la maggior parte delle stelle rimane nascosta alla vista, la visione nell’infrarosso del telescopio Webb ci permette di penetrare attraverso le polveri cosmiche che si addensano nella regione, per rivelare la presenza di giovani stelle, nane brune e oggetti vaganti di massa planetaria, non legati gravitazionalmente ad altri corpi celesti. La ripresa rivela minuti dettagli dei processi caotici che un denso ammasso di stelle in formazione può ingenerare nell’ambiente nativo. In modo simile alle giovani stelle nell’immagine, il nostro Sole con i suoi pianeti si è formato in una densa nube di freddo idrogeno molecolare, come parte di un ammasso stellare, che forse era ancor più massiccio ed energetico rispetto a questo. Pertanto, NGC 1333 ci offre ottime opportunità di studiare stelle simili al Sole, così come nane brune o pianeti liberamente vaganti, nelle fasi iniziali della loro formazione.
Collaborazione Internazionale
Il JWST, il più grande telescopio spaziale mai lanciato, è una partnership tra NASA, ESA e CSA. Grazie a strumenti avanzati come NIRSpec e MIRI, e al supporto europeo, il Webb continua a rivoluzionare la nostra comprensione del cosmo primordiale.
In questa rappresentazione artistica ci stiamo avvicinando al centro della galassia NGC 1052. Dietro le nubi di gas e polvere (mostrate in arancione) si trova il buco nero supermassiccio centrale della galassia. I due getti di particelle ad alta energia (mostrati in blu) vengono lanciati dal buco nero, ma non si sa come. I radiotelescopi possono vedere attraverso le nuvole per rivelare il centro della galassia.
Event Horizon Telescope: verso la comprensione dei potenti getti dei buchi neri
Dopo aver immortalato per la prima volta l’immagine di un buco nero e la notizia della ripresa del getto emesso da M87*, l’Event Horizon Telescope (EHT) si prepara a compiere un nuovo salto rivoluzionario nello studio dei buchi neri supermassicci e dei loro enigmatici getti di particelle ad alta energia. Un recente studio, pubblicato sulla rivista Astronomy & Astrophysics il 17 dicembre 2024, ha rivelato come l’EHT possa riuscire a osservare i getti provenienti dal buco nero al centro della galassia NGC 1052, distante circa 60 milioni di anni luce dalla Terra. Il lavoro, condotto da Anne-Kathrin Baczko della Chalmers University of Technology, apre una finestra promettente per risolvere uno dei misteri più affascinanti dell’astrofisica.
Anne-Kathrin Baczko, astronoma, Osservatorio spaziale di Onsala e Dipartimento di scienze spaziali, terrestri e ambientali, Chalmers University of Technology
Un obiettivo difficile ma promettente
Il buco nero supermassiccio al centro di NGC 1052 è una sorgente particolarmente impegnativa. Secondo Anne-Kathrin Baczko, “Il centro di questa galassia è un obiettivo promettente per l’Event Horizon Telescope, ma è debole, complesso e più difficile di tutte le altre fonti studiate finora”. Tuttavia, il lavoro del team è riuscito a superare queste difficoltà grazie a una strategia innovativa che ha coinvolto radiotelescopi interconnessi, tra cui ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) in Cile.
La galassia NGC 1052 ospita un buco nero che lancia due potenti getti di particelle relativistiche, che si estendono per migliaia di anni luce nello spazio, uno in direzione est e uno in direzione ovest rispetto alla Terra. L’origine di questi getti è una delle domande centrali della ricerca. Eduardo Ros, membro del team e astronomo presso il Max Planck Institute for Radio Astronomy, sottolinea: “Vogliamo indagare non solo il buco nero in sé, ma anche le origini dei getti.”
Osservazioni e risultati: un passo avanti
Gli scienziati hanno utilizzato cinque telescopi della rete globale dell’EHT, con ALMA in configurazione chiave per garantire la migliore stima possibile del potenziale di osservazione. Le misurazioni sono state poi integrate con dati provenienti da altri radiotelescopi. Il successo delle osservazioni è stato determinato dalla sensibilità di ALMA, che ha permesso di catturare anche segnali molto deboli provenienti dal centro di NGC 1052.
Un risultato cruciale riguarda la dimensione della regione in cui si formano i getti. Secondo le misurazioni, questa regione è simile a quella dell’anello del celebre M87*, il buco nero fotografato per la prima volta nel 2019. Questa scoperta implica che l’EHT, alla sua massima potenza, sarà in grado di ottenere immagini nitide di NGC 1052 e dei suoi getti.
Il centro nascosto della galassia NGC 1052 (rappresentazione artistica). In questa rappresentazione artistica ci stiamo avvicinando al buco nero supermassiccio al centro della galassia NGC 1052. Qui, il materiale si raccoglie in un disco rotante prima di cadere nel buco nero e si accumulano campi magnetici che possono aiutare a lanciare i potenti getti della galassia.
I campi magnetici: chiave della formazione dei getti
Uno degli aspetti più affascinanti dello studio è la misurazione della forza del campo magnetico vicino all’orizzonte degli eventi del buco nero. I ricercatori hanno rilevato un campo di 2,6 tesla, circa 400 volte più forte del campo magnetico terrestre. Matthias Kadler, astronomo presso l’Università di Würzburg, spiega: “Questo è un campo magnetico così potente che pensiamo possa probabilmente impedire al materiale di cadere nel buco nero. Ciò a sua volta può contribuire a lanciare i due getti della galassia.”
Nuove prospettive con l’EHT e i telescopi del futuro
La ricerca condotta su NGC 1052 offre spunti fondamentali per il futuro delle osservazioni astronomiche. Le misurazioni confermano che l’ambiente circostante il buco nero brilla intensamente alle lunghezze d’onda millimetriche, ideali per essere catturate dai radiotelescopi attuali. Come afferma Matthias Kadler, “Le nostre misurazioni ci danno un’idea più chiara di come il centro più interno della galassia brilli a diverse lunghezze d’onda, rendendolo un obiettivo primario per la prossima generazione di radiotelescopi.”
Progetti futuri, come l’ngVLA (next generation Very Large Array) dell’NRAO e l’ngEHT (next generation Event Horizon Telescope), promettono di spingersi ancora oltre, fornendo immagini ancor più dettagliate dei buchi neri e dei loro getti.
Conclusione: un passo verso la comprensione dei getti
Il successo delle osservazioni condotte su NGC 1052 rappresenta un importante passo avanti nella comprensione dei meccanismi con cui i buchi neri supermassicci generano getti di particelle ad alta energia. Nonostante la sfida rappresentata da un obiettivo così debole e complesso, il lavoro del team guidato da Anne-Kathrin Baczko dimostra che l’EHT è in grado di affrontare con successo anche le galassie più difficili.
Mentre i radioastronomi si preparano per una nuova era di osservazioni ad alta risoluzione, il futuro appare luminoso. Le immagini promesse dall’EHT e dalle prossime generazioni di telescopi potrebbero finalmente svelare i dettagli nascosti della formazione dei getti cosmici, avvicinandoci alla soluzione di uno dei più grandi enigmi dell’astrofisica moderna.
Osservazioni AstroSat UVIT di M87. A sinistra: M87 nella banda BaF2. A destra: Immagine differenziale di M87. L'area patchata è fondamentalmente la regione mascherata del getto.
La galassia ellittica Messier 87 (M87), situata a circa 16,8 milioni di parsec nell’ammasso della Vergine, ospita uno dei buchi neri supermassicci (SMBH) più grandi conosciuti, denominato M87*, con una massa stimata di circa 6,5 miliardi di masse solari. Questo buco nero è celebre per aver prodotto, nel 2019, la prima immagine diretta di un orizzonte degli eventi grazie alla collaborazione internazionale Event Horizon Telescope (EHT). Recentemente, questa stessa collaborazione ha pubblicato risultati straordinari relativi alla campagna osservativa multi-lunghezza d’onda del 2018, che ha coinvolto più di 25 telescopi terrestri e spaziali, tra cui Fermi-LAT, Chandra, NuSTAR, MAGIC, HESS e VERITAS. Lo studio ha rivelato un brillamento di raggi gamma (flare) mai osservato in oltre un decennio proveniente dal potente getto relativistico emesso da M87*.
Il brillamento, registrato durante la campagna MWL (multi-wavelength), è stato caratterizzato da energie estremamente elevate, fino a migliaia di miliardi di elettronvolt (TeV). È durato circa tre giorni e ha mostrato un’emissione sbilanciata verso energie superiori rispetto a quelle tipicamente associate al buco nero. La ricerca, pubblicata su Astronomy & Astrophysics, è stata coordinata dal gruppo EHT-MWL e ha visto la partecipazione di istituzioni italiane come l’Università degli Studi di Trieste, l’Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF), l’Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN) e l’Agenzia Spaziale Italiana (ASI). Giacomo Principe, ricercatore dell’Università di Trieste e associato INAF e INFN, ha sottolineato come queste osservazioni offrano una straordinaria opportunità per investigare la connessione tra il disco di accrescimento e il getto emesso da M87*, e per comprendere l’origine dei raggi gamma ad altissima energia.
Composito delle immagini M87 MWL a varie scale ottenute in radio e raggi X durante la campagna del 2018. Lo strumento, la lunghezza d’onda di osservazione e la scala sono mostrati in alto a sinistra di ogni immagine. Notiamo che la scala di colori è stata scelta per evidenziare le caratteristiche osservate per ogni scala e non deve essere utilizzata per scopi di calcolo dei livelli di rumore, della gamma dinamica o della densità di flusso. Immagini coperta da Copyright per i crediti si rimanda a https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2024/12/aa50497-24/F13.html
Le immagini VLBI ottenute con il progetto EHT mostrano che il getto relativistico di M87* ha una lunghezza che supera di decine di milioni di volte le dimensioni dell’orizzonte degli eventi. Tra i risultati più interessanti vi è la variazione nell’angolo di posizione del getto rispetto alle osservazioni precedenti del 2017, indicando cambiamenti strutturali significativi nel corso di un anno. Inoltre, è stata rilevata un’asimmetria nell’anello luminoso attorno all’orizzonte degli eventi, che suggerisce un’evoluzione dinamica nelle strutture prossime al buco nero.
I dati raccolti da strumenti come Fermi-LAT e i telescopi Cherenkov MAGIC e VERITAS hanno contribuito a identificare la regione di emissione dei raggi gamma, un aspetto cruciale per comprendere i processi di accelerazione delle particelle all’interno del getto. Elisabetta Cavazzuti, responsabile del programma Fermi per l’ASI, ha evidenziato l’importanza di osservazioni coordinate a più lunghezze d’onda per caratterizzare la variabilità spettrale della sorgente, che si estende su diverse scale temporali.
Questi risultati rappresentano un passo fondamentale verso la risoluzione di quesiti astrofisici di lunga data, come l’origine dei raggi cosmici, le dinamiche dei getti relativistici e i processi che accelerano particelle a energie estreme. Come spiegato da Sera Markoff, professoressa presso l’Università di Amsterdam e co-autrice dello studio, per la prima volta è possibile combinare l’imaging diretto delle regioni vicine all’orizzonte degli eventi con brillamenti gamma derivanti da eventi di accelerazione delle particelle, consentendo test diretti sulle teorie relative all’origine di queste emissioni.
Lo studio conferma ancora una volta la rilevanza di osservazioni sinergiche che abbracciano tutto lo spettro elettromagnetico e dimostra il potenziale di M87 come laboratorio naturale per l’astrofisica delle alte energie, aprendo nuove prospettive nello studio dei buchi neri supermassicci e dei loro potenti getti.
Questa sera, un cielo ricco di eventi astronomici affascinerà gli osservatori: alle ore 18:30 assisteremo a una spettacolare congiunzione tra la Luna e le Pleiadi, mentre alle ore 23:30 sarà il momento culminante per le Geminidi, uno degli sciami meteorici più belli dell’anno.
La Congiunzione Luna-Pleiadi Il 13 Dicembre 2024 la Luna in fase di 13 giorni ad un’altezza di +43° occulterà le stelle più meridionali dell’ammasso aperto delle Pleiadi (M45) alle ore 19:01, conosciuto anche come “Le Sette Sorelle”. Le Pleiadi, visibili nella costellazione del Toro, sono un gruppo di stelle giovani e brillanti situate a circa 444 anni luce dalla Terra. Questo ammasso aperto è famoso per le sue stelle blu, avvolte in delicate nebulosità causate dalla riflessione della luce stellare su polveri interstellari.
13 Novembre alle ore 19:01 congiunzione Luna-Pleiadi
La distanza apparente tra i due oggetti sarà di circa 2°, pari a quattro volte il diametro apparente della Luna nel cielo. Sarà un’occasione unica per osservare, anche con un binocolo, il contrasto tra la luce lunare e la delicata brillantezza delle Pleiadi.
Il Massimo delle Geminidi Alle ore 23:30, lo sciame meteorico delle Geminidi raggiungerà il suo massimo. Questo sciame è generato dai detriti lasciati dall’asteroide 3200 Phaethon durante il suo passaggio vicino al Sole. Le meteore, entrando nell’atmosfera terrestre, creano scie luminose che sembrano irradiarsi dalla costellazione dei Gemelli, da cui lo sciame prende il nome.
Le Geminidi sono conosciute per la loro alta frequenza e luminosità: in condizioni ideali si possono osservare fino a 120 meteore all’ora. Le loro traiettorie lente e i colori variabili, che vanno dal bianco al verde, le rendono uno spettacolo straordinario.
Previsioni Meteo Purtroppo, il tempo non sarà favorevole in gran parte d’Italia. Cieli coperti e maltempo renderanno difficile l’osservazione sia della congiunzione sia delle Geminidi. Tuttavia, ci sono alcune speranze per gli osservatori nelle Alpi e in Sicilia, dove sono previste brevi schiarite.
Se il meteo non permetterà l’osservazione, non disperate: la Luna continuerà a transitare vicino alle Pleiadi nei prossimi giorni, e le Geminidi rimarranno attive, seppur con una frequenza ridotta, fino al 17 dicembre.
Consigli per l’Osservazione Chi avrà la fortuna di trovare un cielo sereno dovrebbe scegliere una zona lontana dalle luci artificiali e portare con sé un binocolo o un piccolo telescopio per godere al meglio della congiunzione. Per le Geminidi, invece, basterà sdraiarsi con il volto rivolto verso la costellazione dei Gemelli e pazientare: lo spettacolo è garantito!
Non lasciatevi scoraggiare dalle previsioni meteo: anche una breve occhiata al cielo può regalare emozioni indimenticabili.
Divisione orizzontale al centro. A sinistra, migliaia di oggetti sovrapposti a varie distanze sono distribuiti in questo ammasso di galassie. Un riquadro in basso a destra è ingrandito sulla metà destra. Un ovale centrale identifica la galassia Firefly Sparkle, una linea con 10 punti in vari colori.
Credito:
NASA, ESA, CSA, STScI, C. Willott (NRC-Canada), L. Mowla (Wellesley College), K. Iyer (Columbia)
Il telescopio spaziale James Webb (JWST) ha individuato una galassia primordiale, soprannominata Firefly Sparkle, risalente a circa 600 milioni di anni dopo il Big Bang. Nonostante la sua antichità, questa galassia presenta una massa simile a quella che avrebbe avuto la Via Lattea nella stessa fase evolutiva. Firefly Sparkle, straordinariamente dettagliata grazie all’effetto di lente gravitazionale e alla sensibilità agli infrarossi del Webb, mostra 10 distinti ammassi stellari in varie fasi di formazione.
L’ammasso di galassie **MACS J1423** ospita migliaia di galassie scintillanti, legate dalla loro stessa gravità. Al centro, spicca una galassia ellittica supergigante, la più grande e luminosa dell’ammasso. Questo complesso agisce come una **lente gravitazionale**, amplificando e distorcendo la luce degli oggetti celesti situati dietro di esso, consentendo agli astronomi di esplorare galassie distanti come **Firefly Sparkle**. Grazie alla **NIRCam** del telescopio James Webb, l’immagine del 2023 rivela dettagli sorprendenti, superando in risoluzione quelle ottenute nel 2010 dal telescopio Hubble. Lo strumento infrarosso di Webb ha permesso di identificare molte più galassie e con maggiore precisione, offrendo una visione senza precedenti delle dinamiche cosmiche e della formazione galattica. Questo straordinario effetto di lente gravitazionale fornisce una finestra sull’Universo profondo, mostrando migliaia di galassie e la complessità delle loro interazioni gravitazionali. Credito: NASA, ESA, CSA, STScI, C. Willott (NRC-Canada), L. Mowla (Wellesley College), K. Iyer (Columbia)
Gli scienziati, guidati da Lamiya Mowla (Wellesley College) e Kartheik Iyer (Columbia University), hanno scoperto che la galassia è ancora in formazione. La lente gravitazionale ha amplificato la sua immagine, rivelandola come una struttura allungata simile a una goccia, con ammassi di stelle disposti lungo di essa. Questi ammassi emettono luce in diverse tonalità di rosa, viola e blu, indicando che la formazione stellare si è verificata in modo scaglionato nel tempo.
Oltre alla Firefly Sparkle, sono state individuate due galassie compagne vicine, che potrebbero influenzare la crescita e l’evoluzione della galassia principale attraverso interazioni e fusioni. Queste dinamiche rispecchiano i processi di formazione galattica previsti nel giovane Universo.
Divisione orizzontale al centro. A sinistra, migliaia di oggetti sovrapposti a varie distanze sono distribuiti in questo ammasso di galassie. Un riquadro in basso a destra è ingrandito sulla metà destra. Un ovale centrale identifica la galassia Firefly Sparkle, una linea con 10 punti in vari colori. Credito: NASA, ESA, CSA, STScI, C. Willott (NRC-Canada), L. Mowla (Wellesley College), K. Iyer (Columbia)
Lo studio, pubblicato su Nature il 12 dicembre 2024, evidenzia l’importanza del James Webb per esplorare le galassie primordiali. Come spiegato da Maruša Bradač (Università di Lubiana), Webb offre una risoluzione senza precedenti che consente di osservare i “mattoni” della formazione galattica. Questa scoperta rappresenta solo l’inizio delle indagini sulle origini delle galassie nell’Universo.
Collaborazione Internazionale
Il JWST, il più grande telescopio spaziale mai lanciato, è una partnership tra NASA, ESA e CSA. Grazie a strumenti avanzati come NIRSpec e MIRI, e al supporto europeo, il Webb continua a rivoluzionare la nostra comprensione del cosmo primordiale.
la magnifica sezione della siderite Sacramento Mountains (1890 New Mexico)
A due passi dal cielo
È risaputo che le meteoriti non hanno preferenze e possono cadere ovunque, ma di certo è a dir poco sorprendente che uno della dozzina di meteoriti osservate cadere in Italia nell’ultimo secolo, abbia preso di mira il parcheggio dell’allora Aeritalia (Oggi Thales Alenia space) a Torino.
Campione del meteorite Torino (18/05/1988)
Il fatto risale al 18 maggio 1988. Il frammento principale del meteorite (una Condrite ordinaria H) di 800 grammi, cadde, assieme ad altri, proprio nel parcheggio, mentre ulteriori frammenti furono raccolti tra Collegno e Pianezza. Uno di questi frammenti, la cui superficie è ancora segnata dall’impatto sul terreno, fa bella mostra di sé nella collezione vaticana di meteoriti, ospitata alla Specola Vaticana, presso la sede di Albano Laziale.
La collezione nacque più di un secolo fa grazie a Adrien Charles Marchese de Maurois il quale, tra il 1907 ed il 1912, fece dono al Vaticano di centinaia di pezzi. Una successiva donazione risale al 1935 ad opera questa volta della vedova dello stesso marchese. Negli anni successivi la collezione crebbe più lentamente, sempre grazie ad ulteriori donazioni oltre che ad alcuni scambi ed acquisizioni, arrivando oggi a sommare quasi 1200 pezzi appartenenti a più di 500 distinti meteoriti.
Si tratta quindi di una delle principali raccolte di meteoriti italiane, assieme a quella della sezione di Siena del Museo Nazionale dell’Antartide, che ospita 1500 pezzi e a quella del museo di scienze planetarie di Prato, con 928 esemplari. Ma la particolarità della collezione vaticana è quella di ospitare una grande quantità di meteoriti storici, essendo il nucleo della collezione nato nella seconda metà del XIX secolo, quando non esisteva ancora la ricerca di meteoriti nei deserti (e ancor meno nell’Antartide) e le raccolte si formavano con meteoriti trovate dopo le cadute.
Dopo gli studi pionieristici tra gli anni 30 e 50 sulla spettroscopia delle meteoriti, per cercare comparazioni con gli asteroidi, la raccolta di meteoriti era rimasta sostanzialmente inutilizzata, fino agli inizi degli anni ’90, quando riprese nuova vita dal 1993, prima sotto la supervisione di Guy Consolmagno (oggi direttore della Specola Vaticana) e successivamente, dal 2014, con Robert Macke che ne è attualmente il curatore. Ed è proprio quest’ultimo che ci accoglie al cancello della Specola Vaticana e ci accompagna verso gli edifici della sede centrale della specola, dov’è ospitata la collezione. Nonostante i tre master in Fisica, Filosofia e Teologia, Macke ha un modo di fare informale, quasi schivo, in grado di far sentire l’interlocutore subito a proprio agio, tuttavia non può sfuggire l’entusiasmo non celato quando parla del proprio lavoro. Con lui visitiamo la grande raccolta di meteoriti, aprendo cassetti e vetrine ed estraendo di tanto in tanto (rigorosamente con i guanti) alcuni degli stupendi pezzi.
Br.Robert Macke mostra il campione di 3,5kg di Alfianello (16/01/1883 Alfianello Br)
La collezione è articolata in due sezioni: la prima presso il laboratorio dove sono ospitati la maggior parte dei pezzi, catalogati per tipo e dove si effettuano misurazioni fisiche; la seconda nella sala espositiva dove sono raccolti in una teca alcuni degli esemplari più importanti.
Tra le meteoriti italiane, oltre a Torino (già citato prima) un grande campione di “Alfianello” di 3,5 kg fa bella mostra di sé. Questo meteorite, caduto vicino a Brescia nel 1883, con i suoi 228 kg di massa totale, si registra come il maggiore impatto sul suolo italiano (Vago di Verona, del 1688 potrebbe essere stato maggiore ma la massa principale del meteorite è andata perduta). Da un altro cassetto emerge una bella fetta di Vigarano, caduta nel 1910 in provincia di Ferrara e capostipite delle condriti carbonacee tipo “V”, Vigarano, appunto.
Il campione del meteorite di Ensisheim, caduto nel 1492, con la rappresentazione della caduta, dalle “Cronache di Norimberga” del 1493
Nella vetrina in sala vediamo il “nonno” di tutte le meteoriti: Ensisheim, caduto nel 1492 in Francia a testimoniare la prima ben documentata caduta di meteoriti. Accanto a questo L’Aigle (Fr) del 1803 e Weston (USA) del 1807.
In un’altra sezione, troviamo le meteoriti marziane divise in tre classi abbreviate in SNC (Shergottiti, Nakhiliti e Chassigniti), nomi a loro volta derivati dai prototipi di queste meteoriti Shergotty (1865 India), Nakhla (1911 Egitto) e Chassigny 1815 (Francia). Nella collezione sono presenti tutti e tre le classi, con Tissint (2011) per le shergottiti, e le stesse Chassigny e Nakhla. L’ultima, un esemplare di 154 grammi particolarmente raro, fu donato nel 1912 dalla Geological Survey in Egitto.
Campione 154 grammi del meteorite Nakhla (Prototipo delle Nakiliti marziane)
Non mancano le lunari, con meteoriti Nord Africane ed un frammento di roccia lunare raccolto dalla missione Apollo 17 e donato dalla NASA al Vaticano.
Tra le condriti carbonacee, oltre alla Vigarano, troviamo le rarissime CI1 con la meteorite Orguell (condriti i cui corpi progenitori hanno subito una fortissima alterazione per la presenza di acqua al loro interno) e non manca inoltre un bel campione di Allende (8/02/1969 Messico)
Di particolare bellezza l’esposizione delle sideriti (meteoriti ferrose), con diversi esemplari, come ad esempio, “Sacramento Mountains” con una magnifica sezione, o una grande Canyon del Diablo (MeteorCrater in Arizona), oltre a mesosideriti e Pallasiti di indiscussa bellezza.
la magnifica sezione della siderite Sacramento Mountains (1890 New Mexico)
Conclusione
Di certo la “pausa caffe” accomuna tutti e un centro di ricerca, sia pure di gesuiti nello stato pontificio non fa eccezione. “No science without coffee” sentenzia Robert Make, mentre il direttore dell’osservatorio Guy Consolmagno annuisce gravemente. E proprio in questo momento di intervallo che prendo l’occasione per fare a fratello Macke alcune domande “difficili”: perché esiste un “Osservatorio Vaticano”, perché proprio l’ordine dei gesuiti conta tra le sue fila così tanti scienziati ed infine come lui coordina il suo essere uomo di fede e scienziato. Non vorrei fargli andare di traverso la ciambella che sta mangiando con il caffè. Invece ci fa accomodare fuori dalla saletta bar “troppo rumore qui” e ci risponde con un sorriso:
-per quanto riguarda la prima domanda, citando Papa Leone XIII, che nel 1891, rifondò la Specola Vaticana, perché “tutti potessero vedere che la Chiesa non si oppone alla vera scienza ma che la incoraggia e la promuove”. – Relativamente alla presenza di scienziati nel nostro ordine, penso che il motivo principale sia nella vocazione educativa della Compagnia, che dalle sue origini non si limitava all’insegnamento della religione ma a tutto lo scibile. – Infine, non percepisco alcuna discontinuità tra il mio essere religioso ed uomo di scienza; siamo tutti alla ricerca della verità.
La ricerca all’Osservatorio Vaticano
Gli astronomi della Specola Vaticana si occupano di ricerca teorica e applicata, a partire dalla cosmologia, fisica teorica, galassie, stelle, Sole fino al Sistema Solare, asteroidi, ed ovviamente meteoriti. Lo strumento di punta di ricerca è il VATT (Vatican Advanced TecnologyTelescope), costruito sul monte Graham (vicino al sito del Large BinocularTelescope) in Arizona. Per quanto riguarda i meteoriti, lo studio si è concentrato tra la fine degli anni novanta e i primi anni del nuovo secolo, nella misura della porosità, passando poi, negli ultimi anni alla misura della capacità termica. Uno strumento apposito, il “picnometro”, utilizza un gas come l’Elio, che viene immesso in una camera dove è ospitato il meteorite, facendolo poi passare il gas in un’altra camera (di volume noto) e misurando la differenza di pressione. La capacità del gas di penetrare in profondità nel meteorite permette di misurarne il volume solido. Un laser 3d consente invece di modellizzare la superficie del meteorite per misurare il volume “apparente”. La differenza tra queste due grandezze misura la porosità. La misura della capacità termica è invece ottenuta immergendo il meteorite in azoto liquido. Utilizzando le curve di evaporazione è possibile misurare la capacità termica di un meteorite ad una temperatura data. Si tratta di misurazioni utili non soltanto per conoscere le caratteristiche dei meteoriti, ma per studiare le proprietà degli asteroidi, loro progenitori.
Le ricerche fanno sì che Br. Macke e Br. Consolmagno siano co-autori di recenti articoli relativi allo studio di meteoriti lunari, i terreni marziani e del materiale raccolto dalla sonda OSIRIS-Rex sull’asteroide Bennu“Asteroid Bennu in the laboratory. Propreties of the sample collected by OSIRIS-Rex” Meteoritics&Planetry Science 1-34 (2024)
Museo
Collezione Vaticana di meteoriti
Informazioni Visite
– A causa dello staff limitato e del personale ridotto le visite alla collezione di meteoriti sono possibili soltanto per motivi di ricerca e per la stampa, previo accordo via mail.
– Mail: staff@specola.va
– La specola vaticana di castel Gandolfo, con i telescopi storici è invece visitabile per gruppi da 11 a 25 persone, con prenotazione on line dal sito ufficiale. Mail info.musei@scv.va
Orari
Informazioni del Sito
Biglietto Ingresso
Informazioni dal sito (Tariffe diversificate a seconda dei gruppi)
Letture
108 Years of Meteorites at the Vatican Observatory -Robert J. Macke
In attesa della probabile esplosione di T Coronae Borealis continuiamo gli approfondimenti sulla tipologia di oggetto che potremo osservare e le tecniche investigative messe in atto anche dalla ricerca.
Introduzione
Da più di mezzo secolo l’astronomia osservativa si serve dei risultati ottenuti con metodi di spettroscopia nucleare, inviati da telescopi alloggiati in satelliti o dalla stazione spaziale internazionale. La radiazione cosmica o quella proveniente da corpi celesti viene studiata attraverso metodologie di analisi caratteristiche della fisica nucleare la quali consentono di monitorare lo stato attuale dell’universo, vicino o profondo, migliorarne le informazioni già in possesso, esplorare il passato e l’evoluzione futura dello spazio. In questo campo una sfida di nicchia estremamente curiosa coinvolge alcuni centri di ricerca, principalmente europei, ed è relativa alle novæ. Queste infatti vengono studiate attraverso l’analisi di spettri di emissione gamma di prodotti di reazioni nucleari e permettono di caratterizzare singole novæ e di confermare le teorie che ne spiegano la natura.
Con il termine nova si intende l’insieme dei fenomeni di fusione nucleare e di conseguenti emissioni di energia da parte di una nana bianca di un sistema binario.
Scoperte alla fine del XVIII secolo, le nane, dette bianche per il loro spettro [1], sono state osservate nel corso dell’‘800 [2, 3] e poi studiate sistematicamente. Sulla base delle considerazioni relative alle prime tre osservate, Sirio A, Sirio B e il Cucciolo, si poté presto affermare che queste stelle possiedono un’elevata temperatura superficiale attorno ai 9000 K [4], una massa ridotta e un’elevata densità. Una volta appurata l’esistenza delle nane bianche, Sir Arthur Stanley Eddington, astrofisico inglese vissuto a cavallo tra ‘800 e ‘900, concepì per primo un’ipotesi relativa alla loro struttura. Eddington immaginò che, data la loro massa elevata e la loro dimensione modesta, le nane dovessero essere costituite da materia fortemente addensata, ossia non da atomi o molecole, ma da uno stato di plasma, dove protoni e neutroni potevano addensarsi e muoversi liberamente [5]. Fu da subito evidente che le pressioni a cui le cariche sono sottoposte possono confinare masse relativamente ridotte, cosa che determinò una corsa alla valutazione della massa limite per una nana bianca. Successivamente ai lavori di Anderson e Stoner della fine degli anni ’20, fu il fisico indiano Subrahmanyan Chandrasekhar a formalizzare l’idea di un valore limite per la massa di una nana bianca non rotante, fissato in 1,44 masse solari e detto limite di Chandrasekhar.
Lo stato di nana bianca è spesso quello finale di una stella. Il destino di una stella dipende infatti dal valore della sua massa m e dà questi esiti:
– nane bianche piccole (per stelle di massa m, m<0,5 M 1): dette nane all’elio, sono lo stato finale di stelle di massa m<0,5 M in cui i processi di fusione degli elementi successivi all’elio sono resi impossibili dalla temperatura che raggiunge la stella al termine della sintesi dell’elio; – nane bianche medie (per stelle di massa m, 0,5M <m<8 M ): tra le più diffuse, sono lo stato finale di stelle di massa intermedia; sono dette nane al carbonio-ossigeno e la massa della stella è sufficientemente elevata per proseguire la sintesi degli elementi leggeri, fino all’ossigeno2; – oltre le nane medie (per stelle di massa m, m>8 M ): per queste stelle non è prevista un’evoluzione in nana bianca e la loro massa è sufficientemente elevata per permettere reazioni di fusione nucleare che consentono la formazione di elementi pesanti fino al ferro. Queste stelle terminano il loro corso in una supernova che darà vita principalmente a una stella di neutroni o a un buco nero. Le supernove, che esplodono per fusioni che avvengono all’interno della stella, non vanno però confuse con le novæ.
Il contributo della fisica nucleare allo studio delle novæ in anni recentissimi ha suscitato interesse e dato vita a aspettative che potranno essere confermate solo nei prossimi anni.
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Mentre una supernova rappresenta lo stadio finale di una stella massiccia, il fenomeno della nova è completamente diverso e richiede la presenza di una nana bianca accoppiata in genere a una gigante rossa in un sistema binario [Fig. 1]. Si può quindi parlare di nova per questi sistemi a doppia stella quando sulla superficie della nana bianca si hanno reazioni nucleari di fusione di elementi leggeri. In questo sistema, infatti, la nana bianca, per effetto della forte gravità attrae verso di sé materia dalla sua compagna, in particolare grandi quantità di idrogeno che sulla superficie della nana danno vita a reazioni di fusione nucleare e a generazione di nuovi nuclei. In questo quadro le novæ classiche, una delle categorie in cui le novæ sono tradizionalmente classificate [6], sono di particolare interesse per l’astrofisica nucleare.
Fig.1 – Raffigurazione artistica di un sistema binario AI
La principale caratteristica di una nova risiede nella sua potente emissione di luce. Le novæ classiche sono infatti note per i loro lampi di intensa luminosità, spesso di breve durata, anche solo di qualche giorno. In questa fase la magnitudine di una nova può variare anche oltre un ordine di grandezza. A seconda della velocità con cui la luminosità aumenta le novæ classiche vengono ulteriormente suddivise in veloci, lente e molto lente. Il fenomeno della nova per un sistema binario non è necessariamente unico. Infatti, nonostante l’osservazione di una nova classica non sia frequente, va ricordato che le novæ lente e quelle molto lente possono presentare fenomeni luminosi ricorrenti, con periodicità che vanno da circa un anno a decine di anni e può perciò capitare di osservarle ripetutamente3. Si parla in questo caso di novæ ricorrenti, piuttosto rare4, come nel caso della T CrB (T Corona Borealis), di cui si è trattato in questa rivista nel numero 269 di Coelum Astronomia. Questa è l’unica delle diecinovæ ricorrenti della nostra Galassia di cui si attende una imminente esplosione. Come illustrato nell’articolo citato, ci si attende la prossima esplosione della T CrB.
L’emissione di luce visibile da parte di una nova classica è solo una parte degli effetti delle fusioni termonucleari che si verificano sulla superficie della nana bianca del sistema binario da cui la nova ha origine. Alla forte emissione di luce, sono infatti associate anche propagazioni di componenti dello spettro elettromagnetico altamente energetiche, tipicamente emissioni X o γ, rivelabili da telescopi come il LAT, equipaggiato sull’osservatorio Fermi, lanciato l’8 giugno 2008 dal NASA Kennedy Space Center e orbitante a una quota di 565 km rispetto alla superficie terrestre [7].
Fig. 2 – schema di decadimento del 1326Al (D.P:, commons-wikimedia, Pulu, CC BY-SA 4.0)
Esattamente mezzo secolo fa, uno studio pionieristico sulle novæ ipotizzava la produzione di elementi leggeri, ma non leggerissimi, nelle fusioni nucleari sulla superficie della nana bianca. In particolare, nei processi di fusione furono previste significative quantità di alluminio e sodio, più precisamente nella forma isotopica 1326Al e 1122Na [8]. Questi nuclei sono entrambi isotopi instabili e decadono seguendo gli schemi riportati rispettivamente in Figg. 2 e 3. Una rivelazione astronomica di questi nuclei è quindi la traccia di una nova, una sorta di impronta digitale, di orma, di marchio di fabbrica. Nella Fig. 2 è rappresentato il decadimento dell’alluminio in magnesio. L’Alluminio 26, nei suoi due stati 0+ e 5+, si trasforma in Magnesio 26 con decadimenti beta di diversa probabilità o attraverso cattura elettronica5. Per via del suo lungo tempo di dimezzamento (τ=7,2×106 anni), il decadimento più interessante è quello che porta l’Alluminio 26 al più eccitato degli stati 2+ del magnesio 26. Un tempo di dimezzamento così lungo ha permesso di rivelare il magnesio attraverso le sue emissioni γ (Fig. 2, transizioni in rosso) e quindi è stato possibile riconoscere in tutta la galassia l’Alluminio 26 come padre del Magnesio 26. Non è quindi difficile individuare questa prima impronta digitale delle novæ.
Fig. 3 – schema di decadimento del 1122Na (D.P:, commons-wikimedia, CC0)
Del Sodio 22 non si ha invece alcuna traccia. Questo radioisotopo decade beta a causa del suo tempo di dimezzamento (τ=2,6 anni) si presterebbe a una facile identificazione in osservazioni con telescopi satellitari. Si potrebbe infatti rivelare senza difficoltà la riga di diseccitazione del Neon 22 (transizione dallo stato 2+ allo stato 0+ in Fig. 3), prodotto nel decadimento beta. Il nucleo di Neon 22, è prodotto nel suo stato eccitato 2+ che a sua volta decade gamma sullo stato fondamentale, emettendo un fotone da 1,27 MeV [9]. La diseccitazione gamma risulterebbe essere tanto utile, nella misura in cui consentirebbe un indubbio riconoscimento della nova sorgente, una sua facile localizzazione e uno studio delle sue proprietà (massa della nova, luminosità iniziale, velocità di crescita della luminosità). Non è però tutto così semplice. Il processo di decadimento del Sodio 22 è spesso inibito da un’altra trasformazione che lo coinvolge, in cui il Sodio 22, catturando un protone, si trasforma in Magnesio 23 con emissione gamma, secondo la reazione:
1122Na+p -> 1223Mg+γ (1)
Fig. 4 – Rappresentazione dei limiti di rivelabilità della radiazione gamma da parte delle attuali facilities (verde e blu: telescopi attuali, nera: spettroscopi con acceleratore)
Questa reazione è stata recentemente studiata presso il GANIL (Grand Acélérateur National d’Ions Lourds), a Caen in Francia, con metodologie di spettroscopia VAMOS, SPIDER e AGATA. I risultati ottenuti hanno confermato la reazione di cattura protonica (1) da parte del sodio, senza però che questa ne abbatta il decadimento beta previsto nella nova [10]. Ciò significherebbe che la produzione di Sodio 22 nelle nove, misurabile dai γ di decadimento del Neon 22 non è stata ancora confermata solo per limiti della tecnologia attuale. Nel grafico di Fig. 4 sono rappresentati i limiti di sensibilità della strumentazione in uso (linea verde e blu) e quelli previsti per i futuri telescopi satellitari (linea nera, al di sotto delle rette verde e blu).
Se guardiamo il futuro prossimo, ci sono comunque all’orizzonte novità in cui sperare. Molto probabilmente sarà possibile rivelare il Sodio 22 attraverso misurazione di radiazione gamma, grazie all’avvento di miglioramenti della tecnologia delle facilities di rivelazione. Molti nuclearisti impegnati nella ricerca di base e nell’astrofisica nucleare credono infatti che AGATA (in Fig. 4 indicato con INDIRECT), uno dei progetti più interessanti della fisica nucleare di base, permetterà nell’immediato futuro di compiere misure di radiazione gamma, attualmente non ottenibili perché al di sotto dei limiti di rivelabilità. Ciò consentirebbe di ottenere un’informazioni sulle novæ che è tuttora mancante, la seconda impronta digitale. AGATA è un sofisticato strumento ad alta efficienza e sensibilità, che può esplorare la struttura di nuclei particolati che si vengono a formare nelle sintesi stellari, prodotti in laboratorio tramite collisioni tra ioni pesanti. È costituito da un apparato di rivelazione modulare che a partire dall’analisi della forma dei segnali elettrici forniti dai rivelatori, permette di effettuare misure con una risoluzione spaziale dell’ordine di qualche millimetro. I laboratori di Legnaro (PD) ospitano attualmente AGATA e sono chiamati in prima linea a esplorare il campo dell’astrofisica nucleare. I risultati ottenuti da AGATA andranno confrontati con quelli relativi alla radiazione rivelata dai telescopi orbitanti, in particolare quelli di ultima generazione, come COSI6, telescopio a raggi gamma ad ampio spettro o e-ASTROGAM “enhanced ASTROGAM”, a cui partecipa l’ESA , per osservazioni di fotoni in uno spettro di energia da 0,3 MeV a 3GeV, che permetterà di analizzare anche sorgenti cosmiche non termiche, come appunto le novæ, le supernove o la composizione chimica delle diverse regioni della nostra galassia.
1. Il simbolo M indica il valore della massa solare, M =1,989 x 1030 Kg.
Da queste stelle evapora in forma di vento stellare una buona parte della materia ottenuta dai processi di fusione, fino a un valore del 40%.
L’ultima nova ricorrente della nostra galassia, la U Scorpii osservata nel 2022, ha una periodicità di 11 anni ed ha infatti dato vita a esplosioni anche nel 2010, 1999, 1987, e così a ritroso
Nella nostra galassia si contano una decina di novæ ricorrenti: nove di queste hanno dato esplosioni osservate negli ultimi 50 anni.
Il processo di cattura elettronica prevede che un nucleo con numero atomico Z investito da un elettrone si trasformi in un nucleo isobaro con numero atomico Z-1, con emissione di un neutrino elettronico.
COSI nasce dalla collaborazione tra lo Space Sciences Laboratory dell’Università della California, Berkeley, l’Università della California, San Diego, il Naval Research Laboratory, il Goddard Space Flight Center della NASA e Northrop Grumman
BIBLIOGRAFIA
[1] Adams, W. S. (1914). 61. The Discovery of White Dwarf Stars An A-Type Star of Very Low Luminosity. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 26, 198. [2] Van Den Bos, W. H. (1926). The orbit and the masses of 40 Eridani BC. Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands, Vol. 3, p. 128, 3, 128. [3] Heintz, W. D. (1974). Astrometric study of four visual binaries. Astronomical Journal, Vol. 79, p. 819-825, 79, 819-825. [4] Adams, W. S. (1915). The spectrum of the companion of Sirius. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 27(161), 236-237. [5] Eddington, A. S., & Vogt, H. (1924). 46. The Mass-Luminosity Relation for Stars On the Relation between the Masses and Luminosities of the Stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 84, 308-332. [6] Downes, R. A., & Shara, M. M. (1993). A catalog and atlas of cataclysmic variables. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 105, 127-245. [7] www6.slac.stanford.edu/news/2017-05-10-fermi-satellite-observes-billionth-gamma-ray-lat-instrument [8] Hoyle, F., & Clayton, D. D. (1974). Nucelosynthesis in White-Dwarf Atmospheres. The Astrophysical Journal. [9] Fougères, C., de Oliveira Santos, F., José, J., Michelagnoli, C., Clément, E., Kim, Y. H., … & Zielińska, M. (2023). Search for 22Na in novae supported by a novel method for measuring femtosecond nuclear lifetimes. Nature communications, 14(1), 4536. [10] Fougeres, C., de Oliveira Santos, F., Smirnova, N. A., & Michelagnoli, C. (2023). Understanding the cosmic abundance of 22Na: lifetime measurements in 23Mg. In EPJ Web of Conferences (Vol. 279, p. 09001). EDP Sciences.
Figura 1: Fornax dSph, foto di archivio ESA/Hubble
Come le galassie sferoidali nane (dSph, dwarf Spheroidal), satelliti della Via Lattea possono aiutarci nella comprensione dei meccanismi evolutivi delle Galassie.
Fornax dSph per la Fornax (o Near-Field Cosmology)
Nel modello cosmologico standard, noto come Λ-CDM (la lettera Λ Lambda, indica la costante riferita al contributo della Energia Oscura, mentre CDM sta per Cold Dark Matter, Materia Oscura Fredda), le galassie si formano per accrescimento e fusione di proto-frammenti, in un processo iniziato poche centinaia di milioni di anni dopo il Big Bang, e che osserviamo ancora oggi, sotto i nostri occhi. Certo, si può discutere se il modello Λ-CDM sia “vero” ma, allo stato attuale delle nostre conoscenze, è certamente quello che mette d’accordo più osservabili possibili, nei contesti astrofisici più diversi e in maniera sufficientemente coerente. Le predizioni della Λ-CDM, in realtà erano già state in qualche modo anticipate da un lavoro pioneristico del 1978, a cura di Leonard Searle & Robert Zinn, in maniera del tutto indipendente rispetto al modello Λ-CDM, al tempo non ancora nato. Nella ricerca i due astronomi, dalla attenta analisi degli spettri di 177 stelle giganti appartenenti a 19 ammassi globulari Galattici, dedussero che l’alone della Via Lattea non poteva essersi formato in un unico episodio, ma era piuttosto il risultato dell’accrescimento successivo di vari frammenti proto-galattici.
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Uno dei modi per verificare le predizioni della Λ-CDM, è quindi quello di osservare la nostra stessa Galassia, la Via Lattea. La consapevolezza che la nostra Galassia è solo una delle tante dell’Universo, che la sua posizione ed il suo ruolo non hanno nulla di speciale nell’Universo, e la sua distanza con le altre galassie sono acquisizioni che hanno appena un centinaio di anni. Eppure molta strada è stata fatta, riconoscendo alla nostra galassia una struttura a spirale, disposta lungo un disco del diametro di circa 100mila anni luce, avvolta in un alone esteso centinaia di migliaia di anni luce e con un Bulge centrale, a cui negli ultimi anni è stata aggiunta una barra. Quindi, la nostra è una galassia a spirale barrata. Negli ultimi anni siamo andati decisamente oltre: grazie all’uso sistematico della survey a grande campo (come SDSS e DELVE), unite alla squisita precisione astrometrica dei dati del satellite Gaia e alle necessarie conferme spettroscopiche, è stato possibile identificare un numero elevatissimo di sistemi satelliti della Via Lattea. Molte di queste sono strutture ultra-deboli, talmente tenui da essere costituite anche da poche decine di stelle, e ciò nonostante degne del rango di galassia a causa del loro arricchimento chimico e della loro cinematica interna, che ha bisogno di invocare la Materia Oscura per poter essere spiegata senza dover cambiare le leggi della Fisica. Ancora più sorprendentemente, è stato possibile identificare episodi di merging, in cui osserviamo strutture di taglia galattica in corso di fusione, ora, con la Via Lattea. Il primo importante esempio è stata la scoperta della galassia nana Sagittarius, con il suo spettacolare anello di stelle che circonda la Via Lattea. Ma, soprattutto grazie ai dati di Gaia, è stato possibile identificare strutture più nascoste, residui di fenomeni di accrescimento più antichi, come la struttura denominata Gaia-Enceladus-Sausage, e le strutture Thamnos e Sequoia. L’insieme di queste osservazioni, assieme alla necessaria caratterizzazione chimica proveniente dalla indagine spettroscopica, costituisce materia per la cosiddetta Near-Field Cosmology (o Astroarcheology), che è quel ramo della cosmologia osservativa che studia e cerca i segni della formazione primordiale delle galassie, usando le popolazioni stellare antiche della nostra Galassia, come veri e propri reperti archeologici.
Figura 1: Fornax dSph, foto di archivio ESA/Hubble
In tale contesto, da anni hanno assunto fondamentale rilevanza le galassie sferoidali nane (dSph, dwarf Spheroidal), satelliti della Via Lattea. Queste galassie sono ritenute da lungo tempo i “mattoncini” primordiali che hanno contribuito alla formazione dell’alone della Via Lattea (e, per estensione, delle galassie). Ad esempio, il loro numero per lungo tempo è stato oggetto di un problema cosmologico importante, il cosiddetto “problema delle satelliti mancanti”: in pratica, i modelli cosmologici prevedevano un numero di satelliti della Via Lattea dell’ordine delle centinaia, mentre fino al 2006 non se ne conoscevano neanche dieci. Le grandi survey hanno poi mitigato il problema, scoprendo decine di satelliti debolissime, fino a classificare le cosiddette “ultra-deboli” (UFD, Ultra FaintDwarfs). Problema che attualmente si ritiene superato, grazie alle nuove simulazioni cosmologiche, a più alta risoluzione, che hanno indicato un numero atteso di satelliti più basso. Anche la loro distribuzione intorno alla Via Lattea è di interesse cosmologico: ad esempio, si è visto che una buona percentuale di satelliti della Via Lattea si distribuisce lungo un gigantesco anello che avvolge l’intera Via Lattea, perpendicolarmente al suo piano. Questa struttura è stata battezzata Vast Polar Structure (VPOS). Studi intorno a galassie vicine alla nostra, tipo Andromeda e Centaurus A, sembrano confermare l’esistenza di strutture simili, che pertanto non sarebbero uno scherzo del caso, quanto piuttosto la conseguenza di meccanismi di formazione/accrescimento delle galassie, non ancora del tutto compresi.
Si capisce quindi che lo studio delle dSph e delle UFD satelliti della Via Lattea è di importanza essenziale, prima di tutto per capire se, e in che misura, i sistemi che osserviamo oggi possono essere identificati con i mattoncini primordiali.
Figura 2: diagramma colore-magnitudine, nelle bande u e g-r, di Fornax dSph. I punti neri indicano le stelle di Fornax dSph, mentre i cerchi aperti le stelle più giovani, compatibili con le previsioni teoriche di una popolazione di 200 milioni di anni (linea rossa) e di 100 milioni di anni (linea blu). I modelli teorici utilizzati sono quelli previsti da BaSTI (http://basti-iac.oa-abruzzo.inaf.it/index.html), sviluppati presso INAF- Osservatorio Astronomico d’Abruzzo e Instituto de Astrofisica de Canarias. Nella legenda, [Fe/H] = -0.35 indica il contenuto globale di elementi chimici pesanti, ed è di poco inferiore al valore solare ([Fe/H]=0, per definizione).
Su questa linea, di grandissimo interesse è la galassia sferoidale nana nella costellazione della Fornace, detta Fornax dSph (figura 1, fonte archivio ESA/Hubble). Dopo la sua scoperta su lastre fotografiche da Shapley nel 1938, è stata oggetto di moltissimi studi fotometrici e spettroscopici, che hanno rivelato aspetti interessanti e, come vedremo, sorprendenti proprietà. Pur essendo un sistema satellite della Via Lattea, è decisamente una galassia massiva, la cui massa stellare è stimata intorno ai 20 milioni di masse solari, al punto da possedere un suo proprio sistema di ammassi globulari (ben sei). Lo studio fotometrico del suo contenuto stellare ha rivelato una complessa storia di formazione stellare, con episodi di formazione avvenuti fra i 13 miliardi e i 200 milioni di anni fa, separati da periodi di quiescenza. Ciò è abbastanza inusuale per le dSph, di solito caratterizzate da popolazioni stellari antiche, e nessuna attività recente di formazione stellare. Recentemente, il nostro gruppo ha analizzato osservazioni di Fornax dSph, ottenute attraverso il telescopio VST nell’ambito della surveyKiDS (Kilo-DegreeSurvey), un programma di ricerca in realtà focalizzato allo studio delle galassie ad alto-redshift, ma la cui “finestra di osservazione” ha intersecato la parte nord di Fornax dSph. I dati erano di qualità eccellente, e ci hanno consentito di operare un’analisi delle sue popolazioni stellari, utilizzando per la prima volta la banda fotometrica u, che copre una regione dello spettro nel vicino ultra-violetto. Questa banda è particolarmente adatta per studiare le sorgenti calde, che osservate in essa risultano più brillanti che nelle altre. Proprio l’uso della banda u, con nostra enorme sorpresa, ha evidenziato uno sparuto gruppo di stelline, che nel diagramma colore-magnitudine1 (figura 2) sono compatibili con una popolazione stellare giovanissima, addirittura di 100 milioni di anni. Abbiamo quindi pensato di vederci più chiaro, ed abbiamo chiesto ed ottenuto nuove osservazioni di Fornax dSph con il VST, per coprire la parte esclusa dalla finestra di KiDS. I dati sono in riduzione, e numerose domande attendono risposta: prima di tutto, confermiamo l’esistenza di queste stelle giovani? Se si, come sono distribuite? Sono concentrate in una piccola regione, segno che c’era del gas residuo in Fornax dSph che solo recentemente ha formato stelle? O sono piuttosto diffuse lungo tutta Fornax dSph? E in questo caso, quale è stato il meccanismo della loro formazione? Un’ipotesi intrigante, è che Fornax dSph, abbia intercettato una nube molecolare lungo la sua orbita intorno alla Via Lattea, inducendone il collasso gravitazionale e la formazione di stelle. E ancora, le stelle che vediamo sono tutte e sole quelle formate? O c’è una “scia” di stelle giovani, che Fornax dSph si è lasciata indietro? Come sempre, ogni nuova scoperta apre più domande di quelle a cui ha appena risposto. Ed è questa, forse, la bellezza della Scienza.
Questa rappresentazione artistica mostra l'oggetto interstellare 1I/2017 U1 ('Oumuamua) dopo la sua scoperta nel 2017. Pur non essendo una cometa oscura, il suo movimento attraverso il sistema solare ha contribuito a far luce sulla natura delle 14 comete oscure identificate finora. Crediti: European Southern Observatory / M. Kornmesser.
Gli oggetti celesti noti come comete oscure sembrano asteroidi ma si comportano come comete, e ora si suddividono in due tipologie distinte.
La prima cometa oscura è stata identificata meno di due anni fa. Da allora, il numero di questi oggetti è cresciuto rapidamente: prima sei nuove scoperte e, di recente, altre sette, portando il totale a 14. Uno studio pubblicato il 9 dicembre sulla rivista Proceedings of the National Academy of Sciences descrive queste nuove comete oscure, identificando due popolazioni principali: una composta da oggetti più grandi situati nel sistema solare esterno e un’altra formata da oggetti più piccoli, confinati nel sistema solare interno. Queste due categorie si distinguono anche per caratteristiche orbitali e di riflettività.
La nascita del mistero
Il primo indizio dell’esistenza delle comete oscure risale al 2016, quando gli astronomi notarono che l’asteroide 2003 RM aveva deviato leggermente dalla sua orbita prevista. La deviazione non era spiegabile dai fenomeni noti, come l’effetto Yarkovsky, e suggeriva una spinta dovuta a emissioni di materiale volatile, tipica delle comete. Tuttavia, l’oggetto non mostrava alcuna coda, apparendo indistinguibile da un comune asteroide.
“È stato un mistero intrigante”, ha dichiarato Davide Farnocchia del Jet Propulsion Laboratory (NASA). “Non avevamo mai visto un comportamento simile senza segni visibili di attività cometaria”.
Oumuamua e le comete oscure
Un altro tassello del puzzle è arrivato nel 2017 con la scoperta di 1I/2017 U1, meglio noto come ‘Oumuamua, il primo oggetto interstellare mai osservato. Anche ‘Oumuamua mostrava caratteristiche simili a quelle di 2003 RM: un comportamento tipico delle comete, ma senza alcuna evidenza visibile di degassamento. Questo ha reso il caso di 2003 RM ancora più affascinante, spingendo i ricercatori a indagare ulteriormente.
Una nuova classe di oggetti celesti
Entro il 2023, gli scienziati avevano catalogato sette oggetti con caratteristiche simili, abbastanza da definire una nuova categoria: le comete oscure. Con la recente scoperta di altri sette esempi, i ricercatori hanno potuto individuare due tipi distinti di comete oscure:
Comete oscure esterne: situate nel sistema solare esterno, hanno orbite altamente ellittiche e dimensioni significative, spesso superiori ai 100 metri.
Comete oscure interne: più piccole, con diametri inferiori ai 50 metri, si trovano nel sistema solare interno e seguono orbite quasi circolari.
Nuove domande, nuovi orizzonti
Queste scoperte aprono la strada a ulteriori indagini: da dove provengono le comete oscure? Qual è l’origine della loro accelerazione anomala? Potrebbero contenere ghiaccio o materiali volatili?
“Le comete oscure potrebbero rappresentare una fonte cruciale per lo studio dell’origine della vita sulla Terra”, ha commentato Darryl Seligman della Michigan State University, primo autore dello studio. “Comprendere il loro comportamento potrebbe rivelare nuovi indizi sul ruolo che questi oggetti hanno avuto nella formazione del nostro pianeta e nella consegna dei materiali necessari per lo sviluppo della vita”.
La ricerca, come spesso accade in astronomia, non fornisce solo risposte, ma solleva nuove e affascinanti domande.
This is a montage of NASA/ESA Hubble Space Telescope views of our solar system's four giant outer planets: Jupiter, Saturn, Uranus, and Neptune, each shown in enhanced color. The images were taken over nearly 10 years, from 2014 to 2024. This long baseline allows astronomers to track seasonal changes in each planet's turbulent atmosphere, with the sharpness of the NASA planetary flyby probes of the 1980s. These images were taken under a program called OPAL (Outer Planet Atmospheres Legacy). From upper-left toward center, the hazy white polar cap on the three teal-colored Uranus images appears more face-on as the planet approaches northern summer. From center-right to far-center right, three images of the blue planet Neptune show the coming and going of clouds as the Sun's radiation level changes. Several of Neptune's mysterious dark spots have come and gone sequentially over OPAL's decade of observations. Seven views of yellow-brown Saturn stretch across the center of the mosaic in a triangle—one for each year of OPAL observations—showing the tilt of the angle of the ring plane relative to the view from Earth. Approximately every 15 years the relatively paper-thin rings (about one mile thick) can be seen edge-on. In 2018 they were near their maximum tilt toward Earth. Colorful changes in Saturn's bands of clouds can be followed as the weather changes. At bottom center, three images of Jupiter spanning nearly a decade, form a triangle. There are notable changes in Jupiter's banded cloud structure of zones and belts. OPAL measured shrinking of the legendary Great Red Spot, while its rotation period speeds up. [Image description: A montage of Hubble Space Telescope images of our solar system’s four giant outer planets: Jupiter, Saturn, Uranus, and Neptune, taken under the OPAL (Outer Planet Atmospheres Legacy) program over a duration of 10 years, from 2014 to 2024.]
Dal 2014 al 2024, il telescopio spaziale Hubble della NASA/ESA ha condotto uno studio approfondito dei pianeti esterni del nostro Sistema Solare attraverso il programma OPAL (Outer Planet Atmospheres Legacy). L’obiettivo principale del programma è stato quello di ottenere osservazioni di lungo termine su Giove, Saturno, Urano e Nettuno, per comprendere le dinamiche e l’evoluzione atmosferica di questi giganti gassosi. Hubble si distingue come unico strumento in grado di fornire immagini con elevata risoluzione spaziale e stabilità, permettendo di monitorare su base regolare e coerente fenomeni atmosferici come il colore delle nubi, l’attività meteorologica e i movimenti atmosferici.
Caratteristiche comuni dei giganti gassosi
Tutti e quattro i pianeti esterni sono caratterizzati da atmosfere profonde e prive di una superficie solida. I loro sistemi meteorologici sono unici, con tempeste giganti, fasce di nubi multicolori e fenomeni atmosferici di lunga durata. Le stagioni su questi pianeti durano molti anni, data la loro distanza dal Sole e le caratteristiche delle loro orbite. Studiare i loro climi è cruciale non solo per comprendere il meteo dinamico della Terra ma anche per fornire un modello per pianeti extrasolari simili.
Metodologia del programma OPAL
OPAL ha garantito osservazioni annuali di ciascun pianeta quando erano più vicini alla Terra, durante l’opposizione. Questa metodologia ha prodotto un vasto archivio di dati utili agli astronomi di tutto il mondo e ha permesso scoperte straordinarie. Di seguito, una sintesi delle principali scoperte per ciascun pianeta.
This is a montage of NASA/ESA Hubble Space Telescope views of our solar system’s four giant outer planets: Jupiter, Saturn, Uranus, and Neptune, each shown in enhanced color. The images were taken over nearly 10 years, from 2014 to 2024. This long baseline allows astronomers to track seasonal changes in each planet’s turbulent atmosphere, with the sharpness of the NASA planetary flyby probes of the 1980s. These images were taken under a program called OPAL (Outer Planet Atmospheres Legacy). From upper-left toward center, the hazy white polar cap on the three teal-colored Uranus images appears more face-on as the planet approaches northern summer. From center-right to far-center right, three images of the blue planet Neptune show the coming and going of clouds as the Sun’s radiation level changes. Several of Neptune’s mysterious dark spots have come and gone sequentially over OPAL’s decade of observations. Seven views of yellow-brown Saturn stretch across the center of the mosaic in a triangle—one for each year of OPAL observations—showing the tilt of the angle of the ring plane relative to the view from Earth. Approximately every 15 years the relatively paper-thin rings (about one mile thick) can be seen edge-on. In 2018 they were near their maximum tilt toward Earth. Colorful changes in Saturn’s bands of clouds can be followed as the weather changes. At bottom center, three images of Jupiter spanning nearly a decade, form a triangle. There are notable changes in Jupiter’s banded cloud structure of zones and belts. OPAL measured shrinking of the legendary Great Red Spot, while its rotation period speeds up. [Image description: A montage of Hubble Space Telescope images of our solar system’s four giant outer planets: Jupiter, Saturn, Uranus, and Neptune, taken under the OPAL (Outer Planet Atmospheres Legacy) program over a duration of 10 years, from 2014 to 2024.]
Giove
Le osservazioni di Hubble hanno documentato i continui cambiamenti nelle fasce di nubi di Giove, caratterizzate da colori vivaci e un meteo estremamente attivo. La Grande Macchia Rossa (GRS), la più grande tempesta del Sistema Solare, è stata monitorata con precisione, rivelando una riduzione progressiva delle sue dimensioni, pur rimanendo abbastanza grande da inglobare la Terra. Hubble ha inoltre individuato misteriosi ovali scuri nelle cappe polari visibili solo in ultravioletto.
Grazie alle capacità di osservazione continuativa di Hubble, impossibili per telescopi terrestri, il programma ha anche registrato variazioni stagionali legate alla distanza di Giove dal Sole lungo la sua orbita di 12 anni. Inoltre, le osservazioni di OPAL potrebbero supportare future missioni come il Jupiter Icy Moons Explorer (Juice) dell’ESA, lanciato nel 2023, che esplorerà le lune di Giove come possibili habitat.
Saturno
Saturno, con un periodo orbitale di oltre 29 anni, presenta stagioni lunghe sette anni, influenzate dalla sua inclinazione di 26,7 gradi. OPAL ha ripreso i cambiamenti nei colori delle sue nubi e l’apparizione di raggi scuri transitori nei suoi anelli, fenomeni stagionali documentati dal programma a partire dal 2021.
Hubble ha osservato anche variazioni annuali sottili nei colori atmosferici, probabilmente legate a cambiamenti nei venti e all’altezza delle nubi. Questi cambiamenti sono più evidenti con il passaggio da una stagione all’altra, rendendo le osservazioni a lungo termine di OPAL fondamentali per comprendere il clima del pianeta.
Una serie di immagini di Saturno mostra dati reali raccolti attraverso diversi filtri, mappati sui colori RGB percepibili dall’occhio umano. Ogni combinazione di filtri evidenzia differenze sottili nell’altitudine o nella composizione delle nubi. Gli spettri a infrarossi della missione Cassini hanno suggerito che le particelle di aerosol di Saturno possano avere una diversità chimica ancora più complessa rispetto a Giove. Il programma OPAL (Outer Planet Atmospheres Legacy) continua l’eredità di Cassini monitorando le variazioni nel tempo dei pattern nelle nubi di Saturno. Credit: NASA, ESA, A. Simon (NASA/GSFC), M. Wong (UC Berkeley), J. DePasquale (STScI)
Urano
Urano è particolarmente interessante per la sua estrema inclinazione assiale di quasi 98 gradi, che causa stagioni drammatiche lungo la sua orbita di 84 anni. Durante il decennio di osservazioni OPAL, Hubble ha seguito il polo nord di Urano inclinato verso il Sole, documentando un’intensificazione della foschia polare e la comparsa di tempeste di cristalli di metano nelle latitudini medio-settentrionali.
Con l’avvicinarsi del solstizio estivo nel 2028, si prevede che la calotta polare settentrionale di Urano diventerà ancora più luminosa, offrendo un’opportunità unica per osservare il pianeta e il suo sistema di anelli.
Nettuno
Le osservazioni di Nettuno hanno permesso di seguire il ciclo di vita di grandi macchie scure, tempeste transitorie che appaiono e scompaiono nel giro di due-sei anni. Hubble ha documentato il declino di una di queste macchie e l’intero ciclo vitale di un’altra, dimostrando la dinamicità atmosferica del pianeta.
Sorprendentemente, i dati OPAL hanno evidenziato una correlazione tra l’abbondanza di nubi di Nettuno e il ciclo solare di 11 anni, suggerendo che l’attività solare potrebbe influenzare il meteo del pianeta, nonostante Nettuno riceva solo lo 0,1% della luce solare percepita dalla Terra.
Conclusioni
Il programma OPAL rappresenta una pietra miliare per l’astronomia planetaria, fornendo una base di dati essenziale per comprendere i giganti gassosi del Sistema Solare e, per estensione, i pianeti extrasolari. Con il progredire delle osservazioni, le scoperte continuano a offrire nuove prospettive sul meteo, il clima e le dinamiche atmosferiche, alimentando il nostro desiderio di esplorare l’universo.
Una delle esperienze che si affrontano da astrofili itineranti scegliendo un posto nuovo, magari remoto e in aperta campagna, è arrivare a metà sessione fotografica o osservativa e non vedere più nulla, al massimo una nebbiolina sfocata che rende tutto opaco: è la rugiada. In realtà è semplice umidità che si liquefà su tutti gli oggetti presenti, prato, sedie, computer e ottiche, con un determinato rapporto di saturazione dell’aria e della temperatura ambientale.
Se si verificano le condizioni giuste tutto diventa bagnato e le nostre ottiche si appannano. L’importante è capire che asciugare le lenti o gli specchi non risolve il problema perché la rugiada ricompare in pochi secondi. Per comprendere il fenomeno alcuni studiosi compilarono delle tabelle annotando i dati di temperatura e umidità relativa in cui gli oggetti si appannavano. Dal successivo studio ne emerse una relazione matematica chiamata punto di rugiada o Dew-Point in inglese. Con tale espressione è possibile prevedere la presenza delle condizioni perché si formi la “condensa”. Scendendo nella pratica per evitare il fastidioso inconveniente sarebbe sufficiente mantenere la temperatura della strumentazione leggermente sopra al valore previsto, grazie all’uso della relazione di rugiada. Si tratta perciò di scaldare in qualche maniera i nostri telescopi, le ottiche e le astrocamere. Per assolvere a una simile funzione sono state inventate ad esempio delle fasce, di lunghezza variabile e alimentate con i classici 12 volt delle batterie, che si scaldano fino a 35°C. e che vanno avvolte sul tubo in maniera da riscaldare l’ottica quel tanto da superare la soglia di formazione della condensa, ma la soluzione non è ottimale. Se è vero infatti che da un lato la condensa non si formerà più, dall’altro si manifesteranno complicazioni come il consumo di energia e le stesse temperature eccessive delle ottiche. Se facciamo uscite lunghe, anche di 3 o 4 ore, il consumo extra finirà per esaurire presto la nostra batteria, preziosa alla vera attività astronomica, mentre se le ottiche restano per molte ore riscaldate, oltre a varie dilatazioni che possono compromettere la resa degli strumenti, anche l’aria che sta attorno si riscalderà causando turbolenze sempre fastidiose. È noto a tutti gli astrofili osservatori e astrofotografi che il tubo deve acclimatarsi quanto più possibile proprio per evitare che eventuali turbolenze generino fenomeni ottici apparenti, causarlo di proposito sarebbe assolutamente controproducente. Oggi le fasce sono vendute con un piccolo accessorio che ne consente la regolazione della potenza tuttavia esse restano difficili da gestire in maniera intuitiva. Si rende necessario un supporto automatizzato in grado di analizzare l’ambiente e decidere se attivare o meno il riscaldamento del telescopio.
In commercio oggi si trovano molti controller per fasce anticondensa o Dewpoint controller di marchi noti come la stessa Celestron che ha sviluppato un modello che per esigenze particolari può essere un ottimo prodotto con innumerevoli features, le quali però spesso risultano eccessive o costose per chi dell’astronomia fa un hobby o effettua singole sessioni portandosi dietro un singolo tubo. La soluzione tecnica che segue è dedicata proprio a coloro che si identificano in tali modalità di approccio alla passione.
Passiamo quindi a descrivere i passaggi per realizzare fai-da-te un controller per fasce anticondensa. Il progetto è basato su Arduino, microcontroller ben voluto dagli astrofili sia per il basso costo che per la semplicità di programmazione. I sensori associabili inoltre sono facilmente reperibili in formato a modulo già saldati e con le connessioni disponibili anche per il montaggio rapido e per fare qualche test a banco.
Il progetto si presenta abbastanza completo e funzionale, esso è composto da un microprocessore che analizza e governa due sensori di temperatura e uno di umidità, calcola il dew-point e regola il segnale PWM in uscita sulla fascia. L’alimentazione è a 12 volt. Può essere collegato ad un pc (opzionale) e ricevere i dati direttamente via seriale. L’aggiunta di uno schermo Oled a 4 righe consente di seguire le operazioni.
COMPOSIZIONE DEL CORE
Il core è composto da: • ATmega32u4 (Arduino Leonardo) • Step-down 12v->5V • Sensore 18b20 • Sensore HTU21 • Modulo optoisolato Mosfet D4184 • Oled 0,91” 128×32 pixel SSD1306
Le scelte sono ricadute sulle schede in elenco perché sono semplici da controllare ma soprattutto offrono dimensioni minime indispensabili allo scopo.
Come accessori extra potremo optare per: • Connettore jack RCA per la fascia • Connettore alimentazione Femmina 5,5 mm x 2,1 mm ingresso 12V • Cavi e piattine a necessità • 1 scatolina 80x40x15 mm (minimo) • Nastro Kapton • Guaina termo-restringente I COMPONENTI IN DETTAGLIO
fig1-arduino ATMEGA32u4
Il microprocessore è un Arduino Leonardo nella declinazione ATMEGA32u4, ce ne sono davvero molte anche Mini o Micro e in generale vanno tutte bene essendo il programma universale, tuttavia la versione ATMEGA32u4 offre le dimensioni minime di soli 2x2cm (fig.1).
Il sensore ibrido di temperatura e umidità relativa HTU21, che lavora in I2C, richiede solo 2 fili per lo scambio dati mentre possiede un intervallo notevole di funzionamento: da -40°C a +125°C e 0-100% RH Relative Humidity (fig. 2).
fig2-sensore di Temperatura e Umidità relativa HTU21
Il secondo sensore è di sola temperatura, il 18b20, ma è digitale e di precisione. È usato praticamente ovunque, anche nei termostati casalinghi, e dialoga con un solo filo (fig.3).
Fig3-sensore di temperatura Dallas 18b20fig4-display OLEDFig5-convertitore step-downFig6-modulo mosfet PWMFig7-connettori RCA ed alimentazione
Il display è di tipo oled in bianco e nero, il più usato ed economico sul mercato, consente di creare contemporaneamente 4 righe di testo comandandolo con soli 2 fili sempre in I2C (fig.4). Resta il problema di fornire la corretta alimentazione ad Arduino e ai sensori dato che tutti lavorano a 5 volt come standard. Per trasformare l’alimentazione astronomica standard di 12 volt in 5 volt abbiamo introdotto la piccola scheda step-down di 2x1cm, tra le più piccole sul mercato (fig.5). Infine, per il corpo centrale non ci resta altro che aggiungere un componente per controllare la potenza della nostra fascia con una piccola scheda a Mosfet obbligatoria se si vuole comandare un carico con il segnale PWM (fig.6). Sono inoltre necessari due connettori adatti a ricevere la tensione 12 volt in ingresso ed a cederla alla fascia in uscita (fig.7).
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CABLAGGIO
Il cablaggio di per se non è complesso dato che bisogna obbligatoriamente seguire le indicazioni dei produttori dei singoli componenti. Ma andiamo in ordine. Innanzi tutto, va precisato che tutte le schede sono alimentate a 5 volt e quindi collegate assieme, coi rispettivi + e – (GND), alla scheda step-down: essa prende tensione in ingresso a 12 volt e distribuisce i 5 volt. La prima operazione da fare è mettere un punto di stagnatura sulle piazzole con la scritta 5V. Lo step-down genererà una tensione costante di 5 volt qualunque sia la sua alimentazione esterna. Non preoccupatevi quindi se non ci sono esattamente 12 volt sulla vostra attrezzatura, spesso i power-box commerciali forniscono anche 13,4 volt ma per quanto appena detto non è un problema. Solo la scheda Mosfet avrà bisogno di 12 volt essendo l’unica a dover comandare la fascia.
Fig8-schema totale
I segnali di controllo del microprocessore sono scelti arbitrariamente in D10 per il Mosfet PWM (Arduino ha delle uscite specifiche che generano i segnali PWM) e D11 che sarà collegato al sensore 18b20. Le altre due schede, sensore ibrido temperatura/umidità e il display OLED, sono collegate ad appositi pin con il nome SDA ed SCK. Sono presenti serigrafie con le sigle su tutte le schede e quindi è davvero difficile sbagliare salvo distrazioni. I due sensori sono destinati ha rimanere fuori della scatola che conterrà il processore e gli altri componenti. Per posizionarli al meglio consiglio di seguire alcuni suggerimenti o trucchi se preferite. Il sensore 18b20 deve essere collocato in contatto diretto tra il tubo e la fascia ma risente dell’uso di cavi troppo lunghi perché facilmente disturbati; si può risolvere usando un cavo coassiale tipo audio e aggiungendo un filo per i 5V (figg. 9a e 9b). Inoltre, è pratico l’uso del nastro Kapton, il quale essendo stabile alle temperature e buon conduttore di calore, consente al sensore di restare allineato con le condizioni del tubo del telescopio pur essendo protetto e sigillato (fig. 9c).
Fig9c-sigillo con KaptonFig9b- fili stagnatiFig9a- filo usato per il sensore 18b20
L’altro componente sarà isolato con guaina termo-restringente trasparente e con una piccola apertura in corrispondenza del sensore così da misurare l’ambiente circostante (fig.10)
Fig10-sensore con guaina
La scelta dei cavi e il modo con cui saranno stagnati determineranno il buon funzionamento e la resistenza nel tempo. Non è un mistero il fatto che l’ambiente astronomico sia piuttosto scomodo e spesso qualcosa riesce a mandare in tilt anche l’elettronica commerciale. I fili di test preconfezionati con innesto rapido sono da usare solo per capire e testare il funzionamento, non sono affidabili all’esterno e, in fin dei conti, meglio evitarli (fig.11a).
Fig.11a – I cavetti di collegamento per Arduino ad innesto rapido vanno bene per i test ma non per configurazioni stabili e non sono stagnabili. Meglio optare per cavi comuni. Nell’immagine il cavo con guaina grigia è un cavo piattina da 0.5mm usato in informatica ideale per tutti i collegamenti interni. A destra il cavo piattina da 1mm usato per alimentazione consigliato per i 12 volt della fascia.Fig.11b – cavo CAT5 contiene 4 coppie di colore diverso
Per semplificare il montaggio consigliamo di usare i fili prelevati da un po’ di cavo multipolare di rete CAT5 (fig.11b), facile da trovare. Inoltre le coppie colore facilitano l’individuazione delle connessioni se usate appaiate.
Il montaggio di Arduino con lo step-down può essere fatto ad incastro, viste le dimensioni compatibili si useranno 2 dei pin-header (fig.12a) presenti insieme a ogni scheda acquistata, come “ponte e spessore” fra le due schede. Così è possibile stagnare proprio GND e 5 volt con corrispondenza esatta (fig.12b): “IN+” indica l’ingresso dei 12 volt mentre “EN” (Enable) è impostato attivo di fabbrica e non serve collegarlo. Ora non resta che creare sulla scatola in plastica dura di dimensioni adeguate, due fori per far passare i due connettori 12 volt ed RCA di uscita per la fascia, più una finestra laterale della dimensione del display OLED, e due piccoli fori laterali per i fili dei sensori. Può rivelarsi utile un po’ di colla a caldo nei punti sollecitati come le connessioni esterne, il display e i punti di ingresso dei cavi dei sensori. Non usate colle per fissare Arduino dato che ha la presa USB è su stampato e può far comodo collegarlo per riprogrammarlo. Nelle figure 13a e 13b un esempio di montaggio.
Fig13b- montato acceso sfondoFig13a-montato no sfondo
I passaggi relativi alla programmazione di Arduino sono disponibili a questo LINK
MONTAGGIO FINALE
Una volta testato il tutto e verificato il funzionamento anche grazie al piccolo schermo di interfaccia, si passa al giusto posizionamento sul telescopio tenendo conto che la scatola va applicata il più vicino possibile alla fascia. Le soluzioni sono varie in corrispondenza dei vari modelli di telescopio e del proprio setup, a seguire quindi un esempio di montaggio su un modello abbastanza diffuso che può fungere da esempio o da spunto. Innanzi tutto ‘astrofilo dovrà valutare la necessità di rimuovere il controller, ciò può accadere nel caso si abbiano a disposizione ad esempio più tubi con altrettante fasce. A tal fine si può optare per l’inserimento di un magnete incollato al fondo della scatola; tuttavia, è risaputo che non esistono parti magnetiche negli strumenti tendenzialmente realizzati in alluminio e lega amagnetica. Per agganciarlo alla barra quindi si può applicare una placca quadrata di metallo agganciata con del biadesivo (fig.18a).
Fig18a- magnete e placca
Tra la fascia ed il tubo infileremo il sensore coperto di nastro giallo Kapton (fig.18b), mentre il sensore ambientale può essere anche lasciato libero, ma per evitare che si avvolga su altri cavi o subisca colpi mentre la montatura è in movimento, meglio optare per un piccolo magnete nascosto nella guaina e un altro piccolo quadrato di metallo che lo manterrà fisso (fig.18c).
Arduino viene programmato attraverso un ambiente di sviluppo IDE, sul sito web all’indirizzo https://www.arduino.cc/en/software troverete la versione per il vostro sistema operativo, io uso windows ed ho scaricato la versione Legacy IDE 1.8.19 (Fig.14)
Fig.14
Il listato “DewPoint_controller_2024.ino” è scritto in C e contiene tutti i riferimenti necessari al funzionamento immediato; tuttavia, se non avete mai avuto a che fare con Arduino, il vostro IDE risulterà vuoto e con le sole informazioni sulle schede Arduino esistenti in commercio. Non saprà dell’esistenza di ulteriori aggiunte come i sensori e il display.
Per risolvere il problema è presente un apposito menù con cui aggiungere ciò che manca. Le librerie necessarie sono disponibili nella Gestione librerie dell’IDE come in Fig.15 o con la scorciatoia da tastiera Ctrl+Maiusc+I.
Fig15-librerie
Si presenterà una finestra dove scrivere la libreria che occorre installare(Fig.16a)
In particolare dovrete aggiungere le seguenti librerie (Fig.16b e 16c)
Fig16a-librerieFig16bFig16c
Qui analizziamo solo delle parti esplicative non essendo un trattato di informatica per Arduino
Listato inizializzazione
Questa parte prevede di richiamare le librerie specifiche per far funzionare i sensori.
Listato: variabili
Occorrono poche variabili.
Listato: setup
Nel Setup vanno inizializzati tutti i servizi cosìsarà possibile ricevere e leggere i dati dai sensori e scrivere sul display.
Listato: Loop
La parte “LOOP” è una parte del programma che viene ripetuta continuamente e come impostato nelle variabili effettua questo ciclo ogni 5 secondi (Tsec).
Verranno richiamate in sequenza delle Routine per leggere i sensori, calcolare il valore di Dew-point e calcolare la potenza della fascia riscaldata.
Listato: scrive sul display
La direttiva “.print” invia il testo al display
Listato: calcola PWM
Il calcolo del PWM prevede, dopo molte prove, di mettere un range di funzionamento di 7°C tra minima e massima potenza della fascia.
Questo consente di partire in anticipo rispetto al punto di rugiada che, per vento e tempi di adeguamento del tubo alla temperatura, formerebbe la condensa prima dell’intervento reale della fascia. analogWrite attiva il segnale PWM: altro non è che una percentuale da 0 a 100 della potenza della fascia.
Listato: calcola il Dew-point
Qui viene attivato il calcolo vero e proprio del punto di rugiada che richiede l’uso della formula approssimativa di Magnus-Tetens, essa prevede la relazione dell’andamento temperature/umidità che potete approfondire su molti siti web. Nel link seguente è disponibile anche un calcolatore on line http://glossariometeo.altervista.org/Punto_di_rugiada.php. Programmare Arduino è un attimo, basta collegare ad usb la scheda e viene riconosciuta dal pc (i drivers sono installati insieme con l’IDE). Unica accortezza è dire all’IDE quale scheda Arduino dobbiamo programmare visto che lui ne conosce moltissime e quale porta usare di quelle disponibili sul vostro computer. (fig.17a e 17b)
Fig17aFig17b
La buona notizia è che lo potete programmare anche prima di saldare tutti i fili.
Io non userò la presa usb per leggere i dati ma voi potete provare ed otterrete le stesse informazioni presenti sul display.
Si rimanda al link genrato dal QR Code per le istruzioni necessarie alla programmazione di Arduino.
Alla fine degli anni quaranta del secolo scorso una nota campagna pubblicitaria coniò lo slogan molto accattivante “Un diamante è per sempre” che entrò nel linguaggio comune connotando tale minerale come un oggetto che sancisce un legame eterno e indistruttibile. Lo slogan si basava sul fatto che il diamante è il minerale più resistente al mondo (nessun altro materiale può scalfirlo), ma noi oggi sappiamo che in realtà quel famoso slogan involontariamente sottolineava anche un’altra caratteristica eccezionale del cristallo: l’età, che in alcuni casi può raggiungere persino i 3,5 miliardi di anni.
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Diamanti e carbonio: esplorando le tracce extraterrestri che raccontano l’origine della vita e la formazione del Sistema Solare.
a cura di Carli Cristian, Nestola Fabrizio, Alvaro Matteo
Volendo poi, partendo dal famoso slogan, potremmo forgiarne addirittura un secondo non meno impattante: “Un diamante è per la vita”. I diamanti infatti sono minerali composti da carbonio puro e, da studi isotopici di tale carbonio, risulta evidente come molti diamanti si siano formati a partire da carbonio generato da sostanza organica. Una combinazione, quella fra carbonio e sostanze organiche che, in ambito delle scienze planetarie, induce a pensare alla presenza di segni di vita anche su altri pianeti. Un diamante, perciò può formarsi solo sul nostro pianeta o esistono diamanti extraterrestri? E possono i diamanti fornirci informazioni sulla vita nel Sistema Solare? Un recente lavoro ad esempio ha evidenziato la possibilità di trovare diamanti su Mercurio ma per rendere la ricerca sistematica e individuare altri campioni di diamanti extraterrestri è fondamentale definire quali sono i fattori che ne possono rivelare la presenza. Proviamo in questo articolo a presentare le modalità attraverso cui la ricerca prova a rispondere alle precedenti domande partendo da ciò che si è scoperto sino ad oggi sul carbonio extraterrestre.
Carbonio extraterrestre
Lo studio del carbonio è di fondamentale importanza in quanto ci fornisce informazioni cruciali sull’origine della vita e sui processi che hanno avuto luogo miliardi di anni fa nel Sistema Solare, risalendo poi a ritroso sino all’origine del “tutto” al momento del Big Bang. Sempre più studiosi negli ultimi decenni hanno cercato di approfondire la conoscenza di questo elemento chimico, e sui minerali che può contribuire a formare, operando sia in modo diretto, investigando ad esempio i campioni di roccia nei quali può essere rinvenuto, sia in maniera indiretta, dall’analisi di dati acquisiti da remoto o tramite modelli ed esperimenti. Ma dove possiamo trovare il carbonio non proveniente dalla Terra? La risposta è nelle circa 60 tonnellate di particelle di polvere cosmica/interplanetaria (IDP) di dimensioni comprese tra 1 e 50 µm che cadono sulla superficie terrestre ogni anno, a cui aggiungiamo sia le circa 17.600 meteoriti con una massa superiore a 50 grammi sia le micrometeoriti di dimensioni inferiori al millimetro. A tali quantità possiamo sommare i campioni extraterrestri raccolti direttamente in situ, come avvenuto grazie alle missioni Apollo della Nasa e le missioni LUNA promosse dall’Unione Sovietica o, più recentemente, a missioni con target come comete (Stardust, NASA) o asteroidi (Hayabusa e Hayabusa2, JAXA o OSIRIS-Rex , NASA). C’è da dire che i campioni raccolti nelle missioni hanno di sicuro il vantaggio di essere ben localizzati ma giocano a sfavore sia le quantità esigue e spesso proprio il limite di essere riferite a pochi siti di campionamento (figura 1).
dall’alto Corpo: Bennu & 81P/Wild2 Missione: Osiris Rex 2023 &Stardust 2008 Corpo: Luna Missione: Apollo (11,12,14, 17) NASA 1970s – Luna (15,20,25) Roscosmos 1970s – Change’e5 CNSA 2020 Corpo: Itokawa & Ryugu Missione: Hayabusa 2010 & Hayabusa2 2020 Meteoriti Polvere Cosmica
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La quantità di materiale invece che riusciamo ad ottenere grazie alla caduta di meteoriti e polvere interstellare è in continua crescita e proviene da diverse regioni del Sistema Solare, una fornitura per altro a titolo non oneroso e che non richiede di sostenere il macchinoso iter di una missione. Nel totale, in particolare le meteoriti e le IDP/micro-meteoriti, sono state a lungo utilizzate per indagare la formazione del nostro Sistema Solare e tentare di comprendere l’origine della vita. Il carbonio è il quarto elemento più abbondante nella fotosfera solare e il quinto più abbondante nelle meteoriti, rinvenuto sia nelle acondriti differenziate, come quelle rocciose e ferrose, e sia nei principali gruppi di condriti non differenziate. La prime classe di meteoriti, le acondriti differenziate, si generano poiché durante la formazione del Sistema Solare, oggetti divenuti sufficientemente grandi subiscono un processo di differenziazione, ossia la formazione di un nucleo, un mantello e una crosta, come il nostro pianeta Terra. Il motore che alimenta questo processo è principalmente il decadimento radioattivo del Alluminio-26 che produce temperature sufficientemente elevate per fondere i costituenti dei corpi celesti primitivi, sovrascrivendo così le caratteristiche originarie, incluso il carbonio. Tuttavia, non tutti i corpi celesti subirono un processo di differenziazione essendo semplicemente troppo piccoli. Tali oggetti, classificati come corpi minori, asteroidi o pianeti nani, sono in genere i corpi genitori delle condriti e contengono materiale delle prime fasi di sviluppo del nostro sistema, sotto forma di composti organici e granuli di polvere molto rari, noti come granuli pre-solari. I granuli a loro volta si presentano sotto forma di diamante, grafite e carburo di silicio nelle condriti carbonacee e primitive. Fra le molte peculiarità è interessante sottolineare che tali granuli annoverano insolite firme isotopiche di gas nobili che non coincidono con la composizione generale del Sole. Nei corpi planetari, il carbonio si presenta sia in forma nativa (cioè grafite e diamante) sia legato all’interno di minerali come carbonati e carburi. Inoltre, il carbonio può essere rinvenuto in una varietà di composti organici nelle condriti carbonacee e in alcune acondriti. Le varietà in cui il carbonio è presente in minerali associati a processi acquosi o in composti organici è la forma più investigata sino a ora, sia perché la più frequente, sia perché più facilmente associabile ad ambienti favorevoli alla vita.
Tornando allo slogan iniziale “Un diamante è per sempre”, negli ultimi anni l’importanza e la connessione tra i diamanti e le origini nella vita è stata messa in evidenza soprattutto con studi su diamanti terrestri. Si tratta di oggetti scientificamente preziosi perché possono inglobare minerali, o inclusioni fluide e gassose, che permettono di investigare le regioni più profonde del nostro pianeta. Ma non solo. Infatti come già detto, i diamanti si sono formati in periodi molto lontani. Quelli terrestri possono essere datati anche circa 3.5 miliardi di anni, mentre quelli extraterrestri possono risalire fino alle prime fasi di formazione del Sistema Solare. I diamanti, nonostante si formino in condizioni di pressione estremamente elevate, rimangono stabili in superficie per miliardi di anni, facendo in modo che ciò che ne rimane racchiuso possa considerarsi al sicuro, per periodi lunghi, da qualsiasi agente contaminante. Di conseguenza tali gemme preziose sono potenzialmente in grado di darci informazioni cruciali sull’origine dell’acqua sulla Terra, ma in alcuni casi, anche sull’origine del carbonio organico, quando il carbonio che va a formare i diamanti è un carbonio con firma isotopica tipica proprio di una data sostanza organica.
Diamanti extraterrestri
Abbiamo precedentemente detto che i diamanti sono stati ritrovati fra i costituenti dei granuli pre-solari rari presenti all’interno di condriti, primitive o carbonacee, quindi materia indifferenziata formatasi nelle primissime fasi di aggregazione del Sistema Solare ma anche all’interno di meteoriti differenziate, quali per esempio ureiliti, pallasiti e meteoriti metalliche, che rispettivamente sono rappresentative di materiali superficiali, del residuo di un mantello e del nucleo di un planetesimo. Stiamo parlando di diamanti di dimensioni molto piccole, da decine di nanometri a decine di micrometri. Molti dei diamanti, soprattutto i più piccoli, ritrovati in queste meteoriti o negli IDP presentano firme di gas nobili non compatibili con il nostro sole ad indicare una formazione presumibilmente da gigante rossa o supernova precedente forse al nostro sistema solare.
Per gli altri diamanti questa volta di origine nel sistema solare e ritrovati nelle meteoriti, diventa importante capire quale possa essere il meccanismo di formazione. La genesi di tali cristalli risulta dibattuta in quanto le condizioni di pressione e temperatura necessarie per la loro formazione sono compatibili con protopianeti di dimensioni simili a Mercurio o Marte, facendo propendere per una formazione nell’interno. Tuttavia, studi recenti hanno evidenziato come condizioni favorevoli alla loro formazione si potrebbero creare anche semplicemente a causa dei molteplici impatti sulle superfici di corpi progenitori laddove fossero presenti fasi a carbonio e fasi metalliche affioranti. Un esempio recente che ha portato a supportare almeno per alcuni casi la formazione sulla superficie di protopianeti è arrivato con lo studio dalla caduta di Almahata Sitta. Un asteroide, di circa 4 metri di diametro, entrato in atmosfera terrestre e successivamente esploso a 37 km di altezza, è caduto nell’ottobre del 2008 in tale località (figura 2).
Figura 2 Meteorite caduta nel deserto nubiano in Sudan, nel sito di Almahata Sitta. In alcune di queste meteoriti sono stati ritrovati diamanti extraterrestri. Crediti: Seti / P Jenniskens / M Shaddad
Tra il materiale, molto eterogeneo, che è stato ritrovato, erano presenti parecchi frammenti di ureiliti, acondriti relativamente ricche in fasi a carbonio. Al loro interno sono individuati diversi diamanti di dimensioni per lo più di pochi nanometri ma con alcune eccezioni che raggiungono i 40-100 micron. Non sembra casuale che i diamanti si trovino spesso in ureiliti con un grado di shock molto alto (figura 3).
In passato, alcuni ricercatori hanno inoltre ipotizzato che in alcuni pianeti esterni giganti esistessero le condizioni favorevoli alla formazione di diamanti sotto la spessa atmosfera in grado di dar luogo addirittura a piogge di diamanti. Condizioni sperimentali in laboratorio negli ultimi anni hanno in parte avvalorato l’ipotesi che queste condizioni potrebbero realmente generare fasi a carbonio nel campo di stabilità del diamante partendo da materiale ricco in carbonio e idrogeno (ad esempio metano o poliestilene) con locali condizioni di alta pressione e temperatura (generate con celle a diamante e/o laser a raggi X). Nessun dato osservativo da remoto però fino ad oggi ha confermato la presenza di diamanti a basse profondità all’interno di pianeti quali Urano o Nettuno.
Figura 3 Diamanti e Grafite in aggregati all’interno delle Ureiliti in presenza di silicati e ferro metallico. Referenze: LPI https://spaceref.com/science-and-exploration/new-insights-into-the-origin-of-diamonds-in-meteorites/“Impact Shock Origin of Diamonds in Ureilite Meteorites,” F. Nestola, C. A. Goodrich et al., 2020 Sep. 28, Proceedings of the National Academy of Sciences [https://www.pnas.org/content/early/2020/09/22/1919067117].
Caso differente invece è Mercurio. La futura missione Bepicolombo avrà tra gli obiettivi anche quelli di verificare se le regioni più scure della superficie di Mercurio, ricche in grafite, possano essere i residui dei terreni più antichi, nati per galleggiamento superficiale nelle prime fasi di formazione dell’oceano di magma. In tal modo alcune delle rocce più antiche di Mercurio potrebbero essere caratterizzate da una quantità di grafite significativa stimata da remoto in almeno un 3-5% nonostante il rimescolamento del regolite superficiale a causa degli innumerevoli impatti. Ma se le rocce superficiali si sono formate per galleggiamento di grafite su un mantello con una relativa bassa densità, quanto carbonio potrebbe essere rimasto nel mantello o nel nucleo del pianeta? E a che condizioni di pressione e temperature potrebbe essere stato esposto?
Recentemente alcuni lavori sperimentali hanno provato a rispondere a queste domande partendo dall’assunto che se la grafite costituisce la crosta primaria l’oceano di magma doveva essere saturo in carbonio. Tali lavori hanno evidenziato come sarebbe possibile che all’interno del pianeta si possa essere formata una zona relativamente ricca di fasi a carbonio cristalline, sotto forma di grafite o diamante a seconda della quantità di zolfo presente, che indica condizioni fortemente riducenti. In particolare, si è ipotizzato un possibile strato tra 10 e 100 m posto all’interfaccia tra il mantello e nucleo, variando verso condizioni sempre più riducenti, dove si potrebbero raggiungere condizioni di pressione e temperatura di 7 GPa e 2213 K. In modo corrispondente uno strato superficiale tra 100 e 1000 m di grafite si sarebbe formato dall’oceano di magma (sempre in funzione delle diverse condizioni di riduzione ipotizzabili). La presenza di diamanti potrebbe essere confermata da altre informazioni? La risposta è si. In alcuni recenti studi è stato dimostrato che il momento di inerzia del pianeta sembra indicare una maggiore profondità del confine mantello-nucleo aumentando così la porzione di pianeta in cui si possono raggiungere condizioni ideali di pressione e temperatura per nucleazione e crescita di diamanti (figura 4).
Figura 4 – Differenziazione di Mercurio nel tempo, inizialmente dall’oceano di Magma si può essere separata la grafite a formare la crosta primaria, nucleo e mantello dovevano essere saturi di carbonio. In una seconda fase, durante la cristallizzazione del nucleo interno, vi erano le condizioni per cui i diamanti si formassero tra il nucleo interno e quello esterno, e risalissero verso il contatto tra nucleo esterno e il mantello.
Tuttavia Mercurio non ha una tettonica delle placche, ma ha avuto un sistema di convezione nel mantello, e soprattutto un vulcanismo secondario, che ha quasi completamente ricoperto la crosta primaria formatasi per galleggiamento. Tali proporzioni del vulcanismo su Mercurio sono indice di grandi quantità di magma emesso sulla superficie in un secondo momento, dopo la formazione della crosta primaria. Il materiale è risalito dal mantello e molto probabilmente anche dagli strati più profondi del mantello. Come avviene per la Terra il vulcanismo di materiale che risale da zone profonde del mantello potrebbe aver strappato alcuni dei potenziali diamanti formatisi in profondità riportandoli alla luce. In particolare si ipotizza che alcune regioni sulla superficie, definite come province ad alto magnesio, potrebbero rappresentare delle zone in cui localizzare possibili diamanti formatisi in regioni profonde proprio al limite tra mantello e nucleo. Inoltre su Mercurio si potrebbe anche ipotizzare la presenza di diamanti da alte profondità e diamanti superficiali, formatisi a causa di forti impatti in zone ricche di grafite nella crosta primaria. Per poter analizzare accuratamente queste aree però si dovrebbero immaginare missioni in situ sulla superficie di Mercurio, cosa che ad oggi lo sviluppo tecnologico non consente ancora.
In conclusione la possibilità di trovare diamanti provenienti da altri pianeti o asteroidi è bassa ma non nulla. Lo studio di tali diamanti ha importanza chiave per la comprensione per esempio dei processi di differenziazione di acqua e carbonio tra zone interne ed esterne del sistema solare nelle sue prime fasi di formazione. I diamanti, ed in particolare quelli che si formano in profondità, sono in grado di intrappolare fasi solide, liquide o gassose, che potrebbero essere “congelate” ad un periodo vicino, ma precedente temporalmente parlando, al periodo dell’antico bombardamento (supposto a circa 4.1-3.8 miliardi di anni fa) così da consegnarci informazioni isotopiche che guiderebbero la compressione della provenienza di idrogeno e carbonio nei pianeti interi nelle prime fasi di origine della vita.
APPROFONDIMENTI
Diamanti terrestri e l’origine dell’acqua e della vita
Sulla Terra i diamanti si formano molto in profondità, nel mantello terrestre (addirittura fino a 700 km di profondità), e risalgono fino alla superficie in strutture come kimberliti e lamproiti. Recenti scoperte hanno messo in evidenza come tracce importanti di acqua si possano trovare non solo nei diamanti litosferici (c.a. 150 km di profondità) ma anche in quelli formatisi a grandi profondità (oltre 700 Km). Questa scoperta ha fornito importanti informazioni relative al bilancio dell’acqua nelle regioni più profonde della Terra. La ricerca di diamanti contenenti acqua provenienti da grandi profondità potrebbe portare alla possibilità di studiare il rapporto tra due isotopi dell’idrogeno, il deuterio e l’idrogeno stesso. Questo rapporto può essere un fattore chiave per capire da dove l’acqua provenga nel sistema solare. Infatti tale rapporto varia in funzione delle diverse regioni del sistema solare, interne od esterne. Inoltre, studi isotopici si possono anche eseguire sul carbonio per capire se parte del materiale planetario, asteroidale o cometario, possa essere stato portato in profondità nel nostro pianeta e quindi “riciclato”.
– Nestola F. et al. (2018) CaSiO3 perovskite in diamond indicates the recycling of oceanic crust into the lower mantle. Nature, 237–241. doi:10.1038/nature25972
– Tschauner et al. (2018) Ice-VII inclusions in diamonds: Evidence for aqueous fluid in Earth’s deep mantle. Science, 359(6380), 1136-1139. doi:10.1126/science.aao3030
– Nabiei et al. (2018) A large planetary body inferred from diamond inclusions in a ureilite meteorite. Nature Communications, 9(1327). doi:10.1038/s41467-018-03808-6
Il progetto di ricerca GASP ha come scopo principale quello di comprendere come le galassie vicine a noi possano evolvere a seconda dell’ambiente in cui vivono e, in particolare, quali siano i meccanismi fisici che riescono a strappare il gas delle galassie, influenzando la loro forma.
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Dal Gas Strappato alle Galassie Medusa: Come l’Ambiente Modella l’Evoluzione Galattica
di Benedetta Vulcani, Bianca Maria Poggianti, Alessia Moretti, Marco Gullieuszik
Introduzione
Lo studio dell’evoluzione delle galassie è uno dei settori più attivi dell’astrofisica moderna. Studiare l’evoluzione delle galassie è fondamentale per comprendere l’universo e il nostro posto al suo interno. Le galassie sono i mattoni dell’universo; analizzare come si formano, evolvono e interagiscono ci aiuta a svelare i processi che hanno portato alla formazione delle strutture cosmiche su larga scala ovvero dell’Universo stesso. Inoltre, capire l’evoluzione delle galassie può offrire indizi sull’origine e sulla distribuzione della materia oscura, sull’espansione dell’universo e sulle condizioni che hanno permesso la formazione di stelle, pianeti e, in ultima istanza, la vita. Le principali domande che gli astronomi si pongono sulle galassie riguardano la loro formazione, evoluzione e composizione. Ad esempio, ancora non sappiamo quali siano i processi che hanno portato alla nascita delle prime galassie nell’universo primordiale, quali fattori influenzino la loro evoluzione (come ad esempio le interazioni tra galassie o le attività del buco nero supermassiccio centrale), quali siano i meccanismi che regolano la formazione di nuove stelle al loro interno, cosa determini la loro forma e struttura e quale sia il loro destino finale. Queste domande guidano molte delle ricerche attuali in cosmologia e astrofisica, e la loro comprensione può offrire una visione più completa.
Fig. 1 – Osservatorio di Padova
Il progetto di ricerca GASP ha come scopo principale quello di comprendere come le galassie vicine a noi possano evolvere a seconda dell’ambiente in cui vivono e, in particolare, quali siano i meccanismi fisici che riescono a strappare il gas delle galassie, influenzando la loro forma. GASP è l’acronimo di “Gas Stripping Phenomena in Galaxies”, che vuol letteralmente dire “fenomeni fisici che riescono a strappare il gas alle galassie”. Il progetto è guidato dalla dott.ssa Bianca Maria Poggianti, direttrice dell’Osservatorio astronomico di Padova (Fig.1), una delle sedici sedi in Italia dell’Istituto Nazionale di Astrofisica ente di ricerca nazionale dedicato all’astrofisica. Il progetto GASP è stato finanziato dal Consiglio per la ricerca europeo con un ERC Advanced Grant di 2 milioni e mezzo di euro per cinque anni. L’importo è stato sfruttato principalmente per finanziare giovani ricercatrici e ricercatori a collaborare a questo progetto e a disseminare i risultati in conferenze di carattere nazionale e internazionale. Negli ultimi anni, all’Osservatorio di Padova una quindicina di persone tra personale a tempo indeterminato, PostDoc e dottorande/i, ha afferito al gruppo GASP. Al corposo gruppo si sono aggiunti circa venti altri ricercatori di istanza in altri istituti, sia sul suolo italiano che internazionale. La complessità degli studi affrontati infatti ha richiesto la collaborazione di scienziati con esperienze professionali complementari.
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Le Galassie Si Trasformano
GASP studia come le galassie si possono trasformare. Le galassie si presentano ai nostri occhi con diverse morfologie e ancora oggi per classificarle si usa la sequenza di Hubble, un sistema ideato dall’astronomo Edwin Hubble quasi cent’anni fa e schematizzato in figura 2. Le principali tipologie di galassie sono quattro: a spirale, con un nucleo centrale luminoso da cui si dipartono bracci a spirale ben definiti, ellittiche, senza particolari strutture interne, lenticolari, una via di mezzo tra le galassie ellittiche e le galassie a spirale, e irregolari. Queste categorie coprono la maggior parte delle morfologie galattiche osservate, anche se, come per ogni sistema semplice di schematizzazione, esistono diverse eccezioni e casi speciali di galassie che non rientrano in questa classificazione. In questo articolo parleremo di galassie con morfologie disturbate dall’ambiente circostante e che è difficile classificare secondo lo schema originale di Hubble.
Fig.2 Diagramma della sequenza di Hubble, che e’ uno schema di classificazione morfologica per le galassie, ideato da Edwin Hubble nel 1936. Lo schema di Hubble suddivide le galassie regolari in quattro ampie classi: ellittiche, lenticolari, spirali e irregolari, in base al loro aspetto visuale. Le galassie ellittiche possono venire ulteriormente classificate in sei classi in base al grado del loro schiacciamento (E0 = sferiche, E6= molto schiacciate). Le galassie lenticolari (S0) e le galassie spirali (Sa, Sb, Sc a seconda delle caratteristiche dei loro bracci a spirale) possono essere barrate (B) o meno. (Credit: Cui, DOI: 10.1109/WACV.2014.6836098)
Le componenti fondamentali delle galassie sono quattro: le stelle, che rappresentano la principale fonte di luce di una galassia; il gas, composto principalmente da idrogeno e che si può trovare in varie forme come ionizzato, neutro e molecolare; la polvere, composta da particelle microscopiche di vari elementi pesanti; e la materia oscura che, sebbene invisibile, costituisce gran parte della massa di una galassia. Il gas interstellare e le stelle sono strettamente interconnessi: il gas molecolare, tipicamente più denso e freddo di quello neutro o ionizzato, è il materiale da cui si formano nuove stelle. Nelle galassie a spirale, questo si trova principalmente nel disco e in particolare lungo i bracci a spirale. A loro volta le stelle, durante la loro vita e specialmente nelle fasi finali, possono restituire del gas alle regioni circostanti, che naturalmente conserva una traccia dei processi nucleari che avvengono all’interno delle stelle. Esiste pertanto un ciclo continuo col quale la materia passa da stelle a gas interstellare e viceversa. Le galassie sono poi avvolte da un vasto alone di gas, che funge da riserva di materiale gassoso, parte del quale può raggiungere il disco galattico e favorire la formazione di nuove stelle. Viceversa, il gas presente nel disco può essere espulso dalla galassia a causa di vari processi interni o esterni (Fig.3). La sfida principale per comprendere l’evoluzione delle galassie a spirale è quindi identificare i processi fisici responsabili di questi movimenti di gas in entrata e in uscita dai dischi galattici.
Fig.3 Rappresentazione schematica dell’ecosistema che circonda le galassie. Le galassie non sono scatole chiuse, ma scambiano materiale con l’esterno. Un alone di gas diffuso che funge da riserva di materiale circonda le galassie. Parte di questo gas può raggiungere il disco galattico attraverso dei canali preferenziali e favorire la formazione di nuove stelle. Inoltre, a causa di vari processi interni o esterni, il gas presente nel disco può essere espulso dalla galassia e in alcuni casi essere riciclato, in altri essere perso definitivamente (Credit: adattato da Tumlinson et al. 2017, DOI: 10.1146/annurev-astro-091916-055240).
Una delle principali scoperte degli ultimi decenni di studi astrofisici è che questi processi fisici dipendono da dove le galassie si trovano nell’Universo. Le galassie infatti non sono distribuite in modo casuale o uniforme, ma si organizzano in strutture gerarchiche. Se osserviamo un volume abbastanza ampio di universo troveremo che le galassie tendono a concentrarsi lungo i giganteschi filamenti di materia oscura che costituiscono la cosiddetta rete cosmica (che si estende su scale di centinaia di milioni di anni luce), una rappresentazione della quale è mostrata in figura 4.
Fig 4: Simulazione che mostra la distribuzione di materia oscura nell’Universo, che assomiglia ad una rete cosmica. Questa distribuzione è composta da filamenti interconnessi di galassie e gas raggruppati che si estendono attraverso l’universo e separati da vuoti giganti. Il più grande di questi filamenti che abbiamo trovato finora è la Grande Muraglia di Ercole-Corona Boreale, che è lunga ben 10 miliardi di anni luce e contiene diversi miliardi di galassie. Nel complesso, queste caratteristiche conferiscono all’universo una somiglianza con un insieme intricato di ragnatele. Tuttavia, una volta che si ingrandisce abbastanza, questo schema scompare e l’universo sembra essere omogeneo e le galassie distribuite in modo uniforme. (Credit: Springel et al. (Virgo Consortium), Simulation code: Gadget-2).
D’altro canto, le regioni tra i filamenti sono chiamate vuoti cosmici e presentano una densità molto bassa di galassie. Alle intersezioni dei filamenti spesso si trovano raggruppamenti di galassie. A seconda della loro dimensione, questi vengono chiamati gruppi, se costituiti da poche fino a decine di galassie, o ammassi, se costituiti da concentrazioni di centinaia o migliaia di galassie legate insieme dalla gravità. Gli ammassi sono le strutture più grandi dell’universo legate gravitazionalmente e possono estendersi per diversi milioni di anni luce (Fig. 5). Gli ammassi di galassie si raggruppano ulteriormente in superammassi, che sono tra le più grandi strutture conosciute nell’universo. I superammassi possono contenere decine di migliaia di galassie e si estendono per centinaia di milioni di anni luce. Questa distribuzione delle galassie in una rete di filamenti, ammassi e superammassi è il risultato dell’evoluzione dell’universo nel corso di miliardi di anni, guidata dalla gravità e dalla distribuzione della materia oscura.
Fig 5: Ammasso di galassie chiamato Perseo. Negli ammassi, la concentrazione di galassie è molto più alta che nel resto dell’Universo. Gli ammassi sono anche permeati di un gas caldo che, a contatto con le galassie, ne altera le caratteristiche. (Credit: Euclid/ESA)
Le galassie situate negli ammassi e quelle nel campo (cioè isolate o in gruppi più piccoli e meno densi) mostrano proprietà distinte a causa delle diverse condizioni ambientali in cui si trovano e quindi ai diversi processi fisici a cui sono tipicamente sottoposte. Le galassie negli ammassi sono prevalentemente ellittiche o lenticolari, con un numero minore di galassie a spirale; al di fuori delle grandi strutture cosmiche, invece, la maggior parte delle galassie sono a spirale o irregolari. Le galassie di ammasso che ancora formano stelle tendono a farlo in modo meno efficiente rispetto alle loro controparti nel campo e in generale tendono comunque ad essere più rosse, il che indica che contengono stelle più vecchie o addirittura hanno smesso di formare nuove stelle da tempo. Gli ammassi quindi forniscono un ambiente denso e dinamicamente attivo che tende a spegnere la formazione stellare nelle galassie, mentre il campo, caratterizzato da una densità minore di galassie, offre un ambiente meno ostile che consente alle galassie di mantenere attivi i processi di formazione stellare.
La Ram-Pressure Stripping
Uno dei processi fisici più efficaci negli ammassi è la cosiddetta ram-pressure stripping (= pressione d’ariete). Si tratta di un processo messo in atto quando una galassia si muove attraverso un mezzo denso, come il gas caldo presente in un ammasso di galassie. La pressione dinamica esercitata dal gas dell’ammasso può strappare via il gas interstellare dal disco della galassia, facendole sviluppare delle code e riducendo il combustibile disponibile per la formazione stellare. Fatto particolarmente comune nelle galassie a spirale che posseggono dischi ricchi di gas e che si muovono rapidamente attraverso il gas dell’ammasso.
Fig.6 Schema che rappresenta l’apparizione delle code in una galassia che entra in un ammasso. Al di fuori (cerchio rosso), la galassia e’ indisturbata e senza code. Nel suo viaggio verso il centro dell’ammasso, a un certo punto la galassia sviluppa le code perché il suo gas e’ gradualmente rimosso dalla ram pressure stripping. La durata della visibilità delle code dipende da vari fattori, tra cui la dimensione e le caratteristiche dell’ammasso, la dimensione, la quantità di gas e l’orbita della galassia. Quando tutto il gas e’ rimosso, le code scompaiono, la galassia non e’ piu’ in grado di formare stelle e diventa passiva (credit: adattato da Smith et al. 2022, DOI: 10.3847/1538-4357/ac7ab5).
La figura 6 mostra schematicamente come si sviluppano le code nelle galassie che entrano in ammasso. Si è visto però che la ram pressure stripping può verificarsi anche all’interno di gruppi di galassie, specialmente quando una galassia più piccola attraversa l’alone di gas di una galassia più grande. In effetti, la ram-pressure stripping avviene anche tra le galassie più piccole del nostro Gruppo Locale (il gruppo a cui appartiene anche la Via Lattea). L’assenza di un mezzo denso nel campo invece rende la ram pressure stripping poco efficiente negli ambienti più sparsi. Anche la strangulation (=strangolamento galattico) è un processo tipico degli ammassi, il quale costringe la galassia a perdere gradualmente il suo gas circumgalattico, interrompendo l’afflusso di nuovo gas nel disco galattico. Il processo riduce la capacità della galassia di formare nuove stelle nel tempo, portando a un rallentamento della formazione stellare e a un invecchiamento delle stelle presenti. Si tratta di tempi di scala molto più lunghi rispetto a quelli della ram pressure e gli effetti sono quindi più difficili da identificare.
Nel campo e in piccoli gruppi, invece, le interazioni gravitazionali tra galassie possono essere molto importanti, causando distorsioni morfologiche nelle galassie coinvolte, decisamente più facili da osservare. Le forze mareali in atto fra le galassie possono generare code mareali, ponti di materia tra galassie, e persino innescare fusioni galattiche. Gli effetti di marea contribuiscono anche a riscaldare le stelle e il gas, alterando la dinamica interna della galassia.
Sebbene simulazioni e osservazioni abbiano fornito una panoramica dei possibili meccanismi fisici che possono alterare le proprietà delle galassie, uno studio dettagliato dei singoli processi e il loro effetto sull’evoluzione delle galassie su un campione statisticamente significativo fino a pochi anni fa era impensabile, a causa della mancanza di strumentazione adatta. Nel quadro del contesto descritto sin qui, il progetto internazionale GASP negli ultimi anni ha giocato un ruolo fondamentale per la comprensione di quali fenomeni fisici possono strappare il gas alle galassie in ambienti diversi. Gli Strumenti del GASP
Il progetto GASP si basa sulla combinazione di dati osservativi e di simulazioni. Per condurre le osservazioni, sono stati impiegati diversi strumenti e telescopi. Il cuore del progetto è rappresentato da osservazioni effettuate con il Very Large Telescope, uno dei telescopi di punta dell’Osservatorio Europeo Australe (ESO, European Southern Observatory), che ha un diametro di 8 metri ed è situato nel deserto di Atacama, a Cerro Paranal, in Cile, a 2400 metri di altitudine. In particolare, è stata sfruttata la potenza di MUSE (Fig.7), uno spettrografo di ultima generazione in grado di acquisire circa 90.000 spettri con un’unica osservazione. MUSE è uno spettrografo a campo integrale, il che significa che fornisce uno spettro per ogni piccola porzione della galassia che si osserva.
Fig. 7 Il principale strumento che ha reso GASP possibile è MUSE, uno spettrografo a campo integrale installato al Very Large Telescope presso l’osservatorio del Paranal, gestito dall’ ESO
Grazie alle osservazioni effettuate con MUSE, GASP ha studiato più di 100 galassie a spirale, molte delle quali all’interno di ammassi. La peculiarità del programma osservativo è che, per ora, è l’unico capace di coprire con una singola osservazione non solo il centro del disco galattico, ma l’intero disco e anche le regioni circostanti, cruciali per i processi di acquisizione e perdita di gas. Nonostante la sua potenza, MUSE ha il difetto di poter raccogliere solo luce visibile, cioè le lunghezze d’onda che anche l’occhio umano può percepire. Per studiare le emissioni di gas e stelle in altre lunghezze d’onda, sono state condotte ulteriori osservazioni coinvolgendo altri telescopi, tra cui ALMA, che osserva le onde millimetriche, MeerKAT e JVLA, specializzati nelle onde radio, e l’Hubble Space Telescope, che offre una risoluzione spaziale eccellente. Inoltre, abbiamo sfruttato il satellite AstroSAT per captare la radiazione ultravioletta e LOFAR per quella radio. Al momento la collaborazione GASP ha pubblicato 70 articoli su riviste con referaggio affrontando vari temi di grande rilevanza.
I Risultati ad oggi
GASP, ispirato da risultati su singole galassie portati avanti anche da altri gruppi di ricerca, ha dimostrato che effettivamente la ram pressure stripping è il processo fisico in grado di alterare maggiormente le proprietà delle galassie negli ammassi. Tutte le galassie che entrano in un ammasso subiscono il fenomeno della ram-pressure stripping. La quantità di gas strappata dipende da numerosi fattori, come la velocità con cui la galassia si muove nell’ammasso, la sua grandezza in relazione alle dimensioni dell’ammasso, la sua orbita, ossia la traiettoria con cui si muove all’interno dell’ammasso stesso. La visibilità del fenomeno dipende anche da fattori geometrici: in galassie che si muovono sul piano del cielo le code ad esempio sono più facili da rilevare rispetto a galassie che si muovono lungo la linea di vista e la cui coda potrebbe nascondersi dietro la galassia stessa (Fig 8).
Fig.8 Esempio che illustra l’importanza di fattori di proiezione nella caratterizzazione delle galassie soggette a ram pressure stripping, basato su simulazioni all’avanguardia. Le righe concentriche illustrano la posizione del disco galattico, le distribuzioni diffuse mostrano la coda. Entrambi i pannelli rappresentano la stessa galassia, ma a destra si e’ scelta un’orientazione casuale, mentre a sinistra la galassia e’ orientata nella posizione migliore per far vedere la lunga coda. Nella realtà, noi possiamo usufruire solo di un punto di vista (quello da Terra o dallo Spazio a noi circostante) e non possiamo scegliere da che parte guardare le galassie. E’ quindi per noi piu’ facile individuare le galassie che si muovono lungo il piano del cielo e le cui code sono nella posizione piu’ favorevole possibile (credit: adattato da Zieger et al. 2024, DOI: https://doi.org/10.1093/mnras/stad3716).
Gli effetti della ram pressure stripping sono vari. Ad esempio, il gas freddo e denso all’interno di una galassia viene strappato via, tipicamente in maniera asimmetrica e procedendo dalle parti esterne fino a quelle più interne del disco causando la formazione di code di gas, spesso visibili in osservazioni a diverse lunghezze d’onda, che sono tracce del gas che viene espulso dalla galassia e possono contenere regioni di nuova formazione stellare. Di contro, poichè il gas è il carburante per la formazione stellare, la sua perdita riduce o arresta la formazione di nuove stelle all’interno della galassia con conseguente impoverimento delle popolazioni stellari giovani e quindi accelerando il processo di “invecchiamento” della galassia. Il tempo scala affinché tutto il gas si esaurisca a causa della ram pressure stripping è dell’ordine di un miliardo di anni.
Lo studio della formazione stellare nelle code di gas strappato ha sfruttato le riprese dal telescopio spaziale Hubble. Nella figura 9 si vedono le immagini combinate da diversi filtri di quattro galassie appartenenti al campione preso in esame nell’ambito del progetto di studio. Le immagini mostrano chiaramente le “code” di gas strappato dal disco galattico dalla ram pressure, dove si stanno formando nuove stelle. È proprio la presenza di tentacoli unidirezionali ha caratterizzare una peculiare classe morfologica, sono le “galassie medusa”, poiché ricordano le creature marine con tentacoli. È da sottolineare che stiamo portando esempi estremi di ram pressure stripping. Il fatto sorprendente è che si formino nuove stelle nelle code, poiché ciò accade fuori dal disco galattico, in un ambiente ostile immerso nel caldo gas intergalattico. Le stelle che si formano nel processo appena descritta si raggruppano in ammassi (o “clumps”) i quali possiedono una massa tipica di circa un milione di masse solari, ma possono raggiungere anche più di 10 milioni di masse solari. Simili masse sono paragonabili a quelle delle galassie nane, non è quindi da escludere che in tali code si sviluppi una popolazione di galassie nane. Tuttavia, a differenza delle galassie nane conosciute, esse nel caso sarebbero prive di materia oscura, rendendole di fatto oggetti particolari e unici.
GASP ha anche ottenuto un’altra scoperta inaspettata sui nuclei galattici attivi. Un nucleo galattico attivo è la regione centrale di una galassia dove il buco nero supermassiccio accresce materia, cioè ingloba il gas che lo circonda. I buchi neri supermassicci esistono in tutte le galassie, ma non sono sempre in fase di accrescimento. Quando lo sono, emettono una grande quantità di energia visibile in diverse lunghezze d’onda. Abbiamo scoperto che nelle galassie medusa la percentuale di nuclei galattici attivi è superiore rispetto alle galassie normali, suggerendo che la ram pressure favorisca l’accumulo di gas nel buco nero centrale. Si tratta di un’evidenza che può apparire controintuitiva: poiché la ram pressure rimuove gas dalla galassia, non ci si aspetterebbe che contemporaneamente favorisse l’accrescimento nel nucleo. Tuttavia, fra le ipotesi che consentirebbero il meccanismo c’è la redistribuzione del momento angolare generata proprio dalla ram pressure, condizione con consentirebbe al gas di cadere più facilmente verso il centro. Infine, un altro risultato significativo riguarda la morfologia delle galassie, cioè come cambia la loro forma a seguito della ram pressure. Per molti anni si è ipotizzato che una galassia a spirale potesse evolversi in una galassia lenticolare smettendo di formare stelle per la mancanza di gas. Dai dati raccolti con MUSE, attraverso modelli evolutivi della luce delle galassie, abbiamo dimostrato che la ram pressure può causare la trasformazione, facendo invecchiare e spegnere gradualmente le stelle del disco, che diventano meno luminose e cambiano colore.
Conclusione
È corretto affermare che GASP ha permesso di dare risposta a importanti domande riguardanti le galassie in ammasso. Contemporaneamente però ne ha anche poste di nuove, soprattutto riguardo a come i meccanismi in ambienti meno densi possono influenzare l’evoluzione delle galassie. Intendiamo quindi ora estendere lo studio dettagliato di GASP anche ai gruppi di galassie e ai filamenti vicini a noi, per ottenere un censo dei vari processi fisici e quantificare la loro importanza relativa. In un futuro più lontano, grazie a nuovi strumenti come SKA, che studierà l’idrogeno neutro, e MAVIS, che per esempio permettere di analizzare gli ammassi di formazione stellare, potremo raggiungere una mappatura su scale spaziali ancora più piccole delle distribuzioni di gas neutro e stelle e quindi capire i processi che avvengono nelle galassie ancora più dettagliatamente. Nel contempo, l’approccio di GASP sarà applicato anche nello studio di galassie più distanti, vicine alle epoche cosmologiche del Big Bang, per comprendere come i processi fisici si svolgevano miliardi di anni fa.
The jellyfish galaxy JW39 hangs serenely in this image from the NASA/ESA Hubble Space Telescope. This galaxy lies over 900 million light-years away in the constellation Coma Berenices, and is one of several jellyfish galaxies that Hubble has been studying over the past two years. Despite this jellyfish galaxy’s serene appearance, it is adrift in a ferociously hostile environment; a galaxy cluster. Compared to their more isolated counterparts, the galaxies in galaxy clusters are often distorted by the gravitational pull of larger neighbours, which can twist galaxies into a variety of weird and wonderful shapes. If that was not enough, the space between galaxies in a cluster is also pervaded with a searingly hot plasma known as the intracluster medium. While this plasma is extremely tenuous, galaxies moving through it experience it almost like swimmers fighting against a current, and this interaction can strip galaxies of their star-forming gas. This interaction between the intracluster medium and the galaxies is called ram-pressure stripping, and is the process responsible for the trailing tendrils of this jellyfish galaxy. As JW39 has moved through the cluster the pressure of the intracluster medium has stripped away gas and dust into long trailing ribbons of star formation that now stretch away from the disc of the galaxy. Astronomers using Hubble’s Wide Field Camera 3 studied these trailing tendrils in detail, as they are a particularly extreme environment for star formation. Surprisingly, they found that star formation in the ‘tentacles’ of jellyfish galaxies was not noticeably different from star formation in the galaxy disc. [Image Description: A spiral galaxy. It is large in the centre with a lot of detail visible. The core glows brightly and is surrounded by concentric rings of dark and light dust. The spiral arms are thick and puffy with grey dust and glowing blue areas of star formation. They wrap around the galaxy to form a ring. Part of the arm isThe galaxy JW100 features prominently in this image from the NASA/ESA Hubble Space Telescope, with streams of star-forming gas dripping from the disc of the galaxy like streaks of fresh paint. These tendrils of bright gas are formed by a process called ram pressure stripping, and their resemblance to dangling tentacles has led astronomers to refer to JW100 as a ‘jellyfish’ galaxy. It is located in the constellation Pegasus, over 800 million light-years away. Ram pressure stripping occurs when galaxies encounter the diffuse gas that pervades galaxy clusters. As galaxies plough through this tenuous gas it acts like a headwind, stripping gas and dust from the galaxy and creating the trailing streamers that prominently adorn JW100. The bright elliptical patches in the image are other galaxies in the cluster that hosts JW100. As well as JW100’s bright tendrils, this image also contains a remarkably bright area of diffuse light towards the top of this image which contains two bright blotches at its core. This is the core of IC 5338, the brightest galaxy in the galaxy cluster, known as a cD galaxy. It’s not unusual for cD galaxies to exhibit multiple nuclei, as they are thought to grow by consuming smaller galaxies, the nuclei of which can take a long time to be absorbed. The bright points of light studding its outer fringes are a rich population of globular clusters. This observation took advantage of the capabilities of Hubble’s Wide Field Camera 3, and is part of a sequence of observations designed to explore star formation in the tendrils of jellyfish galaxies. These tendrils represent star formation under extreme conditions, and could help astronomers understand the process of star formation elsewhere in the universe. [Image Description: A thin spiral galaxy is seen edge-on in the lower right. Its bulge and arms are very bright, mixing reddish and bluish light. Patchy blue trails extend below it, resembling tentacles, made from star-forming regions. Six smA jellyfish galaxy with trailing tentacles of stars hangs in inky blackness in this image from the NASA/ESA Hubble Space Telescope. As Jellyfish galaxies move through intergalactic space they are slowly stripped of gas, which trails behind the galaxy in tendrils illuminated by clumps of star formation. These blue tendrils are visible drifting below the core of this galaxy, and give it its jellyfish-like appearance. This particular jellyfish galaxy — known as JO201 — lies in the constellation Cetus, which is named after a sea monster from ancient Greek mythology. This sea-monster-themed constellation adds to the nautical theme of this image. The tendrils of jellyfish galaxies extend beyond the bright disc of the galaxy core. This particular observation comes from an investigation into the sizes, masses and ages of the clumps of star formation in the tendrils of jellyfish galaxies. Astronomers hope that this will provide a breakthrough in understanding the connection between ram-pressure stripping — the process that creates the tendrils of jellyfish galaxies — and star formation. This galactic seascape was captured by Wide Field Camera 3 (WFC3), a versatile instrument that captures images at ultraviolet and visible wavelengths. WFC3 is the source of some of Hubble’s most spectacular images, from a view of Jupiter and Europa to a revisit to the Pillars of Creation. [Image description: A spiral galaxy lies just off-centre. It has large, faint, reddish spiral arms and a bright, reddish core. These lie over two brighter blue spiral arms. These are patchy, with blotches of star formation. Long trails of these bright blotches trail down from the lower spiral arm, resembling tendrils. The background is black, lightly scattered with small galaxies and stars, and a larger elliptical galaxy in one corner.] Links First science paper in the Astrophysical Journal Second science paper in the Astrophysical Journal Zoom: Galactic SeascapeThe jellyfish galaxy JO206 trails across this image from the NASA/ESA Hubble Space Telescope, showcasing a colourful star-forming disc surrounded by a pale, luminous cloud of dust. A handful of bright stars with criss-cross diffraction spikes stand out against an inky black backdrop at the bottom of the image. JO206 lies over 700 million light-years from Earth in the constellation Aquarius, and this image of the galaxy is the sixth and final instalment in a series of observations of jellyfish galaxies. Some of Hubble’s other observations of these peculiar galaxies — which range from grandiose to ghostly — are available here. Jellyfish galaxies are so-called because of their resemblance to their aquatic namesakes. In this image, the disc of JO206 is trailed by long tendrils of bright star formation that stretch towards the bottom right of this image, just as jellyfish trail tentacles behind them. The tendrils of jellyfish galaxies are formed by the interaction between galaxies and the intra-cluster medium, a tenuous superheated plasma that pervades galaxy clusters. As galaxies move through galaxy clusters they ram into the intracluster medium, which strips gas from the galaxies and draws it into the long tendrils of star formation. The tentacles of jellyfish galaxies give astronomers a unique opportunity to study star formation under extreme conditions, far from the influence of the main disc of the galaxy. Surprisingly, Hubble revealed that there are no striking differences between star formation in the discs of jellyfish galaxies and star formation in their tentacles, which suggests the environment of newly-formed stars has only a minor influence on their formation. [Image Description: A spiral galaxy that is tilted partially toward us. Its inner disc is bright and colourful, with bluish and reddish spots of star formation throughout the arms. An outer disc of pale, dim dust surrounds it. It has many arms, which are being pulled away from the disc, down and tThe jellyfish galaxy JO175 appears to hang suspended in this image from the NASA/ESA Hubble Space Telescope. This galaxy lies over 650 million light-years from Earth in the appropriately-named constellation Telescopium, and was captured in crystal-clear detail by Hubble’s Wide Field Camera 3. A handful of more distant galaxies are lurking throughout the scene, and a bright four-pointed star lies to the lower right side. Jellyfish galaxies get their unusual name from the tendrils of star-forming gas and dust that trail behind them, just like the tentacles of a jellyfish. These bright tendrils contain clumps of star formation and give jellyfish galaxies a particularly striking appearance. Unlike their ocean-dwelling namesakes, jellyfish galaxies make their homes in galaxy clusters, and the pressure of the tenuous superheated plasma that permeates these galaxy clusters is what draws out the jellyfish galaxies’ distinctive tendrils. Hubble recently completed a deep dive into jellyfish clusters, specifically the star-forming clumps of gas and dust that stud their tendrils. By studying the origins and fate of the stars in these clumps, astronomers hoped to better understand the processes underpinning star formation elsewhere in the Universe. Interestingly, their research suggests that star formation in the discs of galaxies is similar to star formation in the extreme conditions found in the tendrils of jellyfish galaxies. [Image Description: A spiral galaxy. Its spiral arms are studded with many pink spots, especially around the top of the galaxy. One arm is sticking out below the galaxy. From it and around the bottom of the galaxy, faint gas streams away, while little gas is visible above the galaxy. The galaxy is quite small in the centre of a dark background, where a few smaller galaxies of various shapes and sizes hang.] Links Pan: Ghostly galactic jellyfishHere we see JO204, a ‘jellyfish galaxy’ so named for the bright tendrils of gas that appear in this image to be drifting lazily below JO204’s bright central bulk. The galaxy lies almost 600 million light-years away in the constellation Sextans. This image was captured by the NASA/ESA Hubble Space Telescope, and it is the third of a series of Pictures of the Week featuring jellyfish galaxies. This series of images is possible thanks to a survey in which observations were made of six of these fascinating galaxies, including JO204. This survey was performed with the intention of better understanding star formation under extreme conditions. Given the dreamy appearance of this image, it would be understandable to wonder why jellyfish galaxies should be such a crucible for star formation. The answer is that — as is often the case with astronomy — first appearances can be deceiving. Whilst the delicate ribbons of gas beneath JO204 may look like floating jellyfish tentacles, they are in fact the outcome of an intense astronomical process known as ram pressure stripping. Ram pressure is a particular type of pressure exerted on a body when it moves relative to a fluid. An intuitive example is the sensation of pressure you experience when you are standing in an intense gust of wind — the wind is a moving fluid, and your body feels pressure from it. An extension of this analogy is that your body will remain whole and coherent, but the more loosely bound things — like your hair and your clothes — will flap in the wind. The same is true for jellyfish galaxies. They experience ram pressure because of their movement against the intergalactic medium that fills the spaces between galaxies in a galaxy cluster. The galaxies experience intense pressure from that movement, and as a result their more loosely bound gas is stripped away. This gas is mostly the colder and denser gas in the galaxy — gas which, when stirred and compressed by the ram pressure, collapses and
Fig. 9. Esempi di galassie che risentono della cosiddetta ram pressure stripping. Scie di materiale perso dalla galassia nel suo moto attraverso l’ammasso sono evidenti. GASP ha scoperto come in queste code si possano formare nuove stelle. (Credit: ESA/Hubble & NASA, M. Gullieuszik and the GASP team).
Si ritorna agli ammassi globulari con Messier 19. Per ricordare, a chi approccia la rubrica per la prima volta, gli ammassi globulari celesti sono insiemi di stelle a volte molto appariscenti che orbitano come satelliti intorno al centro di una galassia. Tali affascinanti strutture, ai confini delle galassie, riescono a mantenere al loro centro una densità di stelle molto elevata, assumendo una forma perlopiù sferica.
Storia delle osservazioni
Messier 19 è stato scoperto da Charles Messier il 5 Giugno 1764, solo due giorni dopo la scoperta di M18 (vedi Coelum Astronomia n°270). Lo descriveva così: “Nella notte tra il 5 ed il 6 Giugno, 1764, ho scoperto una nebulosa situata parallela ad Antares, tra lo Scorpione ed il piede sinistro dell’Ofiuco: la nebulosa è rotonda e non contiene alcuna stella; l’ho esaminata con un telescopio Gregoriano [un tipo di telescopio riflettore ideato dal matematico ed astronomo scozzese James Gregory, antecedente al telescopio Newtoniano, nda] calcolando il suo diametro in circa 3 minuti d’arco.”
Nel 1783, l’astronomo e fisico tedesco naturalizzato inglese William Herschel fu il primo a risolvere le componenti stellari della “nebulosa” vista da Messier, riclassificandola quindi in un ammasso, usando un telescopio da 10 piedi (circa tre metri) ed annotò: “A 250 ingrandimenti posso vedere cinque o sei stelle, mentre le altre appaiono come chiazze indistinte.”
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Il figlio, John Herschel, riuscì ad osservare l’oggetto celeste qualche decade più tardi, e ne preparò una descrizione più accurata: “Un superbo ammasso globulare con stelle molto piccole [deboli], di magnitudine 12-18, con una di magnitudine 10 e una di magnitudine 10-11; quasi rotondo; molto gradualmente più luminoso verso il centro[…]. Isolato; diametro 3′.”
L’ammiraglio inglese William Henry Smyth aggiunse nel 1835: “Un bell’ammasso globulare isolato, di stelle deboli e molto compresse, tra il dorso dello Scorpione e il piede sinistro di Ofiuco; e quasi a metà strada tra due stelle telescopiche, nel ramo precedente della Via Lattea. È di una tinta bianco crema, ed è leggermente lucente al centro[…]. La posizione apparente media si ottiene differenziandola con 36 Ophiuchi, da cui dista 2 gradi e mezzo in direzione ovest-nord; e 7 gradi e mezzo in direzione est da Antares.”
M19 si individua in basso nella Costellazione di Ofiuco.
Caratteristiche fisiche
Messier 19 si trova a circa 29000 anni luce dal nostro Sistema Solare e presenta un diametro di circa 140 anni luce (come paragone, la distanza da qui ad Alpha Centauri è di soli quattro anni luce).
Anche se molto lontano da noi, è in realtá molto vicino al nucleo galattico, da cui dista solamente 6500 anni luce. Presenta, come visto nel paragrafo precedente, una inusuale forma oblunga (la più accentuata tra tutti gli ammassi globulari conosciuti), e non circolare come altri oggetti della stessa categoria. Molto probabilmente si tratta di un effetto visivo dovuto alla posizione relativa dell’oggetto rispetto al nucleo galattico. Essendo infatti posizionato proprio dall’altro lato del nucleo della Via Lattea rispetto a noi, gas e polveri tipiche del centro galattico ne possono oscurare le porzioni più esterne. Non è da escludere che potrebbe risentire anche di forze di marea causate dallo stesso nucleo galatticoin grado di deformare la struttura.
L’ammasso contiene una stima di circa 1.1-1.5 milioni di masse solari, ha quasi 12 miliardi di anni di età (per un altro paragone, il nostro Sistema Solare ha “solo” 4.5 miliardi di anni), e si sta allontanando da noi alla velocità di 146 km/s. Al suo interno possiamo trovare differenti tipi di stelle, come quattro Cefeidi (stelle giganti che pulsano aumentando e diminuendo i loro diametro, temperatura, e luminosità su periodi che vanno da qualche ora a centinaia di giorni) ed almeno una stella variabile pulsante di tipo RV Tauri.
La classe delle RV tauri classe deve il suo nome alla prima stella osservata di questo tipo, nella costellazione del Toro. Essa fu scoperta nel 1905 dall’astronoma russa Lidiya Petrovna Tseraskayanée Shelekhova, conosciuta anche come Lydia Ceraski, e si tratta di una supergigante gialla a circa 4700 anni luce da noi, con un periodo pulsante composto da due massimi e due minimi. La variazione è di circa 1-2 magnitudini, in qualche raro caso anche di 3, su un periodo di oscillazione totale di 78.5 giorni. Esistono anche dei sottotipi della categoria che mostrano anche un aggiuntivo periodo di pulsazione da 900 a 1500 giorni.
Vi è anche almeno una stella di tipo RR Lyrae, normalmente utilizzata come punto di riferimento per misurare le distanze galattiche e tipiche di questa categoria di oggetti stellari. Tra queste, la piú conosciuta è stata scoperta nel 1928 poco distante dal centro dell’ammasso, e denominata FK-Ophiuchi.
Al contrario di Messier 18, M19 è facilmente rintracciabile. Il modo piú semplice per individuarlo nel cielo notturno è partire dalla stella piú luminosa dello Scorpione, Antares (αScorpii) e tracciare una linea immaginaria verso Theta (θ) Ophiuchi. L’ammasso si troverà a circa metà di questo percorso. In alternativa, M19 appare come il terzo vertice di un triangolo che ha come altre componenti le stelle Antares (αScorpii) ed Eta (η) Ophiuc huhi (Sabik).
Designazione: M19 – NGC 6273
Tipo: Ammasso Globulare
Classe: VIII
Distanza: 28700 anni luce
Estensione: 140 anni luce
Costellazione: Ophiuchus
Ascensione Retta: 17h 02m 37.69s
Declinazione: -26° 16′ 04.6″
Magnitudine:+6.8
Diametro Apparente: 17’ x 17’
Scopritore: Charles Messier nel 1764
Osservabilità
Per le latitudini italiane il periodo migliore per osservare questoammasso globulare è da maggio ad agosto.
Occhio nudo: non osservabile.
Binocolo: con un 10×50 diventa facilmente individuabile, apparendo come un piccolo alone chiaro e nebuloso
Telescopi
Piccolo diametro: poche differenze con l’osservazione binoculare
Medio diametro: con telescopi da 12-15 cm l’ammasso inizia a risolversi in un oggetto oblungo e non più sferico, ma continua ad apparire non definito
Grande diametro: gli astri osservabili diventano molto più numerosi, in particolare ad est e sud del nucleo, con l’ammasso che appare quasi completamente risolto
Foto 9: La Luna sorge sopra il Sorapis al tramonto mentre e in atto l’enrosadira.
Cristian Bigontina, fotografo paesaggista di Cortina d’Ampezzo, racconta la sua passione per la fotografia nata 13 anni fa grazie a corsi di astronomia. Specializzato in scatti notturni, unisce la bellezza del cielo stellato a quella delle Dolomiti, catturando eventi straordinari come l’aurora boreale, la cometa 12P Pons Brooks e la nebulosa di Orione. Con attrezzatura avanzata e tanta dedizione, Cristian trasforma ogni scatto in un’esperienza unica, cercando di trasmettere emozioni autentiche. Le sue opere celebrano la magia della natura, offrendo un viaggio visivo tra luci, silenzi e paesaggi mozzafiato.
Mi chiamo Cristian Bigontina, ho 38 anni, vivo a Cortina d’Ampezzo e sono appassionato di fotografie paesaggistiche. La mia passione per la fotografia è nata 13 anni fa grazie a dei corsi di astronomia che si svolgevano al planetario di Cortina. In questi corsi oltre a spiegare la volta celeste, mostravano come si potevano realizzare fotografie notturne.
Poi si sa che la fortuna ci vede benissimo e siccome mi facevano comodo ho vinto al gratta e vinci la somma necessaria per comprarmi una reflex (Canon 500d), la vita è davvero fatta di molte coincidenze! Nell’arco degli anni ho avuto la fortuna di confrontarmi con molti altri fotografi non solo di Cortina e grazie alla perseveranza nel cercare e testare differenti tecniche sono riuscito ad arrivare a quelli che considero, pur senza vanto, dei buoni risultati.
La fotografia per me non è mai stata la cattura dello scatto perfetto ma si tratta bensì di un’avventura. A partire dalla fase di studio passando per le nottate in bianco nei posti scelti, il vivere nel momento; vedere i cambiamenti di luce, l’aria che accarezza il viso, sentire il morbido prato o la dura roccia sotto ai piedi, ascoltare il rumore del silenzio appena cala la notte, cercare di creare scatti complessi, abbinare la bellezza della terra con quella del cielo. Confesso di non amare troppo la post produzione, preferisco l’impegno nel settare tutto al meglio sul campo così da ridurre al minimo ogni intervento successivo.
Attualmente mi sono minuto di un set completo composto da: una Canon 6D Mark II, 14mm samyang f 3.1, Canon serie L 16-35mm f2.8, Canon serie L 24-105mm f4, canon 70-300mm f 5.6, astroinseguitore Skywacher Star Adventurer. Un kit con il quale punto a realizzare fotografie capaci di creare un’emozione, forte quasi tangibile, quasi che l’osservatore sia poiin grado di immaginarsi in piedi li di fianco a me, in un magico e preciso momento. Naturalmente non sottostimo un’ennesima vivendo in luoghi che oltre alle bellissime montagne possono offrire un cielo notturno in tutta la sua magnificenza grazie all’esiguo inquinamento luminoso.
Se non bastasse nell’ultimo anno il cielo ci ha donato rari e affascinanti spettacoli. Fra essi l’aurora boreale (Sar) che sono riuscito ad immortalare in due occasioni. La prima è stata il 5 Novembre 2023 (foto 1).
Foto 1: Cortina d’Ampezzo e l’Aurora il 5 Novembre 2023
Ero a cena con mia moglie a San Vito di Cadore, nell’attesa in quella abitudine oramai consolidata di scrollare i social apprendo che era in atto un’aurora visibile sin dalle Dolomiti. Cena ovviamente saltata e con la comprensione di mia moglie rimasta comunque al ristorante, in poco ero a casa a prendere tutta l’attrezzatura necessari. Non avevo avuto tempo di progettare lo scatto e scegliere il posto più adatto perciò ho optato per il paese in cui abito, il belvedere di Pocol che si trova comunque lungo la strada per andare ai passi Giau e Falzarego. La foto è stata catturata con il 16-35mm, primo piano f 8, iso 1600 tempi da 2 secondi a 1 minuto e mezzo, i frame sono stati poi uniti in hdr in post produzione. Il cielo è uno scatto singolo di 10 secondi f8 8000 iso. Per il primo piano invece ho dovuto sfruttare più scatti per gestire le luci del paese.
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La seconda volta che sono riuscito ad immortalare lo stesso fenomeno è stato il 10 Maggio di questo anno ma avendo un po’ di preavviso sono riuscito ad organizzarmi meglio e scegliere come soggetto i laghi (foto 2 e 3). Si tratta di riprese effettuate intorno alle 22.30 e immortalano il lago di Antorno e quello di Misurina, l’Aurora era già visibile ad occhio nudo la mia emozione tale da far tremare le mani durante la predisposizione di tutto il setup. I posti tutto sommato sono facilmente raggiungibili in auto a circa mezz’ora da Cortina e i due laghi sono vicini tra loro, aurora a parte quindi mi sento di suggerirli come meta abbordabile per chi è di passaggio in queste zone o per chi sta pianificando una gita a scopo fotografico. La tecnica utilizzata è la medesima della foto 1.
Foto 2: Il Lago di Antorno, le Tre Cime
Foto 3: Il lago di Misurina e l’Aurora
A marzo 2024 è stata la volta della cometa 12p Pons Brooks. Le comete sono oggetti quasi perfetti perché offrono con settimane di preavviso deti abbastanza preciso sulla traiettoria. Nel mio caso nelle due settimane precedenti ho lavorato molto sulla pianificazione cercando di trovare la giusta ambientazione e una certa unicità per lo scenario che avevo in mente. Il 12 marzo sono andato al lago di Vodo di Cadore per immortalare la cometa vicina alla Galassia di Andromeda (foto 4).
Foto 4 La cometa 12p Pons Brooks e la galassia di Andromeda.
Si tratta di un altro contesto abbastanza accessibile in auto da cui poter cogliere insieme il cielo, il lago di Vodo di Cadore e le Rocchette. Per lo scatto ho optato per un 70-300mm: il primo piano a 90mm, 3 minuti, f8, iso 3200 mentre per cielo è stato realizzato con una focale a 110mm, scatto inseguito 40 secondi, f8, iso 8000. Preso dall’entusiasmo il giorno dopo ho voluto tentare una nuova impresa con un livello di difficoltà più elevato.
Nella foto 5 il cielo era inficiato da diversi fattori che nella stessa si sono sovrapposti. Il non sempre presente inquinamento luminoso che però visto le luci della città anche sulle dolomiti si rende percepibile, ma anche la foschia e il riflesso della Luna. Gli scatti complessi sono la mia passione e non contento delle naturali condizioni avverse ho voluto aggiungere un altro fattore di difficoltà puntando a giocare con le luci dei gatti delle nevi operativi sulla Tofana.
Foto 5: La cometa 12p Pons Brooks assieme alle Tofane illuminate da Cortina e dai gatti delle nevi.
Alla fine mi sono deciso ad impiegare un’ottica 24-105mm così per gestire le luci ho scattato 7 foto f8, iso 3200 tempi da 2 secondi ad 1 minuto focale 85mm mentre per il cielo ho puntato su f8, iso 8000 40 secondi inseguito, focale 85mm. Per la ripresa ero a San Vito di Cadore proprio dove partono le piste da sci, anche questo un luogo facilmente raggiungibile con la propria auto. A volte i posti che vediamo quotidianamente possono offrire degli scenari magici (foto 6).
Fote 6: Le Tre Cime di Lavaredo assieme alla nebulosa di Orione. Scatto con 70-300mm. Il primo piano a focale 160mm, 263 secondi, f8, iso 1600. La nebulosa focale 230mm, f7.1, iso 8000, 40 secondi con inseguimento..
Tre anni fa mentre andavo a Dobbiaco, mi sono soffermato a guardare le Tre Cime ed ho pensato “come posso abbinare le Tre Cime con il cielo notturno?”. Mi sono messo a studiare e a vedere che oggetti celesti potevo immortalare assieme ad esse grazie alle app Stellarium e PeakFinder ho scoperto che nel periodo tra Novembre e Febbraio la costellazione di Orione sorgeva proprio sulle Tre Cime. Alla fine mi ci sono voluti comunque due anni per ottenere un buon risultato a causa del meteo avverso e per la mia poca disponibilità di tempo ma a gennaio finalmente tutti i tasselli sono andati al loro posto e la foto è quella che vedete in foto 6, penso un piccolo gioiello della natura. Avrete oramai intuito che non sempre posso addentrarmi in boschi o salire in quota per cui anche questa inquadratura arriva da una piazzola raggiungibile in auto lungo la strada che da Cortina porta a Dobbiaco. Per chi volesse ripetere l’esperienza mi sento comunque di consigliare un vestiario adeguato a temperature rigide, la strada si snoda in una delle aree più fredde della zona ed in inverno il termometro può raggiungere i -20 gradi.
Avvolte riesco anche a girovagare fra valli e boschi, soprattutto nei periodi estivi, e durante una delle passeggiate mi sono trovato davanti ad uno scenario suggestivo e che ho scoperto poi essere poco noto. Si tratta delle cascate de Ru da Assola situate a Borca di Cadore. Anche se a piedi il posto non è difficile da raggiungere, si va in auto sino a Borca di Cadore e poi si prosegue a piedi per circa mezz’ora tutto in salita. Ci vuole un minimo di allenamento anche per portare l’attrezzatura in spalla ma con qualche sosta al massimo in un’ora si è nei pressi della cascata. Lo scatto in figura 7 è stato realizzato a pochi giorni di distanza dalla preparazione di questo articolo, nel mese di settembre. Tecnicamente ho optato per il 14mm. Per il primo piano ho puntato a 3 scatti da 1, 3, 5 minuti iso 8000 f9 sommati poi in hdr perché la cascata in parte è illuminata da Borca di Cadore, mentre il cielo è realizzato con uno scatto singolo di 15 secondi, f5.6, iso 8000.
Foto 7. Le Cascate dal cielo alla terra.
A dire il vero nella speranza di immortalare anche una stella cadente gli scatti per il cielo sono stati oltre 50 ma insomma non posso sempre puntare sulla fortuna. Come consiglio tecnico per chi volesse aggiungere questa tappa al programma consiglio di limitarsi a portare ottiche massimo da 16mm dato che il posto è “stretto” e con focali maggiori non si riuscirebbe a catturare tutto il primo piano.
La Luna, il nostro satellite, occupa nel mio catalogo di soddisfazioni una posizione speciale. Il satellite rimane estremamente difficile da immortalare di notte senza saturare troppo tuttavia lavorando di immaginazione si può giungere ad intuire soluzioni originali e d’effetto. È il caso dello scatto 8 in cui giocando con la luce della Luna nascosta dietro la Torre Grande delle Cinque Torri sono riuscito a mostrare sia lo scenario che parte del cielo con alcuni dettagli tanto che l’atro che si vede sulla destra della montagna è Venere. Siamo nei pressi del Rifugio Scoiattoli, località raggiungibile a piedi e piuttosto famosa. Niente di impossibile con un buon zaino in spalla in cui riporre il peso bilanciato delle apparecchiature. Il primo piano è uno scatto da 7 minuti, f 6.3, iso 1250, focale 24mm mentre il cielo e uno scatto singolo 13 secondi, f4, iso 5000, 24mm.
Il più delle volte cerco di catturare la Luna in concomitanza con il tramonto o l’alba cosicché le prime, o ultime luci, del Sole mi consentono di inserire anche le montagne nelle foto valorizzate da colori inaspettati.
Nella foto 9 si evidenzia un fenomeno tipico delle Dolomiti l’Enrosadira. Si tratta di un effetto ottico per cui la maggior parte delle cime delle Dolomiti appunto assumo prima un colore rossastro per poi passare gradualmente al viola.
Foto 8: Giochi di luce nella notte.
Nello scatto, realizzato dal belvedere di Pocol (lo stesso dello scatto n°1) ho voluto immortalare, insieme al fenomeno dell’enrosadira anche la Luna. Un piccolo trucchetto mi aiuta a pianificare con dovuto anticipo queste inquadrature. L’applicazione PeakFinder infatti oltre ad indicare con precisione la posizione esatta della Luna e del Sole nella fasi si alba e tramonto rispetto alle montagne, riporta per queste ultime i rispettivi nomi, è così abbastanza semplice, conoscendo bene la zona, individuare la posizione e l’orario ottimali. Se siete in vacanza nei pressi del massiccio il mio invito è a cimentarsi con una tale tecnica di previsione, certo si può sbagliare e buttar via qualche ora preziosa ma volete mettere con la soddisfazione di catturare uno scorcio originale e minuziosamente selezionato il suo risultato potrebbe addirittura superare le aspettative? Pura felicità. Per il mio progetto ho utilizzato il 300mm. La foto è composta da tre scatti uniti in Hdr f9, iso 320, tempi 1/400 sec., 1/25sec, 1/40sec.
Foto 9: La Luna sorge sopra il Sorapis al tramonto mentre e in atto l’enrosadira.
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APOD DEL 13 OTTOBRE 2024
Il video dell’aurora boreale realizzato dall’autore è stato riconosciuto come Astronomical Picture Of the Day del 13 ottobre 2024. Setup e tecnica: zona delle Cinque Torri, Cortina d’Ampezzo. Scatto composto da 163 fotografie F 4.5, 13 secondi, iso 8000, focale 16mm. Canon 6D Mark II, 16-35mm Canon serie L F 2.8. Montaggio a cura di Diego Zardini.
Le immagini sono di proprietà di @Cristian Bigotina, vietata la riproduzione
Castel Gandolfo presso la Sede della Specola Vaticana – Albano Laziale
Il VI Simposio Nazionale degli Ottico-Meccanici Italiani rappresenta un appuntamento unico dedicato agli appassionati e professionisti del settore ottico e meccanico. Questo prestigioso evento si terrà nella suggestiva cornice della Specola Vaticana a Castel Gandolfo, un luogo iconico per l’astronomia e la scienza.
La giornata sarà ricca di attività, tra cui visite guidate al Museo degli Uffici della Specola e ai telescopi storici, come il celebre Carte du Ciel. Il programma prevede anche momenti di approfondimento scientifico con interventi di esperti, che presenteranno temi di grande rilevanza nel panorama ottico-meccanico, oltre a sessioni di osservazione astronomica serale con strumenti storici.
Un evento che celebra la tradizione e l’innovazione in un settore che guarda alle stelle, offrendo un’occasione per il confronto, la condivisione di esperienze e l’esplorazione di nuove frontiere tecnologiche.
Nel mese di agosto 2016, Gianfranco Coppola, storico ottico, e Adriano Lolli hanno dato vita a un progetto nato con l’obiettivo di riunire i vari operatori del settore. Con il prezioso contributo del compianto Paolo Campaner e di Antonello Satta, la prima edizione dell’evento si è tenuta a dicembre dello stesso anno a Musile di Piave, immortalata in un video disponibile su YouTube: Link al video.
Da quel momento, l’iniziativa è diventata un appuntamento annuale, con l’unica eccezione del periodo segnato dalla pandemia. Nel corso degli anni, l’evento è cresciuto progressivamente, come testimoniato in un video riassuntivo delle prime quattro edizioni, disponibile qui: Link al video.
La sesta edizione si terrà sabato 7 dicembre 2024 presso la prestigiosa sede della Specola Vaticana, a Castel Gandolfo – Albano Laziale. L’organizzazione di questa edizione è curata da Adriano Lolli, con il supporto di Claudio Costa e Antonello Satta.
Programma della Giornata
Programma del VI Simposio Nazionale Ottico Meccanici Italiani
Programma della giornata:
Ore 10-10:59: Arrivo e presentazioni presso la Specola Vaticana, Piazza Sabatini 5.
Ore 11: Visita al Museo degli Uffici della Specola Vaticana, con focus su storia, meteoriti, strumenti e libri antichi.
Ore 12: Visita ai Giardini Vaticani e pranzo al sacco.
Ore 15: Visita alle specole dei telescopi Carte du Ciel e Schmidt e all’attiguo Museo Astronomico.
Ore 17: Sala Conferenze Buffetti: apertura lavori con i saluti delle autorità ecclesiastiche.
Ore 20: Cena al ristorante Sor Capanna, Corso della Repubblica 12, Castel Gandolfo.
Ore 22: Osservazioni astronomiche (Luna, Saturno e Giove) con il telescopio storico Carte du Ciel del 1891.
Interventi e relatori al VI Simposio Ottico Meccanici Italiani
Relatori e tematiche principali
Adriano Lolli (Moderatore): L’ottica di Leonardo e il suo scopritore.
Richard A. D’Souza S.J.: Il telescopio Vaticano a tecnologia avanzata (VATT).
Claudio Costa: Dieci anni di restauro dei telescopi storici della Specola Vaticana.
Roberto Ciabattoni: Uso di filtri e camere multispettrali per la diagnostica su opere d’arte.
Roberto Ragazzoni: Campo grande, grandioso, grandissimo: i limiti dei telescopi.
Fabrizio Tamburini: Luce strutturata: dall’astronomia al computer ottico quantistico.
Massimo D’Apice: Compensatore di Dispersione Atmosferica basato su lamina ottica.
Antonello Satta: H-alpha solare: esperienze di autocostruzione.
Condizioni favorevoli in dicembre per il gigante gassoso. Il 6 dicembre, Giove raggiungerà il perigeo, ossia il punto della sua orbita più vicino alla Terra. Il giorno successivo, il 7 dicembre, Giove sarà in opposizione al Sole esattamente dalla parte opposta rispetto al Sole nel cielo terrestre, sorgendo al tramonto e tramontando all’alba. La configurazione sommata alla precedente contribuirà a far apparire Giove come luminoso e visibile per tutta la notte, ideale per chi desidera osservarne i dettagli, come le sue bande di nubi e i principali satelliti. Infine, il 14 dicembre, Giove avrà una suggestiva congiunzione con la Luna, che passerà a circa 5°28′ a nord del pianeta.
Schema della posizione di Giove in opposizione rispetto al Sole. Orbite e pianeti non sono in scala.
Giove nella costellazione del Toro
Durante l’opposizione, mag -2.8 e diametro apparente 47,1”, Giove si troverà nella costellazione del Toro, una posizione che rende il pianeta facilmente individuabile. Dall’Italia, sarà visibile dalle prime ore della sera fino all’alba, raggiungendo il punto più alto nel cielo meridionale intorno alle 23:53. Sarà sufficiente guardare verso est subito dopo il tramonto per ammirare Giove come un punto estremamente luminoso.
Grazie alla coincidenza con il perigeo, ovvero il punto della sua orbita più vicino alla Terra, Giove apparirà più brillante e con un disco più grande del solito. Non va dimenticato tuttavia che essendo Giove un pianeta esterno la dimensione apparente del disco non subisce particolari variazioni fra la posizione in opposizione e quella in congiunzione con il Sole. Le condizioni saranno quindi ideali per l’osservazione astronomica, sia ad occhio nudo che con l’ausilio di telescopi.
Posizione di Giove in opposizione il 07 dicembre 2024. Crediti https://theskylive.com/
Un invito all’osservazione e alla condivisione
Per osservare Giove al meglio, consigliamo di utilizzare un telescopio, che permetterà di apprezzare dettagli straordinari come le sue bande atmosferiche colorate e i quattro satelliti galileiani: Io, Europa, Ganimede e Callisto. Non meno spettacolare sarà il 14 dicembre, quando la Luna quasi piena sarà in congiunzione con Giove, creando un suggestivo duetto celeste nella costellazione del Toro.
La redazione di Coelum Astronomia, attraverso la sua rubrica mensile Il cielo del mese, dedica ampio spazio a questi eventi astronomici, con consigli pratici per l’osservazione e approfondimenti sulle caratteristiche dei pianeti. Vi invitiamo a consultare la nostra guida per non perdere nessun dettaglio di questo affascinante fenomeno.
Condividete le vostre immagini su PhotoCoelum
Se avete la passione per la fotografia astronomica, approfittate di queste notti per catturare lo spettacolo di Giove in opposizione. Caricate le vostre immagini su PhotoCoelum, la nostra piattaforma dedicata alla condivisione delle più belle foto astronomiche. Le migliori immagini saranno selezionate e pubblicate nelle nostre future edizioni, contribuendo a diffondere la meraviglia del cielo notturno.
Non dimenticate di condividere con noi le vostre impressioni e osservazioni: il cielo di dicembre ci offre opportunità straordinarie per apprezzare la bellezza e la vastità dell’universo.
Le possibili applicazioni dell’anidride carbonica nello spazio e l’alga spirulina futuro cibo degli astronauti.
Dopo Infinity I pubblicato in Coelum Astronomia n°262 arrivano nuove sonde nello spazio per il Liceo Scientifico di Montegiorgio (FM): il progetto “Infinity 2”.
a cura di Antolini Ettore, Braschi Matteo, Staderini Alessandro, Vitali Chiara.
Indice dei contenuti
Introduzione
Dopo “Infinity 1” nuove sonde spaziali realizzate presso il Liceo Scientifico “E.Medi” di Montegiorgio – IISS “ C.Urbani” (FM) – e lanciate nello spazio dall’Islanda.
Un progetto straordinario quello che è stato portato avanti dagli studenti e dalle studentesse del Liceo che, divisi in due team di lavoro, gruppo “base” e gruppo di “missione”, hanno ideato e realizzato i lanci delle sonde, cariche di esperimenti scientifici, nel nord Europa dal 3 al 12 aprile 2024 insieme ai loro docenti. Il Ministero dell’Istruzione e del Merito ha attenzionato fin da subito la rilevanza di questo Progetto presentandolo a Roma. “Infinity2” ha fatto seguito ad un primo esperimento condotto tra il 2022 ed il 2023, consistente nel lancio in Italia di una sonda con pallone aerostatico per studiare i gas serra e per fare riprese video concernenti la curvatura terrestre. Il credito acquisito da questa esperienza didattica, premiata dall’ASI a Milano durante il Contest 2023 “Verso lo spazio con Samantha” direttamente dall’astronauta Samanta Cristoforetti, ha incoraggiato i docenti del team di ricerca e sperimentazione didattica Antolini Ettore,Vallorani Andrea e Vitali Chiara nella prosecuzione dell’applicazione delle discipline STEM alla innovativa “didattica aerospaziale” . Questa volta i ragazzi dello Scientifico “E.Medi”, supportati anche dai docenti Braschi Matteo e Staderini Alessandro, hanno predisposto due nuovi esperimenti scientifici rispetto all’esperienza precedente (Infinity1): la sonda “Ísland”, che ha portato a bordo un esperimento per misurare l’incidenza dei raggi UVB e UVC su tratti genomici della spirulina, e la sonda “Helianthus”, che è stata equipaggiata con due speciali capsule contenenti CO2 per sperimentare la possibilità di trasformare l’anidride carbonica in ossigeno in seguito all’urto delle particelle, accelerate dall’energia d’impatto proveniente dai raggi cosmici. Anche il progetto “Infinity 2”, come il suo precursore “Infinity1”, è nato come attività didattica per alunni di scuola superiore: gli obiettivi pertanto sono stati calibrati in modo da favorire la buona riuscita sia dell’attività scientifico-sperimentale che dell’attività formativa e di crescita personale dei discenti, con l’ambizione di far vivere loro un sogno e l’emozione fantastica di vederlo realizzato tra le loro mani. “Infinity2” è stato condotto grazie al sostegno integrato più fondi diversi riservati alla scuola e qui di seguito elencati: – Monitor ex 440 Transizione ecologica e digitale – Pon Avviso 22550 del 12/04/2022 – FESR REAC EU – Laboratori green, sostenibili e innovativi per le scuole – PNRR Piano Scuola 4.0 – Azione 1 – Next generation class – Ambienti di apprendimento innovativi – PNRR Piano Scuola 4.0 – Azione 2 – Next generation labs – Laboratori per le professioni digitali del futuro – PNRR Riduzione dei divari territoriali – Azioni di prevenzione e contrasto alla dispersione scolastica – PNRR Formazione docenti Progetti nazionali per lo sviluppo di modelli innovativi di didattica digitale integrata La capacità innovativa gestionale con il conseguente impiego creativo delle risorse è stata attenzionata dall’INDIRE (Istituto Nazionale di Documentazione Innovazione e Ricerca) e condivisa nella biblioteca nazionale. Inoltre è risultata fondamentale la collaborazione di Giovanni Fuggetta e il sostegno della Leonardo s.p.a., attiva nei settori della difesa, dell’aerospazio e della sicurezza, e il patrocinio dell’ASI (Agenzia Spaziale Italiana).
I 36 ragazzi del Liceo Scientifico “Medi” di Montegiorgio hanno lavorato nei laboratori della scuola opportunamente attrezzati con l’acquisto di strumenti e materiali specifici per la preparazione delle sonde: dieci di loro hanno raggiunto l’Islanda per i lanci mentre gli altri hanno continuato a coordinare le attività dalla sede scolastica. “Infinity 2” è stata un’esperienza sperimentale altamente formativa, che ha collocato l’Istituto Scolastico all’avanguardia nel settore nuovissimo della didattica aerospaziale, addirittura: “prima scuola superiore al mondo” secondo le parole dell’astronauta Samantha Cristoforetti pronunciate durante la restituzione dei dati degli esperimenti in ASI durante la notte dei ricercatori il 27 settembre 2024.
Infinity2 è stata una missione che ha visto impegnati alcuni studenti e i loro docenti ed ha avuto come obiettivo il lancio di palloni aerostatici in Islanda. A ciascun pallone aerostatico è stata agganciata una sonda costruita dagli stessi studenti e dai loro insegnanti, ognuna con un diverso esperimento. Uno dei lanci ha riguardato l’invio nella stratosfera di una sonda (denominata Ìsland) con agganciate due capsule contenenti alga spirulina (Arthrospira platensis). L’intento è stato quello di misurare, tramite analisi del DNA eseguita prima e dopo il lancio, l’incidenza dei raggi UVB, UVC e cosmici su tratti genomici della spirulina. Nella stessa esperienza, inoltre, si è confrontata anche la capacità di isolamento termico dell’acqua e della CO2.
Una delegazione di ragazzi del team Infinity2: Miconi Chiara, Finucci Sofia, Monini Matilde, Santucci Nicola, Romagnoli Alessio, Tiburzi Alessandro, Santoni Tommaso, Vittori Matteo, Espinosa Valentino, Nori Nicola.
Un altro lancio ha previsto invece di far salire fino alla stratosfera una sonda (denominata Helianthus) con agganciate due capsule in vetro contenenti CO2. L’esperimento mirava a verificare la possibilità di trasformare l’anidride carbonica in ossigeno molecolare a seguito dell’urto delle particelle della stessa CO2 accelerate dall’energia d’impatto proveniente dai raggi cosmici su un catalizzatore in oro.
Sonda Island
Il meccanismo d’azione ipotizzato consiste nel far sì che i raggi cosmici colpiscano la molecola di anidride carbonica. L’urto con conseguente trasferimento di energia dal raggio cosmico alla molecola di CO2 dovrebbe accelerare la molecola fino a farla urtare contro il catalizzatore in oro con un’energia tale da provocare la separazione del carbonio dall’ossigeno. Tale processo innescherebbe una reazione a catena che dovrebbe portare ad una trasformazione della CO2 in ossigeno molecolare.
Partendo dai risultati dell’esperimento degli scienziati Giapis e Yao del California Institute of Technology (Caltech) in cui sono riusciti a convertire l’anidride carbonica in ossigeno molecolare, si è pensato di utilizzare i raggi cosmici per accelerare la CO2. L’energia necessaria a far acquisire sufficiente energia cinetica da spezzare la molecola di anidride carbonica ed avere la ricombinazione molecolare dell’ossigeno a seguito dell’urto con la lamina d’oro è di almeno 80 eV. L’energia dei raggi cosmici è tra i 108 eV e 1020 eV quindi enormemente superiore.
Sonda Helianthus
Oltre ai dati in letteratura emersi, la nostra analisi statistica ha confermato la possibilità di intercettare raggi cosmici con un’energia sufficiente ad innescare la reazione di scissione con una probabilità prossima al 100% non appena al di sopra dei 15 Km di quota.
Da letteratura specializzata risulta che il numero di particelle di alta energia almeno 1 GeV che colpisce la superficie di 1 metro quadrato in un secondo è circa 1000 (tra i 15 ed i 40 km di altezza). Nel nostro caso la superficie interessata (lamina d’oro) era di circa 20 cm2.
La sonda è rimasta esposta ai raggi per circa 115 minuti (6900 s) e la probabilità considerando una distribuzione Poissoniana che venisse colpita da almeno un raggio era praticamente del 100%:
Ad essere colpite dai raggi cosmici sono state delle ampolle in vetro (sistemi di reazione) con all’interno una lamina in oro con la funzione di catalizzatore. Nelle ampolle, provviste di apposito rubinetto di carica/scarica, è stato dapprima fatto il vuoto parziale, e successivamente sono state caricate di anidride carbonica I vettori di lancio utilizzati nei due esperimenti sono stati due sonde completamente progettate e realizzate nei laboratori della scuola. Le sonde sono state abbinate ciascuna ad un vettore di trazione, un pallone aerostatico P2000 con punto di esplosione tra i 39000 e i 41000 m.
Gonfiaggio e lancio sonda
ANALISI DEI DATI
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L’analisi dei dati è stata condotta in due fasi:
1. Analisi dei gas: dall’analisi gascromatografica dei gas residui è emersa una riduzione del 99,9% della CO2 presente nelle ampolle flight (che sono state nella stratosfera) rispetto a quella blanck (rimasta a terra), cioè la quasi totale scomparsa della CO2.
2. Analisi alla spettrometria Raman: dall’analisi Raman (porzione di ampolle flight e blanck analizzata pari a circa 40 micron quadrati, non si è ancora rinvenuto carbonio in forma inorganica (elenco forme sp2).
Tuttavia si è verificata la formazione nell’ampolla flight di una grande quantità di cristalli di metavanadato di sodio. Tale elemento, assente nell’ampolla blanck, ha ∆G e ∆H di formazione entrambi negativi. La sua formazione quindi è stata favorita dalle condizioni di volo. L’origine della reazione è stata data dal sodio in forma atomica proveniente dalla rottura dei legami del sale di solfato di sodio presenti nel blanck e completamente disgregati nel flight. Ciò significa che l’energia dei raggi cosmici ha provocato la rottura dei cristalli di solfato di sodio (visto che sodio in forma atomica/standard non si è trovato nè nel blanck nè nel flight) energia dell’ordine dei 286 kJ /Kg equivalente a 1,785 x 1024 eV/Kg.
Dal confronto dei due andamenti nel grafico si è calcolata la differenza di energia tra acqua e anidride carbonica alla quota di 39000 m considerando che la sonda abbia raggiunto la massima quota dopo circa 7120 s di volo tenendo presenti venti in quota, al suolo, latitudine e longitudine, questa differenza è di circa 2,69 gradi. Dalla differenza di temperatura si è passati a determinare quanta energia dovrebbe essere fornita all’acqua per portarla ad isolare tanto quanto la CO2.
Appare evidente che a 39000 m di altezza la CO2 risulta isolare meglio dell’acqua, questo potrebbe aprire nuove prospettive nella realizzazione dell’isolamento (attualmente a base acqua) delle future tute spaziali.
SONDA HELIANTUS
La sonda è stata realizzata con materiali estremamente leggeri (polistirolo e pvc) per poter garantire, sia il rispetto delle norme di sicurezza per il volo, sia la funzionalità del vettore. Strutturalmente la sonda è stata costruita con due braccia che hanno tenuto esposto per tutto il tempo di volo il sistema di reazione (vedi foto) rappresentato dalle ampolle.
Ampolla con lamina d’oro
Tali ampolle sono state ideate e progettate dal team della scuola. Hanno forma cilindrica, provviste di rubinetto carica/scarica e sono state realizzate in vetro rubino nel laboratorio di Sesto San Giovanni (MI) di Disa Raffaele. Al loro interno è stata posizionata una lastra di vetro rivestita in oro 24 K. La funzione della lastra colata in oro è quella di fungere da catalizzatore. (O=C=O raggi cosmici ==> O2 + C sp2).
All’interno delle ampolle è stato dapprima fatto il vuoto parziale poi è stata caricata CO2 fino al raggiungimento di una pressione interna pari a -0,196 atm grazie al fondamentale supporto della Nippon Gases di Empoli.
Le ampolle sono state posizionate al momento del lancio con un angolo, rispetto al catalizzatore, di 36° in modo da ottenere la massima incidenza dei raggi cosmici. L’atteso dell’esperienza è di verificare la scomparsa della CO2 e la comparsa di C in forma inorganica. La verifica dell’aumento dell’ossigeno non è fattibile vista comunque la grande percentuale dell’ossigeno residuale presente in capsula dopo il vuoto parziale.
Le analisi di verifica sono state effettuate in due step:
gas cromatografia presso il politecnico di Milano
microscopio elettronico RAMAN CNR Roma
Dalla prima analisi, si è verificata la quasi completa scomparsa della CO2 dalle ampolle in sonda (flight) a differenza dell’ampolla di controllo (blanck).
Co2 Ampolla flight 1 ppm
Co2 Ampolla flight 2 ppm
Co2 Ampolla blanck ppm
Variazione percentuale Ampolla flight 1
Variazione percentuale Ampolla flight 2
2956
444
351387
-99,90%
-99,90%
*Dati Politecnico di Milano
Dalla seconda analisi al Raman (ad oggi effettuata su di una limitatissima porzione pari a 40 micron quadrati) è emersa la presenza nel blanck di numerosi cristalli di Na+2SO4— (solfato di sodio) assenti però nel flight dove compaiono invece numerosi e ben strutturati cristalli di NaVO3 (metavanadato di sodio). Al momento non sono state rinvenute forme di carbonio inorganico (vedi grafico).
Immagini cristalli di solfato di sodio CNR Roma (ampolla blanck)Immagini cristalli di Metavanadato di sodio CNR Roma (ampolla flight)Analisi spettrale ampolla flight CNR Roma
CONCLUSIONI
In prima analisi – gas cromatografia – possiamo constatare che la CO2 nelle ampolle flight è scomparsa. La verifica in secondo step – Raman – ha mostrato sia la presenza di contaminanti ma anche dimostrato la fattibilità dell’esperienza. La fusione del solfato di sodio, con successiva formazione del metavanadato di sodio, sono la prova del fatto che l’energia dei raggi cosmici sia primari che secondari che terziari è sufficiente a rompere legami chimici di molto più forti di quelli presenti nell’anidride carbonica. La scomparsa dei cristalli di solfato di sodio (deltaf H°= +1383 kjmol-1 pari a 8,6 x 1024 eVmol-1 ) nel flight con relativa sodio formazione dei cristalli di metavanadato di sodio sono la dimostrazione che: a. i raggi cosmici hanno energia molto elevate da 108 eV fino a 1020 eV b. i raggi cosmici possono spezzare direttamente legami chimici o colpire particelle accelerandole fino alla rottura.
All’interno delle ampolle sono stati riscontrati anche attesi agenti contaminanti (vedi Vanadio) probabilmente introdotti dalle bombole usate per realizzare il vuoto. Ciò ci proietta ad una seconda sperimentazione che, per ovviare a problemi di contaminazione, verrà effettuata con l’uso di anidride carbonica marcata in modo da poter dedurre in modo inequivocabile il processo di trasformazione del gas. Pur essendo stato un “volo” dalla durata limitata, la spirulina è comunque più sensibile alle mutazioni rispetto ad una cellula eucariota data la velocità di moltiplicazione mitotica, pertanto l’assenza di mutazioni (certificata dall’Istituto Zooprofilattico di Fermo), è un risultato da non sottovalutare di come la CO2 possa schermare anche dai raggi cosmici. I dati di isolamento ed il relativo costo energetico per il mantenimento della temperatura sono inequivocabilmente a vantaggio della CO2 rispetto all’acqua.
La valenza dei risultati ottenuti ha portato alla loro presentazione da parte del team di Infinity2 direttamente all’ASI “Agenzia Spaziale Italiana” il 26 settembre scorso.
Foto di gruppo del team Infinity II, i sorrisi testimoniano l’entusiasmo
Rappresentazione artistica delle onde gravitazionali e del cielo sopra una delle antenne del radiotelescopio sudafricano MeerKAT, gestito dall’Osservatorio SARAO. Crediti: Carl Knox, OzGrav, Swinburne University of Technology and South African Radio Astronomy Observatory (SARAO)
La ricerca sulle onde gravitazionali continua a rivelare nuovi orizzonti nell’astronomia moderna. Uno dei protagonisti di questa rivoluzione è il MeerKAT Pulsar Timing Array (MPTA), un progetto che sfrutta le straordinarie capacità del radiotelescopio MeerKAT per esplorare fenomeni cosmici a frequenze nanohertz. Questo approccio unico offre una finestra su eventi che si svolgono su scale temporali e spaziali vastissime, come la fusione di buchi neri supermassicci.
La sfida di osservare l’universo con i pulsar
I pulsar millisecondari sono al centro di questo straordinario esperimento. Questi oggetti, che emettono impulsi radio con regolarità estrema, funzionano come orologi cosmici incredibilmente precisi. Misurando con accuratezza i tempi di arrivo di questi impulsi sulla Terra, gli scienziati possono individuare lievi variazioni attribuibili alla distorsione dello spazio-tempo causata dalle onde gravitazionali.
Il MPTA ha registrato osservazioni di 83 pulsar in un periodo di 4,5 anni, accumulando un’enorme quantità di dati ad alta precisione. Con un errore mediano di soli 3,1 microsecondi, questi dati rappresentano uno dei dataset più completi e dettagliati mai raccolti in questo campo. Secondo il team, questa precisione consente di esplorare il fondo stocastico di onde gravitazionali, una sorta di “rumore cosmico” generato dall’incoerente sovrapposizione di onde gravitazionali provenienti da sorgenti come binarie di buchi neri supermassicci e fenomeni esotici dell’universo primordiale.
Prime evidenze di un fondo gravitazionale
Le osservazioni del MPTA hanno fornito indizi incoraggianti sulla presenza di un fondo gravitazionale a frequenze nanohertz. Questo segnale si manifesta come una correlazione temporale nei residui di tempo misurati tra i pulsar. Tali correlazioni, modellate attraverso la funzione Hellings-Downs, indicano che il segnale potrebbe effettivamente derivare da onde gravitazionali e non da processi casuali o da rumori strumentali.
Uno degli aspetti più affascinanti di questa ricerca è la rilevazione di un potenziale “hotspot” anisotropico nella mappa delle onde gravitazionali a 7 nHz. Sebbene sia necessario approfondire per confermare la natura astrofisica di questo segnale, questa scoperta potrebbe suggerire che alcune sorgenti di onde gravitazionali siano distribuite in modo non uniforme nel cielo.
Il video mostra una rappresentazione artistica di coppie di buchi neri supermassicci e del tessuto spazio-temporale distorto dal loro impatto. Crediti: Carl Knox, OzGrav, Swinburne University of Technology
Collaborazione e confronto globale
I risultati del MPTA si inseriscono in un contesto internazionale di ricerca, in cui altre collaborazioni, come il North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves (NANOGrav) e l’European Pulsar Timing Array (EPTA), hanno riportato evidenze simili. La loro significatività statistica varia tra 3 e 4𝜎, ma un consenso definitivo sulla scoperta di un fondo gravitazionale richiede ulteriori verifiche.
La precisione unica di MeerKAT permette però al MPTA di emergere come un contributore fondamentale. I dati mostrano un’ampiezza del segnale gravitazionale leggermente superiore rispetto a quella registrata da altre collaborazioni, un risultato che potrebbe derivare dalla maggiore sensibilità del radiotelescopio MeerKAT e dalla qualità del suo set di dati.
Una finestra su fenomeni straordinari
La ricerca del MPTA non si limita a confermare l’esistenza di onde gravitazionali, ma punta anche a caratterizzarne la distribuzione e l’origine. Se confermata, l’anisotropia del segnale potrebbe fornire indizi fondamentali sull’evoluzione dei buchi neri supermassicci e sulla loro distribuzione nell’universo. Allo stesso modo, un fondo gravitazionale isotropo potrebbe supportare teorie legate ai fenomeni dell’universo primordiale, come la formazione di stringhe cosmiche o le transizioni di fase.
Il futuro della ricerca con MeerKAT
Con un dataset che continua a crescere, il futuro della ricerca del MPTA appare promettente. Nuove osservazioni e aggiornamenti tecnologici miglioreranno ulteriormente la sensibilità, permettendo di distinguere con maggiore precisione i segnali astrofisici dai rumori di fondo. Questo lavoro non solo aiuterà a confermare l’esistenza del fondo gravitazionale, ma aprirà anche la strada a una nuova comprensione dei processi che hanno plasmato il nostro universo.
Mentre gli scienziati continuano a esplorare le onde gravitazionali con il MPTA, una cosa è certa: siamo testimoni di una nuova era dell’astronomia, in cui la comprensione dell’universo si espande ben oltre i limiti della luce visibile, raggiungendo le pieghe più sottili dello spazio-tempo stesso.
Le antenne che formano il radiotelescopio sudafricano MeerKAT. Crediti: Enrico Sacchetti / Inaf
Il MeerKAT Pulsar Timing Array è un esperimento internazionale che utilizza il sensibilissimo radiotelescopio MeerKAT (gestito dal South African Radio Astronomy Observatory) proprio per osservare, circa ogni due settimane, decine e decine di pulsar e misurare il tempo di arrivo degli impulsi radio con una precisione che può raggiungere le decine di nanosecondi. “Grazie a queste caratteristiche, MPTA costituisce il più potente rivelatore di onde gravitazionali di frequenza ultra bassa nell’intero emisfero australe”, sottolinea Federico Abbate, ricercatore dell’INAF di Cagliari e tra gli autori di tutti e tre gli articoli pubblicati oggi.
A 18 mesi di distanza dalla prima serie di pubblicazioni da parte di altri tre esperimenti internazionali (tra cui l’European Pulsar Timing Array, EPTA, in cui sono è coinvolto INAF, l’Università di Milano Bicocca e il Gran Sasso Science Institute), i risultati pubblicati oggi offrono nuove prospettive per la comprensione dei buchi neri più massicci dell’Universo, sul loro ruolo nella formazione del cosmo e sull’architettura cosmica che hanno lasciato dietro di sé.
Caterina Tiburzi, ricercatrice dell’INAF di Cagliari coinvolta nella collaborazione EPTA, spiega: “Comprendere e modellare il rumore di fondo che affligge il segnale delle pulsar, causato dagli effetti del gas ionizzato interposto tra le stelle, la Terra e il Sole, è l’elemento chiave per confermare definitivamente i risultati di MPTA, così come quelli di EPTA e degli altri esperimenti precedenti. I nuovi ricevitori a bassa frequenza di MeerKAT saranno strumenti straordinari per questo scopo”.
“Oltre all’entusiasmo per i nuovi esiti osservativi – conclude infine Andrea Possenti, dell’INAF Cagliari, e membro della collaborazione MPTA fin dalla sua fondazione nel 2018 – questo è un momento cruciale, che dimostra come la collaborazione internazionale negli esperimenti di tipo Pulsar Timing Array, nei quali INAF è coinvolto da oltre 20 anni, spalancherà infine le porte dell’astronomia delle onde gravitazionali di frequenza ultra bassa”. Interviste a cura di Media INAF.
Fig. 2 - Variazione della declinazione apparente della Luna nel biennio 2024-2025: periodo lunistiziale.
Dati: JPL’s Horizons system NASA (DE441), coordinate topocentriche, intervallo un’ora. Monte Mario, Roma (Lat. 41°55′21″N; Long. 12°27′09″E).
La Luna è protagonista di diversi movimenti apparenti, alcuni dei quali danno vita a fenomeni affascinanti e spesso rari. Un esempio significativo sono i lunistizi, che si verificano con un ciclo di circa 18,6 anni e che possono essere osservati solo poche volte nel corso della vita di una persona.
Nel 2025 avremo l’opportunità di assistere ai lunistizi maggiori e sarà possibile ammirare la Luna sorgere e tramontare nei suoi punti di declinazione massima e minima.
Il prof. Salvatore Marinucci ci guida attraverso una spiegazione dettagliata del fenomeno, offrendo utili consigli per prepararsi al meglio e non perdere questi eventi straordinari.
I lunistizi maggiori sono fenomeni astronomici complessi che offrono preziose opportunità per comprendere l’influenza delle forze gravitazionali sulla Luna. Per le antiche civiltà questi eventi probabilmente rappresentavano momenti di connessione con il cielo e forse erano inclusi nei loro calendari rituali. Oggi, grazie agli strumenti moderni e ai progressi dell’astronomia, possiamo documentare questi inconsueti fenomeni. Il 2025 offrirà interessanti occasioni per appassionati e osservatori del cielo, che potranno catturare immagini e video indimenticabili del nostro affascinante satellite naturale.
Indice dei contenuti
Generalità sui lunistizi
I lunistizi sono fenomeni astronomici che si verificano ciclicamente. Durante il periodo dei lunistizi maggiori, la Luna sorge e tramonta progressivamente più a nord e più a sud fino a raggiungere posizioni limite ogni 18,6 anni circa. Quando la Luna sorge al suo estremo settentrionale descrive un ampio arco nel cielo, apparendo molto alta. Invece, quando sorge al suo estremo meridionale percorre un arco più breve, apparendo molto bassa all’osservatore: questo percorso della Luna è particolarmente evidente durante il plenilunio. Si hanno i lunistizi maggiori, in generale, quando la Luna raggiunge posizioni limite, ovvero i punti più estremi a settentrione e a meridione (Fig. 1).
Fig. 1 – Le posizioni assunte dalla Luna (L) al suo sorgere sull’orizzonte durante i lunistizi minori e maggiori (periodo 18,6 anni circa). Confronto con le posizioni estreme raggiunte dal Sole (S) in un anno. A ovest, la situazione risulta essere sostanzialmente simmetrica.
Nel corso del biennio 2024-2025 si può notare che la Luna sorge e tramonta alternativamente più a nord e più a sud del solito con un periodo di circa due settimane, raggiungendo declinazioni massime e minime quasi mensilmente (Fig.2). La Luna sorge e tramonta sull’orizzonte locale in posizioni più distanti rispetto a quelle raggiunte dal Sole, che si arresta ai solstizi d’estate e d’inverno.
Fig. 2 – Variazione della declinazione apparente della Luna nel biennio 2024-2025: periodo lunistiziale. Dati: JPL’s Horizons system NASA (DE441), coordinate topocentriche, intervallo un’ora. Monte Mario, Roma (Lat. 41°55′21″N; Long. 12°27′09″E).
Le antiche popolazioni, che osservavano la Luna per scopi pratici e rituali, potrebbero aver preso in considerazione questi fenomeni, anche se accadono poco frequentemente nel corso della vita di un individuo. Diversi studi suggeriscono che numerosi siti archeologici siano allineati ai lunistizi. Sebbene non ci siano prove definitive sulla consapevolezza degli osservatori dell’epoca, è plausibile che questi eventi suggestivi abbiano avuto un qualche ruolo nelle antiche culture.
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I lunistizi: fenomeni astronomici complessi
Il lunistizio è un fenomeno influenzato da vari fattori astronomici, principalmente dall’obliquità dell’eclittica e dall’inclinazione dell’orbita lunare. L’asse terrestre è inclinato di circa 23,5° (angolo lentamente variabile nel tempo) rispetto al piano dell’eclittica, che è il piano orbitale della Terra. Questa inclinazione determina l’alternanza delle stagioni e la variazione dell’altezza del Sole durante l’anno. Tuttavia, anche l’orbita della Luna è inclinata di circa 5,1° rispetto all’eclittica e ciò aggiunge complessità ai moti lunari. Durante il lunistizio maggiore, l’inclinazione dell’orbita lunare e l’obliquità dell’eclittica si combinano, causando una variazione significativa della declinazione apparente della Luna, che può raggiungere valori più estremi rispetto a quelli che si verificano negli anni non lunistiziali (Tab. 1).
Data Lunistizio settentrionale
Declinazione massima
Età della Luna
Data Lunistizio meridionale
Declinazione minima
Età della Luna
12-gen-25
+28°13’09”
12,02
26-gen-25
-29°21’16”
26,02
08-feb-25
+28°21’36”
9,43
23-feb-25
-29°25’17”
24,43
07-mar-25
+28°29’32”
6,93
22-mar-25
-29°32’50”
21,93
04-apr-25
+28°25’50”
5,46
19-apr-25
-29°12’43”
20,46
01-mag-25
+28°18’30”
3,1
15-mag-25
-29°10’09”
17,1
28-mag-25
+28°11’59”
0,79
11-giu-25
-29°12’47”
14,79
25-giu-25
+28°07’04”
28,79
08-lug-25
-29°10’02”
12,48
22-lug-25
+28°15’06”
26,48
05-ago-25
-29°18’29”
11,12
19-ago-25
+28°00’10”
25,12
01-set-25
-29°25’27”
8,66
14-set-25
+28°22’18”
21,66
29-set-25
-29°17’10”
7,09
11-ott-25
+28°10’11”
19,09
26-ott-25
-29°15’31”
4,4
08-nov-25
+28°06’26”
17,44
22-nov-25
-29°04’10”
1,68
05-dic-25
+28°00’43”
14,68
20-dic-25
-28°52’27”
29,68
Tab. 1 – I lunistizi maggiori del 2025. Dati: JPL’s Horizons system NASA (DE441). Monte Mario, Roma (Lat. 41°55’21”N; Long. 12°27’09”E). In giallo i lunistizi maggiori con i rispettivi valori di declinazione massima e minima. Nei mesi di maggio e settembre si verificano tre lunistizi. Età della Luna in giorni calcolata alla mezzanotte locale: Virtual Moon Atlas 8.2.
Alla base del fenomeno dei lunistizi vi è la precessione della linea dei nodi. Questa linea collega i due punti in cui l’orbita della Luna interseca il piano dell’eclittica, detti nodi. I nodi si muovono lentamente nel tempo, in un moto retrogrado, con un ciclo che dura 18,6 anni circa. Ciò significa che la posizione della Luna all’interno del suo ciclo nodale cambia progressivamente, influenzando le declinazioni che essa può raggiungere. La precessione retrograda è la principale causa dei lunistizi. Tale precessione dei nodi è dovuta principalmente dall’interazione gravitazionale tra Terra, Sole e Luna ed è stata compresa e la sua descrizione perfezionata dalle osservazioni astronomiche.
Durante l’intervallo di tempo di 18,6 anni, si verificano due tipi di lunistizi: i lunistizi maggiori e i lunistizi minori. Nei lunistizi maggiori, l’angolo combinato tra l’obliquità dell’eclittica e l’inclinazione dell’orbita lunare raggiunge il massimo e il minimo possibile. Nei lunistizi minori, che si verificano 9,3 anni circa dopo i lunistizi maggiori, l’angolo combinato raggiunge valori intermedi pertanto la Luna sorge e tramonta all’interno di archi di orizzonte più ristretti entro i limiti detti minori. La declinazione apparente della Luna è la distanza angolare della Luna dall’equatore celeste, vista da un osservatore terrestre. In particolare, la declinazione positiva indica che la Luna si trova a nord dell’equatore celeste, mentre la declinazione negativa significa che è a sud. Il termine “apparente” si riferisce alla posizione percepita della Luna nel cielo da un osservatore sulla Terra, influenzata da fattori come la rifrazione atmosferica e la parallasse. Durante i fenomeni dei lunistizi maggiori del 2025 la declinazione raggiunge valori limite (Fig. 3).
Fig. 3 – Andamento delle declinazioni apparenti massime e minime mensili della Luna nel 2025. Dati: JPL’s Horizons system NASA (DE441). Monte Mario, Roma (Lat. 41°55′21″N; Long. 12°27′09″E).
Calcolo delle declinazioni lunari
Le declinazioni apparenti della Luna per il biennio 2024-2025 sono state calcolate utilizzando i dati del sistema di effemeridi Horizons del Jet Propulsion Laboratory (JPL) della NASA, basati sul modello dinamico DE441. I calcoli, in coordinate topocentriche, sono stati effettuati a intervalli di un’ora e riferiti alla posizione geografica dell’osservatorio di Monte Mario, Roma (Latitudine 41°55’21”N, Longitudine 12°27’09’E). Il sistema Horizons tiene conto di correzioni fisiche e dinamiche per il calcolo preciso della posizione apparente della Luna, tra cui: la precessione e la nutazione, che considerano le oscillazioni a lungo termine dell’asse terrestre; la rifrazione atmosferica, che corregge la posizione apparente della Luna vicino all’orizzonte; il light-time delay, che calcola il ritardo di circa un secondo dovuto al tempo impiegato dalla luce per raggiungere la Terra dalla Luna. Per identificare le declinazioni massime e minime giornaliere, i dati sono stati prima raggruppati per giorno. Le declinazioni positive massime corrispondono alle posizioni più alte della Luna nel cielo, mentre le declinazioni negative minime rappresentano le posizioni più basse. Questo approccio ha permesso di identificare i momenti in cui si verificano i lunistizi maggiori, ovvero quando la Luna raggiunge le sue posizioni limite settentrionale e meridionale (Tab. 2).
Evento lunistiziale maggiore
Data
Declinazione apparente della Luna
Tempo (UTC+1)
Declinazione Massima
07-mar-25
+28°29’32”
19:00
Declinazione Minima
22-mar-25
-29°32’50”
06:00
Media delle Declinazioni
-1°02’07”
Tab. 2 – Declinazioni lunari limite ottenute da 17520 dati relativi al biennio 2024-2025, intervallo un’ora. Dati: JPL’s Horizons system NASA (DE441). Monte Mario, Roma (Lat. 41°55′21″N; Long. 12°27′09″E).
Dall’analisi dei dati (Tab. 1) si può notare una particolarità: normalmente accadono due lunistizi ogni mese, nei mesi di maggio e settembre i lunistizi saranno tre. Il termine lunistizio non indica che la Luna si fermi al sorgere o al tramontare sull’orizzonte locale, come accade per il Sole in alcuni giorni durante i solstizi invernali ed estivi. Tuttavia, in alcuni casi, quando la Luna tende a invertire la direzione di spostamento, dopo aver raggiunto il suo estremo sull’orizzonte locale, i valori delle declinazioni lunari possono risultare quasi identici e gli azimut di sorgere o tramontare della Luna possono apparire gli stessi per un paio di giorni.
Osservare i lunistizi
I lunistizi maggiori rappresentano un’interessante opportunità per ammirare i movimenti inconsueti della Luna nel cielo e sull’orizzonte locale. Per ottenere il meglio dall’esperienza è essenziale una pianificazione attenta e la scelta di condizioni ideali. Ecco alcuni suggerimenti pratici: – fase lunare: i lunistizi sono particolarmente spettacolari quando la Luna è piena, poiché è visibile per tutta la notte e raggiunge il suo massimo splendore. Al contrario, la Luna nuova andrebbe esclusa (Tab. 3).
Età della Luna (giorni)
Fase della Luna
Condizioni di visibilità nel cielo
0-1
Luna Nuova
La Luna non è visibile: si trova vicino al Sole
02-giu
Luna crescente
Visibile poco dopo il tramonto: il falcetto crescente appare basso a ovest
07-ago
Primo quarto
Visibile dal pomeriggio fino a tarda sera: Luna visibile circa a metà cielo
set-13
Gibbosa crescente
Visibile durante la sera: la Luna è quasi piena
14-15
Luna Piena
Visibile tutta la notte, sorge al tramonto del sole e tramonta all’alba
16-21
Gibbosa calante
Visibile dopo mezzanotte fino al mattino: Luna ancora molto luminosa
22-23
Ultimo quarto
Visibile al mattino
24-29
Luna calante
Visibile nelle ore prima dell’alba: falce calante visibile verso est
Tab. 3 – Visibilità e età della Luna.
– luogo adatto: occorre scegliere un luogo con un orizzonte libero da ostacoli, come edifici o alberi, per poter osservare chiaramente il percorso della Luna. – attrezzatura: anche se i lunistizi si osservano principalmente a occhio nudo, l’uso di un binocolo può arricchire l’esperienza visiva. Chi desidera immortalare questi eventi potrebbe, oltre a dotarsi di una fotocamera, realizzare video time-lapse per documentare le variazioni della posizione della Luna nel tempo. – pianificazione: è possibile consultare calendari lunari, almanacchi o utilizzare software astronomici per determinare gli orari esatti di levata e tramonto della Luna riferiti al proprio luogo di osservazione. Programmi online come Peakfinder, o altre applicazioni per smartphone, possono aiutare a prevedere la posizione della Luna e i suoi spostamenti sull’orizzonte locale che, in alcuni casi e in altre località, potrebbero accadere con lo scostamento di un giorno rispetto alle date calcolate (qui si propongono i risultati per Monte Mario, Roma, latitudine 42° circa).
Conclusioni
I lunistizi maggiori sono fenomeni astronomici complessi che offrono preziose opportunità per comprendere l’influenza delle forze gravitazionali sulla Luna. Ogni lunistizio ci permette di riflettere sulle intricate dinamiche tra Terra, Luna e Sole. Per le antiche civiltà questi eventi probabilmente rappresentavano momenti di connessione con il cielo e forse erano inclusi nei loro calendari rituali. Oggi, grazie agli strumenti moderni e ai progressi dell’astronomia, possiamo documentare questi inconsueti fenomeni. Il 2025 offrirà interessanti occasioni per appassionati e osservatori del cielo, che potranno catturare immagini e video indimenticabili del nostro affascinante satellite naturale.
Referenze Ferreri Walter, “La Luna: dal mito alla scienza”, Nuovo Orione. Fresa Alfonso, “La Luna”, Hoepli editore. Ruggles Clive, “Astronomy in Prehistoric Britain and Ireland”, New Haven and London: Yale University Press. Ruggles Clive, Chadburn Amanda, “Stonehenge Sighting the Sun”, Historic England.
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SUPERNOVAE AGGIORNAMENTI di Fabio Briganti e Riccardo Mancini
Non sappiamo più quali aggettivi usare per descrivere l’incredibile lavoro portato avanti dal grande ricercatore amatoriale di supernovae Koichi Itagaki, che mette a segno la sesta scoperta del 2024, consolidando la terza posizione nella Top Ten mondiale amatoriale e raggiungendo quota 185 scoperte. Vedere un astrofilo che riesce ripetutamente a battere sul tempo i programmi professionali dedicati a questo tipo di ricerca, ci riempie di gioia. Bisogna però puntualizzare, per non scoraggiare gli altri astrofili, che Itagaki possiede due osservatori controllati in remoto con un numero impressionante di strumenti, superiori a tutti quelli dell’ISSP messi insieme. Inoltre, essendo in pensione, dedica tutto il suo tempo a riprendere e controllare immagini di galassie. E dobbiamo aggiungere che lo fa molto bene.
Nella notte del 15 novembre ha individuato un nuovo transiente di mag.+17,5 nei pressi della bella galassia a spirale barrata peculiare NGC2146 posta nella costellazione della Giraffa a circa 60 milioni di anni luce di distanza ed accompagnata in cielo da una più piccola galassia a spirale barrata denominata NGC2146A. Situate a soli 12° dal Polo Nord Celeste, queste due galassie sono circumpolare e perciò visibili tutta la notte. La caratteristica principale di NGC2146 è la struttura irregolare, con presenza di un immenso braccio di polveri posizionato vicino al nucleo, deformato da un probabile incontro ravvicinato o da una fusione con un’altra galassia più piccola. Questa situazione sembra essere testimoniata anche dall’alta formazione stellare all’interno della galassia, così elevata da far inserire l’oggetto nel novero delle galassie “starburst”.
In tempo di record, dopo solo sei ore dalla scoperta, gli astronomi dell’Indian Astronomical Observatory, situato nell’Himalaya occidentale ad un’altitudine di 4500 metri, uno degli osservatori più alti al mondo, utilizzando l’Himalaya Chandra Telescope da 2,01 metri hanno ottenuto lo spettro di conferma. La SN2024abfl è una supernova di tipo II molto giovane, scoperta circa 3/4 giorni dopo l’esplosione. Un secondo spettro, ripreso due giorni dopo il primo dagli astronomi americani del DLT40, ha confermato il tipo II per questa supernova, con un leggero assorbimento di polveri dovuto alla nostra galassia, che toglie alla luminosità della supernova circa mezza magnitudine. Il nuovo transiente non si è infatti distinto per la sua luminosità, raggiungendo il massimo intorno alla fine del mese di novembre con una luminosità che non è andata oltre alla mag.+16,5. E’ comunque situato in una bella e particolare galassia, oltre che comoda come posizione per gli osservatori dell’emisfero settentrionale. Per chi possiede una strumentazione con un buon campo, può riprendere nel solito scatto la coppia NGC2146 e NGC2146A con la supernova, che appare come un facile oggetto perché posto nella parte periferica della galassia ospite, anche se con una luminosità non elevata. Questa è la terza supernova conosciuta esplosa in NGC2146. La precedente fu la SN2018zd scoperta il 3 marzo 2018 proprio dall’astrofilo giapponesi Koichi Itagaki, che quindi ha un feeling particolare con questa galassia. Inoltre la posizione della SN2018zd è incredibilmente quasi coincidente con quella dell’attuale SN2024abfl. La prima supernova fu invece la SN2005V scoperta il 30 gennaio 2005 dal Nuclear Supernova Search.
1) Immagine della SN2024abfl in NGC2146 ripresa da Riccardo Mancini con un Newton da 250mm F.5 somma di 40 immagini da 180 secondi.
2) Immagine della SN2024abfl in NGC2146 ripresa dall’astrofilo tedesco Manfred Mrotzek con un telescopio da 140mm F.5,4 somma di 27 immagini da 180 secondi.
3) Immagine della SN2024abfl in NGC2146 ripresa dall’astrofilo spagnolo Carlos Segarra con un telescopio da 200mm F.4 somma di 35 immagini da 120 secondi.
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L'immagine mostra una galassia su uno sfondo nero dello spazio. La galassia appare come un disco molto oblongo di colore blu, inclinato da sinistra a destra (circa dalle ore 10 alle ore 5). Al centro spicca un piccolo nucleo luminoso. Un disco interno più definito presenta una dispersione di stelle punteggiate, mentre il disco esterno, di tonalità bianco-azzurro, ha una struttura irregolare e simile a nuvole. Sullo sfondo nero dello spazio si notano puntini colorati, rappresentanti galassie lontane, disseminati intorno alla galassia principale. Credit:
NASA, ESA, CSA, STScI
Il telescopio spaziale James Webb JWST ci regala un nuovo spettacolare sguardo alla Galassia Sombrero, una delle strutture cosmiche più affascinanti del nostro universo. Grazie alla sua straordinaria capacità di osservare l’infrarosso, Webb ha catturato dettagli mai visti prima, offrendo agli astronomi informazioni preziose sulla composizione, la storia e i segreti di questa galassia. Scopriamo insieme le ultime rivelazioni di questa icona cosmica, immersa tra polveri stellari e luce antica.
L’immagine mostra una galassia su uno sfondo nero dello spazio. La galassia appare come un disco molto oblongo di colore blu, inclinato da sinistra a destra (circa dalle ore 10 alle ore 5). Al centro spicca un piccolo nucleo luminoso. Un disco interno più definito presenta una dispersione di stelle punteggiate, mentre il disco esterno, di tonalità bianco-azzurro, ha una struttura irregolare e simile a nuvole. Sullo sfondo nero dello spazio si notano puntini colorati, rappresentanti galassie lontane, disseminati intorno alla galassia principale. Credit: NASA, ESA, CSA, STScI
Il telescopio spaziale James Webb della NASA/ESA/CSA continua a stupire il mondo scientifico e il pubblico con le sue straordinarie immagini del cosmo. Stavolta, il protagonista è la Galassia Sombrero (M104), che si presenta in tutta la sua maestosità in una nuova immagine catturata dall’osservatorio spaziale.
La Galassia Sombrero, nota per la sua iconica forma a cappello con un nucleo brillante circondato da un disco scuro di polvere, si trova a circa 31 milioni di anni luce dalla Terra nella costellazione della Vergine. Grazie alle capacità all’infrarosso di Webb, i dettagli precedentemente nascosti di questa galassia sono ora visibili con una chiarezza senza precedenti.
I ricercatori affermano che la natura grumosa della polvere, dove MIRI rileva molecole contenenti carbonio chiamate idrocarburi aromatici policiclici, può indicare la presenza di giovani regioni di formazione stellare. Tuttavia, a differenza di alcune galassie studiate con Webb, tra cui Messier 82 , dove nascono 10 volte più stelle rispetto alla Via Lattea, la galassia Sombrero non è un focolaio particolare di formazione stellare. Gli anelli della galassia Sombrero producono meno di una massa solare di stelle all’anno, rispetto alle circa due masse solari all’anno della Via Lattea.
Il buco nero supermassiccio al centro della galassia Sombrero, noto anche come nucleo galattico attivo (AGN), è piuttosto docile, persino con una massa di ben 9 miliardi di masse solari. È classificato come un AGN a bassa luminosità, che fa lentamente uno spuntino con il materiale in caduta dalla galassia, mentre emette un getto luminoso, relativamente piccolo.
Sempre all’interno della galassia Sombrero risiedono circa 2000 ammassi globulari, una raccolta di centinaia di migliaia di vecchie stelle tenute insieme dalla gravità. Questo tipo di sistema funge da pseudo laboratorio per gli astronomi per studiare le stelle: migliaia di stelle all’interno di un sistema con la stessa età, ma masse e altre proprietà variabili rappresentano un’intrigante opportunità per studi comparativi.
Un’immagine a due pannelli. Vista Webb (in alto): La galassia appare come un disco molto oblongo, blu, che si estende diagonalmente (dalle 10 alle 5). Il nucleo è piccolo e brillante al centro, circondato da un disco interno chiaro punteggiato di stelle. Il disco esterno, bianco-azzurro, ha una struttura irregolare, simile a nuvole. Vista Hubble (in basso): La galassia si presenta come un disco oblongo di colore bianco pallido, con un nucleo brillante che domina il disco interno. Il disco esterno è più scuro e presenta una struttura irregolare. Credit: NASA, ESA, CSA, STScI, Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
L’immagine rivela un disco interno luminoso, punteggiato di stelle, che sembra emergere dal nucleo brillante. Intorno, un disco esterno bianco-azzurro mostra strutture irregolari, simili a nuvole, che sembrano catturare la luce delle stelle in formazione. Sullo sfondo, lo spazio nero è punteggiato di galassie lontane che testimoniano l’immensità del cosmo.
Questa osservazione offre agli scienziati un’opportunità unica per studiare la struttura e la composizione della Galassia Sombrero. I dati raccolti da Webb potranno aiutare a rispondere a domande fondamentali sulla formazione e l’evoluzione delle galassie a spirale con bulbi prominenti.
Il telescopio JWST, lanciato nel 2021, continua a dimostrare la sua capacità di spingersi oltre i limiti dell’esplorazione cosmica, aprendo nuove finestre sul nostro universo. Con questa immagine, Webb non solo ci mostra un capolavoro galattico, ma stimola anche l’immaginazione e il desiderio di comprendere meglio l’universo che ci circonda.
Raggi X: NASA/CXC/Stanford Univ./M. de Vries et al.; Ottico: (Hubble) NASA/ESA/STScI e (Palomar) Hale Telescope/Palomar/CalTech; Elaborazione delle immagini: NASA/CXC/SAO/L. Frattare
Gli astronomi hanno recentemente osservato un oggetto cosmico straordinario, soprannominato Nebulosa Chitarra, utilizzando i telescopi spaziali Chandra e Hubble della NASA. Questa struttura, associata alla pulsar PSR B2224+65, deve il suo nome alla somiglianza con una chitarra, visibile nella luce dell’idrogeno incandescente. La forma caratteristica deriva da bolle create dalle particelle espulse dalla pulsar PSR B2224+65 attraverso un vento costante.
Al vertice della “chitarra” si trova la pulsar, una stella di neutroni in rapida rotazione, residuo del collasso di una stella massiccia. Mentre si muove nello spazio, la pulsar emette un filamento di particelle e luce X, catturato da Chandra, che si estende per circa due anni luce. Questo filamento ha mostrato variazioni nel corso di due decenni, come evidenziato dalle osservazioni di Chandra nel 2000, 2006, 2012 e 2021.
La combinazione di rotazione rapida e campi magnetici intensi nella pulsar porta all’accelerazione delle particelle e alla produzione di radiazioni ad alta energia, generando coppie di elettroni e positroni. Queste particelle, spiraleggiando lungo le linee del campo magnetico, emettono raggi X rilevati da Chandra. Quando la pulsar e la sua nebulosa circostante attraversano regioni di gas più denso, le particelle più energetiche riescono a sfuggire, formando il filamento osservato.
Raggi X: NASA/CXC/Stanford Univ./M. de Vries et al.; Ottico: (Hubble) NASA/ESA/STScI e (Palomar) Hale Telescope/Palomar/CalTech; Elaborazione delle immagini: NASA/CXC/SAO/L. Frattare
Le osservazioni suggeriscono che le variazioni nella densità del mezzo interstellare influenzano sia la formazione delle bolle nella nebulosa a idrogeno sia le fluttuazioni nel filamento di raggi X, simile a una fiamma che si accende e si spegne. Questo fenomeno offre agli astronomi l’opportunità di studiare come elettroni e positroni si muovono attraverso il mezzo interstellare e come questi processi contribuiscono all’iniezione di particelle nel cosmo.
La stella WOH G64, catturata dallo strumento GRAVITY sul Very Large Telescope Interferometer (VLTI) dell’Osservatorio Europeo Australe (ESO). Si tratta della prima immagine ravvicinata di una stella al di fuori della nostra galassia, la Via Lattea. La stella si trova nella Grande Nube di Magellano, a oltre 160.000 anni luce di distanza. Al centro dell’immagine si nota un bozzolo luminoso di polvere che avvolge la stella. Un anello ellittico più debole intorno ad esso potrebbe rappresentare il bordo interno di un toro di polvere, ma saranno necessarie ulteriori osservazioni per confermare questa ipotesi. Credit:
ESO/K. Ohnaka et al.
Un passo significativo nell’astronomia è stato compiuto con l’acquisizione della prima immagine ravvicinata di una stella morente in una galassia oltre la Via Lattea.
Grazie alla precisione del Very Large Telescope Interferometer (VLTI) dell’ESO, gli astronomi hanno immortalato WOH G64, una supergigante rossa situata nella Grande Nube di Magellano, a 160.000 anni luce da noi. Questo traguardo, guidato dall’astrofisico Keiichi Ohnaka dell’Universidad Andrés Bello, rappresenta un punto di svolta per lo studio delle stelle extragalattiche, finora estremamente difficili da osservare.
La stella WOH G64, catturata dallo strumento GRAVITY sul Very Large Telescope Interferometer (VLTI) dell’Osservatorio Europeo Australe (ESO). Si tratta della prima immagine ravvicinata di una stella al di fuori della nostra galassia, la Via Lattea. La stella si trova nella Grande Nube di Magellano, a oltre 160.000 anni luce di distanza. Al centro dell’immagine si nota un bozzolo luminoso di polvere che avvolge la stella. Un anello ellittico più debole intorno ad esso potrebbe rappresentare il bordo interno di un toro di polvere, ma saranno necessarie ulteriori osservazioni per confermare questa ipotesi. Credit: ESO/K. Ohnaka et al.
Una stella gigante in trasformazione Con una massa circa 2000 volte superiore a quella del Sole, WOH G64 è nota per essere una delle stelle più grandi della sua categoria. L’immagine, ottenuta con lo strumento di seconda generazione GRAVITY, mostra un bozzolo di polvere e gas che circonda la stella in una forma inaspettata e allungata, simile a un uovo. Secondo Ohnaka, questo bozzolo potrebbe essere il risultato della massiccia espulsione di materiale prima dell’inevitabile esplosione in supernova.
Le osservazioni hanno rivelato che la stella si è notevolmente affievolita nell’ultimo decennio, un segno di cambiamenti significativi nelle sue fasi finali. Gli scienziati ritengono che il bozzolo e il suo oscuramento possano essere influenzati da materiali espulsi o dalla presenza di una stella compagna, ancora ipotetica.
Un’opportunità unica di studio in tempo reale Osservare l’evoluzione di una stella di questa portata è una rara opportunità per gli astronomi. Secondo Gerd Weigelt del Max Planck Institute for Radio Astronomy, questi cambiamenti offrono la possibilità di studiare in diretta gli ultimi istanti di vita di una supergigante rossa. Jacco van Loon, direttore dell’Osservatorio Keele, ha sottolineato l’importanza di WOH G64 come caso estremo di perdita di massa e oscuramento, un fenomeno che potrebbe precedere una catastrofica esplosione.
WOH G64, situata nella Grande Nube di Magellano a oltre 160.000 anni luce di distanza, è una stella morente con una dimensione circa 2000 volte quella del Sole. Questa immagine rappresenta la prima foto ravvicinata di una stella al di fuori della nostra galassia, resa possibile dal Very Large Telescope Interferometer (VLTI) dell’ESO, in Cile. La foto, ottenuta con lo strumento GRAVITY del VLTI, mostra la stella avvolta in un grande bozzolo di polvere a forma di uovo. Accanto all’immagine reale, un’illustrazione artistica ricostruisce la geometria delle strutture attorno alla stella, tra cui l’involucro luminoso e un torus polveroso più debole. La conferma della presenza e della forma di questo torus richiederà ulteriori osservazioni. Credit: ESO/K. Ohnaka et al., L. Calçada
Strumentazione e futuro delle osservazioni Le difficoltà di osservazione aumentano man mano che la stella si affievolisce. Tuttavia, futuri aggiornamenti come GRAVITY+ promettono di migliorare la capacità del VLTI, consentendo ulteriori studi di follow-up. Le nuove osservazioni aiuteranno a comprendere meglio i meccanismi delle fasi finali delle stelle giganti e a verificare modelli teorici.
Questo progresso segna una pietra miliare nell’osservazione delle stelle extragalattiche e prepara il terreno per scoperte future, aumentando la comprensione della vita e della morte stellare su scala cosmica.
The sparkling band of the Milky Way Galaxy backdrops the Nicholas U. Mayall 4-meter Telescope, located at Kitt Peak National Observatory (KPNO) near Tucson, Arizona.
Dopo le osservazioni del telescopio spaziale James Webb (JWST) pubblicate qualche giorno fa in grado di sollevare dubbi fondamentali sul modello standard Lambda-Cdm a favore della sempre più nota gravità modificata Mond (Modified Newtonian Dynamics), il progetto DESI del NOIRLab interviene per ristabilire gli equilibri.
I ricercatori hanno utilizzato il Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI) per mappare quasi sei milioni di galassie in 11 miliardi di anni di storia cosmica, consentendo loro di studiare come le galassie si sono raggruppate nel tempo e di indagare la crescita della struttura cosmica. Questa complessa analisi dei dati del primo anno del DESI fornisce uno dei test più rigorosi finora della teoria generale della relatività di Einstein.
La gravità ha modellato il nostro cosmo. La sua forza attrattiva ha trasformato le piccole variazioni nella distribuzione della materia nell’Universo primordiale nei filamenti tentacolari di galassie che osserviamo oggi. Un nuovo studio, basato sul primo anno di dati raccolti dal Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI), ha tracciato la crescita di questa struttura cosmica negli ultimi 11 miliardi di anni, fornendo il test più preciso mai realizzato sul comportamento della gravità su scala cosmica.
Il Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI) in azione sotto il cielo notturno sul telescopio Nicholas U. Mayall 4-meter Telescope at Kitt Peak National Observatory in Arizona. Credit: KPNO/NOIRLab/NSF/AURA/T. Slovinský
DESI, un avanzato strumento scientifico, è in grado di catturare la luce di 5000 galassie simultaneamente. Progettato e gestito grazie ai finanziamenti del DOE Office of Science, DESI è installato sul telescopio Nicholas U. Mayall da 4 metri presso il Kitt Peak National Observatory, parte del programma NSF NOIRLab. L’indagine del cielo, giunta al quarto anno dei cinque previsti, si propone di osservare circa 40 milioni di galassie e quasar entro la fine del progetto.
Il progetto DESI coinvolge una collaborazione internazionale di oltre 900 ricercatori provenienti da più di 70 istituzioni in tutto il mondo, sotto la guida del Lawrence Berkeley National Laboratory (Berkeley Lab) del Dipartimento dell’Energia degli Stati Uniti.
Nel nuovo studio, i ricercatori DESI hanno confermato che la gravità si comporta come previsto dalla teoria generale della relatività di Einstein. Questo risultato consolida il modello attuale dell’Universo e restringe il campo delle possibili teorie di gravità modificata, proposte per spiegare fenomeni come l’espansione accelerata dell’Universo, solitamente attribuita all’energia oscura.
La collaborazione ha pubblicato i risultati in diversi articoli disponibili oggi su arXiv, basandosi sull’analisi di quasi sei milioni di galassie e quasar. Grazie a questi dati, i ricercatori sono riusciti a risalire fino a 11 miliardi di anni nel passato, realizzando la misurazione più precisa mai ottenuta sulla crescita della struttura cosmica, superando gli sforzi precedenti che hanno richiesto decenni.
Risultati significativi
I dati odierni offrono un’analisi estesa del primo anno di osservazioni DESI, che ad aprile ha prodotto la più grande mappa 3D dell’Universo fino a oggi, suggerendo che l’energia oscura potrebbe evolversi nel tempo. Mentre i risultati di aprile si concentravano su un aspetto specifico del raggruppamento galattico, noto come oscillazioni acustiche barioniche (BAO), questa nuova analisi si spinge oltre, studiando la distribuzione di galassie e materia su diverse scale spaziali. Inoltre, ha fornito vincoli più stringenti sulla massa dei neutrini, le uniche particelle fondamentali la cui massa non è ancora stata misurata con precisione.
L’accuratezza dei dati DESI ha permesso di ottenere i limiti più rigorosi mai registrati sui neutrini, complementari a quelli derivati da esperimenti di laboratorio. Questi risultati sono stati ottenuti grazie a mesi di verifiche incrociate e all’impiego di tecniche per mitigare pregiudizi inconsci, mantenendo i risultati nascosti agli scienziati fino alla fase finale.
Secondo Stephanie Juneau, astronoma del NSF NOIRLab e membro della collaborazione DESI: “Questa ricerca fa parte di uno degli obiettivi principali dell’esperimento: comprendere le caratteristiche fondamentali del nostro Universo su larga scala, come la distribuzione della materia e il comportamento dell’energia oscura, oltre a studiare aspetti fondamentali delle particelle. Confrontando l’evoluzione della materia con le previsioni attuali, tra cui la relatività generale di Einstein, stiamo restringendo sempre più i modelli di gravità.”
La collaborazione sta attualmente analizzando i dati raccolti nei primi tre anni e prevede di pubblicare misurazioni aggiornate sull’energia oscura e sulla storia di espansione dell’Universo nel prossimo anno. I risultati odierni, coerenti con le precedenti analisi, rafforzano l’ipotesi di un’energia oscura in evoluzione, aumentando le aspettative per le prossime scoperte.
Uno sguardo verso il futuro
Mark Maus, dottorando presso il Berkeley Lab e l’UC Berkeley, ha sottolineato: “La materia oscura costituisce circa un quarto dell’Universo e l’energia oscura un altro 70%, ma non sappiamo ancora cosa siano realmente. Poter osservare l’Universo e affrontare queste domande fondamentali è straordinario.”
Sebbene i dati DESI del primo anno non siano ancora accessibili al pubblico, i ricercatori possono già consultarli in anteprima. Questi dati sono disponibili sotto forma di file tramite la collaborazione DESI e come database ricercabili di cataloghi e spettri tramite l’Astro Data Lab e SPARCL del Community Science and Data Center, un programma del NSF NOIRLab.
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27, 28 e 29 NOVEMBRE P.V. AGENZIA SPAZIALE ITALIANA VIA DEL POLITECNICO, ROMA
(Roma) L’ASI – Agenzia Spaziale Italiana ospita, dal 27 al 29 novembre p.v., SWICo2024, terzo congresso della Space Weather Italian Community. Tre giorni di interventi e dibattiti: occasione per mettere a confronto e rendere disponibili le competenze del Gruppo Nazionale “Space Weather Italian Community” (SWICo) che sono presenti in varie università, in Enti di Ricerca (INAF, INGV, INFN, CNR), in diverse realtà industriali e presso l’Agenzia Spaziale Italiana.
“Con il progressivo sviluppo di sistemi tecnologici sempre più avanzati, le più significative manifestazioni dell’attività solare (emissioni di massa coronale, brillamenti,…) avranno un crescente impatto sulla nostra quotidianità – spiega il Prof. Umberto Villante, Presidente SWICo – Dipartimento Scienze Fisiche e Chimiche, Università degli Studi di L’Aquila – determinando ulteriori problemi per i satelliti, per le comunicazioni, per il controllo del traffico aereo, blackout nella distribuzione di energia elettrica, etc., con conseguenze economiche assai rilevanti. E’ quindi indispensabile sviluppare le attività e gli studi in questo campo di ricerca che va, appunto, sotto il nome di Space Weather”. Focus dei lavori di SWICo2024 e degli interventi in programma, gli studi sulle tempeste spaziali di elevata intensità che hanno il potenziale di minacciare le attività spaziali e i voli aerei lungo le rotte polari e che possono, inoltre, disturbare le comunicazioni radio, deteriorare la localizzazione GNSS ed essere la causa di blackout. Ne segue che, oggigiorno, lo studio e l’osservazione dello Space Weather rappresentano un aspetto chiave per le attività spaziali e per le possibili ricadute sulla società. Per questo motivo le grandi organizzazioni scientifiche internazionali, come ad esempio il COSPAR (Committee on Space Research) e la WMO (World Meteorological Organisation), e le agenzie spaziali come NASA (USA), ESA (EU), CNSA (PRC), JAXA (JP), DLR (D), e quella italiana (ASI) contribuiscono attivamente a programmi internazionali di Space Situational Awareness/Space Weather. Il Gruppo Nazionale “Space Weather Italian Community” (SWICo), costituito il 31 ottobre 2014, vede la partecipazione di personale delle Università, degli Enti di Ricerca e del settore privato con competenze scientifico-tecnologica nei settori di interesse del Gruppo. I relativi hanno lo scopo di comprendere e prevedere lo stato del Sole, degli ambienti interplanetari e planetari, e le perturbazioni solari e non solari che li influenzano, nonché di prevedere e fornire previsioni utili relative agli impatti potenziali su sistemi biologici e tecnologici.
Come in occasione dei precedenti Congressi, anche il Terzo Congresso SWICo intende essere un momento di incontro e confronto dell’intera comunità italiana impegnata nelle discipline in questione. Il Congresso è pertanto aperto anche ai non appartenenti a SWICo. E’ inoltre particolarmente incoraggiata la partecipazione attiva di studenti, dottorandi e giovani ricercatori. L’appuntamento dell’ASI offre, inoltre, l’opportunità del conferimento del Premio “Franco Mariani”, istituito per onorare la memoria di una personalità scientifica di statura internazionale, promuovendo il coinvolgimento di giovani ricercatori nelle discipline inerenti lo Space Weather.
SKA-Mid - wide angle artistimpression.jpg Una rappresentazione artistica di SKA-Mid, in Sud Africa: le antenne esistenti del progetto MeerKAT (a destra nell’immagine, ripresa reale) saranno incorporate nella struttura completa di SKA-Mid. La parte a sinistra nell’immagine è una rappresentazione artistica (Credits SKAO)
La ricerca astronomica si prepara a una svolta epocale grazie all’introduzione di tecnologie sempre più avanzate che aprono nuov frontiere nella comprensione dell’Universo. Tra queste, il progetto Square Kilometer Array (SKA) si distingue come una delle iniziative più ambiziose del prossimo decennio, promettendo di rivoluzionare la radioastronomia con una sensibilità e una precisione senza precedenti. Distribuito tra Sudafrica e Australia, SKA permetterà di esplorare con dettaglio fenomeni cosmici complessi, dall’origine delle prime galassie fino alla possibile rilevazione di segnali di vita extraterrestre. Il testo che segue approfondisce la struttura, gli obiettivi scientifici e il significativo contributo italiano a questo straordinario progetto.
Indice dei contenuti
Introduzione
Il prossimo decennio sarà sicuramente un periodo di rivoluzioni nella comprensione dell’Universo, grazie ad una nuova generazione di strumenti osservativi che operano in diverse frequenze. Ha inaugurato il nuovo corso il James Webb Space Telescope, che in un anno di osservazioni ci ha mostrato per esempio come l’Universo primordiale non sia popolato da galassie irregolari come si ipotizzava, ma da più placide galassie a disco. O ancora ci sta permettendo di studiare con dettagli impressionanti le atmosfere dei pianeti extrasolari. Ci proponiamo di capire il mistero della materia e dell’energia oscura con il telescopio Euclid, una missione che vanta una numerosa partecipazione italiana. L’Extremely Large Telescope, che con i suoi 39m di specchio principale sarà il più grande telescopio ottico terrestre, entrerà presumibilmente in funzione entro il 2028, permettendoci per esempio di studiare in dettaglio la complessità chimica dei sistemi protoplanetari. E allargando l’orizzonte all’astrofisica multimessaggera, nei prossimi due anni si arriverà alla decisione definitiva sul design tecnico e sulla posizione geografica del nuovissimo interferometro di terza generazione per le onde gravitazionali, l’Einstein Telescope, che vede la forte candidatura dell’Italia con il sito sardo di SosEnattos.
E sul fronte della radio astronomia? Il futuro si chiama SKA, acronimo di Square Kilometer Array, un progetto ambizioso di una vasta schiera di antenne radio e antenne suddivisi tra due continenti, l’Africa e l’Australia. Un progetto che, una volta completato, presumibilmente entro il 2028-29, rivoluzionerà il nostro modo di osservare l’Universo, con la sua gamma senza precedenti di applicazioni scientifiche, dalla cosmologia all’astrobiologia alla scienza dei dati.
Cos’è SKA?
Dopo oltre 30 anni di ideazione, progettazione e test, il progetto Square Kilometer Array (SKA) sta per diventare una realtà. SI tratta di una struttura radio interferometrica di ultima generazione che promette di rivoluzionare la nostra conoscenza dell’Universo e delle leggi fondamentali della fisica. In breve, il progetto SKA prevede la costruzione di un sistema interferometrico costituito da 197 grandi antenne paraboliche orientabili che opereranno a media frequenza (SKA-Mid, operante tra 350 MHz e 15.4 GHz) e da 131.072 antenne log periodiche a bassa frequenza (SKA-Low, operante nell’intervallo di frequenze 50-350 MHz).
Il nome SKA deriva dal progetto originale, che prevedeva che tutte le sue antenne e parabole avessero un’area effettiva combinata di circa un chilometro quadrato. Il piano è stato in seguito ridimensionato a causa dei costi, anche se rimane la speranza di completarlo nella sua configurazione originale in una seconda fase.
L’area di raccolta rappresenta una componente fondamentale per capire le capacità osservative di SKA: se infatti la linea di base dell’array ne determina il potere risolutivo, cioè la capacità di apprezzare il più piccolo dettaglio della sorgente cosmica osservata, l’area di raccolta ne determina invece la sensibilità, con la conseguente possibilità di rilevare oggetti più deboli. Ci aspettiamo infatti di produrre immagini con una sensibilità 10-100 volte superiore a quella delle attuali infrastrutture radio, e di rilevare oggetti molto più deboli e lontani di quanto possano essere visti dai telescopi esistenti.
La sede principale del progetto si trova presso l’Osservatorio Jodrell Bank nel Cheshire, nel Regno Unito, anche se fisicamente è posizionato nell’emisfero australe, così da osservare la Via Lattea nella sua interezza, e ugualmente accedere allo spazio intergalattico. Nell’emisfero boreale come è noto, il nucleo della nostra galassia sfiora a malapena l’orizzonte durante i mesi estivi.
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Responsabile della costruzione e della gestione di SKA è l’Osservatorio SKA (SKAO), una organizzazione intergovernativa con sede nel Regno Unito, presso l’Osservatorio Jodrell Bank, nel Cheshire, nel Regno Unito. La costituzione dello SKAO è il risultato del lavoro, iniziato più di venti anni fa, di oltre 500 ingegneri e 1000 scienziati, provenienti da 20 paesi del mondo, che hanno progettato tutti gli elementi dello strumento e ne hanno definito le priorità scientifiche. L’Italia, attraverso l’Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF), è uno dei maggiori attori del progetto SKA: è tra i cinque Paesi fondatori dell’Osservatorio SKA ed ha partecipato, in prima linea, al disegno dello strumento e alla definizione dei casi scientifici.
SKA Headquarters.jpg Il quartier generaledella SKA Organisation, pressoil Jodrell Bank Observatory (Manchester, UK). Nello sfondo, il LovellTelescope in the background. Credit: SKA, R. Millenaar (ASTRON/SKA).
L’ambiziosa struttura di SKA: SKA-Mid e Ska-Low
I telescopi SKA rappresentano un punto di svolta per la radioastronomia: due imponenti strutture radioastronomiche complementari posizionate in due continenti, operanti in due diversi intervalli di frequenza, che rivoluzioneranno la nostra comprensione dell’Universo e delle leggi della fisica fondamentale: SKA-Mid e Ska-Low
SKA.jpg Una visione artistica dell’Osservatorio SKA. Lo SKAObservatory (SKAO), con sede nel Regno Unito, gestirà due dei più grandi array di radiotelescopi del mondo in Sudafrica, SKA_Mid, e in Australia, SKA_Low.Credits: SKAO
Le parabole di grandi dimensioni di SKA-Mid saranno situate in una regione del Sud Africa chiamata Karoo e poste a varie distanze tra di loro. La distanza maggiore tra due parabole, quella che tecnicamente viene definita la “linea di base” del sistema, è attualmente di circa 150 km, ma si pensa in futuro di poterla estendere costruendo parabole più remote nei paesi vicini, tra cui Botswana, Ghana, Kenya, Madagascar, Mauritius, Mozambico, Namibia e Zambia. Aumentando la linea di base, infatti, si aumenterà il potere risolutivo di SKA-Mid, un fattore cruciale per poter osservare i dettagli più fini negli oggetti cosmici radio emittenti. Il radiotelescopio MeerKAT, esistente e perfettamente funzionante, farà parte dell’array: le sue parabole da 13,5 metri di diametro si uniranno alle parabole SKA (leggermente più grandi, da 15 metri di diametro), tutte integrate in un unico sistema.
SKA-Mid.jpg Pannello infografico del progetto SKA-Midin Sud Africa(Credits: SKAO)
The SKA-MPI dish prototype in South Africa. The prototype dish is the first to be assembled on site, funded by Germany’s Max Planck Institute for Radio Astronomy. Credit: SKAO
Le 131.072 piccole antenne operanti a bassa frequenza del progetto SKA-Low sono invece posizionate in Australia Occidentale. Si tratta di una “foresta d’acciaio” di strutture metalliche alte due metri (6,6 piedi), simili ad alberi di Natale, divise in 512 stazioni di 256 antenne ciascuna, situate a InyarrimanhaIlgari Bundara, nella terra degli indigeni Wajarri Yamaji.
Ska-Low è un vero e proprio “telescopio elettronico”: a differenza delle parabole che compongono lo SKA-Mid, le antenne log periodiche dello SKA-Low, non si possono orientare fisicamente, ma sono fisse. Per combinare insieme i segnali ricevuti dalle singole antenne (una parte o la totalità) viene usata una tecnica nota come beam forming la quale combina elementi di una schiera di antenne in fase in modo tale che in particolari direzioni i segnali interferiscano costruttivamente mentre in altre direzioni l’interferenza sia distruttiva. In pratica, vengono acquisiti tutti i segnali dalle antenne, digitalizzati, e tramite sistemi dedicati si riesce a far sì che si comportino come “occhi elettronici” in grado di puntare in ogni direzione del cielo. In questo modo, il beam forming conferisce al radiotelescopio un enorme campo di vista.
SKA-Low.jpg Pannello infografico del progetto SKA-Lowin Australia (Credits SKAO)
Prototipo antenna Ska-Low.jpg Prototipo dell’antenna Skala 4.1 Al, con la sua tipica forma ad “albero di Natale” (Credits SKAO)
Lo SKA sta attraversando una fase di sviluppo graduale iniziato ufficialmente nel 2013 e svolto nell’arco di sette anni, coprendo la progettazione ingegneristica e il lavoro di governance necessari per portare lo SKA sino alla costruzione. Al momento sono attivi dei cosiddetti progetti precursori di SKA: il progetto MeerKAT (originariamente chiamato Karoo Radio Telescope) e l’Hydrogen Epoch of Reionization Array (HERA), entrambi in Sudafrica, e l’Australian SKA Pathfinder (ASKAP) e il Murchison Widefield Array (MWA), entrambi nell’Australia occidentale.
SKA-Mid – wide angle artistimpression.jpg Una rappresentazione artistica di SKA-Mid, in Sud Africa: le antenne esistenti del progetto MeerKAT (a destra nell’immagine, ripresa reale) saranno incorporate nella struttura completa di SKA-Mid. La parte a sinistra nell’immagine è una rappresentazione artistica (Credits SKAO)
Il primo importante traguardo per SKA dovrebbe arrivare nel 2024, quando quattro parabole in Australia e sei stazioni di antenne in Sud Africa funzioneranno sincronizzate, come un telescopio di base. Si tratta di un importantissimo test per attivare il roll-out completo dell’array di radiotelescopi. Entro il 2028, lo SKA avrà un’area di raccolta effettiva di poco meno di 500.000 metri quadrati. Ma l’assetto è tale da poter continuare a crescere, fino all’inizialmente previsto chilometro quadrato.
Il sistema funzionerà su una gamma di frequenze da circa 50 Megahertz a 25 Gigahertz (o, in termini di lunghezza d’onda, nell’intervallo da centimetri a metri). Una simile caratteristica tecnica, insieme all’immensa aria di raccolta, dovrebbe consentire al telescopio di rilevare segnali radio molto deboli provenienti da sorgenti cosmiche a miliardi di anni luce dalla Terra, compresi quei segnali emessi nelle prime centinaia di milioni di anni dopo il Big Bang.
Una volta pienamente operativo, Ska produrrà una mole di dati mai vista, che richiederà un grande sforzo computazionale e anche una revisione del modo in cui gestiamo i dati. Saranno indispensabili infatti non solo reti di supercomputer ma anche una tecnologia di rete che vedrà il flusso di dati a una velocità 100.000 volte più veloce della banda larga media globale.
Le sfide tecnologiche legate al trattamento dei dati astrofisici prodotti da SKA riguardano la gestione delle grandi survey e la loro analisi (un’analisi fortemente condizionata anche dalla loro visualizzazione), la generazione di mappe su larga scala, e l’individuazione automatica di sorgenti compatte, estese e strutture filamentari. Trattamento e analisi che richiederanno un uso massiccio di tecniche di deep learning.
La scienza di SKA
Gli obiettivi scientifici di SKA sono molto ambiziosi e spaziano su diversi settori astrofisici, dall’alba cosmica alla formazione delle primissime stelle e galassie, dalla comprensione del magnetismo cosmico alla formazione della vita nell’Universo, dai test della relatività generale di Einstein in fenomeni fisici estremi come nei buchi neri supermassicci (e la conseguente formazione di onde gravitazionali) allo studio di fenomeni transienti come i fast radio bursts (FRBs), passando per l’epoca della reionizzazione. La comunità si è strutturata in gruppi di lavoro scientifici (Science WorkingGroups, SWGs) in modo da coprire tutte le aree scientifiche possibilmente affrontabili da SKA e fornire un canale di interazione con la comunità astrofisica internazionale.
In particolare, sono stati costituiti 14 SWGs (https://www.skao.int/en/science-users/science-working-groups): Cosmologia, Epoca della Reionizazione, Onde gravitazionali, Scienza galattica con HI, Magnetismo, La nostra galassia, l’Origine della vita, Continuo extragalattico, Spettroscopia extragalattica, particelle cosmiche ad alta energia, Pulsar, Fisica Solare, Eliosferica e Ionosferica, Transienti e VLBI.
L’Italia contribuisce alla definizione di tutti i casi scientifici del progetto SKA attraverso un’ampia partecipazione a questi gruppi di lavoro. Il personale di 15 strutture INAF e di 14 università italiane è infatti coinvolto in 13 dei 14 SKA SWGs: attualmente 6 di questi gruppi sono a leadership Italiana, mentre in 9 l’Italia ha ruoli di coordinamento. Non solo, la comunità italiana sta partecipando in modo massiccio ai progetti scientifici portati avanti con i precursori di SKA (Meerkat+ e Askap), sviluppando competenze ed esperienza che si riveleranno fondamentali quando SKA sarà una realtà pienamente operativa.
Immagine composita di una porzione del campo Scorpio, unico campo galattico finora osservato con Askap e quindi particolarmente importante per la caratterizzazione di alcune popolazioni galattiche. In verde i dati all’infrarosso raccolti da Spitzer/Glimpse, in rosso quelli raccolti da Herschel/Hi-Gal e in blu i dati radio raccolti da Askap. Sovrapponendo i dati infrarossi (che tracciano le polveri) alle mappe radio (che tracciano o il gas ionizzato o il sincrotrone), radio e infrarosso coincidono nelle regioni di formazione stellare, mentre nel caso di resti di supernova (Snr) è visibile solo il radio. Crediti: G. Umana/Inaf.Gas di idrogeno (rappresentato da macchie verdi) rilevato con il radiotelescopio MeerKAT all’interno e attorno alla galassia NGC 1316, visibile al centro dell’immagine. Le due code di idrogeno appena scoperte con MeerKAT sono visibili nelle parti superiore e inferiore dell’immagine (gli archi curvi sono stati aggiunti per guidare l’occhio). Sono visibili anche ulteriori nubi di idrogeno vicino a NGC 1316. L’immagine in luce visibile sullo sfondo proviene dalla FornaxDeepSurvey – una collaborazione italo-olandese guidata dall’Università di Groningen e dall’INAF – Napoli – ed è stata ottenuta con il telescopio VST dell’Osservatorio Europeo Australe. (Adattato dai risultati presentati in Serra et al. 2019.
Il coinvolgimento tecnologico italiano su SKA: le antenne di SKA-Low
I ricercatori italiani dell’INAF hanno avuto (e hanno tuttora) un ruolo importante nello sviluppo tecnologico del progetto SKA. Nella fase di design di progetto, allo scopo di studiare le caratteristiche del miglior tipo di antenna da usare per SKA-Low e acquisire esperienza e tecnologie utili per lo sviluppo dell’array a bassa frequenza, sono stati realizzati due cosiddetti dimostratori di small aperture array: il Medicina Array Demonstrator (MAD) e il Sardinia ArrayDemonstrator (SAD).
Una immagine delle antenne Vivaldi 2.0 del Medicina Array Demonstrator (SAD), a Medicina (BO). Sullo sfondo la struttura della Croce del Nord (Credits: INAF/Ira)
Una immagine delle antenne tipo Vivaldi 3.1 delSardinia Array Demonstrator (SAD), installato a PranuSanguni, San Basilio (CA). Sullo sfondo l’antenna Sardinia Radio Telescope (Credits Matteo Murgia/Inaf).
Anche se poi nessuna delle due tipologie di antenne è stata selezionata per la costruzione finale di SKA-Low, la grande esperienza accumulata è stata messa a frutto nella successiva costruzione dei modelli definitivi presso il Murchison Radio Observatory (MRO), il sito del progetto SKA nel deserto australiano. In Australia gli esperti italiani guidati dall’INAF hanno effettuato test per controllare le prestazioni di due diversi design d’antenna: quello italiano (che è stato poi scelto per la costruzione, lo SKALA 4.1AL) e quello australiano. Il prototipo Skala 4.1 Al – dal caratteristico aspetto simile ad un albero di Natale – è stato sviluppato dall’INAF in collaborazione con il Cnr-Ieiit e l’azienda italiana Sirio Antenne a partire dal design elettromagnetico Skala4 del Consorzio internazionale Aperture Array Design & Construction.
L’importanza scientifica di SKA
Per capire l’importanza scientifica di SKA, abbiamo intervistato la dottoressa Grazia Umana, radioastronoma e Dirigente di Ricerca presso l’Osservatorio Astrofisico di Catania dell’INAF (di cui è stata anche direttrice), a lungo chair del Gruppo di Lavoro SKA “OurGalaxy”.
Grazia Umana, radioastronoma e Dirigente di Ricerca presso l’Osservatorio Astrofisico di Catania dell’INAF (Credits: SKAO)
Come nasce l’idea di SKA?
Una delle domande fondamentali dell’Astrofisica è come ha avuto origine e come si è evoluto l’Universo. Anche se negli ultimi anni la nostra comprensione della cosmologia si è notevolmente ampliata, la cosiddetta alba cosmica, cioè il periodo in cui si sono formate le prime strutture cosmiche, rimane ancora poco esplorata. Questo periodo dell’Universo primordiale è particolarmente difficile da osservare perché le prime proto-galassie sono oggetti estremamente deboli e gran parte della loro luce viene fortemente assorbita dalla materia che incontra prima di essere rivelata. Non abbiamo le informazioni del primo miliardo di vita dell’Universo e questo rende particolarmente difficile capire come si sono formate le prime strutture cosmiche e se queste avevano caratteristiche simili o diverse da ciò che osserviamo oggi.
La Radioastronomia possiede un formidabile strumento per osservare l’Universo, la riga a 1420 MHz (21cm in lunghezza d’onda) dell’idrogeno neutro. L’idrogeno neutro ha una firma facilmente visibile nella banda in cui operano i radio telescopi. Quando, studiando lo spettro, cioè la distribuzione dell’energia emessa da un corpo celeste, riusciamo a registrare emissione (o assorbimento) intorno a 1420 MHz, possiamo determinare, in modo univoco, la presenza di idrogeno neutro.
La riga a 1420 MHz, associata a una galassia che si allontana a causa dell’espansione dell’Universo, verrà osservata a una frequenza più bassa e la differenza, tra la frequenza a cui si osserva la riga e 1420 MHz, è una misura della distanza della galassia o del tempo trascorso da quando è stato emesso il segnale rivelato. Osservazioni a frequenze sempre più basse corrispondono a osservazioni di regioni sempre più distanti e, proprio come una macchina del tempo, ci permettono di raccogliere informazioni sull’Universo primordiale. Man mano che le prime strutture cosmiche si formano e nascono le prime stelle, queste con la loro luce ultravioletta, riescono a ionizzare l’idrogeno circostante che, non essendo più neutro, perde la sua firma caratteristica a 1420 MHz.
Il concetto di SKA nasce all’inizio degli anni ’90, proprio come un radiotelescopio dedicato allo studio della riga a 1420 MHz come tracciante dell’origine ed evoluzione dell’Universo. SKA è stato infatti progettato e disegnato per avere caratteristiche uniche, in termini di sensibilità e potere risolutivo, e con un’ampia copertura in frequenza per riuscire a rivelare e produrre le immagini delle regioni più distanti del nostro Universo, nella riga dell’idrogeno neutro. Grazie a SKA riusciremo a ricostruire come, dove e quando si sono formate le prime stelle, tracciando nel tempo come la distribuzione dell’idrogeno neutro è variata all’avanzare della formazione delle strutture cosmiche.
Che sfide scientifiche e tecnologiche affronterà SKA?
SKA ha un potenziale scientifico senza precedenti. Pensato come un radiotelescopio per studiare la riga a 1420 MHz, SKA, grazie alle sue caratteristiche uniche, rivoluzionerà le nostre conoscenze in tutti i campi dell’astrofisica moderna, permettendo tutta una serie di scoperte, alcune al momento nemmeno immaginabili.
La straordinaria sensibilità di SKA, unita al suo grande campo di vista, permetterà di mappare vaste aree di cielo in parallelo, permettendo accurati studi di grandi campioni di diverse popolazioni di oggetti galattici ed extragalattici molto più velocemente di quanto sia possibile fare oggi.
Oltre alla formazione e l’evoluzione delle prime stelle e galassie dopo il Big Bang, SKA avrà un forte impatto e migliorerà la nostra conoscenza sulla natura della gravità, sul ruolo del magnetismo cosmico e sulla possibilità di vita al di fuori della Terra.
SKA sarà in grado di misurare indirettamente gli effetti della gravità sugli oggetti nell’Universo. La sensibilità unica di SKA permetterà di identificare pulsar in orbita attorno a un buco nero e di osservare gli effetti del forte campo gravitazionale, alla ricerca delle minuscole perturbazioni nel tessuto dello spazio-tempo. Allo stesso tempo, sarà possibile studiare le proprietà dei buchi neri e, dato che la relatività generale fa previsioni chiare sulla natura dei buchi neri, le osservazioni SKA costituiranno un test molto importante della relatività generale.
I campi magnetici permeano tutto l’Universo su scale che vanno fino a miliardi di anni luce, dai pianeti alle stelle, dalle galassie agli ammassi di galassie. Sappiamo che i campi magnetici svolgono un ruolo fondamentale nel controllo della formazione e dell’evoluzione dei corpi celesti e sono gli ingredienti chiave nel controllo del trasporto e dell’accelerazione di particelle ad alta energia. Tuttavia, la loro origine non è ancora chiara, come non è chiaro come si siano potuti mantenere su tempi scala cosmici. SKA sarà in grado di rivelare l’emissione radio polarizzata prodotta dagli elettroni relativistici che interagiscono con campi magnetici, creando la prima mappa magnetica tridimensionale dell’Universo. Ciò ci permetterà di capire come i campi magnetici influenzano la struttura delle galassie, il loro effetto sulla formazione di stelle e pianeti e come regolano l’attività solare e stellare.
Una delle scoperte più intriganti degli ultimi anni è l’esistenza di sistemi planetari oltre il nostro sistema solare. Il numero degli esopianeti è in rapida crescita e la maggior parte di loro mostra un’architettura molto diversa di quella del nostro sistema solare. SKA contribuirà a capire il processo che porta alla formazione dei pianeti, osservando l’emissione radio prodotta dalle particelle che si aggregano tar di loro, da scale di centimetri a metri. Grazie alla sua sensibilità e copertura in frequenza, sarà inoltre possibile rivelare l’emissione da molecole complesse, permettendo di capire l’evoluzione della chimica che porta alla formazione di potenziali biosfere. SKA sarà inoltre capace di rivelare anche eventuali segnali dovuti a civiltà extraterrestri tecnologicamente attive.
Osservazioni simulate con SKA-Mid di un disco protoplanetariosimile al famoso HL Tau, che ospita tre pianeti giganti (a sinistra), con una rappresentazione del nostro Sistema Solare sulla stessa scala (a destra). (pubblicata in lee et al. 2020)
Fig. 3 - Incremento di luminosità del transiente SNhunt133 rilevato dall'Osservatorio di Montarrenti
in due distinte epoche
Un evento astronomico transiente è un fenomeno tipicamente violento, improvviso e molto energetico del cielo profondo, che compare e scompare in tempi relativamente brevi, non paragonabili alla scala temporale di milioni o miliardi di anni durante i quali i componenti del nostro Universo si sono evoluti. I transienti infatti, si sviluppano su tempi scala di giorni, mesi o anni, facilmente apprezzabili nel corso della vita umana. L’autore ci accompagna nello studio di un transiente specifico SNHUNT133.
di Simone Leonini
Indice dei contenuti
Cenni Storici e Concetti Base
Sin dall’antichità, la comparsa di “stelle nove” ha destato stupore e turbato il senso di immutabilità dei cieli, fondamento della visione aristotelica dell’Universo. L’illusione di un cielo immobile ed incorruttibile ha quindi resistito per secoli. Successivamente, quando si iniziò a mettere in discussione l’idea delle “stelle fisse” correlata al sistema geocentrico, si comprese che le “stelle visitatrici” non potevano appartenere alla sfera sublunare ma rappresentavano dei cambiamenti delle stelle incastonate nella sfera celeste, suscitando l’interesse degli astronomi che si impegnarono in rigorose osservazioni. Solo agli inizi del secolo scorso però, si comprese l’origine della straordinaria luminosità degli astri che apparivano improvvisamente in cielo per poi scomparire. Si intuì che non tutte le stelle che osserviamo nella volta celeste si trovano alla stessa distanza e che esistevano altre galassie oltre alla Via Lattea. Si distinsero quindi le supernovae dalle novae, fenomeni eruttivi meno energetici originati all’interno di un sistema stellare binario.Una nana bianca cattura materiale dalla compagna, principalmente idrogeno, generando un’esplosione dello stato superficiale della stella che non coinvolge la struttura del sistema, tanto che potranno ripetersi altri episodi deflagranti.
Se la ricerca e lo studio di questi eventi ha appassionato gli astronomi sin dai secoli scorsi, lo studio sistematico dei transienti ospitati nei nuclei galattici invece si è sviluppato solo negli ultimi vent’anni, forse anche a causa della loro bassa luminosità intrinseca rispetto al nucleo della galassia e delle difficoltà di scoperta.
I nuclei delle galassie possono mostrare principalmente tre diversi tipi di transienti: nuclei galattici attivi, supernovae o eventi di distruzione mareale.
I nuclei galattici attivi sono oggetti celesti che emettono una enorme quantità di energia non riconducibile ad ordinari processi stellari. Il motore che li alimenta infatti è un buco nero di massa compresa fra un milione e qualche miliardo di volte quella del Sole. In rotazione vorticosa nelle regioni centrali della galassia, ingurgitano enormi quantità di gas residuo di formazione stellare o rilasciato successivamente da stelle in evoluzione. Circondati dal cosiddetto disco di accrescimento in cui la materia in caduta spiraleggia verso il centro, si nascondono dentro una “ciambella” (più propriamente un “toro”) di polvere molecolare coplanare al disco di accrescimento.
Le supernovae sono invece eventi esplosivi stellari. Le supernovae “termonucleari” vengono generate dall’esplosione di un sistema binario stretto, di cui almeno una delle due componenti è una nana bianca. Le due stelle lentamente si attraggono fino a fondersi, oppure può avvenire un trasferimento di materia dalla stella compagna alla nana bianca. Se la massa risultante dalla fusione o dalla cattura di materia è superiore al limite di Chandrasekar (1.44 Masse Solari), la nana bianca non sarà più in grado di sorreggere il proprio peso e, dopo un rapido collasso, si innescherà una reazione termonucleare che disgregherà la stella in una violenta esplosione, espellendo materiale nel mezzo interstellare senza lasciare alcun resto compatto.
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Le supernovae a “collasso nucleare” derivano da stelle di massa superiore alle 9 Masse Solari. Giunte al termine della propria evoluzione, quando viene esaurito il combustibile nucleare e le reazioni di fusione non sono più in grado di contrastare la forza di gravità, il nucleo collassa e la stella esplode. L’onda d’urto spazza via gli strati più esterni della stella progenitrice nello spazio circostante lasciando un resto compatto che, a secondo della massa, può rimanere una stella di neutroni o diventare un buco nero.Ci sono poi gli eventi di distruzione mareale, un raro fenomeno che avviene quando una stella, avvicinandosi troppo ad un buco nero supermassiccio nel cuore di una galassia, viene inghiottita e disgregata dalle forze mareali causate dal buco nero stesso. Il materiale stellare di questo processo, chiamato di “spaghettificazione”, viene stirato in sottili filamenti. Parte di questo viene espulso mentre l’altra andrà ad accrescere sul buco nero, rilasciando così in poco tempo una grande energia che causa un improvviso aumento di luminosità del sistema.
L’indagine
Proprio un fenomeno transiente avvenuto all’interno di un nucleo galattico ha stimolato per circa un decennio le attività di ricerca svolte da Simone Leonini, Massimo Conti, Giacomo Guerrini, Paolo Rosi e Luz Marina Tinjaca Ramirez presso l’Osservatorio Astronomico di Montarrenti. L’osservatorio sorge tra le colline della Montagnola Senese, presso l’omonimo castello di origine medievale di proprietà della Provincia di Siena e gestito dall’Unione Astrofili Senesi. Lo strumento principale è un telescopio in configurazione ottica Ritchey-Chrétien dal diametro di 0.53m., automatizzato ed a controllo remoto, equipaggiato di sensore retroilluminato Apogee Alta U47 e di ruota con filtri fotometrici BVRcIc (Fig. 1).
Fig. 1 – Telescopio dell’Osservatorio Astronomico di Montarrenti utilizzato per la caratterizzazione di SNhunt133
NGC6315 è una piccola galassia a spirale barrata di tipo SBc che mostra frontalmente le sue braccia (Fig. 2). Brilla di magnitudine B = 15.4 nella costellazione di Ercole ed ha un redshift z = 0.023 equivalente ad una distanza di circa 100 Mpc.
Fig. 2 – Al centro dell’immagine (10×10 arcmin.) la galassia ospite NGC6315
L’ 8 giugno 2012, Stan Howerton edil Catalina Real-Time Transient Survey (CRTS) identificaronoin una osservazione del 30 maggio 2012 un inusuale aumento di luminosità nel nucleo della galassia, evidenziato dal programma di analisi mediante il metodo della sottrazione tra l’immagine di riferimento e quella scientifica. Verificato che la galassia non fosse classificata come nucleo galattico attivo e lo spettro di archivio non suggerisse alcuna attività del nucleo, fu ipotizzato che il transiente potesse trattarsi di una supernova. In attesa della caratterizzazione spettroscopica, si poteva supporre la scoperta di un evento di supernova di tipo Ia.
Solo il 23 luglio 2012 gli astronomi del CRTS comunicarono la nuova scoperta nel Transient Objects Confirmation Page (TOCP) del Central Bureau for Astronomical Telegrams con la denominazione di PSN J17124620+2313265, o più brevemente SNhunt133, dal nome del programma di ricerca transienti ottici del CRTS aperto alla collaborazione con gli amatori.
Appena diffusa la comunicazione di scoperta, verificammo che NGC6315 era inserita sin dal 2009 nell’elenco di galassie candidate del programma di ricerca oggetti transienti extragalattici del Montarrenti Observatory Supernovae Search. Nonostante avessimo monitorato costantemente la galassia nel periodo in oggetto, purtroppo, attraverso semplici controlli visuali (in quel periodo non avevamo ancora sviluppato il programma di rilevamento automatico di nuove sorgenti), non eravamo riusciti ad individuare nulla di nuovo. Solo successivamente, analizzando fotometricamente il nucleo della galassia, ci siamo accorti di un incremento di luminosità di circa 3 decimi di magnitudine. Con molto rammarico, sembrava di aver perso una nuova opportunità di scoperta.
Fig. 3 – Incremento di luminosità del transiente SNhunt133 rilevato dall’Osservatorio di Montarrenti in due distinte epoche
Per confrontarsi sulla natura dell’evento, decidemmo di contattare Andrea Pastorello, ricercatore INAF presso l’ Osservatorio Astronomico di Padova, chiedendo se la nuova sorgente potesse davvero trattarsi di una supernova sovrapposta al nucleo della galassia che sfortunatamente era sfuggita alle nostre ricerche oppure qualcosa di diverso, magari la semplice variabilità di un nucleo galattico attivo.
Pastorello si dimostrò subito disponibile ed interessato alla nostra proposta di approfondimento, tanto da informarci che i colleghi M. McCrum, M. Fraser, R. Kotak e D. E. Wright della Queen’s University di Belfast avevano ripreso uno spettro di SNhunt133 con il Telescopio Nazionale Galileo situato a La Palma che ci avrebbe certamente consentito di dirimere al più presto la questione.
Ad una prima analisi però, l’interpretazione delle righe spettrali del transiente fu inattesa. Queste sembravano piuttosto simili ad uno spettro d’archivio di NGC6315 (fonte Sloan Digital Sky Survey) ripreso diversi anni prima della scoperta del nuovo transiente, senza la presenza di alcuna tipica firma spettrale di una supernova. Tale caratteristica, e l’andamento fotometrico rilevato dalle misure dell’Osservatorio di Montarrenti, faceva supporre che il transiente non fosse una supernova ma l’esordio della variabilità in una galassia precedentemente quiescente, simile a quella di un nucleo galattico attivo (The Astronomer’s Telegram, ATel. 4274).
Tuttavia, Andrew J. Drake (Department of Astronomy – California Institute of Technology), con la pubblicazione dell’ATel. 4279, confutò questa conclusione. Prima furono confrontati i dati fotometrici di Montarrenti con quelli del Catalina Surveys Data Release 1. Questi risultarono in eccellente accordo, mostrando un insignificante livello di variabilità osservata nell’arco di circa 2500 giorni, tra l’aprile 2005 e lo stesso mese del 2012. Poi, una verifica accurata dello spettro e la mancanza di significative sorgenti radio del nucleo riportate in letteratura, suggerirono che questo fosse più simile ad una normale galassia di tipo star-forming piuttosto che ad un nucleo galattico attivo. Ciò premesso, sembrava più probabile che in NGC6315 fosse in corso un outburst all’interno o vicino al suo nucleo. L’aumento del flusso di luminosità e le caratteristiche spettrali potevano essere coerenti con un evento di distruzione mareale anche se non potevano essere esclusi altri tipi di variabiltà.
Per riuscire a caratterizzare l’esatta natura di questo interessante evento, iniziò quindi una intensa campagna osservativa coordinata da Andrea Pastorello, la cui analisi è stata successivamente condotta da Irene Salmaso (attualmente dottoranda presso l’Università degli Studi di Padova) come lavoro di tesi di laurea magistrale in Astronomia dal titolo “Characterisation of a nuclear transient in NGC6315”.
I Dati
Grazie al contributo osservativo del Telescopio Copernico di Asiago (1.82m), del Telescopio del Cerro Tololo Inter-American Observatory (1.30m), del New Technology Telescope di La Silla (3.58m), del Telescopio Nazionale Galileo (3.58m) e naturalmente del telescopio di Montarrenti, furono raccolte ulteriori misure fotometriche allo scopo di determinare la magnitudine del transiente per ricostruire l’evoluzione della sua curva di luce in varie bande.
Dall’osservatorio senese abbiamo continuato a monitorare la galassia ospite nei 7 anni successivi alla scoperta di SNhunt133 per cercare altre eventuali, significative variazioni di luminosità nel nucleo. Questo avrebbe fatto escludere la possibilità che si trattasse di un evento esplosivo di origine stellare. Come mostrato in Fig. 4, questo però non è mai accaduto.
Fig. 4 – Curva di luce del nucleo di NGC6315 ripresa dall’Osservatorio di Montarrenti negli ultimi dieci anni. I punti rossi rappresentano la somma della magnitudine del nucleo galattico e del transiente mentre quelli blu solo quella del transiente. Il rettangolo in basso a destra mostra la curva di luce in magnitudine assoluta in prossimità dell’outburst (cortesia A. Pastorello).
La curva di luce in banda R dell’evento verificatosi il 2 luglio 2012, mostra un picco ben distinto di luminosità (mmax R = 17.07 ± 0.03) che, dati distanza ed assorbimento, corrisponde ad una magnitudine assoluta Mmax R = -18.4 ± 0.20, successivo ad una lunga salita verso il massimo di circa 50 giorni. Le osservazioni nelle altre bande sono successive al picco luminoso e tutte mostrano un regolare declino. Nelle bande B, V, R, I, una traccia di plateau è visibile circa 50 giorni dopo il massimo.
Contestualmente fu programmato anche un follow-up spettrale con AFOSC montato sul telescopio Copernico di Asiago, XShooter applicato all’UT2 del Very Large Telescope del Paranal Observatory e SofI utilizzato sul telescopio NTT a La Silla. Sono stati misurati flussi, picchi di intensità e lunghezza d’onda di diverse linee di emissione degli spettri raccolti. Nessuna attività simile o righe tipiche (es. OIII) di un nucleo galattico attivo nel cuore della galassia ospite o la firma spettrale di un transiente stellare sono state mai rilevate. In particolare, non è stata osservata nessuna chiara caratteristica di un evento di supernova durante l’evoluzione di SNhunt133 né le classiche linee (es. HeII) frequentemente osservate negli eventi di distruzione mareale.
Per meglio comprendere la natura dell’evento, sono stati confrontati i dati fotometrici e spettrali raccolti con quelli di differenti transienti nucleari conosciuti.
La magnitudine al picco di SNhunt133 si colloca entro i limiti di variabilità di ogni tipo di transiente comparato, quindi ulteriori considerazioni sono state effettuate confrontando la forma della curva di luce. In particolare, la salita verso il massimo di SNhunt133 è più lenta ed ampia di quella di una tipica supernova, ad eccezione delle supernovae superluminose che hanno un tempo di salita più lungo ma un picco di magnitudine assoluta inconsistente con quello di SNhunt133. Inoltre, le supernovae di tipo Ia mostrano un picco secondario nella banda I circa 30 giorni dopo il massimo di luminosità mentre SNhunt133 diminuisce in tutte le bande.
La differenza è ancora più evidente comparando gli spettri di SNhunt133 con uno spettro di una tipica supernova alla stessa fase evolutiva (Fig. 5). Lo spettro di SNhunt133 ha solo righe con profilo stretto residue della galassia, contrariamente alle linee più ampie tipiche dello spettro di una supernova. È pur vero che le supernovae di tipo IIn hanno linee particolarmente sottili con Hα risolto ma nel caso di SNhunt133 questo è miscelato con N II. Ciò significa che l’Hα osservato è un residuo della galassia ospite, in quanto abbiamo potuto escludere che questo provenisse dal mezzo circumstellare. Anche il flusso del continuo di SNhunt133 è più rosso e quindi più freddo rispetto alla media delle supernovae nella stessa fase.
Fig. 5 – Lo spettro di SNhunt133 confrontato con spettri di differenti supernovae ad una simile fase evolutiva. Il confronto è effettuato con una supernova di tipo Ia (2005cf [Wang et al., 2009]), di tipo Ib (2009jf [Modjaz et al., 2014]), di tipo Ic (2007gr [Modjaz et al., 2014]) e di tipo Ic-BL (2002ap [Modjaz et al., 2014]) (cortesia I. Salmaso).
Conclusione
Dopo queste considerazioni, un evento di distruzione mareale poteva sembrare maggiormente compatibile con SNhunt133, poiché mostra una curva di luce più ampia. Il confronto con gli spettri di diversi eventi di distruzione mareale risultava quindi fondamentale per cercare di trovare una somiglianza. Nonostante gli spettri di questi eventi tendano ad essere piuttosto diversi tra loro, mostrano continui spettrali blu persistenti e linee di emissione larghe, specialmente di He II. Tuttavia, nessuna di queste caratteristiche è stata rilevata in SNhunt133.
Inoltre, tutti i parametri indicano che NGC 6315 è chiaramente una galassia a formazione stellare e non mostra alcun comportamento simile ad un nucleo galattico attivo.
Per quanto sin qui, è difficile individuare una corrispondenza precisa per SNhunt133. La sua curva di luce e l’evoluzione spettrale non assomigliano al comportamento tipico di una supernova. Nonostante SNhunt133 mostri una curva di luce simile ad un evento di distruzione mareale, questo differisce in modo significativo nello spettro mostrando un continuum senza caratteristiche, senza linee chiare di He, H o metalli. Una possibilità remota è che SNhunt133 sia un evento di distruzione mareale peculiare, più freddo di quelli osservati fino ad oggi.
In conclusione, la curiosità e la determinazione nel cercare di capire l’esatta natura dell’oggetto che era sfuggito alla nostra scoperta ha incoraggiato una proficua collaborazione tra amatori e professionisti ed un approfondito studio per cercare di caratterizzare correttamente il transiente. La sua natura è stata dibattuta sin dalla sua scoperta con una prima classificazione che indicava la variabilità di un nucleo galattico attivo e successive analisi che si orientavano verso un evento di distruzione mareale. Dopo attente considerazioni però, è stato verificato che i dati raccolti non corrispondono a nessuno dei transienti più comuni, tanto da ipotizzare che SNhunt133 possa rappresentare una nuova classe di variabilità di un nucleo galattico apparentemente quiescente, seppur meno evidente e meno ricorrente di quella tipicamente osservata nei nuclei galattici attivi.
SNhunt133 va quindi ad arricchire il gruppo sempre più crescente di transienti scoperti nei nuclei galattici oggi definiti “ambigui” (Ambiguous Nuclear Transient), le cui luminose esplosioni nucleari hanno un’origine che ancora non può essere determinata in modo chiaro e definitivo.
L’individuazione e la caratterizzazione di questi intriganti eventi sono le nuove sfide che ci attendono per tentare di svelare le origini della variabilità di queste misteriose regioni galattiche.
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Desidero ringraziare Irene Salmaso (Università degli Studi di Padova) per la lettura critica e gli utili suggerimenti.
Simone Leonini: Agente di viaggio, sposato e papà di Matilde, è astrofilo sin da bambino, quando si dedicava con passione all’osservazione planetaria e delle stelle variabili. Già direttore dell’Osservatorio Astronomico di Montarredi e presidente dell’Unione Astrofili Senesi, ha condotto per anni attività di divulgazione delle scienze astronomiche
Dopo diverse ore di esperienza sul campo, l’autore dell’articolo Gabriele Iocco, ha ideato e realizzato l’app Panorama Mosaico per facilitare il lavoro degli appassionati di Astrofotografia Paesaggistica.
Benché esistano in commercio teste panoramiche che applicate su un treppiedi sono progettate proprio per la realizzazione di foto panoramiche e che fanno egregiamente il loro lavoro, l’applicazione che ho voluto sviluppare è un’alternativa gratuita e anche molto comoda dato che oramai abbiamo il nostro smartphone sempre con noi.
Ho iniziato a fare foto panoramiche circa due anno fa e man mano che prendevo confidenza con la tecnica è sorto in me il desiderio di creare panoramiche anche notturne includendo le stelle. Di notte però le condizioni di scarsa luminosità contribuiscono ad aumentare la difficoltà, poiché non siamo in grado di vedere cosa sta inquadrando effettivamente la nostra macchina fotografica. L’idea quindi è stata creare un’app che aiuti ad orientare la macchina fotografica di volta in volta nella giusta direzione catturando i fotogrammi che andranno a comporre il nostro mosaico.
Una volta scaricata dal playstore e avviata, l’app ci mostra le info sul suo funzionamento, dopodiché entriamo nella schermata d’inizio dove dobbiamo inserire tre informazioni che riguardano: il tipo di sensore utilizzato dalla nostra macchina fotografica, la lunghezza focale dell’obbiettivo e la percentuale di sovrapposizione che dovranno avere le nostre immagini [fig.1].
Fig.01 Anteprima Schermata APP “Panorama Mosaico”
Cliccando su tasto “Calcola” l’app calcolerà il FOV (angolo di campo inquadrato dall’accoppiata sensore/lunghezza focale) sia orizzontale che verticale, ad esempio se il sensore è FullFrame e la lunghezza focale 135mm, il FOV orizzontale sarà di 15.28°. Interpretare un simile dato è abbastanza semplice, avere un FOV di 15.28° significa che ogni scatto che andremo a catturare comprenderà una porzione di paesaggio relativa ad un angolo di 15.28°. Proseguendo, se si è optato per una percentuale di sovrapposizione pari al 50% vuol dire che ogni nuova immagine acquisita dovrà avere il margine sinistro coincidente con il centro dell’immagine precedente [fig.2].
Fig. 02
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Il passo dunque con cui ruotare la macchina fotografica posta sul cavalletto sarà di 7.64° (la metà del valore precedente e indicato alla voce “Spostamento orizzontale in gradi”. Tutti i valori calcolati sono mostrati nella schermata successiva a cui il tasto “Calcola” rimanda [fig.3]
Fig. 03
La nuova schermata mostra alcune informazioni riassuntive nella parte superiore indicando il tipo di sensore, la lunghezza focale, il FOV orizzontale e verticale e la percentuale di sovrapposizione delle immagini; più i valori calcolati per i gradi di spostamento in orizzontale e in verticale che dovremo misurare muovendo la nostra macchina fotografica.
Nella parte centrale della schermata ci sono due icone selezionabili, che indicano quale direzione stiamo seguendo nella creazione del nostro mosaico (destra-sinistra oppure alto-basso); e un cursore rosso verticale lampeggiante da utilizzare come feedback visivo (in aggiunta anche un feedback acustico) durante l’acquisizione delle immagini. Il cursore infatti diventerà verde e fisso nel momento in cui orienteremo la macchina fotografica nella giusta direzione, suggerendo quando sarà possibile scattare. È stata introdotta una barra orizzontale verde per mettere in bolla lo smartphone.
In basso cliccando su Start l’app memorizzerà due informazioni: la sua direzione rispetto al nord tramite la bussola integrata nello smartphone e l’inclinazione del telefono rispetto al suo asse longitudinale. La posizione dettata dalla bussola sfruttiamo sarà utile per effettuare i movimenti destra-sinistra, l’inclinazione lungo l’asse longitudinale invece per i movimenti alto-basso. Contemporaneamente sono indicate anche la direzione dello smartphone e la sua inclinazione istante per istante.
Con questi due parametri, oltre al FOV calcolato in precedenza, possiamo iniziare a scattare i vari frame che andranno in fine a formare l’immagine panoramica.
Personalmente mi trovo più a mio agio iniziando a scattare da sinistra verso destra per poi “salire” di un passo verso l’alto e tornare indietro verso destra[fig.4].
Fig. 04
Sempre nella schermata Start abbiamo anche due valori, espressi anche questi due in gradi, “Direzione bussola al cambio direzione” e “Inclinazione verticale al cambio direzione”.
Questi valori indicano la posizione e l’inclinazione dello smartphone nel momento in cui abbiamo cliccato su una delle due frecce di movimento.
Vuol dire che se ad esempio siamo passati dal movimento sinistra/destra al movimento alto/basso, dobbiamo inclinare lo smartphone solo verticalmente e dobbiamo stare attenti a non cambiare la direzione bussola del telefono, in questo caso il parametro da prendere come riferimento è “Direzione bussola al cambio di movimento”. Ma sempre in questo esempio, se durante il movimento verticale lo smartphone cambierà la direzione bussola avremo un allert di colore rosso che ci indicherà: “Attenzione stai cambiando direzione!”.
Il tasto “Back” in basso a sinistra invece riporta alla schermata iniziale dell’app e resetta anche i parametri.
Prima di iniziare la raccolta degli scatti è necessario compiere alcune operazioni preliminari. Innanzi tutto posizioniamo lo smartphone sulla nostra macchina fotografica, colleghiamo la macchina fotografica ad un cavalletto e mettiamo il cavalletto in bolla. Allestire la strumentazione prima che faccia buio è un vantaggio sia per evitare di far cadere gli strumenti in maniera accidentale sia perché la presenza di luce di offre la possibilità di controllare velocemente quale porzione di cielo andremo di fatto ad inquadrare anche senza scattare utilizzando sia il mirino ottico che il display della macchina fotografica e muovendo semplicemente la strumentazione [fig. 5 e 6].
Fig. 05Fig. 06
L’accuratezza dei movimenti è impostata al decimo di grado, poi comunque entra in gioco la precisione del sistema hardware del proprio smartphone (bussola e sensori di movimento).
Per quanto riguarda invece l’attivazione degli allert “Attenzione stai cambiando direzione!” e
“Attenzione ti stai inclinando troppo verticalmente!” è impostato un margine di flessibilità di 0.30° in modo da rendere più semplice il flusso di lavoro.
Ad esempio se il valore da tenere in considerazione è 15°, tutti i valori compresi tra 15° e 15.3° sono ammessi.
È raccomandato avere un supporto stabile (cavalletto stabile) sul quale posizionare macchina fotografica e smartphone [fig.7], sia per limitare il margine di errore a valori molto piccoli e sia per avere immagini ferme e stabili specialmente durante le lunghe esposizioni.
L’applicazione è stata testata per 5 mesi scattando immagini panoramiche di giorno e in special modo di notte, anche perché è proprio nel buio della notte che l’app Panorama Mosaico ci corre in aiuto. In questa lunga fase di test e di debug ciò di cui è stato importante tener conto e l’obiettivo di rendere l’app intuitiva partendo in primis dalla User Interface (Interfaccia utente) così che risulti il meno macchinosa e più chiara possibile.
ATTENZIONE: Per non vanificare il supporto offerto dall’app nel complesso del risultato finale, il consiglio è quello di prestare molta attenzione alla qualità degli scatti che via via, nello spostamento, si registrano. In alcune immagini ad esempio è meglio optare per un’esposizione lunga e la ISO bassissima per avere un miglior rapporto segnale/rumore, il guadagno sarà anche in un più facile lavoro di photomerge di post produzione. Infatti se il cielo ha poche stelle ed è molto scuro il software non riesce ad assemblare le immagini, avendo invece ogni singola immagine una buona luminosità e in aggiunta anche la “strisciata” delle stelle, si può dire che ogni scatto rappresenti uno startrail, il lavoro di assemblaggio sarà facilitato.
L’app è per ora disponibile solo in store Android e eventuali versioni per altri sistemi operativi sono al vaglio.
Alcuni lavori eseguiti con l’app Mosaic Pan
Panoramica Majella con vista sull’Adriatico Numero scatti del mosaico: 9 Tempo esposizione per ogni scatto: 30 sec a 3200 ISO f4 per evitare di avere le stelle “allungate”. Macchina fotografica: Canon 6D modificata fullspectrum Filtro anti inquinamento luminoso: Optolong Lpro Obiettivo: Samyang 14 mm. CREDITI: Gabriele Iocco
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Panoramica Blockhaus Majella startrail Numero scatti del mosaico: 27 Tempo esposizione per ogni scatto: 420 sec a 100 ISO f4. Macchina fotografica Canon 6D non modificata Filtro anti inquinamento luminoso: No Obiettivo: Samyang 135 mm. CREDITI: Gabriele Iocco“Panoramica Blockhaus Majella stelle” Numero scatti del mosaico: 12 Tempo esposizione per ogni scatto: 5 sec a 4000 ISO f4 per evitare di avere le stelle “allungate”. Macchina fotografica: Canon 6D modificata fullspectrum Filtro anti inquinamento luminoso: Optolong Lpro Obiettivo: Samyang 135 mm.
La scoperta di mondi oltre il nostro Sistema Solare è un nuovo e affascinate campo di ricerca i cui protagonisti sono sia astronomi che astrofili cacciatori di pianeti. Alcuni di loro hanno scovato di recente due pianeti attorno a una stella simile al Sole: si tratta di un team con diversi italiani, coordinati da Giuseppe Conzo. La stella madre, TIC 393818343 di classe G, si trova nella costellazione del Delfino a circa 307 anni luce di distanza dal Sole. Ha una magnitudine di 8,98 ed è circa il 9% più grande del Sole. Oggi, alla luce delle recenti scoperte effettuate dagli astrofili, possiamo dire che TIC 393818343 è il centro di un sistema multi-planetario.
A maggio del 2024 Giuseppe Conzo e Mara Moriconi hanno scoperto il primo esopianeta orbitante attorno a questa stella: TIC 393818343 b – un gigante gassoso, quattro volte più massiccio di Giove, classificato come un Gioviano caldo e confermato dal Team del SETI guidato da Lauen Sgro, con un periodo orbitale di circa 16 giorni. Il pianeta orbita attorno alla stella madre su un’orbita altamente eccentrica (eccentricità pari a 0,6). È vicino alla sua stella molto più di quanto la Terra lo sia al Sole.
Light Curve TIC 393818343 b
Il secondo pianeta è TIC 393818343 c, scoperto in un secondo momento grazie alla collaborazione tra Conzo, Moriconi e altri astronomi dilettanti che hanno lavorato insieme utilizzando tecniche come la fotometria dei transiti e osservazioni da terra.
Il pianeta, nel sistema, ha un periodo orbitale di solo 7,8 giorni e orbita due volte più vicino alla sua stella madre. La sua temperatura di equilibrio dovrebbe essere intorno a 1027 K. Sulla base dei dati ottenuti, gli astrofili hanno classificato TIC 393818343 c come un gigante gassoso super nettuniano, escludendo la possibilità che possa essere un mondo terrestre. Pianeti come TIC 393818343 c sono generalmente poco comuni attorno alle stelle di tipo solare.
Light curve di TIC 393818343 c
Giuseppe Conzo ci spiega:
“Stavamo osservando il pianeta TIC 393818343 b appena scoperto, perché volevamo monitorare eventuali ritardi o anticipi sul periodo. E’ una prassi che si utilizza normalmente sui pianeti recentemente trovati. Ci siamo accorti da queste osservazioni di un ritardo di circa 1 ora sul periodo in letteratura, dunque ci eravamo prefissati ulteriori osservazioni. Caso ha voluto che sbagliassimo involontariamente data della successiva osservazione, accorgendoci solo al mattino seguente che avessimo ripreso in una data errata. Non volendo buttare i dati ottenuti, abbiamo fatto a cuor leggero la fotometria, convinti di attenderci una magnitudine costante della stella in esame. Così non è stato ed abbiamo rilevato un primo transito molto diverso da quello osservato per il pianeta b. Chiaramente sono proseguite le osservazioni che hanno mostrato lo stesso evento nel tempo.”
A questo studio e alla scoperta sono coinvolti oltre a Giuseppe Conzo e Mara Moriconi (del Gruppo Astrofili Palidoro a Fiumicino), Nello Ruocco (Osservatorio Nastro Verde a Sorrento), Toni Scarmato (Toni’s Scarmato Observatory a Briatico) e gli americani Kyle Lynch e Nicolas Leiner.
È stato un affascinante lavoro di gruppo:
*Giuseppe Conzo* ha individuato per primo un transito sospetto ed ha condotto il team per le osservazioni necessarie e coordinato la stesura dell’articolo scientifico;
*Mara Moriconi* ha effettuato calcoli analitici sui principali parametri fisici del pianeta;
*Nello Ruocco* ha effettuato le osservazioni;
*Toni Scarmato* ha effettuato le osservazioni, ha condotto stime per le effemeridi preliminari ed ha analiticamente verificato la bontà del segnale ricevuto;
*Kyle Lynch* ha studiato l’aspetto genuino della sorgente e valutato la natura planetaria dell’oggetto;
*Nicolas Leiner* ha condotto un’analisi analitico-statistica per la stima della massa del pianeta.
Riguardo alla scoperta abbiamo chiesto un parere scientifico al Prof. Giovanni Covone, astrofisico della Federico II di Napoli:
“si tratta di una scoperta interessante per diversi motivi. Innanzitutto, è uno dei pochi sistemi planetari multipli intorno a stelle molto simili al Sole. Inoltre, dimostra che i dati raccolti dal telescopio TESS sono ancora ricchi di sorprese e il ruolo degli astrofili in questo campo è fondamentale.”
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