Panorama Mosaico: APP per foto panoramiche

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].

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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]

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].

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].

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.

L’articolo è pubblicato in COELUM 265 VERSIONE CARTACEA

Gli astronomi amatoriali scoprono due pianeti intorno alla stella TIC 393818343

Di

Nicoletta Iannascoli

-

16 Novembre 2024

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.

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.

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.”

Il JWST sfida il modello standard: nuove prospettive sull’universo primordiale

Di

-

15 Novembre 2024

JADES-GS-z14-0 (mostrata nell'estrazione), è stata determinata a un redshift di 14,32 (+0,08/-0,20), il che la rende l'attuale detentrice del record per la galassia più distante conosciuta. Ciò corrisponde a un periodo inferiore a 300 milioni di anni dopo il big bang. Credito: NASA, ESA, CSA, STScI, B. Robertson (UC Santa Cruz), B. Johnson (CfA), S. Tacchella (Cambridge), P. Cargile (CfA).

Le osservazioni del telescopio spaziale James Webb (JWST) stanno sollevando interrogativi fondamentali sulla comprensione dell’universo primordiale. I dati ottenuti non sembrano confermare il modello standard Lambda-Cdm, che prevede che la formazione delle galassie sia agevolata dalla presenza di materia oscura, ma trovano maggiore coerenza con la teoria alternativa della gravità modificata Mond (Modified Newtonian Dynamics), che elimina la necessità della materia oscura.

Galassie luminose e massicce nell’universo primordiale

Secondo il modello Lambda-Cdm, le galassie nell’universo primordiale si sarebbero dovute formare attraverso un processo graduale: piccoli aloni di materia oscura avrebbero attirato materia ordinaria, portando alla formazione di galassie di massa crescente. Il James Webb, tuttavia, ha rivelato galassie antiche che appaiono già grandi e luminose, contraddicendo le aspettative del modello standard.

Come spiega Federico Lelli, ricercatore dell’INAF di Arcetri e coautore dello studio pubblicato su The Astrophysical Journal, il modello Lambda-Cdm prevede che galassie massicce come quelle ellittiche si formino in epoche più tarde della storia cosmica. Tuttavia, osservazioni precedenti di telescopi come Hubble, Spitzer e Alma avevano già suggerito che le galassie massicce esistessero sorprendentemente presto. Ora, il JWST ha fornito prove ancora più solide in questa direzione.

Teoria Mond: una sfida alla materia oscura

La teoria Mond, proposta da Mordehai Milgrom oltre 40 anni fa, introduce modifiche alle leggi di Newton ed Einstein per spiegare i fenomeni gravitazionali senza ricorrere alla materia oscura. Secondo Mond, le galassie massive si formano rapidamente nei primi centinaia di milioni di anni dopo il Big Bang, come confermato dai dati di JWST. Questa teoria è stata inizialmente ignorata dalla comunità scientifica, ma le recenti scoperte stanno spingendo gli esperti a riconsiderarla.

Il primo autore dello studio, Stacy McGaugh della Case Western Reserve University, sottolinea che le predizioni del modello standard non corrispondono a ciò che il JWST ha effettivamente osservato. «Gli astronomi hanno ipotizzato la materia oscura per spiegare la formazione delle strutture cosmiche, ma ciò che vediamo ora è più coerente con Mond», afferma.

Nuove prospettive dall’universo primordiale

Le osservazioni del JWST hanno mostrato che le galassie massive non solo si formano velocemente, ma alcune diventano “passive” (cessano di formare stelle) molto prima di quanto previsto dal modello standard. Inoltre, il telescopio ha individuato ammassi di galassie a epoche cosmiche più antiche di quelle compatibili con Lambda-Cdm, una scoperta che potrebbe riscrivere la nostra comprensione del tempo cosmico.

Un telescopio per nuove domande

Il JWST è stato progettato per rispondere a domande fondamentali sull’universo, ma i suoi dati stanno aprendo scenari inaspettati. A soli tre anni dal suo lancio, il telescopio sta già contribuendo a rivedere teorie consolidate, come dimostra questo studio che coinvolge anche ricercatori italiani come Federico Lelli.

Molte delle osservazioni necessitano di ulteriori conferme, ma la promessa di JWST di ridefinire l’astrofisica sembra più viva che mai. Se i dati continueranno a supportare la teoria Mond, potremmo trovarci a un passo dal superare uno dei pilastri della cosmologia moderna: l’idea della materia oscura.

Fonti: Media Inaf Global Science Arvix.org

Gestione delle crisi e rischi da disastro ambientale

Di

-

13 Novembre 2024

Indice dei contenuti

LA VIA DELLA COMPLESSITA’ PER GLI STRUMENTI DI GESTIONE DELLE CRISI E DEI RISCHI DI DISASTRO

a cura di Alfonso Mangione Dip. FIBIOTEC –Fisica e Biotecnologie applicate allo Spazio, alla Geologia e all’ Ambiente, Istituto Euro-Maditerraneo di Scienza e Tecnologia

ABSTRACT

I recenti disastri che hanno colpito la zona di Valencia hanno messo in luce la vulnerabilità del territorio e la complessità delle risposte necessarie per gestire le crisi. Senza voler entrare nello specifico delle cause di tali eventi, l’obiettivo di questo articolo è offrire una prospettiva sul giusto approccio alla gestione dei rischi e delle emergenze. La gestione efficace delle crisi non può infatti limitarsi a un approccio tradizionale, ma deve abbracciare la complessità intrinseca degli scenari, integrando discipline diverse e sfruttando strumenti innovativi come le tecnologie virtuali e immersive. Questo articolo esplora come tale approccio multidisciplinare possa fornire nuove opportunità per migliorare la consapevolezza, la preparazione e l’operatività di soccorritori e cittadini di fronte a eventi disastrosi.

INTRODUZIONE

Uno scenario di rischio o di crisi coinvolge una serie di attività che possono essere pensate come parti di sistema tipicamente complesso, in cui ogni elemento mostra connessioni, anche multiple e spesso non lineari, con gli altri. Senza addentrarsi nel dettaglio delle definizioni risulta intuitivo collegare ad una situazione di rischio alcune idee che accompagnano la nozione della complessità quali quella del sistema a molte componenti, fuori dall’equilibrio, adattivo, la non-linearità, il caos, l’auto-organizzazione, i comportamenti emergenti, e molti altri, inclusa la multidisciplinarità. Quest’ultima vede affiancare alla fisica discipline che vanno dalla psicologia all’antropologia, alla sociologia, alla storia ed oltre. Un segno dell’interesse crescente nei confronti degli aspetti psicologici, sociologici, e storici collegati alle crisi e ai disastri, in aggiunta e in connessione con le discipline tecniche è dato dall’attenzione specifica a loro dedicata nei programmi di finanziamento EU degli ultimi anni (un esempio indicativo in Ref [1] ).

Esaminare gli scenari di crisi sotto la luce della loro complessità, e quindi, innanzitutto, delle connessioni multiple tra un congruo numero di parti componenti (geografiche, gestionali, operative, culturali, economiche, etc.) potrebbe apparire un esercizio dispersivo, non esattamente a vantaggio della pronta operatività e in generale della promozione della resilienza di un territorio colpito. In prima analisi, infatti, risulta evidente la numerosità degli ambiti da tenere in considerazione, la loro vastità e articolazione, e la difficoltà di individuare le cause che conducono a determinati effetti risultanti, all’interno di un sistema (ovvero l’“ecosistema” a rischio) che si auto-organizza in molte componenti dialoganti.

Tuttavia, l’approfondimento di (almeno) una parte significativa delle componenti del sistema in crisi (il territorio, le comunicazioni, le relazioni trans-nazionali, la multiculturalità sociale, il rapporto con i media, la storia e l’evoluzione locale della percezione, etc.), permette di “pesare” il contributo di ognuna delle parti sul risultante scenario di rischio che si è presentato o che si potrebbe presentare. A questo scopo, appare chiaro il ruolo fondamentale dell’aspetto simulativo (numerico e virtuale/immersivo). Si aggiunga inoltre che l’approccio “per parti concorrenti” nell’analisi di uno scenario di rischio non deve necessariamente riguardare tutti gli ambiti dialoganti e le scale di analisi più ampie, ma può essere ridotto a territori circoscritti, a singoli tipi di rischio (incendio, terremoto, inondazione, crisi sanitaria o altro), può riguardare solo porzioni di popolazione (ad es. gruppi considerati “vulnerabili” per quel rischio in particolare), o soltanto alcune categorie di soccorritori, o un settore economico in particolare. Gli ambiti e la scala dell’analisi possono quindi essere ridotti ad esempio ad un singolo evento o territorio o gruppo di popolazione etc.. Operativamente, tale approccio può portare ad un contributo innovativo nell’analisi degli scenari da disastro che si presentano al singolo soccorritore che opera sul terreno, quando supportato dalle tecniche di realtà virtuale/immersiva. Molte ricerche e progetti, basati sulla realtà virtuale sono stati sviluppati in anni recenti per supportare i piani di intervento (coordinamento e attività operative sul terreno) [2,3]. Gli scenari possono essere costruiti aggiungendo gradualmente le diverse cause concorrenti, per consentire di testare direttamente l’influenza sull’operatività sul campo.

Complessità negli scenari da disastro

Il presentarsi di un evento di grande impatto generalmente modifica lo scenario reale nel quale i soccorritori sono chiamati ad operare, e nel quale le vittime devono muoversi, rispetto alla sua forma consueta. In generale, un gap sostanziale esiste tra ciò che la popolazione potrebbe comunemente attendere dal verificarsi dell’evento impattante e quello che ne risulta nel caso reale, a causa delle diverse variabili concorrenti. In termini estremamente semplici ed esemplificativi, è possibile considerare il caso di un evento off-shore quale un terremoto (o lo scorrimento della lava da un vulcano nel mare), che causa le conseguenti onde di maremoto. Sulla base delle esperienze comuni, si può immaginare la semplice situazione di una goccia d’acqua che, una volta lasciata cadere in un contenitore riempito di liquido, genera una serie di onde che si propagano fino ad infrangersi contro le pareti del contenitore. Similmente, se si agisce con una ferma spinta data sul fondo del contenitore, se non troppo rigido. Si potrebbe traslare tale idea di base sulla scala di un oceano, come situazione di partenza, per poi aggiungere gradualmente gli elementi (le parti) che concorrono successivamente alla costruzione dello scenario. In termini di simulazione dell’evoluzione, questo implica la descrizione fisica di alcune fasi salienti: l’evento “t₀”, tipicamente un distacco che accade sul fondo del mare; le risultanti onde, che solitamente si propagano in un regime per il quale è almeno soddisfatta l’eguaglianza D:λ=1:20, dove D è la profondità delle acque, e λ è la lunghezza d’ onda, con una velocità v=(gD)^1/2(dove g è l’accelerazione di gravità), non dipendente da λ, che consente loro di procedere quasi inalterate (si consideri inoltre che le variazioni significative del fondo avvengono su scale molto maggiori rispetto alle lunghezze d’onda in questione, quando lontano dalla costa); infine, l’infrangimento sulla costa, dove ci si aspetta una riduzione della lunghezza d’onda e un aumento dell’ampiezza (i meccanismi sono descritti nei testi di base, e in alcuni studi, esperimenti e simulazioni specifici, ad es. Ref [4,5]). Lo schema di base restituisce quindi la possibilità di calcolare i tempi di arrivo, conoscendo la distanza dall’epicentro. Quello che accade nel caso reale può risultare non esattamente sovrapponibile alla sola descrizione di base sopra riportata, a causa di una serie di effetti locali (elementi concorrenti allo scenario) che influenzano l’effettiva propagazione dell’evento. Un livello ulteriore di dettaglio andrebbe oltre gli scopi del presente lavoro, tuttavia è possibile riassumere almeno alcuni degli elementi che possono influenzare la rappresentazione finale dello scenario, quali: (i) la velocità di rottura, il tempo di risalita e la modifica del fondo marino durante l’evento-origine, che forniscono il profilo iniziale delle onde [4,6-7]; (ii) la correzione per le maree [6]; (iii) gli eventuali effetti locali dovuti all’interazione con le coste, il terreno e le isole, così come gli effetti di amplificazione delle baie chiuse, gli effetti di diffrazione e riflessione [4,6-7]. Tali elementi concorrono ad aumentare il livello di complessità del fenomeno, così come delle simulazioni collegate e quindi la sua rappresentazione virtuale/immersiva (ad esempio quando implicano la necessità di utilizzare modelli di evoluzione non lineari o quando i termini descrittivi dell’amplificazione delle onde a partire dalla costa differiscono da funzioni polinomiali [6]) ma allo stesso tempo ne restituiscono una rappresentazione più adeguata.

Quindi, la “sfida” per una conoscenza accurata dei fenomeni e delle caratteristiche locali che contribuiscono ad accrescere il grado di complessità degli scenari, la loro catalogazione e la possibilità di inserirli gradualmente all’interno delle simulazioni e delle conseguenti riproduzioni virtuali, può rappresentare uno strumento considerevole sia nell’addestramento mirato dei soccorritori, che per i gestori delle crisi, oltre ad avere un ruolo nell’incrementare la consapevolezza del rischio da parte della popolazione.

NB: al momento della stesura e pubblicazione dell’articolo i recenti fatti di Valencia non erano ancora accaduti, perciò per accompagnare visivamente lo scenario di intervento la redazione e l’autore hanno optato per un’immagine di fantasia. Quella a seguire. Alla luce però dei nuovi fatti e riproponendo la lettura digitale dello studio del dott. Mangione una recente immagine tratta proprio dall’emergenza spagnola si presenta come più che opportuna. Vedi immagine a destra.

Proposte metodologiche

La possibilità di incrementare la cognizione spaziale (intesa quale la capacità di avere contezza della posizione del proprio corpo all’interno di un ambiente, e di muoversi in questo senza perdersi) all’ interno di scenari complessi può contribuire in tutte le fasi collegate ad eventi impattanti. Una combinazione tra metodi utilizzati in ambiti differenti (quali la psicologia e le neuroscienze), le simulazioni numeriche (e la fisica in queste inclusa) e la realtà virtuale/immersiva può essere proposta quale schema per sviluppare strumenti utili allo scopo. In Ref [8] viene fatto uso di ambienti di realtà virtuale per indagare la qualità del trasferimento dell’apprendimento da un ambiente virtuale ad uno reale per indagare la cognizione spaziale, sulla base di tre fasi di conoscenza (Landmark, Route, e Survey), e secondo indicatori quali gli errori di percorso o le esitazioni. Nel caso di uno scenario da disastro, questa attività, sia essa inglobata nelle sessioni di addestramento o anche quale strumento digitale autoconsistente, risulterebbe di supporto per i soccorritori, i gestori delle crisi e anche per le popolazioni. I soggetti coinvolti, in una prima fase, aumenterebbero la loro capacità di fissare nell’immediatezza un numero sufficiente di punti di riferimento caratteristici individuati nei diversi scenari ipotizzati. In una fase successiva, i soggetti sarebbero allenati ad acquisire le vie più brevi tra i punti di riferimento individuati, al fine di stimare distanze e scorciatoie. Le task sarebbero presentate con livelli di complessità crescente. A tale scopo, sarebbero simulati scenari di disastri differenti, gradualmente implementati, sulla base dei diversi elementi che possono influire sulla reale evoluzione del fenomeno. Oltre che per i soccorritori, l’attività risulterebbe utile alle vittime dei disastri (si pensi ad esempio ai casi di persone con disabilità). In questo caso, lo scopo finale sarebbe di muoversi con rapidità e in sicurezza al’ interno dello scenario proposto, e possibilmente allontanarsi da esso (a differenza del caso dei soccorritori, che necessitano invece di raggiungerlo). Inoltre, risulterebbe interessante introdurre la distinzione tra task presentate in un riferimento esocentrico ed egocentrico rispettivamente [8]. Nel caso dei disastri, il primo punto di vista si riferirebbe ai gestori della crisi, mentre il secondo sarebbe più appropriato per i soccorritori e le vittime.

Conclusioni

L’utilizzo degli scenari virtuali da disastro con crescente livello di complessità dovuto a variabili di contesto, è stato preso in considerazione al fine di migliorare la capacità di cognizione spaziale di gestori della crisi, soccorritori, e vittime. All’interno di un approccio multidisciplinare, è stato proposto uno schema che coinvolge specifiche task per aumentare l’individuazione dei punti di riferimento e dei percorsi più rapidi e più sicuri per muoversi all’interno di uno scenario da disastro, al fine di raggiungere le aree di crisi, o di abbandonarle.

Reference

[1] https://tinyurl.com/2p86725b

[2] Bernardini, G. et al., A Non-Immersive VirtualReality Serious Game Application for FloodSafety Training, SSRN Electronic Journal,2022. DOI:10.2139/ssrn.4110990, 2022

[3] Lovreglio, R., Proceedings, Fire andEvacuation Modeling Technical Conference(FEMTC) 2020. https://www.researchgate.net/publication/3438091011961, 2020

[4] Stevenson, D., Physics Today 58, 6, 10 (2005).doi: 10.1063/1.1996451, 2005

[5] Uy, A., The Physics of Tzunami, TheUniversity of British Columbia

[6] Mori, N., CEJ, 2012, 54:1,1250001-1-1250001-27, DOI:10.1142/S0578563412500015, 2012

[7] Shigihara, Y., CEJ, 2021, https://doi.org/10.1080/21664250.2021.1991730,2021

[8] Wallet, G., Journal of Virtual Realityand Broadcasting, Volume 6, no. 4urn:nbn:de:0009-6-17577, ISSN1860-2037, 2009

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L’articolo è pubblicato in COELUM 270 VERSIONE CARTACEA

Stelle Giganti Sparse nel Blu – RCW 7

Di

Barbara Bubbi

-

13 Novembre 2024

RCW 7 (1) — ESA/Hubble & NASA, J. Tan (Chalmers University & University of Virginia), R. Fedriani (Institute for Astrophysics of Andalusia)

ABSTRACT

La regione di formazione stellare RCW 7 rappresenta un’affascinante finestra sul complesso processo di nascita delle stelle massicce. Situata nella costellazione della Poppa a circa 5.300 anni luce di distanza, RCW 7 è una vasta nebulosa in cui gas e polveri interstellari si aggregano e collassano, dando origine a giovani e potenti astri. La radiazione ultravioletta e i forti venti stellari emessi da queste stelle in formazione non solo illuminano, ma anche plasmano il materiale circostante, generando una regione HII dal caratteristico bagliore rosato. Lo studio di RCW 7, e in particolare del sistema binario IRAS 07299-1651, permette di comprendere meglio le dinamiche che regolano i primi stadi della vita stellare, offrendo nuove prospettive sui processi che plasmano le galassie e influenzano l’evoluzione delle nubi molecolari.

RCW 7 o NGC 2409 Regione di Formazione stellare

Luci stellari come brillantini sparsi in un cielo azzurro in cui si addensano a tratti nubi tempestose: è la turbolenta regione di formazione stellare RCW 7, soggetto di questa straordinaria ripresa del telescopio Hubble. RCW 7 è una vasta nebulosa ricca di gas e polveri interstellari. Ospita stelle in formazione particolarmente massicce, capaci di emettere forti radiazioni ultraviolette e impetuosi venti stellari, che illuminano e modellano il materiale circostante, trasformando questo insieme di nubi cosmiche in una variopinta regione HII.

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La nebulosa è situata a oltre 5.300 anni luce di distanza da noi, nella Costellazione della Poppa. Laggiù, per effetto della gravità, le nubi molecolari più dense collassano fino a dare origine a protostelle, circondate da dischi rotanti di gas e polveri da cui traggono nutrimento. L’energetica radiazione ionizzante emessa dalle giovani stelle massicce eccita l’idrogeno, portandolo a emettere luce e donando alla nube il caratteristico, delicato bagliore rosato. In aggiunta, i poderosi venti stellari contribuiscono a plasmare questo insieme intricato di gas e polveri, creando cavità nel mezzo interstellare o zone più dense in cui il gas può collassare per formare ulteriori stelle.

Credit: ESA/Hubble & NASA, J. Tan (Chalmers University & University of Virginia), R. Fedriani (Institute for Astrophysics of Andalusia)

Immerso in profondità in questa magnifica nursery stellare risplende un sistema stellare binario in formazione, IRAS 07299-1651, composto da due protostelle entrambe massicce e ancora circondato dalle vorticose nubi di polveri visibili nella parte superiore dell’immagine. Per poter osservare meglio questa stella binaria e le sue compagne neonate, è stata utilizzata la Wide Field Camera 3 a bordo di Hubble, che cattura la luce nel vicino infrarosso, in grado di penetrare le cortine di polveri oscuranti che avvolgono le stelle neonate. Molte delle altre stelle più grandi visibili nella ripresa non appartengono alla nebulosa, ma si interpongono lungo la nostra linea di vista.

Precedenti osservazioni in banda radio avevano permesso di dedurre che le due baby-stelle nel sistema IRAS 07299-1651 sono separate tra loro da una distanza di circa 180 unità astronomiche e che la loro massa totale è pari ad almeno 18 volte quella solare. In aggiunta si è appreso che ognuna delle due stelle, oltre ad essere circondata da un proprio disco circumstellare più piccolo, si nutre ancora del materiale contenuto in un singolo disco che le avvolge entrambe, alimentato su vasta scala dalla nube in via di collasso. Ma la scoperta più importante derivante dalle osservazioni è che la stella secondaria si è formata come risultato della frammentazione del disco presente originariamente attorno alla primaria. In base a questo processo, la seconda protostella, inizialmente più piccola, “ruba” alla sua compagna il materiale in caduta e il risultato finale potrebbero essere due stelle “gemelle” giganti piuttosto simili.

Studiare lo stadio precoce della formazione delle stelle massicce non è un compito semplice, pertanto il sistema si è rivelato un laboratorio fondamentale per ricavare informazioni cruciali sulle complesse dinamiche in atto all’interno di una singola nube molecolare. In particolare, non è ancora chiaro se le stelle massicce nascano come binarie già durante il collasso iniziale della nube o se le coppie si formino in fasi più tardive, magari per incontri occasionali in un ammasso stellare affollato. Le osservazioni del sistema supportano l’ipotesi che la suddivisione in due stelle avvenga fin dall’inizio del processo, in seguito a frammentazione del disco circumstellare, quando le protostelle si stanno ancora formando nella nube.

La creazione di una regione HII è l’inizio della fine per una nube molecolare gigante. Nel corso di pochi milioni di anni la radiazione e i venti delle stelle massicce, nonché potenti esplosioni di supernova, disperderanno gradualmente il gas. Solo una parte del materiale a disposizione nella nebulosa verrà incorporato in nuove stelle, mentre il resto andrà disperso nello spazio, per formare eventualmente altre nubi molecolari.

Descrizione dell’Immagine: La nebulosa RCW 7, un’affascinante raccolta di gas e polveri interstellari, è il soggetto della Hubble Picture of the Week. Situata a circa 5.300 anni luce dalla Terra nella costellazione della Poppa, questa nebulosa ospita stelle in formazione particolarmente massicce. Queste protostelle emettono radiazioni ionizzanti e venti stellari intensi, trasformando RCW 7 in una regione HII. In queste aree, l’idrogeno è ionizzato dalla radiazione ultravioletta delle giovani stelle, che conferisce alla nebulosa un caratteristico bagliore rosato. In particolare, Hubble ha osservato il sistema stellare binario IRAS 07299-1651, avvolto in un bozzolo di gas. Per penetrare il velo di polveri che circonda queste stelle, è stata utilizzata la Wide Field Camera 3 in luce infrarossa, capace di attraversare il gas e le polveri. La creazione di una regione HII rappresenta l’inizio della dispersione della nube molecolare: nel giro di pochi milioni di anni, la radiazione e i venti stellari disperderanno gran parte del gas, una parte del quale andrà a formare nuove stelle, mentre il resto verrà disperso nella galassia per generare future nubi molecolari.

Come Osservare

a cura di Cristian Fattinnanzi

Il cielo invernale, sebbene ci mostri la parte periferica della Via Lattea, nasconde una moltitudine di oggetti particolari ed interessantissimi, spesso di natura nebulare associata ad ammassi stellari. È il caso di questa tenue nebulosa blu che HST ci ha mostrato recentemente con un dettaglio incantevole, RCW 7, associata anche ad NGC 2409.

La posizione di RCW 7 nella costellazione della Poppa indicata con il punto rosso. Coordinate:: AR: 7h31m11.89s DEC: -17° 16′ 10.0″

Per rintracciarla, nella parte più settentrionale della costellazione della Poppa, potremo prendere come punti di riferimento la stella Sirio del cane Maggiore e spostarci di una decina di gradi verso est, in una zona famosa per la presenza della nebulosa “Snowman”, o anche “Pupazzo di neve”.

Purtroppo la regione in questione, per le latitudini italiane, non sale molto sopra l’orizzonte, spaziando tra i 25 ed i 35°, fondamentale sarà quindi tentare l’osservazione e la ripresa nei momenti vicini al culmine, nel periodo che va da inizio dicembre a fine febbraio.

Visualmente siamo di fronte ad un oggetto molto debole, quello che suggerisco è di tentare prima di tutto l’identificazione della nebulosa “Snowman”, chi dispone di strumenti con diametri oltre i 40 cm usati e di cieli bui non dovrebbe aver problemi a rintracciarla, a questo punto potrete esser certi di aver inquadrato anche il complesso nebulare oggetto di questo articolo.

Per cogliere digitalmente qualche dettaglio, sono consigliabili focali medio lunghe, per inquadrare la “Snowman” e le regioni appena circostanti. Il campo per contenere la nebulosa è di circa mezzo grado, pari a quello necessario per inquadrare la Luna piena. Se conosciamo la dimensione del nostro sensore, sarà bene usare una lunghezza focale circa 50 volte il lato breve del sensore stesso. Una volta identificata la regione in questione, potremo spingerci oltre per aumentare l’ingrandimento anche di 3-4 volte e tentare di risolvere dettagli più minuti.

I filtri nebulari possono dare un buon aiuto sia visualmente che nelle riprese CCD, in questo caso ovviamente sono da preferire quelli a banda più stretta, in modo da attenuare il disturbo luminoso dovuto alla bassa altezza sull’orizzonte.

Giudizio sulla difficoltà (1 oggetto molto semplice, 5 oggetto difficilissimo):

Visuale: 4/5

Fotografica: 3/5

RIF: https://esahubble.org/images/potw2425a/

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L’articolo è pubblicato in COELUM 270 VERSIONE CARTACEA

Indice dei contenuti

È nata una Stella di Neutroni

Di

Ranieri Zaninotti

-

12 Novembre 2024

Indice dei contenuti

Introduzione

Come tutti sappiamo, la materia che ci circonda è formata da atomi, costituiti a loro volta da un nucleo centrale fatto da protoni e neutroni, e dagli elettroni che gli gravitano vorticosamente intorno.

Un po’ meno noto è forse il fatto che un atomo è quasi completamente vuoto; il nucleo, infatti, ha un diametro che è circa un centomillesimo di quello dell’atomo che lo ospita, mentre gli elettroni sono addirittura considerati puntiformi. Quasi completamente vuoto, quindi, allora perché non si può schiacciare un po’?

Normalmente, stando alle nostre esperienze quotidiane, un gas (che è fatto da atomi o da molecole libere tra loro) può essere compresso facilmente in un volume un po’ più piccolo aumentandone semplicemente la pressione, esattamente come quando gonfiamo una ruota di una bicicletta, con il risultato che gli atomi del gas si avvicinano un po’ tra di loro, di pari passo cresce anche la densità.

Un’operazione però che non si può eseguire ad oltranza; succederà infatti prima o poi che, come in un liquido o in un solido, gli atomi saranno vicini a tal punto che i loro orbitali atomici arriveranno a toccarsi, inutile continuare a “pressare”, non si andrà oltre. O quasi.

Al centro del nucleo terrestre che è composto quasi esclusivamente di ferro e dove vigono pressioni elevatissime che arrivano a 360 GPa (circa 3,5 milioni di atmosfere), la densità sale a circa 13 g/cm³ contro il classico 7,8 g/cm³in condizioni normali; ancora più estremo è il centro del nostro Sole, dove, grazie ad una pressione di oltre 230 miliardi di atmosfere, la densità tocca picchi di circa 150 g/cm³, ovvero circa 20 volte la densità dell’acciaio.

Nane Bianche

Ma questo è solo l’inizio.

Una volta che il nostro Sole avrà terminato il suo combustibile nucleare, la materia che lo compone, non più sorretta dall’energia prodotta dalle reazioni nucleari, collasserà su se stessa, aumentando sempre di più la sua densità.

In condizioni normali la pressione di un gas ideale è proporzionale alla sua temperatura e alla sua densità; superando però una densità di 10⁵ g/cm³, le distanze interatomiche sono tali che le nubi elettroniche dei vari atomi sono portate a compenetrarsi a vicenda e, viste le temperature in gioco (circa cento milioni di gradi Kelvin) sono completamente ionizzati, formando così un gas di nuclei ed elettroni; raggiunto il milione di gr/cm³ (1.000 kg/cm³), la pressione del gas è a un livello tale che essa risulta indipendente dalla temperatura e non segue più le leggi classiche, bensì viene regolato in base alla fisica della materia condensata, in cui il maggior contributo alla pressione è dato dal principio di esclusione di Pauli (vedi Coelum Astronomia n°258 pag.92).

Questa sostanza che abbiamo ottenuto, un gas di Fermi relativistico, è chiamata ‘gas degenere di elettroni’, si comporta non differentemente da un gas di elettroni allo zero assoluto e la sua densità media è dell’ordine delle tonnellate per centimetro cubo (un elefante adulto pesa tre tonnellate, pensate a condensarlo in una zolletta di zucchero).

Ma questo gas degenere è ancora relativamente comprimibile: aumentando la pressione, se la massa della stella di partenza è sufficiente, gli elettroni acquisteranno sempre maggiore velocità e la densità salirà di conseguenza; ne deriva che una nana bianca, dalle dimensioni tipicamente paragonabili a quelle della Terra, sarà stranamente più piccola nelle stelle con maggiore massa, grazie alla pressione finale più elevata.

Questo però vale fino a che la massa della stella rientra entro un certo valore, chiamato “limite di Chandrasekhar”; per i più arditi, questo valore si ottiene applicando la formula

dove ħ è la Costante di Planck ridotta, c è la velocità della luce nel vuoto, G è la Costante Gravitazionale, μ_e è la massa molecolare media per elettrone che dipende dalla composizione chimica della stella, m_H è la massa dell’atomo di idrogeno e ω⁰₃ (≈ 2.0182) è una costante connessa alla soluzione dell’equazione di Lane-Emden (fonte: Wikipedia), e vale 1,44 masse solari.

Un’immagine ad alta definizione di Cassiopea A, che contiene
una stella di neutroni vicino al suo centro (Autore: Space Telescope
Science Institute Office of Public Outreach; Ringraziamenti:
NASA, ESA, CSA, STScI, D. Milisavljevic (Purdue University), T.
Temim (Princeton University), I. De Looze (University of Gent).

Stelle di Neutroni

Superato questo valore, la densità cresce sempre più e con essa la velocità degli elettroni, che giunge ad essere vicina a quella della luce; a questo punto, gli elettroni urtano così violentemente i protoni dei nuclei da fondersi con essi, dando origine ai neutroni.

È nata una stella di neutroni.

In realtà il processo è più complesso e comunque non omogeneo; un neutrone, nel vuoto e in quiete, ha una vita media di circa 15 minuti, e decade in un protone, un elettrone e un antineutrino:

l’energia rilasciata da questa reazione, distribuita come energia cinetica nelle tre particelle ottenute, è di 0,782±0,013 MeV, e questo significa che, per mantenere stabile un neutrone indefinitamente, è necessario rendere questo decadimento non più conveniente dal punto di vista energetico.

Ora, un aumento della densità del gas degenere comporta un innalzamento del livello di Fermi e quindi un corrispondente aumento dell’energia cinetica di ogni singola particella del gas, fino a che questo raggiunge la soglia necessaria a impedire quanto sopra e addirittura a ottenere il processo inverso, ovvero il processo chiamato neutronizzazione:

dove alcuni elettroni liberi vengono catturati dai protoni presenti nei nuclei, rilasciando neutrini che sfuggono dalla stella e formando neutroni, rendendone così i nuclei sempre più ricchi a spese dei protoni originari; la conseguenza è che il rapporto neutroni/protoni aumenta, creando nuclei che in condizioni normali sarebbero altamente instabili e decadrebbero quasi istantaneamente, ma che ora risultano stabili visto l’alto livello di Fermi degli elettroni e al gas degenere; contemporaneamente, grazie alla cattura elettronica, la pressione del gas cala e le forze gravitazionali possono continuare il loro lavoro di compressione.

Scendendo verso le profondità della stella, al crescere della densità i nuclei tenderanno ad avere un numero di massa sempre maggiore: fino a un ρ<10¹¹ g/cm³ (ρ è rho, o ro: la diciassettesima lettera dell’alfabeto greco, e indica la densità) prevarranno quelli con numero di massa attorno agli 80, mentre arrivati a ρ=2×10¹¹ g/cm³ predomineranno quelli vicini a 120.

Arrivati ad una densità critica di 4,3×10¹¹ g/cm³, inizia quello che viene chiamato il ‘gocciolamento di neutroni’, ovvero un fenomeno in cui questi ultimi iniziano a fuoriuscire dai nuclei, dato che la forza di coesione nucleare n-n è inferiore a quella p-p e non è più sufficiente a mantenerli coesi; questo processo continua scendendo sempre più in profondità fino alla dissoluzione totale dei nuclei, o, meglio, fino al punto in cui questi tendono ad avere una distribuzione della densità nello spazio sempre meno localizzata nei loro centri, arrivando a sovrapporsi attorno a un ρ=2×10¹⁴ g/cm³; il risultato è così un gas degenere di neutroni liberi, con la presenza di un 2 o 3% di elettroni e protoni a un ρ=3×10¹⁴ g/cm³.

A pressioni più elevate, andando verso il centro, neppure i neutroni riusciranno a sopravvivere, come vedremo.

Mosaico tratto da 24 immagini effettuate dall’Hubble Space
Telescope tra il 1999 e il 2000 della Nebulosa del Granchio, al
cui centro troviamo una stella di neutroni. Crediti:NASA/JWST

Struttura di una Stella di Neutroni

Una volta terminata l’implosione della stella, otterremo un oggetto di una ventina di chilometri di diametro e fatto a strati, un po’ come una cipolla:

Atmosfera

All’esterno troviamo una sottile atmosfera di carbonio spessa solo 10 centimetri, con una temperatura di circa 2 milioni di gradi Kelvin e una densità simile a quella del diamante vista l’enorme gravità presente sulla superficie, ovvero circa 100 miliardi di volte a quella a cui siamo normalmente abituati (analisi ottenuta dalle recenti osservazioni da parte di Chandra sulla Pulsar presente in Cassiopea A).

Per confronto, la nostra atmosfera si innalza per circa 100 km e ha una densità al livello del mare di 0,001 g/cm³.

Crosta Esterna

Subito sotto troviamo la crosta esterna, profonda circa 200 metri con un ρ che va da ≃ 1×10⁹ g/cm³a ≃ 4×10¹¹, costituita da nuclei che partono dal ⁵⁶Fe negli strati superiori ma che aumentano di massa e soprattutto di neutroni a mano a mano che si scende, fino a quando non inizia il fenomeno del gocciolamento dei neutroni; si presume che il fenomeno grazie al quale un nucleo di ⁵⁶Fe possa aumentare di massa fino a divenire ad esempio ¹²²Rb, fenomeno tutt’altro che banale, sia dovuto alla fotodisintegrazione di alcuni nuclei in particelle α e alla ricombinazione di queste ultime.

Grazie all’estrema gravità, le eventuali ‘montagne’ presenti sulla superficie sarebbero alte non più di qualche frazione di millimetro

Crosta Interna

C’è poi la crosta interna, spessa circa un chilometro e che arriva ad un ρ ≃ 2×10¹⁴g/cm³, pari alla densità nucleare, e che è composta da un reticolo cristallino di nuclei, elettroni relativistici e un superfluido di neutroni.

Questa zona finisce quando i nuclei iniziano a dissolversi

Nucleo Esterno

Il nucleo esterno invece è essenzialmente costituito da neutroni superfluidi, con una piccola percentuale di protoni superconduttivi ed un’identica quantità di elettroni degeneri relativistici, necessari per mantenere un equilibrio nelle cariche elettriche e che poi scompaiono completamente nella parte più interna (si arriva fino a un ρ circa doppio alla normale densità nucleare).

A queste densità inizia la creazione di particelle che normalmente non sono stabili in condizioni normali: attorno a un ρ di 2×10¹⁴g/cm³, il livello di Fermi degli elettroni raggiunge quello della massa di un muone (particella che come simbolo μ, che a riposo ha una massa di 105 MeV), e a questo punto diviene più conveniente introdurre un muone negativo con energia cinetica nulla piuttosto che creare un elettrone con un’alta energia cinetica.

Nucleo Interno

Il nucleo interno è ancora più interessante: viste le estreme densità ed energie raggiunte, vengono a crearsi le condizioni per cui è più conveniente creare degli iperoni ‘pesanti’ piuttosto che mantenere dei semplici neutroni, che hanno una massa a riposo minore; iniziano così ad essere create particelle come Σ⁻, Λ⁰ e altre ancora, con masse sempre più elevate a mano a mano che la pressione aumenta.

Altre teorie poi prevedono l’esistenza al centro di questi corpi celesti di un plasma di quark in stato superconduttivo e di gluoni, e altre ancora che ipotizzano la formazione in tali condizioni di quella che viene chiamata ‘materia strana’, formata da quark strani e che si presume possa addirittura rimanere stabile al di fuori di quelle immense pressioni; capire quali di queste teorie corrisponda al vero è tutt’ora una questione molto delicata e ben lungi dall’essere completamente chiarita, anche perché non è neppure sicuro che si riescano a raggiungere tali densità senza che la stella collassi definitivamente in un buco nero.

Tuttavia osservazioni recenti effettuate con l’osservatorio a raggi X Chandra hanno trovato due candidate precedentemente considerate stelle di neutroni ‘normali’, dove una risulta molto più piccola e l’altra molto più fredda di quello che dovrebbero essere secondo le leggi fisiche oggi conosciute, suggerendo l’ipotesi che esse siano composte da materia più densa del neutronio; queste deduzioni sono comunque messe in dubbio da parecchi ricercatori, e non sono conclusive.

Stelle da record

Con queste premesse, arrivare a stracciare dei record è molto facile, vediamoli insieme:

Campo Magnetico

Alcune stelle di neutroni hanno dei campi magnetici miliardi di volte di quello terrestre (che è di circa 50 μTesla), e in questi casi prendono il nome di Magnetar (contrazione di ‘Magnetic Star’).

Attualmente se ne conoscono meno di 30, e quella che ha la palma per il campo magnetico più potente sembra essere la SGR 1806−20, una stella sita a 42.000 anni luce da noi il cui campo, secondo il McGill Online Magnetar Catalog, arriva alla bellezza di 2×10¹¹ Tesla.

Tenete presente che una simile intensità ucciderebbe qualunque essere umano lacerandone i tessuti a una distanza di oltre 1000 km per via del diamagnetismo dell’acqua, e che arriverebbe a smagnetizzare una carta di credito a una distanza corrispondente a quella dalla Terra alla Luna; inoltre questi campi deformano le strutture orbitali degli atomi facendo loro assumere la forma di un sigaro, così che, sottoponendo un atomo di idrogeno a un campo di 10¹⁰ Tesla, questo si allunga di 200 volte il proprio diametro originario.

Velocità di Rotazione

Tutti sappiamo che il periodo di rotazione terrestre è di 24 ore (un giorno), mentre il Sole ruota attorno al proprio asse in 27 giorni circa; quando però una stella collassa su se stessa, a causa della legge di conservazione del momento angolare (così come una pattinatrice che accelera la sua rotazione chiudendo le braccia), la stella è costretta ad accelerare in maniera vertiginosa la propria rotazione.

Tipicamente, le stelle di neutroni ruotano su se stesse con periodi che vanno da 1 a 30 secondi, ma uno studio del 2007 ha rilevato che la pulsar chiamata XTE J1739-285 ha un periodo di poco superiore ai 0,8 millisecondi (anche se in tempi successivi altri astronomi non sono riusciti ad ottenere lo stesso risultato), quindi la palma andrebbe a PSR J1748-2446ad, con una velocità di rotazione di 716 giri al secondo.

C’è comunque un limite alla velocità di rotazione raggiungibile: se questa superasse infatti i 1.500 giri al secondo, nonostante l’intensissima attrazione gravitazionale le pulsar potrebbero andare in pezzi; inoltre, oltre i 1.000 giri al secondo le stelle perderebbero più velocemente energia di quanto il processo di accrescimento possa renderle veloci grazie alla produzione di onde gravitazionali.

Gravità

Le stelle di neutroni sono gli oggetti ‘solidi’ (quindi buchi neri esclusi) con il campo gravitazionale più intenso sulla loro superficie, che arriva ad essere cento miliardi di volte (10¹¹) quello terrestre, e quindi una monetina da un euro peserebbe lì come 200.000 (duecentomila) elefanti sulla Terra; questo comporta anche una velocità di fuga elevatissima, che è circa un terzo della velocità della luce nel vuoto (100.000 km/s).

Sono valori enormi: se un malcapitato astronauta volesse avventurarsi sulla sua superficie, nell’improbabile caso che riuscisse ad atterrare sano e salvo (dovrebbe sopportare enormi forze mareali mentre si avvicina, proprio come succede avvicinandosi ad un buco nero), verrebbe stritolato, schiacciato e infine annichilito dal calore presente e da quello generato dai suoi atomi leggeri, che subirebbero una fusione nucleare.

Densità

Beh, che dire, ci piace vincere facile 🙂

La densità nel nucleo interno, secondo quanto teorizzato, sarebbe dell’ordine dei 10¹⁵gr/cm³, ovvero l’equivalente di oltre 2.000.000.000 (due miliardi!) di elefanti per ogni cucchiaino da tè di detta sostanza (10 ml), oppure 1.400 (millequattrocento!) piramidi di Cheope, se preferite!

Da tenere presente che la densità all’interno di un nucleo atomico in condizioni normali è dell’ordine dei 10¹⁴g/cm³

Pressione

Qua è più difficile fare mente locale, visto che non abbiamo nessuna pietra di paragone a noi familiare che si possa facilmente usare.

Come stima dell’ordine di grandezza, diverse fonti riportano una pressione all’interno del nucleo di una stella di neutroni un valore di circa 10³⁵ Pa (Pascal); ora, tenuto conto che 10⁵ Pa equivalgono circa alla pressione dell’aria sulla superficie terrestre, avremo che la pressione al centro di una stella di neutroni è in una prima approssimazione equivalente a:

10³⁰ volte la pressione dell’aria al livello del mare (P = 10⁵ Pa)
10²⁷ volte la pressione nella Fossa delle Marianne (P = 10⁸ Pa)
2,5×10²³ volte la pressione al centro della Terra (P = 4×10¹¹ Pa)
3×10¹⁸ volte la pressione esistente nel centro del Sole (P = 3×10¹⁶ Pa)

Numeri a cui è difficile dare un senso; diciamo quindi solo che, nel centro di una stella di neutroni, la pressione è circa tre miliardi di miliardi di volte più forte che nel centro del Sole.

E ho detto tutto.

Riferimenti

Bernardini, C. Guaraldo: Fisica del Nucleo
Gittins, N. Andersson: Modelling neutron star mountains in relativity

Craig Heinke:Chandra X-Ray Observatory -Chandra Peers into Neutron Stars

Andrew W. Steiner: neutronstars.utk.edu

NASA’s HEASARC: Education& Public Information (per dimensioni e spessori degli strati)

Chandra X-Ray Observatory: press_110409

L’articolo è pubblicato in COELUM 266 VERSIONE CARTACEA

Nebulosa di Orione | M42 |

Photo-Coelum

Di

Alessandro Passeggia

-

3 Novembre 2024

La protagonista dell’arco celeste invernale: M42

Salve a tutti appassionati Astronomi. Vi lascio una mia opera fatta nella serata di Halloween: Nebulosa di Orione | M 42 |, situata al di sotto della cintura nella costellazione di Orione a 1.350 anni luce dalla Terra.

La Nebulosa di Orione è un oggetto ad emissione a luce diffusa ed è facilmente visibile ad occhio nudo non solo grazie alla sua luminosità (magnitudine apparente di +4.0) ma alla sua immensa grandezza di circa 24 anni luce (pari a 210 mila miliardi di km).

La nebulosa si è generata grazie ad una potente esplosione di una stella (attualmente “Nana Bianca”), chiamata comunemente in astronomia con il termine: “Supernova”. I colori della nebulosa sono dovuti ai gas espulsi dalla stella stessa che lo ha generato (presente nel nucleo di Orione se andiamo a zoomare la fotografia). Gli astronomi hanno rilevato che all’interno di questo ammasso di gas e polveri ci sono degli elementi in particolare che compongono la nebulosa e sono: “idrogeno molecolare, acqua, il monossido di carbonio, la formaldeide, il metanolo, l’etere dimetilico, l’acido cianidrico, l’ossido e il biossido di zolfo”.

La Nebulosa di Orione è soprannominata come una “fucina di stelle”. Attualmente, nella regione Sud della nebulosa, si possono notare dei “dischi neri” (dischi protoplanetari) di dimensione importante che ruotano attorno ad una piccola stella (nana bruna) appena nata: questo vuol dire che si formando dei nuovi sistemi solari (sistemi extrasolari) nella quale presenteranno nuovi pianeti e oggetti celesti di varia forma e dimensione, esattamente com’è successo al nostro sistema solare circa 5 miliardi di anni fa. Sembra assurdo ma è reale.

La Nebulosa di Orione brilla nel periodo invernale, scomparendo poi nei periodi estivi dell’anno regalando uno spettacolo senza eguali, permettendo all’umanità di conoscere com’è stato l’avvenire del nostro sistema solare.

Questa foto è stata scattata dal mio semplice Seestar S50 e processata su PixInsight.

•- IL MIO SETUP -•

• Telescopi: Skywatcher 305/1500 – Seestar S50

• Montature: EQ6 – R Pro | Alt/Az Seestar S50

• Camera: Sony IMX 462 (Seestar S50) | SW 300″ (Camera del Samsung S23+ Ultra per il Planetario).

Cieli sereni ✨️.

SUPERNOVAE aggiornamenti del mese – Novembre 2024

Di

Fabio Briganti

-

31 Ottobre 2024

a cura di Fabio Briganti e Riccardo Mancini

RUBRICA SUPERNOVAE COELUM N. 126

SUPERNOVAE AGGIORNAMENTI di Fabio Briganti e Riccardo Mancini

Questo mese soffermiamo la nostra attenzione su tre supernovae, che ci riguardano da vicino e che possiamo definire come semi-amatoriali. Sono state infatti scoperte da una coppia di astrofili italiani, controllando però immagini ottenute con strumentazione professionale. I due bravi ed esperti astrofili sono: Mirco Villi e Michele Mazzucato, mentre la strumentazione professionale è quella del CRTS Catalina che utilizza il telescopio Cassegrain di 1,5 metri di diametro dell’osservatorio americano sul Mount Lemmon in Arizona. Le tre supernovae sono oltre la mag.+20 e sono state scoperte in ordine cronologico: la prima AT2024wpa individuata la notte del 12 settembre nella galassia a spirale barrata PGC71752 posta nella costellazione dei Pesci a circa 180 milioni di anni luce di distanza; la seconda AT2024ycq individuata la notte del 13 ottobre nella galassia irregolare UGC4882 nella costellazione della Lince a circa 130 milioni di anni luce di distanza; infine la terza SN2024yhg della notte del 15 ottobre nella galassia lenticolare UGC1596 costellazione del Triangolo a circa 210 milioni di anni luce di distanza. Nota: La galassia UGC 1596 accompagnata in cielo dalla galassia a spirale vista di taglio UGC1591, posta anche lei a circa 210 milioni di anni luce di distanza ed entrambe vicine (circa 6°) alla più bella e famosa galassia a spirale M33.

1) Immagine di scoperta della AT2024wap in PGC71752 ripresa dal Catalina con il telescopio Cassegrain da 1,5 metri.

2) Immagine di scoperta della AT2024ycq in UGC4882 ripresa dal Catalina con il telescopio Cassegrain da 1,5 metri.

3) Immagine di scoperta della SN2024yhg in UGC1596 ripresa dal Catalina con il telescopio Cassegrain da 1,5 metri.

Se per le prime due supernovae non è stato ad oggi ripreso uno spettro di conferma, forse anche a causa della debole luminosità, per la terza (SN2024yhg) la situazione è ben diversa.

4) Immagine della SN2024yhg in UGC1596 ripresa da Claudio Balcon con un Newton da 410mm F.5 somma di sei immagini da 60 secondi.

5) Immagine della SN2024yhg in UGC1596 ripresa dall’astrofilo spagnolo Jordi Camarasa in remoto dalla Namibia con un riflettore da 360mm F.8,4 somma di due immagini da 60 secondi.

Scoperta quando mostrava una luminosità pari alla mag.+20,3 nei giorni la sua luminosità è aumentata fino a raggiungere intorno al 25 ottobre la mag.+17,5. Nella notte del 22 ottobre dall’Osservatorio di Mauna Kea nelle Isole Hawaii, con il telescopio UH88 da 2,2 metri di diametro, è stato ripreso lo spettro di conferma. Si tratta di una supernova di tipo Ia-91bg-like, una sottoclasse di supernova di tipo Ia che i cui soggetti si mostrano leggermente più deboli ed evolvono più rapidamente. Hanno gli spettri con righe più strette e presentano le righe del Calcio e del Titanio più intense e meno quelle del Ferro, rispetto ad una tradizionale supernova di tipo Ia. La galassia UGC1596 ha un modulo di distanza di pari a 34, se questa supernova fosse stata una normale tipo Ia, la sua luminosità sarebbe salita fino alla mag.+15 (34-19=15). Comunque la posizione della galassia ospite in questo periodo dell’anno è ottimale trovandosi quasi allo Zenit già in prima serata. Non sarà perciò difficile ottenere una buona immagine di questa supernova italo-americana insieme a questa interessante coppia di piccole galassie.

Immagine della SN2024yhg in UGC1596 ripresa da Riccardo Mancini con un Newton da 250mm F.5 somma di 20 immagini da 180 secondi.

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Il Progetto DUSTER – Polvere di Luna

Di

Sebastiano de Franciscis

-

27 Ottobre 2024

[2] https://it.frwiki.wiki/wiki/Sonde_de_Kelvin

Mentre alcune agenzie spaziali si preparano per le prossime missioni di ritorno sulla Luna, scienza e ingegneria devono affrontare la sfida di misurare, controllare e mitigare un importante rischio ambientale associato: la polvere. Nasce il progetto DUSTER

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Dalla polvere sulla Terra…

La polvere è onnipresente e può diventare un vero incubo. Sulla Terra, questo conglomerato di minuscole particelle, composte da acari, fibre, terra e polline, si trova su ogni tipo di superficie. Quando viene smossa, la polvere depositata può rimanere sospesa nell’aria: alcuni ne restano affascinati nel vederla illuminata dalla luce solare, tracciando traiettorie Browniane, mentre altri semplicemente starnutiscono. Fortunatamente, utilizzando uno strofinaccio o un aspirapolvere, ce ne possiamo facilmente liberare.

…alla polvere sulla Luna

Peró la polvere può essere fastidiosa e sgradevole anche fuori dalla nostra Terra, più in là, nello spazio. Quando gli astronauti delle missioni Apollo tornarono a casa dal nostro satellite, si resero conto di avere della polvere, proveniente dalla superficie lunare, attaccata alle tute spaziali, la quale provocava irritazione alla gola e lacrimazione.

Figura 0 L’astronauta dell’Apollo 17 Harrison Schmitt mentre raccoglie un campione di terreno, con la sua tuta spaziale ricoperta di polvere. Credito: immagine NASA AS17-145-22157.

Sulla Luna la polvere è composta da minuscole particelle affilate e abrasive, generate da granelli di roccia frantumata dall’impatto di meteoriti e micrometeoriti sulla superficie lunare. Sono particelle, dotate di carica elettrostatica e si attaccano su tutte le superfici, dalle tute spaziali alle parti strumentali elettroniche ed ottiche dei moduli spaziali, e possono persino infiltrarsi nei polmoni degli astronauti.

A differenza della Terra, sulla Luna non è così facile liberarsi da questi minuscoli detriti nonostante i tentativi degli equipaggi di spazzarli via dalle loro tute spaziali con spazzole o spesso con le mani, nessuno dei metodi è risultato efficace. La minore gravità lunare – un sesto di quella terrestre – inoltre fa sì che le minuscole particelle rimangano sospese per più tempo e possano quindi penetrare più profondamente nei polmoni.

Venere visto dalla Luna — Quando la missione Apollo orbitò attorno al lato nascosto della Luna, gli astronauti videro un arco di luce incredibilmente luminoso brillare all’orizzonte subito dopo il tramonto. Il punto luminoso in alto è il pianeta Venere. Credito: NASA.

Insomma saper controllare la presenza di polvere, che si trova anche sulla superficie di Marte, come su comete e asteroidi, rappresenta una vera sfida per le future missioni di esplorazione – sia con equipaggio umano che robotiche – su diversi corpi del Sistema Solare, incluso sul nostro satellite. Oltre a compromettere la salute degli astronauti per irritazione e inalazione, la polvere lunare ha molti altri effetti deleteri sulla strumentazione e l’equipaggiamento tecnico: tra i tanti il danneggiamento e la rottura delle tute spaziali, l’oscuramento della visione esterna, a causa del deposito sulle lenti delle telecamere e dei visori, false letture strumentali, perdita di adesione, intasamento delle meccaniche, abrasione, problemi di controllo termico (per esempio surriscaldamento dei radiatori), guasti nelle giunture sigillanti, l’elenco è decisamente lungo!

Differenze tra il suolo terrestre e lunare

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Continuiamo allora il nostro viaggio, perché la vita e le scoperte dell’astronomo americano ci offrono molto altro.

All’indomani della prima guerra mondiale, a cui partecipò arruolandosi ma senza mai combattere, nel 1919, il direttore dell’Osservatorio di Mount Wil

Sebbene usiamo la stessa terminologia, esistono notevoli differenze tra il suolo terrestre e quello lunare. Sulla Terra, il suolo si forma tramite processi biologici, fisici (erosione causata da acqua, vento ed altri agenti atmosferici) o chimici. D’altra parte il suolo lunare è privo di materia organica e si forma esclusivamente per frantumazione e rottura meccanica di meteoroidi e dall’interazione con il vento solare e altre particelle ad alta energia.

A differenza della Terra, dove i ciottoli si erodono e arrotondano col passare del tempo a causa dell’esposizione agli elementi naturali, il suolo lunare non é soggetto a erosione significativa. Senza vento né acqua che consumino i loro bordi, i granelli di suolo lunare rimangono estremamente affilati e angolosi. Affilati come il vetro, ma sottili come la polvere terrestre, questi granelli possono avere una dimensione inferiore a 20 μm, il che li rende straordinariamente dannosi mediante dinamiche differenti rispetto a quelle osservate sulla Terra.

Un’altra differenza con la Terra è che la polvere lunare non è compatta. Qualsiasi minima attività sulla sua superficie ne può sollevare grandi quantità, anche senza astronauti che camminano o un modulo lunare che si posa sul suolo. Sono state osservate particelle e nuvole di polvere fluttuare da pochi centimetri fino ad alcuni metri al di sopra della superficie, nonostante l’assenza di vento o acqua che possa generare un simile comportamento e allora da cosa dipende? Sulla Luna, persino minuscole particelle possono muoversi lungo grandi distanze. L’attività della polvere lunare è attribuita alle forze elettrostatiche e fenomeni simili potrebbero verificarsi anche su altri corpi celesti senza atmosfera, come comete o asteroidi.

Caricate le polveri, la polvere è carica

La polvere lunare ha un’apparenza ed un comportamento diverso a seconda della sua localizzazione sulla superficie in relazione alla posizione del Sole, ovvero in funzione dell’angolo zenitale.

Il lato diurno della Luna infatti è esposto alla radiazione solare, la quale, nella banda dell’ultravioletto (UV) e dei raggi X, provoca la fotoemissione di elettroni. Ciò genera una leggera carica elettrica positiva nella polvere di questa faccia della Luna, con un potenziale di circa 10V, che la fa aderire a ogni tipo di superficie, in modo simile a come avviene con l’elettricità statica sulla Terra.

Al contrario, sul lato notturno, la superficie lunare è influenzata solo dal plasma circostante, proveniente dal vento solare e la principale fonte della carica elettrica dei granelli di polvere é dovuta alla cattura di elettroni da parte del plasma, parzialmente mitigata dall’emissione di elettroni secondari dalla superficie. Si tratta di un potenziale negativo stimato tra -100V e -200V al di fuori della magnetosfera terrestre [1][2].

Vicino al terminatore, la regione che divide la zona illuminata dal sole da quella in ombra, si producono a questo punto, forti campi elettrici a causa della rapida transizione da potenziali positivi a negativi. Ci sono poi le strutture di media o piccola scala, come crateri o rocce, che possono contribuire ad amplificare il fenomeno. E’ proprio il campo elettrico generato il principale indiziato della levitazione elettrostatica e successivamente del trasporto orizzontale dei granelli di polvere lunare dall’emisfero oscuro a quello illuminato dal Sole, dovuto alla differenza della lunghezza di Debye[1] (vedi figura 1).

Grafico del plasma che circonda la Luna — Fig. 1. Rappresentazione (non in scala) del plasma circostante la luna che indica i vari processi di generazione di cariche che agiscono sulla superficie della Luna: fotoelettroni emessi dai raggi UV solari e raggi X a bassa energia, elettroni del plasma termico incidente e ioni del plasma in forma di fasci, nonché elettroni di emissione secondaria. Le frecce circolari sul lato diurno lunare indicano i fotoelettroni di “ritorno” che non sono in grado di sfuggire alla superficie caricata positivamente. La discontinuità nell’estensione dello strato di plasma, proprio sulla parte diurno terminale, indica la transizione da uno stratofreddo e ricco di fotoelettroni sopra una superficie con carica netta positiva (λD∼1m) a uno strato di Debye piú tenue e più caldo sopra una superficie carica netta negativa ( λD∼10m). Credito: [2].

Il progetto DUSTER

Mentre agenzie spaziali come la NASA si preparano a tornare sulla Luna, alcuni gruppi internazionali di ricercatori in scienza ed ingegneria stanno studiando a fondo le proprietà fisiche della polvere superficiale lunare, con l’obiettivo di valutarne i rischi di contaminazione ed elaborare quindi le strategie per attenuare in maniera efficace i possibili danni, sia per la salute degli astronauti sia per gli strumenti spaziali.

Logo del progetto Duster

Un team coordinato dal “Institut royal d’Aéronomie Spatiale de Belgique” (BIRA-IASB, reale istituto belga di aeronomia spaziale belga), ha unito gli sforzi con l’ “Office national d’études et de recherches aérospatiales” (ONERA, laboratorio nazionale aerospaziale francese), dell’ “Instituto de Astrofisica de Andalucía” (IAA-CSIC, istituto di astrofisica andaluso, spagnolo) e della societá aereospaziale spagnola Thales Alenia Space–España (TAS-E) nel progetto “Horizon Europe DUSTER”.

DUSTER, acronimo di “Dust Study, Transport, and Electrostatic Removal for Exploration Missions” (Studio della polvere, del trasporto e della rimozione elettrostatica per le missioni di esplorazione spaziale), ha come obiettivo principale quello di studiare la carica elettrostatica e l’adesione dei granelli di polvere del regolite lunare, vale a dire del sottile strato incoerente di polvere, pulviscolo e pietre che copre la superficie del nostro satellite.

Uno studio che diviene cruciale per comprendere il trasporto dei granelli di polvere sulla superficie di corpi celesti privi di atmosfera. A partire da esperimenti di laboratorio, DUSTER ha l’obiettivo di sviluppare un modello tecnico-ingegneristico di uno strumento capace di realizzare le necessarie misure per osservare e valutare i fenomeni inerenti le polveri in situ, sulla superficie lunare.

Inoltre, DUSTER è impegnato nella progettazione della tecnologia necessaria per spostare elettrostaticamente i granelli di polvere in modo controllato, implementando un primo passo verso un dispositivo per la pulizia delle superfici sensibili.

I test sulla polvere lunare artificiale in un ambiente spaziale simulato

Per comprendere meglio la carica del regolite nello spazio, il team di DUSTER sta analizzando come prima cosa la carica delle polveri ricreate in laboratorio, sfruttando un approccio sperimentale e di modellizzazione. L’installazione di DROP (Dust Regolith Or Particles) nell’istituto ONERA di Toulouse riproduce le condizioni dell’ambiente lunare nel modo più realistico possibile (vedi figura 2). Questa camera a vuoto è dotata di una pompa turbomolecolare che consente di effettuare dei test a una pressione di 10^-6 mbar. Per simulare l’irradiazione solare del suolo, viene utilizzato un fascio di fotoni ultravioletti sottovuoto (VUV) pari al flusso solare per illuminare lo strato di polvere. Il potenziale medio della polvere dopo l’irradiazione VUV viene misurato con una sonda Kelvin [2] senza contatto. La polvere attratta dalla griglia e dagli elettrodi viene raccolta in un pozzo di Faraday [3] (vedi figura 3).

Camera Dust — Fig. 2 La camera Dust Regolith Or Particles (DROP) sviluppata dall’istututo ONER, Office National d’Études et de Recherches Aérospatiales, di Toulouse, utilizzata per effettuare esperimenti di laboratorio. Credito: ONERA.

Grazie ad un simile apparato, gli scienziati hanno la possibilità di misurare diverse grandezze fisiche, tra cui il campo elettrico necessario per generare un flusso di granelli carichi, la carica elettrica trasportata dagli stessi, i parametri di carica e il campo elettrico sulla superficie dello strato di polvere.

L’accesso diretto al suolo lunare è complicato, è ovvio, e perciò gli scienziati e ingegneri si avvalgono di polveri lunari artificiali, progettate per riprodurre quanto più fedelmente quelle che si trovano realmente sulla superficie della Luna e utilizzate per simulare il comportamento della polvere lunare nei rispettivi laboratori. Sono disponibili diversi tipi di prototipi di polvere lunare, conosciuti in gergo tecnico con le sigle di JSC-1A, LHS-1 e LMS-1. Per i suoi test, l’ONERA ha scelto il JSC-1A (Johnson Space Center-One A), ottenuto dalla frantumazione di rocce basaltiche.

Fig. 3 Configurazione del rilevatore di polveri per il progetto DUSTER: uno sguardo all’interno della camera DROP. Il supporto per la polvere lunare misura 5×5 cm², e dispone di un foro centrale per collocare i campioni. La griglia utilizzata per attirare le particelle di polvere è unita al suo supporto. Il vetro trasparente serve per osservare la deposizione della polvere. Il pozzo di Faraday misura la corrente, che viene successivamente amplificata. A sinistra é possibile osservaere la sonda Kelvin, utilizzata per misurare il potenziale delle polveri. Credito: figura adattata da ONERA.

I primi risultati sono molto incoraggianti: essi suggeriscono come in laboratorio sia possibile attirare i granelli di polvere mediante forze elettrostatiche, misurare una relativa corrente quando essi entrano ed escono dal pozzo di Faraday e dedurre infine la quantità di carica elettrica che sono in grado di trasportare. Si tratta di un passo importante per il progetto.

Un prototipo di strumento per le misure in situ

Basandosi sui risultati ottenuti in laboratorio, si procederà alla progettazione, alla fabbricazione e alla prova in un ambiente controllato di un prototipo di strumento specifico per operare in situ. Lo strumento, il compatto DUSTER, una volta installato in un piccolo modulo di atterraggio lunare, potrà analizzare le proprietà meccaniche ed elettriche della polvere, nonché il trasporto elettrostatico.

Inoltre, dovrà avere la capacità di estrarre in modo controllato i granelli di polvere che compongono il regolite naturale esposto in un ambiente naturale, ovvero non controllato. A tale scopo, l’apparato alloggerà tre sensori: una sonda Langmuir[4], una sonda di campo elettrico e un collettore di polvere che consiste in un elettrodo ad alta tensione accoppiato a un elettrometro (un misuratore di cariche).

Le sonde di Langmuir e di campo elettrico misureranno rispettivamente il plasma dell’ambiente e il campo elettrico vicino alla superficie, mentre il collettore di polvere applicherà una forza controllata sulla polvere carica per attrarla e misurare la corrente risultante dal movimento delle particelle di polvere cariche nel pozzo di Faraday.

I parametri risultanti determineranno il campo elettrico necessario per attrarre e raccogliere la polvere in funzione delle condizioni ambientali (illuminazione, densità del plasma e temperatura), il che permetterà di progettare dispositivi di mitigazione della polvere elettrostatica e collettori di campioni di polvere per una vasta gamma di ambienti, sia per il nostro satellite, sia per altri corpi del Sistema Solare come Marte, comete o asteroidi.

Il ruolo dell’Istituto di Astrofísica di Andalucía, IAA-CSIC, nel progetto DUSTER

L’IAA è responsabile del computer di bordo, del software di controllo e della meccanica dello strumento DUSTER.

All’interno del progetto DUSTER, si occupa della progettazione del case dove saranno alloggiate le schede elettroniche per l’elaborazione e il controllo dello strumento, anch’esse realizzate dallo stesso istituto, l’elettronica di adattamento dei tre sensori, ad opera di BIRA-IASB, e le fonti di alimentazione ad alta, media e bassa tensione, progettate da TAS-E.

Lo chassis ha tra le sue funzioni quella di proteggere le schede elettroniche da interferenze elettromagnetiche da parte di altri dispositivi elettronici o di fattori esterni (figura 4), per questo motivo, l’IAA-CSIC è responsabile dell’integrazione dell’elettronica con le schede di BIRA-IASB e TAS-E, e offrirà supporto nei test di compatibilità elettromagnetica e interferenza elettromagnetica che saranno effettuati presso Thales Alenia Space – España. Inoltre si incaricherá di effettuare una verifica funzionale del software e dell’hardware in laboratorio.

L’IAA-CSIC progetterà anche l’hardware, il firmware e il software della scheda di controllo ed elaborazione dello strumento, nonché un simulatore di comunicazione della navicella spaziale e del lander con lo strumento DUSTER, responsabile di trasmettere i comandi a distanza e ricevere le misure telemetriche (figura 5).

Fase di sviluppo del software — Fig. 5 Sviluppo del software di controllo e del simulatore della navicella spaziale per l’invio dei telecomandi e la ricezione delle telemetríe. Credito: IAA-CSIC.

[1]In fisica, la lunghezza di Debye è la distanza entro la quale si verifica separazione di carica in modo significativo all’interno di un plasma, ovvero è la distanza spaziale entro la quale le cariche elettriche mobili schermano il campo elettrico all’interno di un plasma o di altri insiemi di cariche.

[3] https://it.wikipedia.org/wiki/Coppa_di_Faraday

[4] https://en.wikipedia.org/wiki/Langmuir_probe

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AUTORI

Karolien Lefever, direttrice del dipartimento di “Comunicazione e Documentazione” del Reale Istituto Belga di Aeronomia Spaziale (BIRA-IASB)

Sylvain Ranvier, scienziato del gruppo di ricerca “Accoppiamento magnetosfera-ionosfera” del BIRA-IASB e coordinatore del progetto DUSTER

Rosario Sanz Mesa, scientific manager e divulgatrice, e Julio Rodríguez Gómez PI presso l’unitá di sviluppo di strumentazione tecnologica, UDIT, dell’ Istituto di Astrofisica di Andalucía, IAA-CSIC

Traduzione all’italiano di Sebastiano de Franciscis, ricercatore e divulgatore scientifico presso l’IAA-CSIC.

L’articolo è pubblicato in COELUM 270 VERSIONE CARTACEA

Arp 263 nella Costellazione del Leone

Di

Barbara Bubbi

-

25 Ottobre 2024

arp 263 copertina — Credit: ESA/Hubble & NASA, J. Dalcanton, A. Filippenko

ABSTRACT

In questa insolita ripresa del telescopio Hubble una stella della Via Lattea, brillante come un fulgido diamante, mette in ombra la luce emessa dalle stelle di un’intera galassia di fondo, che appare come un insieme fitto di lucine sparse. Nonostante la predominanza della stella nella scena celeste, Arp 263 è un oggetto interessante e attraente da osservare, in particolare per le vaste e diffuse regioni di formazione stellare, simili a delicati mazzolini di fiori rosati.

Fiori Rosa per una Galassia Irregolare

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La galassia, situata a oltre 25 milioni di anni luce da noi nella Costellazione del Leone, è stata scoperta nel 1784 dall’astronomo William Herschel e si estende per circa 40.000 anni luce. Prive di una struttura distintiva, le galassie irregolari come Arp 263 hanno spesso un aspetto caotico e disordinato, senza un bulge centrale né evidenti bracci a spirale, ben differente rispetto a quello delle più note spirali ed ellittiche. Secondo gli astronomi molte galassie irregolari erano un tempo spirali, che in qualche periodo della loro storia sono andate soggette a deformazione in seguito a interazioni mareali o fusioni con altri oggetti nelle vicinanze.

Stelle brillanti si addensano al centro di Arp 263, illuminandolo di un diffuso splendore, mentre smaglianti addensamenti rosati, rivelatori di nuova formazione stellare, sono sparsi lungo le regioni esterne. Particolarmente evidente nell’immagine la gigantesca regione HII visibile sul bordo sinistro della galassia, al di sotto della quale una debole coda di stelle sparse si allunga nello spazio, assumendo una forma ad uncino. Un’altra coda ricca di stelle, parzialmente visibile nell’immagine, si estende dalla parte centrale della galassia oltre il bordo destro della ripresa. Attorno alle regioni di formazione stellare si radunano le stelle più brillanti e massicce. Arp 263 è molto asimmetrica, non omogenea per luminosità e relativamente isolata nello spazio.

La posizione di Arp 263 nella costellazione del Leone
AR: 10h25m04.94s – DEC: 17° 09′ 44.7”

Gli astronomi hanno studiato in banda radio la distribuzione e la dinamica del gas freddo all’interno della galassia, scoprendo che Arp 263 ha subìto in tempi recenti una fusione. Un evento devastante che ha provocato la distorsione della sua struttura e la formazione delle code mareali di stelle. Molto probabilmente osserviamo il risultato della fusione tra Arp 263 e una galassia di piccola massa, o il risultato dell’interazione con una galassia debole con elevato rapporto massa/luminosità, poiché non è stata osservata chiaramente la presenza di alcun resto di una galassia “inghiottita” o di una galassia satellite nelle vicinanze.

Gli scienziati hanno inoltre scoperto che la massa gassosa in Arp 263 supera quella della popolazione stellare, con numerosi siti locali ricchi di materiale per formare nuove stelle, distribuiti in modo disomogeneo. Sembra che, durante il processo di fusione, parte del gas sia stato espulso dal disco centrale e ora stia gradualmente ricadendo verso le regioni interne, alimentando la nascita di stelle in seguito a compressione del materiale.

Credit: ESA/Hubble & NASA, J. Dalcanton, A. Filippenko

Due differenti strumenti a bordo del telescopio Hubble hanno raccolto dati utili per ottenere questa immagine. In particolare, le riprese della Wide Field Camera 3 sono servite agli astronomi per cercare nella galassia i siti di recenti esplosioni di supernova, come SN 2012A, osservata oltre un decennio fa. Altri studi scientifici hanno utilizzato l’Advanced Camera for Surveys per riprendere le galassie peculiari del catalogo Arp, come Arp 263, allo scopo di scoprire soggetti interessanti da osservare successivamente tramite il telescopio James Webb.

Particolarmente evidente nella ripresa, la stella in primo piano BD+17 2217 è attorniata da due serie di spike di diffrazione, per un totale di 8 “punte”, a dimostrazione del fatto che l’immagine è stata creata utilizzando due set di dati del telescopio Hubble, acquisiti da angolazioni differenti. La scena è arricchita inoltre da una serie di galassie di fondo di varia forma e colore, come la bella spirale ben visibile vicino al bordo superiore dell’immagine.

Come Osservare

a cura di Cristian Fattinnanzi

Arp 263 è una delle 338 galassie interagenti elencate e studiate dall’astronomo statunitense Halton Arp. Si trova nella costellazione del Leone, poco sotto Algeiba, immaginando il grande felino di profilo, in una posizione che potremmo definire vicina al cuore dell’animale. La posizione suggerisce il periodo migliore per osservare la galassia, che va dall’inizio dell’inverno alla fine della primavera, sebbene in giugno risulti piuttosto bassa sull’orizzonte ovest. Nelle migliori condizioni potremo catturarla ad un’altezza sull’orizzonte tra i 60 ed i 65° per le latitudini italiane. Si stima che si trovi a circa 25 milioni di anni luce dalla Via Lattea, una distanza non impossibile per coglierne digitalmente interessanti dettagli. Anche l’osservazione visuale si può intraprendere, sotto buoni cieli di alta montagna e possibilmente con un telescopio dal diametro oltre i 30 cm. La sfida sarà percepire l’evanescente bagliore della galassia con alcuni rinforzi delle diffuse regioni nebulari in essa contenute, la cui magnitudine complessiva si attesta tra la 13 e la 14. Le nebulosità potrebbero essere evidenziate meglio con filtri nebulari (O3 ed H-alfa), che nello stesso tempo però abbatteranno la debole luce diffusa della galassia. Occorreranno inoltre ingrandimenti almeno medi (pupilla d’uscita di circa 1,5-2mm), in grado di rendere il fondo cielo abbastanza scuro e non disperdere troppo la debole luce del soggetto.

Fotograficamente, è un oggetto al limite per le camere digitali, specie quelle un po’ datate, molto meglio potranno fare i CCD raffreddati, sebbene le dimensioni piuttosto contenute (circa 4’ di asse maggiore) rendano indispensabili lunghezze focali elevate (sul sensore l’immagine avrà una dimensione pari a circa 1/1000esimo della focale, quindi circa 3mm usando uno strumento come un C11, che ha una focale di ben 2800mm). Come già detto, l’introduzione dei filtri sarà di scarso aiuto per la galassia, ma potranno aiutare ad evidenziare le nebulose in essa contenute. In ogni caso, sfruttando una serata con condizioni di trasparenza atmosferica elevata sarà interessante affrontare la sfida per ottenere il ritratto di questo particolare oggetto.

Giudizio sulla difficoltà (1 oggetto molto semplice, 5 oggetto difficilissimo):

Visuale: 4/5

Fotografica: 4/5

RIF: https://esahubble.org/images/potw2329a/

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L’articolo è pubblicato in COELUM 270 VERSIONE CARTACEA

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TFOP – TESS FOLLOW-UP OBSERVING PROGRAM

Di

Nicoletta Iannascoli

-

25 Ottobre 2024

“Ci sono infiniti mondi simili e diversi da questo nostro” – Epicuro 341-270 s.C.

Gli Esopianeti, gioielli cosmici, sono ovunque nell’universo eppure trovarli è molto più impegnativo che trovare il classico ago nel pagliaio. Anche se sono impossibili da fotografare direttamente possono essere osservati grazie a missioni dedicate per cercarli e caratterizzarli utilizzando tecniche indirette.

La prima missione progettata per la caccia ai pianeti nasce con la NASA, il 7 marzo 2009 con il lancio del telescopio spaziale Kepler il cui scopo era individuare nuovi esopianeti monitorando i cali periodici di luminosità causati dai transiti planetari.

Kepler ha scoperto più di 2300 mondi, sistemi multi-planetari e perfino pianeti nella zona abitabile ma i limiti di Kepler erano ben noti da prima del suo lancio e già al momento della progettazione si considererò che il satellite potesse esplorare una piccola una porzione della Via Lattea alla ricerca di pianeti delle dimensioni della Terra.

ALLA SCOPERTA DI NUOVI MONDI: TESS SEGUE LA MISSIONE KEPLER

Nel 2013 a seguito di un guasto il programma di indagine di Kepler termina e nel 2013 per prenderne il posto viene finanziato il nuovo strumento TESS Transiting Exoplanet Survey Satellite lanciato poi con successo nel 2018. Mentre Kepler si immergeva in profondità in una regione specifica del cielo, TESS ancora oggi osserva stelle che sono da 30 a 100 volte più luminose di quelle che osservava Kepler – in un’area 400 volte più grande – dove molte delle quali sono stelle simili al nostro Sole.

TESS ha prodotto e continua a produrre una grande quantità di dati che devono essere innanzitutto confermati. Infatti, nonostante la precisione dei suoi strumenti e il vantaggio di non essere disturbato dall’atmosfera terrestre, anche le osservazioni di TESS possono essere contaminate da fattori esterni. Ben una frazione importante dei pianeti candidati trovati da TESS si rivelano essere ad un’indagine successiva “falsi positivi”. Un falso positivo è un segnale simile a quello emesso dal transito di un pianeta davanti alla sua stella ma che in realtà la sua origine è diversa, forse strumentale oppure legata a fenomeni astrofisici. Rientrano ad esempio in questa ultima categoria le stelle variabili (come le binarie ad eclisse) che si trovano vicino ai target osservati.

A sostegno della missione TESS occorrono quindi osservazioni follow-up da terra al fine di escludere i falsi positivi e successivamente perfezionare le effemeridi dei pianeti confermati. Nasce così TFOP Tess Follow-Up Observing Program programma di follow-up di TESS con lo scopo di completare le osservazioni di TESS con dati raccolti da osservatori terrestri.

ASTROFILI A CACCIA DI ESOPIANETI

Il TFOP, grazie al contributo di Astronomi professionisti e di Astrofili, ha fino ad oggi confermato circa cinquecento pianeti extrasolari.

Gli osservatori terrestri si impegnano a riprendere fotometricamente i pianeti candidati trovati dal telescopio spaziale al fine di confermarne i transiti oppure tentano di ripetere l’osservazione mettendo in campo strumenti diversi come, ad esempio, spettroscopi, utile per determinare la massa dei target.

Abbiamo chiesto all’astronoma Karen Collins, membro dell’ufficio scientifico TESS, di raccontarci come opera TESS.

“Il TESS Follow-up Observing Program (TFOP) ha l’obiettivo di confermare i cosiddetti TOI (TESS Object of Interest), che in genere sono segnali di possibili esopianeti in transito. Il gruppo è organizzato in cinque diversi sottogruppi (SG) e attualmente comprende oltre 650 cittadini fra astrofili, studenti e astronomi professionisti di tutto il mondo. Tutti gli osservatori con le competenze necessarie per contribuire a uno o più sottogruppi sono invitati a candidarsi per entrare a far parte del TFOP seguendo le istruzioni riportate sul nostro sito web dedicato alle candidature (https://tess.mit.edu/followup/apply-join-tfop).”

Specificità dei gruppi di lavoro TESS

SG1 utilizza fotometria per identificare i falsi positivi dovuti a binarie ad eclisse vicine al TOI che contaminano le misure fotometriche di TESS e, nella maggior parte dei casi, per rilevare gli eventi di transito sul target. I tempi di transito misurati sono utilizzati per contribuire a perfezionare le effemeridi di TESS e, in alcuni casi, per misurare le variazioni temporali. Quando è possibile, si raccolgono anche osservazioni multibanda per verificare la dipendenza del segnale di transito dalla lunghezza d’onda: conferma di una binaria ad eclisse che non può essere distinta dal TOI.

Il team SG2 individua e misura parametri spettroscopici per calcolare in maniera più precisa la massa e il raggio delle stelle madri dei pianeti, per individuare i falsi positivi causati dalle binarie spettroscopiche e per identificare le stelle non adatte a misure precise di RV (quelle in rapida rotazione)

Il team SG3 usa immagini ad alta risoluzione (ad esempio con ottiche adattive) per rilevare oggetti vicini che non sono risolti nelle osservazioni di TESS o ad integrazione dei lavori del gruppo SG1.

Il team SG4 ottiene misure accurate di velocità radiali delle TOI con l’obiettivo di determinare le orbite dei pianeti intorno alla stella madre e calcolarne la massa.

Il gruppo SG5 compina dati fotometrici raccolti da più fonti come HST, Spitzer (non più attivo), MOST, CHEOPS e JWST, per confermare e migliorare le effemeridi fornite da TESS, ma anche per fornire curve di luce migliorate per eventi di transito o addirittura TTV Transit Timing Variation in alcuni casi.

Intervista a Karen Collins

Approfittiamo della preziosa disponibilità di Karen Collins per rivolgerle ancora qualche domanda.

Qual è il suo ruolo all’interno del programma TESS e più nello specifico nel TFOP?

Sono a capo del team SG1, insieme alla collega Cristilyn Watkins. Insieme, esaminiamo tutte le osservazioni presentate dai membri del team SG1 e aggiorniamo le valutazioni dei pianeti candidati man mano che il processo di follow-up procede fino alla conferma del pianeta o del falso positivo. Specifichiamo inoltre quale tipo di osservazione è necessaria per ogni TOI. Gli osservatori che hanno fornito le curve di luce secondo le nostre richieste e che si sono rivelate utili per la completa valutazione di un candidato pianeta diventano coautori degli articoli sulla scoperta di pianeti.

Karen Collins presso l’Apache Point Observatory

Cosa cerca principalmente il vostro team e qual è stata la scoperta più importante dell’ ultimo anno grazie ai dati di follow-up di TESS?

L’obiettivo generale del team TFOP è quello di contribuire alla conferma dei pianeti trovati da TESS. La maggior parte degli autori degli articoli sulla scoperta dei pianeti sono anche membri del TFOP, quindi lavoriamo a stretto contatto con loro durante il processo di pubblicazione. Ad oggi sono stati scoperti quasi 500 pianeti grazie a TESS e non saprei dire quale fra essi può rappresentare la scoperta più importante. Suppongo invece che sia proprio il gran numero di scoperte di pianeti da parte di TESS e del TFOP a rivestire una notevole importanza per gli studi statistici sugli esopianeti, sulla loro formazione e soprattutto indirizzare gli approfondimenti delle atmosfere grazie al James Webb Space Telescope (JWST).

La NASA consente l’accesso al database Exo FOP-TESS affinché tutti i membri di TFOP possano caricare le proprie osservazioni una volta che un esopianeta viene stato confermato.

Per i curiosi, tutti i candidati pianeti trovati da TESS, che dovranno poi essere confermati dal TFOP, sono presenti nel catalogo TOI (TESS Objects of Interest). Per consultarli https://tess.mit.edu/followup/

TESS non è in grado di approfondire lo studio e l’analisi delle caratteristiche dei nuovi pianeti non essendo stato progettato specificatamente per questo scopo non possiede infatti la strumentazione necessaria. In futuro, ed anche ora, TESS ricoprirà il ruolo di “puntatore” del telescopio spaziale James Webb (JWST). Una volta individuati quindi gli oggetti più interessanti sarà TESS a indicare al JWST la direzione verso cui puntare.

L’articolo è pubblicato in Coelum Astronomia 270

LE SUPERNOVAE EXTRAGALATTICHE PIU’ LUMINOSE ED IMPORTANTI DELLA STORIA (pt.2): SN1895B IN NGC5253

Di

Fabio Briganti

-

23 Ottobre 2024

ABSTRACT

Quando si parla di supernovae, il nostro sguardo si allarga inevitabilmente verso gli angoli più remoti e affascinanti dell’Universo. L’articolo che segue vi guiderà attraverso le scoperte di alcuni degli eventi astronomici più luminosi e significativi mai osservati: le supernovae extragalattiche. In particolare, ci concentreremo su quelle che, grazie alla loro vicinanza e brillantezza, hanno lasciato un segno indelebile nella storia dell’astronomia. Attraverso un viaggio che inizia con la celebre SN1895B, scoperta dalla pioniera dell’astronomia Williamina Fleming, esploreremo come tali fenomeni abbiano contribuito a ridefinire la nostra comprensione delle galassie e del cosmo. Preparatevi dunque ad immergervi nella storia di queste esplosioni stellari, alla scoperta delle meraviglie e dei misteri che esse portano con sé.

SN1895B di Williamina Fleming

1) Primo piano dell’astronoma scozzese, naturalizzata statunitense, Williamina Paton Stevens Fleming realizzato intorno all’anno 1890.

L’articolo prosegue cronologicamente l’analisi delle supernovae più luminose e quindi più vicine ed importanti della storia. Dopo la SN1885A scoperta dall’astronomo tedesco Ernst Hartwig nella galassia di Andromeda (prima supernova extragalattica della storia), che abbiamo trattato nella puntata precedente (vedi COELUM 269), ci spostiamo di circa dieci anni più avanti, arrivando alla scoperta della SN1895B ad opera dell’astronoma scozzese, naturalizzata statunitense, Williamina Paton Stevens Fleming il 12 dicembre 1895, analizzando una lastra fotografica del 18 luglio 1895 nella galassia NGC5253.

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L’articolo prosegue cronologicamente l’analisi delle supernovae più luminose e quindi più vicine ed importanti della storia. Dopo la SN1885A scoperta dall’astronomo tedesco Ernst Hartwig nella galassia di Andromeda (prima supernova extragalattica della storia), che abbiamo trattato nella puntata precedente (vedi COELUM 269), ci spostiamo di circa dieci anni più avanti, arrivando alla scoperta della SN1895B ad opera dell’astronoma scozzese, naturalizzata statunitense, Williamina Paton Stevens Fleming il 12 dicembre 1895, analizzando una lastra fotografica del 18 luglio 1895 nella galassia NGC5253. Come vedremo più avanti, la prima immagine di scoperta di questa supernova è però datata 8 luglio 1895, anche se sul web a volte viene riportato il 7 luglio 1895. La galassia che ha ospitato questa luminosa supernova, che nel luglio di quell’anno raggiunse la notevole mag.+8, è una galassia nana irregolare situata subito al di fuori del Gruppo Locale, nella costellazione del Centauro, a “soli” 10 milioni di anni luce di distanza da noi. Prima di addentrarci nel racconto della scoperta, ci sembra giusto spendere due parole per capire chi fu Williamina Fleming.

L’astronoma nacque a Dundee in Scozia il 15 maggio del 1857, all’età di 21 anni emigrò a Boston negli Stati Uniti assieme al marito James Orr Fleming, che purtroppo la abbandonò una volta saputo che era rimasta incinta. Williamina, chiamata dagli amici con il diminutivo di “Mina”, fu perciò costretta a trovare un lavoro per mantenere se stessa e il suo futuro bambino, che chiamò Edward. Il destino volle che trovasse lavoro come cameriera in casa dell’astronomo Edward Charles Pickering, direttore dell’Harvard College Observatory, che ne apprezzò subito la bravura e precisione, tanto da assumerla presso il suo osservatorio con il compito di studiare e catalogare un enorme numero di lastre fotografiche. In pochi anni Williamina e un altro gruppo di donne che lavoravano negli uffici dell’osservatorio, classificarono oltre 10.000 spettri di stelle. Naturalmente, analizzando un così elevato numero di immagini era prevedibile arrivare ad interessanti scoperte.

2) Il Bache Doublet Telescope, un rifrattore da 8 pollici (200mm) con il quale Williamina ottenne la scoperta della SN1895B e della Nebulosa Testa di Cavallo.

L’Harvard College Observatory ha realizzato un lavoro incredibile su questa enorme mole di dati, digitalizzando oltre 500.000 lastre fotografiche, brogliacci e note ottenute dal 1885 al 1989. Un lavoro perfetto per noi! Abbiamo perciò contattato l’osservatorio che gentilmente ci ha fornito molte delle informazioni ed immagini di questo articolo, alcune anche inedite. Dobbiamo ringraziare l’Harvard College Observatory ed in modo particolare Thomas Burns e Lisa Bravata, responsabili della collezione delle lastre fotografiche dell’osservatorio, che ci hanno fornito del materiale veramente prezioso. Veniamo alla famosa scoperta: nell’agosto del 1885 all’Harvard College Observatory entrò in funzione il Bache Doublet Telescope, un rifrattore da 8 pollici (200 mm) che successivamente, nel marzo del 1891, fu trasferito nel distaccamento meridionale del Harvard Observatory, nella stazione di Arequipa in Perù. Al rifrattore veniva applicato un prisma obbiettivo per scomporre la luce delle stelle più luminose e classificarle a livello spettrale.

Brogliaccio della lastra B14151 relativo all’immagine di scoperta della SN1895B

Dai manoscritti presenti negli archivi dell’osservatorio, l’unico dato che emerge su questo prisma è il numero 50 che forse indicava la dimensione in millimetri del lato del prisma stesso. Il 12 dicembre 1895, analizzando una di queste lastre spettrofotografiche, dove le stelle sono rappresentate da una traccia allungata (lo spettro), precisamente quella dell’8 luglio 1895 denominata B14151 con un’esposizione di 52 minuti, Williamina si accorse di una traccia di una stelle che non era presente in immagini riprese negli anni precedenti. Approfondì la ricerca e si accorse che in una lastra datata 8 luglio 1895 denominata B13965, con un’esposizione di 10 minuti, ottenuta senza il prisma, era presente questa nuova stella con una luminosità intorno alla mag.+8. Erano passati circa cinque mesi, ma questa era la prova inconfutabile che il nuovo transiente era reale. Per sfumare ogni qualsiasi ulteriore dubbio fu puntato nuovamente il telescopio verso NGC5253 e l’oggetto era sempre lì, anche se sceso alla magnitudine +12.

Appunti della lastra B14151 scritti di pugno da Williamina relativi all’immagine di scoperta della SN1895B.

Come spiegato nel precedente articolo sulla SN1885A, alla fine del 1800 non era ancora nota la vera natura delle galassie, considerate per lo più come nebulose della nostra Via Lattea e pertanto anche questo nuovo oggetto fu classificato come una stella variabile, assegnandole la sigla Z Cen. Soltanto nel 1923, grazie all’astronomo statunitense Edwin Hubble, si capì che le galassie non erano nebulose della nostra Via Lattea, ma bensì galassie simili alla nostra, ma situate molto più lontano, a milioni di anni luce di distanza. Alla luce di questa importante scoperta si capì che questi nuovi oggetti erano qualcosa di diverso rispetto alle classiche stelle Novae o stelle Variabili presenti nella nostra galassia. Agli inizi degli anni ’30 gli astronomi Edwin Baade e Fritz Zwicky coniarono il nome “supernova” per distinguerle appunto dalle classiche Novae; alla stella variabile Z Cen scoperta da Williamina Fleming fu perciò assegnata la nuova sigla SN1895B, cioè la seconda supernova scoperta nell’anno 1895. Per onor di cronaca la prima supernova del 1895 fu la SN1895A, scoperta il 16 marzo 1895 dall’astronomo tedesco Maximilian Wolf nella galassia a spirale barrata NGC4424, che raggiunse la mag.+12,5.

Immagine di scoperta della SN1895B lastra B14151 ottenuta con il Bache Doublet Telescope e 52 minuti di posa, realizzata il 18 luglio dalla stazione meridionale dell’ Harvard Observatory ad Arequipa in Perù. La SN1895B appare come una debole striscia allungata (spettro). Gli appunti sulla lastra in colore nero sono stati realizzati da Williamina stessa, mentre quelli di colore rosso sono stati realizzati dell’astronomo statunitense Bradley Schaefer, che nel 1995 realizzò uno studio approfondito sulla scoperta di questa luminosa supernova.

Tornando alla SN1895B in NGC5253, grazie ad un lavoro dell’astronomo statunitense Bradley Schaefer, pubblicato su The Astrophisical Journal nel luglio del 1995, è stato possibile risalire al tipo di questa supernova, analizzando principalmente la curva di luce in relazione alla distanza della galassia ospite NGC5253. Si trattava quasi sicuramente di una supernova di tipo Ia che raggiunse il massimo di luminosità nei primi giorni del luglio 1895. Concludiamo con una notizia che forse non tutti sanno: Williamina Fleming oltre alla scoperta di questa importante supernova (la terza supernova extragalattica di tutti i tempi) vanta al suo attivo anche la scoperta di 310 stelle variabili, 10 Novae e 59 Nebulose fra cui spicca la famosissima nebulosa Testa di Cavallo nella costellazione di Orione. Thomas Burns e Lisa Bravata ci hanno fornito anche la lastra di scoperta della nebulosa Testa di Cavallo denominata B02312 ottenuta da Williamina con il Bache Doublet Telescope quando era installato all’Harvard College Observatory in Cambridge, il 6 febbraio 1888 con un’esposizione di 90 minuti. Se confrontiamo le immagini di scoperta della SN1895B in NGC5253 e quella della Nebulosa Testa di Cavallo, con quelle ottenute dall’Hubble Space Telescope, possiamo apprezzare come in poco più di cento anni le tecniche di ottenimento delle immagini del profondo cielo abbiano compiuto dei veri e propri passi da gigante.

Brogliaccio della lastra B13965 relativo alla primissima immagine di scoperta della SN1895B.

Primissima immagine di scoperta della SN1895B lastra B13965 ottenuta con il Bache Doublet Telescope da 200mm e 10 minuti di posa, realizzata l’8 luglio dalla stazione meridionale dell’ Harvard Observatory ad Arequipa in Perù. Questa immagine fu ottenuta in luce diretta senza il prisma e pertanto è ben visibile sia la galassia ospite NGC5253 che la SN1895B che aveva superato da pochi giorni il massimo di luminosità.

Immagine di scoperta della Nebulosa Testa di Cavallo lastra B02312 ottenuta il 6 febbraio 1888 con il Bache Doublet Telescope da 200mm e 90 minuti di posa.

Brogliaccio della lastra B02312 relativo all’immagine di scoperta della famosa Nebulosa Testa di Cavallo.

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L’articolo è pubblicato in COELUM 270 VERSIONE CARTACEA

Edwin Hubble a cento anni dalla sua prima grande scoperta

Di

Luca Peyron

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23 Ottobre 2024

IL 23 NOVEMBRE 1924, CENTO ANNI FA, EDWIN HUBBLE PUBBLICÒ IN THE OBSERVATORY: “CEPHEIDS IN SPIRALNEBULAE“. UNO STUDIO BASATO SULLE SUE OSSERVAZIONI ASTRONOMICHE, NEL QUALE DIMOSTRÒ CHE LA VIA LATTEA NON È L’UNICA GALASSIA DELL’UNIVERSO DANDO COSÌ UNA SVOLTA ALLA STORIA DELL’ASTRONOMIA ED ALLA COMPRENSIONE DEL CIELO SOPRA DI NOI.

Il centenario di una delle sue scoperte più importanti ci offre l’opportunità di guardare da vicino il lavoro straordinario di Edwin Hubble. I suoi studi rivoluzionarono nel secolo scorso la nostra conoscenza del cosmo al pari di quanto fecero Copernico e Galileo tra 1500 e 1600. Possono la scienza e la tecnica restituirci non solo maggiore conoscenza della realtà che ci circonda, ma anche senso e significato? È buona cosa che qualunque disciplina non risponda a domande che non sono pensate per quella disciplina e che stia, per dirla con parole proprie, nel suo statuto epistemologico. Tuttavia è possibile, se non auspicabile, che le scoperte della scienza ed i traguardi della tecnica, spingano tutti e chiunque a riflettere sul significato della vita e sulle grandi domande umane. Diversamente la scienza e la tecnica rischiano di essere solo a servizio del potere, e rivestite di una presunta neutralità, che non hanno mai avuto davvero, essere concluse in sé stesse. Analoghe considerazioni si possono fare della vita e del modo di fare scienza delle donne e degli uomini che hanno accompagnato l’umanità nel viaggio del sapere, perché le persone e le scoperte che hanno fatto restano sempre un tutt’uno nel fluire della storia. Quando si tratta di esplorazione dello spazio, cielo profondo, fisica ed astrofisica, tutto sembra ancora più favorevole ed invitante.

Nato a Marshfield negli Stati Uniti il 20 novembre 1889, Edwin Powell Hubble alle leggi della terra, si laurea nel 1910 in giurisprudenza per compiacere il padre, preferì le leggi del cielo, studiando astronomia all’Osservatorio dell’Università di Chicago, dove conseguì il dottorato nel 1917 discutendo una tesi dal titolo “Investigazione fotografica di nebulose deboli”. E le nebulose furono, in effetti, il suo grande amore. Colgo qui un primo elemento di senso che possiamo condividere: il valore inestimabile della vocazione personale di ciascuno di noi. Uso un termine teologico, ma che rende ragione di un significato denso anche al di fuori dell’orbita di un credo religioso. Lo psicoanalista e psichiatra Jacques Lacan esprimeva questo concetto con una domanda: “Vivi all’altezza dei desideri che ti abitano?”. Una domanda seria che possiamo legare più di altre proprio al cielo. Hubble ci mostra come la vita non sia prima di tutto una serie di scelte, ma una risposta a qualcosa di misterioso e profondo che ci abita sin dall’infanzia. Benché l’astronomo abbia afferrato in gioventù il suo desiderio, non è mai tardi per chiunque per investigare il cuore alla ricerca di quella radice, o di una domanda che è così strutturale da poter essere fatta fiorire in modi diversi a qualunque età. Per chi è appassionato di cielo e spazio questo piccolo passo, ma che segna la propria storia, potrebbe essere anche più semplice. Il detto popolare secondo cui è possibile esprimere un desiderio al vedere una stella cadente, non è così sbagliato se le “stelle cadenti” ci aiutano non tanto a realizzare, ma a focalizzare i nostri desideri più significativi.

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Continuiamo allora il nostro viaggio, perché la vita e le scoperte dell’astronomo americano ci offrono molto altro.

All’indomani della prima guerra mondiale, a cui partecipò arruolandosi ma senza mai combattere, nel 1919, il direttore dell’Osservatorio di Mount Wilson a Pasadena, California, offrì ad Hubble una posizione in quello che allora era l’osservatorio con le apparecchiature più all’avanguardia del mondo. Egli accettò e Mount Wilson divenne per il resto della vita il suo punto di osservazione del cosmo. A quel tempo l’astronomia concepiva l’Universo come statico e limitato alla Via Lattea, la nostra galassia. Osservando quelle che venivano definite “nebulose”, Hubble identificò una classe di stelle variabili, le cefeidi, caratterizzate da una chiara correlazione tra il periodo di variabilità – il tempo necessario affinché la sua luminosità cambi ciclicamente – e la loro luminosità assoluta, permettendo di calcolarne la distanza con estrema precisione. Le cefeidi divennero e sono ancora tutt’ora il metro di misurazione per gli spazi cosmici. Il 23 novembre 1924, cento anni fa, pubblicò su The Observatory: “Cepheids in spiralnebulae“. Uno studio basato sulle sue osservazioni astronomiche, nel quale dimostrò che la Via Lattea non è l’unica galassia dell’universo dando così una svolta alla storia dell’astronomia ed alla comprensione del cielo sopra di noi. Gli astronomi stimavano che le dimensioni massime della Via Lattea fossero di circa 300.000 anni luce. Tuttavia, secondo i calcoli effettuati con il telescopio di Mount Wilson, la galassia di Andromeda si trovava a una distanza di ben 900.000 anni luce, il che la posizionava giocoforza al di fuori dei confini conosciuti della Via Lattea. Andromeda era un’altra galassia distinta dalla nostra. Quindi la nostra non era l’unica galassia esistente. Hubble rende testimonianza con questa scoperta tanto alla grandezza dell’essere umano quanto alla sua piccolezza, alla sua insignificanza cosmica. Non solo il nostro pianeta non è al centro del Sistema Solare e dunque del nostro piccolo universo ristretto, ma neppure la nostra galassia, di cui peraltro abitiamo la periferia, è il mondo conosciuto.

È una delle molte, delle innumerevoli. Non conta neppure più sapere quale possa essere la sua posizione relativa rispetto alle altre, centro o meno di un insieme di galassie. Il dato di fatto e che siamo meno che polvere, in ogni possibile senso e significato attribuibile a questa espressione. Tuttavia siamo polvere cosciente, polvere che è stata capace di misurarsi e di misurare, di vedere oltre e di vedersi oltre. Hubble non ha scoperto esclusivamente la nostra residualità, ha anche ribadito la nostra meravigliosa peculiarità. Forse non unica nell’Universo, certamente unica per quello che oggi sappiamo di noi e del resto del cosmo. Edwin ci insegna che la conoscenza autentica, e per quanto possibile vera, non umilia, consegna semplicemente nuove visioni che ci aiutano non a relegare l’umano in un angolo, quanto piuttosto a rendersi consapevoli e responsabili di sé e di quel pezzetto di mondo che abitiamo, fino alla prossima scoperta. Sino al prossimo confine.

L’astronomo americano nel descrivere la sua scoperta straordinaria sceglie di condividerne gli onori con il suo telescopio ed in modo quasi commuovente. Così scrive nel 1932 in The Realm of the Nebulæ, una raccolta di lezioni tenute nell’ambito delle Silliman Memorial: “Lo strumento che ha definitivamente stabilito l’identificazione e ampliato il dominio della conoscenza concreta di mille milioni di volte è il telescopio Hooker, il riflettore da 100 pollici dell’Osservatorio di Mount Wilson della Carnegie Institution di Washington. È il più grande telescopio in funzione, ha il maggior potere di raccolta della luce e penetra alla massima distanza. Per questi motivi, definisce l’attuale estensione della regione osservabile dello spazio e ha contribuito i dati più significativi allo studio della regione come campione dell’universo. In riconoscimento del ruolo unico che il telescopio da 100 pollici ha svolto nel progresso della ricerca sulle nebulose, le illustrazioni in questo libro sono quasi tutte riproduzioni di fotografie scattate con il grande telescopio”.

Un amore ed una ammirazione che due anni prima l’astronomo aveva già condiviso con Einstein durante una visita all’osservatorio del grande fisico tedesco. Questo particolare, quasi un aneddoto, è il terzo elemento di senso che vorrei sottolineare e condividere. Hubble, come Galileo prima di lui, è stato capace di fare alleanza con la tecnologia, rispettandone i limiti e riconoscendone i meriti. Nel suo telescopio si concentra la ricerca, lo sforzo, il lavoro e la generosità di chi prima di lui ha reso possibile l’impresa. Uomini e donne dai nomi sconosciuti alla grande storia, ma ugualmente parte di un noi che scopre la realtà attorno a sé. Questo mi richiama ad una attitudine di gratitudine permanente ogni volta che accosto l’occhio all’oculare di un telescopio. Benché quell’oggetto sia “mio” nel senso del diritto positivo, esso è sempre un “nostro” quale appartenente all’umano che lo ha pensato e realizzato. In ogni scoperta scientifica c’è sempre un noi alle nostre spalle, una maggiore consapevolezza ci aiuterebbe ad avere parimenti un “noi” di fronte al nostro desiderio di scoprire ed andare oltre. Ad aggiungere un ringraziamento a chi ha fatto per noi un lavoro, non delegando alla remunerazione il senso di una relazione.

La corsa ed il genio di Hubble non si fermò al suo primo successo. Tra il 1925 ed il 1930, studiando altre galassie che nel frattempo erano state scoperte, si accorse che esse si allontanavano da noi ad una velocità direttamente proporzionale alla loro distanza (legge di H., a cui sono legate anche la costante di H. e il tempo di H.). A dispetto della pochezza del primo articolo accademico con cui palesò la sua scoperta, solo sei paginette, il fatto era ed è di rilevanza assoluta. In “A Relation Between Distance and Radial Velocity Among Extra-Galactic Nebulae” del marzo 1929 non menzionò da nessuna parte il concetto di espansione dell’universo, tuttavia era ben consapevole di quanto aveva misurato e scoperto al punto che, nelle conclusioni, scrisse: “C’è da aspettarsi nuovi dati nel prossimo futuro che potrebbero modificare il significato della presente indagine o, se li confermeranno, porteranno a una soluzione con un peso di molto superiore.” In verità di dati ne aveva già una quantità tale da essere sicuro della scoperta che aveva per le mani. Modestia o astuzia che sia, in ogni caso, tutto fu confermato dalle indagini successive.

L’universo non è statico. La legge di Hubble è oggi un principio fondamentale dell’astrofisica che descrive l’espansione dell’universo. L’astronomo rilevò che esiste una relazione lineare tra lo spostamento verso il rosso – redshift – della luce emessa dalle galassie e la loro distanza. Uno spostamento verso il rosso di una fonte luminosa consiste nel fenomeno per cui la lunghezza d’onda della luce emessa da un oggetto si allunga, spostandosi verso la parte rossa dello spettro elettromagnetico. Questo può essere dovuto o ad una perdita di energia oppure, come dimostrò Hubble, da un processo di allontanamento della fonte luminosa. Tanto maggiore è la distanza della galassia e tanto maggiore sarà il suo spostamento verso il rosso. Ne deriva che più una galassia è lontana, più velocemente si sta allontanando. Come anticipato a questa scoperta è legata anche la costante detta di Hubble che misura il gradiente di espansione. Se la legge di Hubble è stata confermata da numerose osservazioni, non così la determinazione esatta della costante che rimane ancora oggetto di studio, con diverse misurazioni che portano a valori leggermente differenti. Questo tema è uno dei principali argomenti di ricerca nella cosmologia moderna, noto come “tensione di Hubble”.

In realtà il fatto che esistesse una legge di espansione fu scoperto nel 1927 dal sacerdote belga George Lemaître, ma il merito della scoperta è sempre stato riconosciuto solo al nostro Edwin Hubble, che ad onor del vero la fece in modo autonomo. Il mancato riconoscimento a Lemaître è dovuto a diverse cause ed incastri della storia. Soltanto nel 2018 la comunità astronomica ha riconosciuto la paternità della legge a entrambi. Ma questa è una storia che racconteremo a tempo debito.

Fedeli al nostro mandato iniziale, cosa ci può raccontare questa ulteriore scoperta dell’astronomo americano? Che davvero, come scriveva Eraclito, pántarheî, tutto scorre, tutto è dinamico e dinamica. Tutto e dunque anche io, apparteniamo ad un sistema in movimento, lento o veloce che sia. Ogni tentativo di trattenere, fissare, immobilizzare è contrario alla natura di ciò che esiste. Quello che possiamo fare è governare questo movimento, orientarlo per quanto possibile, cavalcarlo per quanto opportuno. Ciò mi porta ad una seconda considerazione. Nel fluire dell’universo attorno a noi e nel nostro navigare in questo mare cosmico, resta per ora unica la navicella in cui ci spostiamo, che ci protegge ed avvolge in queste dinamiche universali. Ancora una volta l’esplorazione dello spazio e delle sue leggi ci possono riportare ad uno sguardo attento e consapevole sulla Terra e per la Terra. Sul valore inestimabile di questa bolla nel cosmo che si espande che chiamiamo casa.

La corsa di Hubble continuò e tra i molti altri notevoli suoi contributi all’astrofisica galattica ed extragalattica, ricordiamo ancora: gli studi sulle nebulose a riflessione e, in particolare, la scoperta della relazione che lega le dimensioni angolari di questi oggetti alla magnitudine apparente della stella che li illumina ed uno schema di classificazione delle galassie (vedi il qcode in questa pagina con un bel video di INAF), che, opportunamente ampliato e modificato, è tuttora in uso. L’astronomo americano ci consegna dunque un mandato: non smettere di cercare, domandare, curiosare attorno a noi e dentro di noi. Non smettere di investire nuovamente, anche a costo di sbagliare, quanto abbiamo capito, quanto abbiamo perseguito e consolidato. E tanto più ognuno di noi è stato fatto segno di doni particolari, tanto più è bello e desiderabile metterli a frutto nel corso della vita. Hubble muore per infarto a San Marino il 28 settembre del 1953, ma il viaggio oltre le frontiere dell’astronomia portano ancora il suo nome grazie al telescopio spaziale a lui intitolato che dall’orbita bassa continua a fare scienza dal 1990.

Un’ultima nota per chiudere a cerchio la straordinaria vita e carriera di Hubble, una nota che può sembrare di colore, ma non lo è. Fin dalla giovane età, l’astronomo fu appassionato lettore dei romanzi di fantascienza di Jules Verne ed è ampiamente documentato quanto le letture della sua infanzia, in un periodo d’oro della letteratura per ragazzi, abbiano ispirato le sue scelte più mature. Esiste una meravigliosa circolarità tra scienze cosiddette dure e le altre scienze, più in generale quanto l’essere umano è capace di generare come la letteratura e la musica. La grande complessità della ricerca ci ha restituito l’idea della necessità, a mio giudizio erronea, di una iperspecializzazione degli studi, di una frammentazione e verticalizzazione del sapere che ha prodotto, ad esempio a livello universitario, una grande varietà di cattedre molto specialistiche ed una perdita progressiva di quegli studi più generali, ma non necessariamente più generici, che davano quadri di insieme. Per raggiungere grandi traguardi non serve una testa ben piena, come diceva Edgard Morin, riprendendo il pensiero di Montaigne, ma una testa ben fatta. Ed ogni modalità di esercizio dell’ingegno e della creatività umane possono contribuirvi, senza preclusioni o a priori che diventano velocemente inutili gabbie. Una piccola prova a contrario, sempre attinta dall’astronomia, ce la regala il giovane Giacomo Leopardi che, prima di cimentarsi nelle lettere per cui resta un gigante della letteratura mondiale, scrive nel 1813 una Storia dell’astronomia sino ai giorni nostri poiché, si legge nell’introduzione: “La più sublime, la più nobile tra le Fisiche scienze ella è senza dubbio l’Astronomia. L’uomo s’innalza per mezzo di essa come al di sopra di se medesimo, e giunge a conoscere la causa dei fenomeni più straordinari. Una così utile scienza dopo essere stata per molto tempo soggetta alle tenebre dell’errore ed alle follie degli antichi filosofi, venne finalmente ne’ posteriori secoli illustrata a segno, che meritamente può dirsi, poche esser quelle scienze, che ad un tal grado di perfezione sieno ancor giunte”. Queste le ragioni per cui, in conclusione, si perdonerà all’editore ed a me di aver scritto della vita e delle scoperte di Edwin Hubble pur non essendo io che un modesto astrofilo e per vocazione un sacerdote che si occupa di teologia, fede e scienza. Uno sguardo a cielo, affinché si possano cercare sguardi nuovi sulla terra. Insieme.

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L’articolo è pubblicato in COELUM 270 VERSIONE CARTACEA

ShaRA#9 – Le Galassie Antenne

Di

shara.astrophotography

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20 Ottobre 2024

Dettagli del sistema Galassie Antenne. Crediti @ShaRA Team

Indice dei contenuti

ABSTRACT

Nel corso degli ultimi progetti del team ShaRA, ci siamo immersi nell’esplorazione di alcuni tra i più affascinanti oggetti del cielo profondo. Dopo aver catturato l’interazione gravitazionale tra le galassie NGC 3169 e NGC 3166, abbiamo deciso di posare il nostro sguardo su un oggetto tra i più iconici del cielo notturno. ShaRA#9 ci ha così trasportato in un angolo di universo oltre il nostro gruppo locale, dove due remote galassie stanno danzando una complessa coreografia di collisione e fusione, tra le più studiate in letteratura: le Galassie delle Antenne (NGC 4038 e NGC 4039).

di Alessandro Ravagnin e ShaRA Team

Il Target

Le Galassie delle Antenne (NGC 4038 e NGC 4039) nel campo inquadrato, sono visibili moltissime galassie di sfondo, tra le quali anche una coppia di galassie interagenti non classificate in letteratura.

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Il gruppo ShaRA continua attivamente la caccia ai più affascinanti target dell’emisfero australe, facendo ogni tanto una capatina su soggetti visibili anche dall’emisfero boreale, nonostante la scarsa altezza sull’orizzonte.

Le Galassie delle Antenne si trovano a circa 50/70 milioni di anni luce di distanza da noi, nella costellazione del Corvo anche se l’esatta distanza è ancora fonte di dibattito in letteratura. Le due galassie a spirale sono in procinto di fondersi, e la loro interazione gravitazionale ha dato vita a spettacolari archi di stelle e gas che ricordano l’aspetto delle antenne di un insetto, da cui il nome. La collisione ha scatenato intense esplosioni di formazione stellare, trasformando le Antenne in uno dei più impressionanti esempi di galassie interagenti.

Il nostro obiettivo in questo progetto era di catturare i dettagli più fini della dinamica fusione, con un’attenzione particolare ai flussi di materia e alle giovani regioni di formazione stellare che brillano in tutto il gruppo galattico. Inoltre eventi simili ci offrono uno sguardo privilegiato su ciò che potrebbe accadere quando la nostra Via Lattea finirà per scontrarsi con Andromeda tra miliardi di anni, con la differenza che quel giorno, se saremo ancora sulla faccia della Terra, assisteremo all’evento direttamente dal suo interno (dall’interno di una delle due galassie in collisione).

Le Riprese

Per ShaRA#9, abbiamo utilizzato il telescopio remoto T1 (RC1000) di Rio Hurtado, in Cile, lo stesso che ci ha assistito nei progetti precedenti. Le condizioni di ripresa non sono state ideali in tutte le sessioni ma, grazie alla pazienza e alla perseveranza del nostro team, siamo riusciti a ottenere un set di dati che ci ha permesso di produrre un’immagine, per noi, avvincente.

Versione a contrasti invertiti che permette di evidenziare meglio le code mareali delle galassie interagenti (le Antenne appunto). Crediti @ShaRA Team

Abbiamo lavorato in composizione LRGB, acquisendo 40 frame da 600s in Luminanza e 18 frame per ciascun canale RGB. Il totale di ore di posa è stato di circa 15,6 ore. Durante le fasi di acquisizione, abbiamo dovuto fare i conti con alcune sessioni compromesse da un seeing non ottimale e da problemi tecnici con il rotatore di campo, ma alla fine siamo riusciti a recuperare il tempo perso e completare il progetto.

Per i lettori di COELUM che ci seguono nelle nostre avventure fin dl primo progetto, ricordiamo che le galassie Antenne erano state selezionate già un anno fa. Purtroppo, anche quella volta, incappammo in una serie di disavventure che ci obbligarono a mettere in pausa le sessioni di ripresa, sessioni che finalmente siamo riusciti a completare quest’anno (chi avesse voglia e volesse divertirsi nella ricerca, provi a trovare il numero di COELUM ed il punto esatto dell’articolo dove abbiamo raccontato il fatto).

L’Elaborazione

L’elaborazione delle immagini è stata una bella sfida, data la complessità del soggetto e la variabilità dei dati grezzi, ottenuti in due anni diversi. Abbiamo dovuto fare attenzione con i file di calibrazione in particolare che nel mentre erano cambiati. Un RC da 1m è inoltre abbastanza “sensibile” a polveri e similari, i tecnici che gestiscono il telescopio procedono ai flat field, dark e bias 2/3 volte all’anno (i flat sono eseguiti riprendendo coi vari filtri il cielo al tramonto o al sorgere del Sole) ma, nonostante le difficoltà, la collaborazione tra i membri del team come sempre è stata vincente. Le immagini finali mostrano chiaramente le estese antenne stellari che si dipanano dalle due galassie, nonché i dettagli interni delle regioni di collisione.

Procedendo come da abitudine abbiamo ottenuto l’immagine finale (il nostro “Superstack”) montando le varie elaborazioni personali che, grazie alla creatività e alla competenza dei vari partecipanti, erano già di partenza tutte di ottima qualità. Dell’immagine finale abbiamo estratto anche alcune versioni differenti: in particolare, l’elaborazione a contrasti invertiti che ha messo in risalto le strutture filamentose e i ponti di materia che collegano le due galassie, permettendoci di apprezzare la complessità della loro interazione, nonché la versione del nucleo centrale, che ha permesso di ammirare in miglior modo le zone di formazione stellare dove gas e polveri sono state compresse e “scioccate” dall’interazione gravitazionale dei due corpi interagenti.

Immagine finale del sistema Galassie Antene ottenuta con la tecnica del Superstack ShaRA. Crediti @ShaRA Team

Conclusioni

ShaRA#9 ha rappresentato una nuova sfida per il nostro gruppo ma anche un’opportunità per spingerci oltre i nostri limiti nell’astrofotografia remota elaborando un target storico e famoso nel campo scientifico. Le Galassie delle Antenne ci ricordano quanto possa essere violento e spettacolare l’universo, e quanto sia importante continuare a esplorare questi fenomeni per comprendere meglio il nostro posto nel cosmo.

Il viaggio del team non finisce qui. Il prossimo progetto ShaRA ci porterà verso nuovi orizzonti cosmici, e siamo entusiasti di continuare a condividere con voi le meraviglie dell’universo. E come sempre, chiunque voglia unirsi a noi in questa avventura è il benvenuto!

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L’articolo è pubblicato in COELUM 270 VERSIONE CARTACEA

L’Anello Prezioso Creato da un Quasar

Di

Barbara Bubbi

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20 Ottobre 2024

Una piccola immagine di una galassia distorta dalla lente gravitazionale in un anello fioco. Nella parte superiore dell'anello ci sono tre punti molto luminosi con punte di diffrazione che fuoriescono da essi, uno accanto all'altro: in realtà si tratta di copie di un singolo quasar nella galassia, duplicate dalla lente gravitazionale. Al centro dell'anello, la galassia ellittica che esegue la lente appare come un piccolo punto blu. Credit: ESA/Webb, NASA & CSA, A. Nierenberg

L’insolito oggetto immortalato in questa sorprendente ripresa del telescopio JWST sembra quasi un prezioso anello tempestato di rubini brillanti, appoggiato su uno sfondo di velluto nero profondo. Si tratta in realtà di un quasar distante oltre 6 miliardi di anni luce da noi nella Costellazione del Cratere, un oggetto estremamente brillante, la cui immagine risulta duplicata e deformata per effetto di un fenomeno noto come lente gravitazionale.

I quasar sono sorgenti estremamente luminose localizzate nel cuore di remote galassie attive: la luminosità eccezionale e la prodigiosa quantità di energia emesse da un quasar sono dovute al processo di accrescimento del buco nero supermassiccio centrale, circondato da un disco da cui divora avidamente materia. Il materiale in caduta nel vorace buco nero accresce la sua massa ed è anche responsabile della luminosità di un quasar.

Nel caso del quasar RX J1131-1231, accade che lungo la nostra linea di vista si interponga nello spazio una massiccia galassia ellittica, situata circa a metà strada tra noi e il quasar, a 3,5 miliardi di anni luce di distanza dalla Terra. A causa della presenza ingombrante di una grande quantità di massa, come previsto dalla Relatività Generale di Einstein, la deformazione del tessuto spaziotemporale fa sì che la luce emessa dal quasar venga forzata a viaggiare lungo percorsi differenti per arrivare fino a noi, cosicchè la sua immagine risulta deformata e riprodotta più volte. Inoltre, la galassia in primo piano agisce come una sorta di lente, un telescopio naturale che ci permette di osservare chiaramente il quasar remoto, la cui radiazione luminosa viene amplificata.

Una piccola immagine di una galassia distorta dalla lente gravitazionale in un anello fioco. Nella parte superiore dell’anello ci sono tre punti molto luminosi con punte di diffrazione che fuoriescono da essi, uno accanto all’altro: in realtà si tratta di copie di un singolo quasar nella galassia, duplicate dalla lente gravitazionale. Al centro dell’anello, la galassia ellittica che esegue la lente appare come un piccolo punto blu. Credit: ESA/Webb, NASA & CSA, A. Nierenberg

I tre punti brillanti affiancati e il puntino luminoso dalla parte opposta dell’anello sono in realtà quattro immagini distinte di questo singolo quasar, la cui luce lungo il percorso si è “piegata” creando l’illusione che la galassia ellittica in primo piano, visibile come piccolo puntino blu al centro dell’anello, sia circondata da quattro oggetti luminosi distinti, mentre la galassia in cui si trova il quasar ha assunto una forma simile ad un anello. Il numero e la forma delle immagini di un quasar lensato in questa sorta di miraggi cosmici dipende dalla posizione relativa del quasar, della galassia lente e del telescopio.

Il processo di accrescimento di materiale e l’ambiente estremamente energetico provocano un surriscaldamento del disco circostante il buco nero supermassiccio, con conseguente emissione di luce in varie lunghezze d’onda. Al di sopra del bordo interno del disco si trova la corona, una regione ricca di particelle altamente energetiche, accelerate dal campo magnetico del buco nero, che brillano in banda X. Grazie al fenomeno della lente gravitazionale e a osservazioni del telescopio spaziale Chandra, gli astronomi hanno ottenuto informazioni dettagliate sulla quantità di radiazione X a differenti energie emessa dal quasar. Questo ha permesso di misurare il tasso di rotazione del buco nero supermassiccio attivo responsabile della luminosità del quasar. Sembra che il buco nero volteggi a un tasso prodigioso, pari a circa metà della velocità della luce.

Misurare la rotazione dei buchi neri supermassicci nel giovane Universo può aiutare i ricercatori a capire se questi mostruosi oggetti crescano essenzialmente attraverso collisioni o grandi fusioni tra galassie, nel qual caso avrebbero a disposizione una fornitura costante di materiale proveniente da una direzione principale, formando un disco di accrescimento stabile, in grado di ruotare rapidamente. Oppure se acquisiscano massa attraverso molti episodi minori di accrescimento, da una serie di direzioni casuali variabili, nel qual caso il tasso di rotazione risulterebbe inferiore. I dati ottenuti dai ricercatori supportano la prima ipotesi, data l’eccezionale rapidità di rotazione calcolata in RX J1131.

L’immagine è stata ripresa dallo strumento MIRI (Mid-Infrared Instrument) a bordo del telescopio Webb, come parte di un programma osservativo volto a studiare la materia oscura. Queste osservazioni di quasar distanti permetteranno agli astronomi di sondare la natura della materia oscura su scale molto piccole, grazie al fenomeno della lente gravitazionale.

L’articolo è pubblicato in Coelum Astronomia 270

Fonte: https://esawebb.org/news/weic2324/

Modelli 3D per le Supernovae

Di

Salvatore Orlando

-

20 Ottobre 2024

Figura 1. Rappresentazione artistica delle fasi che portano all’esplosione di una supernova a collasso del nucleo:la stella progenitrice espelle parte degli strati più esterni nei decenni che precedono l’esplosione (a sinistra); un numero cospicuo di neutrini viene emesso negli istanti successivi al collasso del nucleo (al centro); l’onda d’urto generata dal collasso raggiunge la superficie della stella determinandone la distruzione (a destra). Crediti: S. Orlando/INAF Palermo.

Indice dei contenuti

Come i Modelli Scientifici Stanno Rivoluzionando lo Studio delle Supernove

INTRODUZIONE

Nell’articolo l’autore esplora come i modelli scientifici tridimensionali (3D) stiano rivoluzionando lo studio delle supernove, con particolare enfasi sulle supernove a collasso del nucleo (cc-SNe). Queste esplosioni stellari, tra gli eventi più energetici dell’universo, giocano un ruolo cruciale nell’evoluzione delle galassie, contribuendo alla distribuzione degli elementi chimici necessari alla formazione di nuove stelle e pianeti. Tuttavia, la comprensione dei processi fisici che guidano queste esplosioni è estremamente complessa a causa della loro imprevedibilità e della difficoltà di osservare direttamente le fasi che precedono e seguono immediatamente il collasso del nucleo.

Gli scienziati affrontano queste sfide utilizzando modelli 3D avanzati che, grazie alla potenza dei supercomputer, permettono di simulare dettagliatamente l’evoluzione delle supernove dal collasso del nucleo fino alla propagazione dell’onda d’urto attraverso l’ambiente circostante. Questi modelli non solo riproducono le condizioni fisiche e chimiche delle stelle progenitrici, ma consentono anche di collegare le strutture osservate nei resti di supernova ai processi fisici che le hanno generate.

Un caso di studio significativo è rappresentato dalla supernova SN 1987A, la cui esplosione è stata modellata in 3D, rivelando dettagli cruciali sulla sua asimmetria e sulla stella progenitrice.

Le Sfide per la Comprensione delle Supernove

Nonostante il ruolo cruciale che le supernove rivestono in numerosi campi dell’astrofisica, comprenderne i processi fisici è una sfida estremamente complessa. Gli eventi catastrofici, caratterizzati da esplosioni violente, sono infatti difficilmente prevedibili: non possiamo mai sapere con esattezza quando e dove si verificheranno e l’incertezza ci impedisce di catturare con precisione

Figura 2. La supernova extragalattica SN 2014C osservata in banda ottica e nei raggi X. L’immagine principale ottenuta con lo Sloan Digital Sky Survey (SDSS) mostra la galassia a spirale NGC 7331. Gli inserti mostrano le osservazioni del Chandra X-ray Observatory dell'insolita supernova SN 2014C.Crediti: immagini a raggi X: NASA, CXC, CIERA, R.Margutti et al.;immagine ottica: SDSS. — Figura 2. La supernova extragalattica SN 2014C osservata in banda ottica e nei raggi X. L’immagine principale ottenuta con lo Sloan Digital Sky Survey (SDSS) mostra la galassia a spirale NGC 7331. Gli inserti mostrano le osservazioni del Chandra X-ray Observatory dell’insolita supernova SN 2014C.Crediti: immagini a raggi X: NASA, CXC, CIERA, R.Margutti et al.;immagine ottica: SDSS.

i momenti più cruciali, sia immediatamente prima che subito dopo l’esplosione.
Inoltre, i processi che avvengono all’interno di una supernova sono nascosti dagli strati esterni della stella, rendendo impossibile osservare direttamente le fasi che portano al collasso del nucleo e allo sviluppo dell’esplosione. Un limite che condiziona fortemente la nostra capacità di cogliere quei dettagli fondamentali che potrebbero svelarci i segreti più profondi di questi straordinari fenomeni.
Come se non bastasse, le supernove sono anche eventi rari nella nostra galassia e, negli ultimi quattro secoli, non ne abbiamo osservate direttamente. Per studiarle, dobbiamo quindi rivolgere lo sguardo a galassie lontane, dove queste esplosioni appaiono come minuscoli punti di luce distanti, impossibili da risolvere nei dettagli (Figura 2). Siamo perciò costretti ad estrarre informazioni cruciali da ciò che possiamo osservare, come le curve di luce che descrivono l’evoluzione della luminosità o gli spettri elettromagnetici che forniscono indizi sulle proprietà fisiche e chimiche del materiale che emette la radiazione. Tuttavia, interpretare questi dati è un compito complesso, e non sempre porta a risultati definitivi.
Insomma non mancano difficoltà ci privano quindi di informazioni essenziali per comprendere i meccanismi dell’esplosione e la natura della stella progenitrice. Infatti i giorni e le settimane immediatamente successivi a una supernova sono un periodo di straordinaria importanza: in quel momento, i suoi detriti conservano ancora in modo nitido le tracce della stella che è esplosa e dei processi che ne hanno guidato l’esplosione, offrendo una rara opportunità per studiarne la natura in profondità.

Le Informazioni Codificate nei Resti delle Supernove

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Ma c’è speranza: anche se non possiamo osservare nel dettagli o le complesse fasi di evoluzione delle supernove, i loro resti, noti come resti di supernova (indicati con l’acronimo SNR), ci raccontano una storia affascinante e dettagliata, anche centinaia o migliaia di anni dopo l’esplosione. Gli SNR appaiono come splendide sorgenti nebulose visibili in diverse bande spettrali, dal radio al visibile fino alla banda X, rivelando una natura complessa e intricata (Figura 3). Utilizzando tecniche avanzate come la spettroscopia, gli astronomi possono analizzarne le strutture e svelare informazioni sulle proprietà fisiche e chimiche del materiale espulso e del mezzo circostante investito dall’esplosione.

Figura 3. (a) Resto di supernova Cassiopeia A ad una distanza di 11 mila anni luce dalla Terra. Crediti: NASA, CXC, SAO (in banda X), NASA, ESA, STScI (in luce visibile); NASA, ESA, CSA, STScI, JPL, CalTech, Milisavljevic et al. (in banda infrarossa). Processamento delle immagini: NASA/CXC/SAO/J. Schmidt e K. Arcand. (b) Resto di supernova 1987A ad una distanza di circa 168 mila anni luce. Crediti: NASA, ESA, CSA, M. Matsuura (Università di Cardiff), R. Arendt (GSFC e Università del Maryland), C. Fransson (Università di Stoccolma). (c) Resto di supernova Cygnus Loop ad una distanza di 2400 anni luce. Crediti: NASA/JPL-Caltech.

Una parte della complessità osservata nei resti delle supernove a collasso del nucleo deriva da strutture interne che si sono sviluppate a seguito dell’esplosione. Esse nascono da instabilità idrodinamiche e magnetoidrodinamiche, causate da processi caotici (stocastici in linguaggio scientifico) che governano l’evoluzione dell’esplosione e la propagazione dell’onda d’urto attraverso l’interno della stella. Un esempio emblematico è il resto di supernova Cassiopea A, uno dei più studiati nella nostra Galassia, con un’età stimata di circa 350 anni (Figura 3a). La sua morfologia, caratterizzata da asimmetrie (o anisotropie) su grande scala e un tasso di espansione irregolare, suggerisce che l’esplosione non è stata un evento simmetrico, ma un processo dinamico e caotico che ha lasciato un’impronta indelebile nella sua struttura.
Le fasi finali della vita di una stella sono un periodo turbolento e poco compreso, ma i resti di supernova possono aiutarci a svelarne i segreti. Studi recenti hanno mostrato che la geometria delle anisotropie post-esplosione è strettamente legata alla struttura di densità della stella prima del collasso. Ciò significa che osservando come si distribuiscono i detriti dell’esplosione, possiamo ricostruire la struttura in densità che aveva la stella al momento del collasso e risalire alla sua stessa natura.
Le interazioni tra i resti di supernova e il mezzo circostante offrono inoltre preziose informazioni sull’evoluzione delle stelle progenitrici e sul loro impatto sull’ambiente galattico. Un esempio straordinario è rappresentato dalla supernova osservata nel febbraio del 1987 nella Grande Nube di Magellano, una piccola galassia satellite della nostra. Questa supernova, nota come SN 1987A, è stata un’opportunità unica per gli astronomi, poiché la sua relativa vicinanza ci ha permesso di seguire nel dettaglio la trasformazione di una supernova in un resto interagente con il mezzo circostante (Figura 3b). Le osservazioni di SN 1987A hanno rivelato strutture ad anello spettacolari, formate dall’interazione dell’esplosione con il mezzo circumstellare costituito da una densa regione HII composta di gas e polveri e modellata dai potenti venti stellari nei millenni precedenti l’esplosione. Sono quindi indizi fondamentali sulla storia della stella progenitrice.

In altri resti di supernova, come la Nebulosa Velo (o Cygnus Loop), che secondo le stime del satellite Gaia ha un’età di circa 20,000 anni, le osservazioni hanno rivelato chiari segni dell’interazione dell’onda d’urto con dense nubi interstellari (Figura 3c). In resti di supernova maturi come la Nebulosa Veloquesti dettagli offrono quindi un’opportunità unica per ricostruire la struttura del mezzo interstellare circostante la stella esplosa, altrimenti invisibile ai nostri telescopi. Quando invece questi dettagli emergono nei resti di supernova più giovani, che interagiscono con le disomogeneità del mezzo circumstellare come SN 1987A, ci permettono di ricostruire la complessa storia della perdita di massa della stella progenitrice e di ottenere una comprensione più approfondita delle ultime fasi della sua vita.
I resti di supernova quindi sono veri e propri scrigni di preziose informazioni. Studiarli ci consente di comprendere meglio i complessi processi che portano una stella massiccia a esplodere in una supernova, offrendoci informazioni cruciali su come queste esplosioni plasmino l’ambiente interstellare e influenzino l’evoluzione delle galassie. In un Universo dove tutto è connesso, queste esplosioni sono i motori che guidano il ciclo di evoluzione delle stelle, con un profondo impatto sulla struttura del mezzo interstellare e sulla dinamica e l’energetica della Galassia.

Come Estrarre Informazioni dalle Supernove e dai loro Resti

Studiare le supernove e i loro resti è quindi come intraprendere un affascinante viaggio nel tempo e nello spazio, esplorando eventi catastrofici che modellano la struttura delle galassie. Ma come possiamo ottenere informazioni dettagliate su questi fenomeni esplosivi e sulle stelle che li hanno generati? È qui che entrano in gioco i modelli scientifici tridimensionali (3D), strumenti che ci permettono di creare, con l’ausilio di supercomputer, simulazioni straordinarie e svelare i segreti di queste esplosioni stellari e delle stelle da cui hanno avuto origine.
Le osservazioni astronomiche sono il nostro primo contatto diretto con le supernove (Figura 3). Grazie a immagini spettacolari in diverse lunghezze d’onda, come raggi X, onde radio e luce visibile, insieme a dati che rivelano la luminosità, la dinamica e la composizione chimica del materiale espulso, possiamo osservare l’evoluzione di una supernova e i detriti che lascia dietro di sé. A partire da queste osservazioni, vengono sviluppati modelli scientifici che, attraverso la risoluzione di complessi sistemi di equazioni, descrivono i processi fisici e le loro interazioni responsabili del fenomeno in esame.
Fino a circa dieci anni fa, i modelli scientifici per descrivere le supernove erano limitati e non riuscivano a seguire l’intera sequenza di eventi in modo autoconsistente, dal collasso del nucleo della stella fino alla propagazione dell’onda d’urto attraverso il mezzo circumstellare e interstellare.

Figura 4. Schema evolutivo dalla stella progenitrice (supergigante rossa) alla supernova ed al resto di supernova. I modelli non sono in scala. Crediti: S. Orlando / INAF Palermo.

Nel corso degli anni, diversi modelli si sono specializzati in specifiche fasi dell’esplosione: alcuni si concentravano sul collasso del nucleo, altri sull’evoluzione della luminosità della supernova (nota come curva di luce), e altri ancora sulla propagazione dell’onda d’urto nell’ambiente circostante, basandosi però su ipotesi arbitrarie riguardo alla struttura iniziale del materiale espulso. I modelli, non essendo integrati tra loro, rendevano difficile confrontare i risultati con le osservazioni reali, limitando così la nostra capacità di collegare le strutture osservate nei resti di supernova alla proprietà delle supernove che li hanno generati e agli stadi finali della vita di una stella di grande massa.

Oggi, grazie ai progressi nella modellistica e alla potenza dei supercomputer raggiunti negli ultimi dieci anni, siamo finalmente in grado di costruire simulazioni 3D che seguono ogni fase dell’esplosione, dal collasso iniziale del nucleo fino all’espansione dei detriti stellari attraverso il mezzo circostante. In alcuni casi, è persino possibile collegare l’evoluzione della supernova e del suo resto all’evoluzione della stella progenitrice (Figura 4). I nuovi modelli integrati ci permettono di confrontare direttamente le simulazioni con le osservazioni, svelando i misteri nascosti dietro questi eventi titanici e consentendoci di collegare le caratteristiche osservate nei resti di supernova ai processi fisici che guidano l’esplosione di una supernova, alla natura della stella progenitrice e alla struttura del mezzo circumstellare, che riflette le fasi finali dell’evoluzione della stella stessa.

Un Nuovo Approccio per Modellare le Supernove in 3D

Circa dieci anni fa, è stato introdotto un nuovo approccio rivoluzionario per lo sviluppo di modelli 3D che riescono a integrare e unificare gran parte delle informazioni disponibili sulle supernove e i loro resti. Grazie all’uso di potenti supercomputer, composti da migliaia di processori che lavorano in parallelo, gli scienziati sono riusciti a creare modelli fisici 3D che ricostruiscono l’ambiente fortemente dinamico e turbolento della stella nei periodi precedenti al collasso del nucleo (Figura 5a), l’intero processo di esplosione della supernova (Figura 5b) e l’espansione successiva dei detriti stellari attraverso il mezzo circostante disomogeneo e magnetizzato (Figura 5c-d).
Alcuni di questi modelli sono in grado di seguire l’intera evoluzione di una stella massiccia, dalla sua formazione iniziale, attraverso le fasi di supergigante rossa o blu, fino al collasso del nucleo che innesca la supernova. Sebbene queste simulazioni siano attualmente possibili solo in una dimensione a causa della complessità dei calcoli, esse offrono comunque un livello di dettaglio senza precedenti, tenendo conto di variabili fondamentali come la distribuzione della densità, la pressione, la velocità di rotazione e la composizione chimica della stella. Tali modelli di evoluzione stellare servono a descrivere le condizioni fisiche in cui si trova la stella al momento del collasso.

Figura 5. (a) Modello 3D che descrive la struttura della stella nelle regioni prossime al nucleo nei momenti precedenti il suo collasso. Crediti: Yoshida et al. (2021, ApJ 908, 44). (b) Modello 3D che descrive l’evoluzione di una supernova a collasso del nucleo pochi secondi dopo il collasso. Crediti: T.-H. Janka (MPA, Garching, Germania). (c) e (d) Modello 3D che descrive l’evoluzione dalla supernova al suo resto. I due pannelli mostrano la distribuzione di materiale ricco di ferro 350 anni e 2000 anni dopo l’esplosione. Crediti: Orlando et al. (2021, A&A 645, A66).

Una volta descritto il collasso del nucleo, i modelli 3D si concentrano sulle fasi successive dell’esplosione, simulando in dettaglio i moti turbolenti, la formazione di nuovi elementi attraverso la nucleosintesi esplosiva, la propagazione dell’onda d’urto attraverso l’interno della stella e, infine, le interazioni del materiale espulso a seguito dell’esplosione con l’ambiente circumstellare ed interstellare. Sono modelli complessi che tengono conto di fenomeni specifici come il decadimento radioattivo, la formazione di instabilità idrodinamiche e magnetoidrodinamiche causa delle asimmetrie osservate nei resti di supernova.
Un altro aspetto affascinante di questi modelli è la loro capacità di descrivere in dettaglio l’espansione dei resti di supernova in ambienti non uniformi ed influenzati dal campo magnetico, come il mezzo circumstellare o interstellare. I processi tengono conto di fenomeni che influenzano la radiazione emessa dal plasma, come il decadimento radioattivo degli isotopi, le interazioni con i campi magnetici e gli effetti causati dall’accelerazione di raggi cosmici ai fronti d’urto delle supernove.

Figura 6. Modello 3D magnetoidrodinamico del resto di supernova SN 1987A. (a) Distribuzione di densità del materiale caldo responsabile di emissione in banda X derivata dal modello. (b) Emissione in banda X prevista dal modello nel 2013. Il cerchio bianco è un riferimento che indica la posizione della parte più brillante dell’anello. (c) Osservazione in banda X ottenuta con il Chandra X-ray Telescope nel 2013. L’anello bianco è uguale a quello mostrato nel pannello b. (d) Confronto tra modello ed osservazione per rivelare la presenza di una stella di neutroni al centro di SN 1987A. L’immagine della stella di neutroni è una rappresentazione artistica. Crediti: Orlando et al. (2015, ApJ810, 168; 2020, A&A636, A22); Greco et al. (2022, ApJ931,132).

Una volta sviluppati, i modelli 3D vengono attentamente confrontati con osservazioni reali. Gli scienziati regolano i parametri fisici dei modelli per far sì che le simulazioni rispecchino il più fedelmente possibile le osservazioni, permettendo di interpretare con maggiore precisione le caratteristiche osservate nei resti. La forza di un simile approccio risiede quindi nella capacità di identificare i processi fisici responsabili della formazione delle strutture osservate nei resti di supernova e nella possibilità di fare previsioni da verificare con future osservazioni. Un processo di raffinamento essenziale per approfondire la nostra comprensione dei fenomeni coinvolti, dalla variazione di luminosità delle supernove fino alla distribuzione della materia nei loro resti. Grazie a queste simulazioni, possiamo ottenere preziose informazioni su come e perché una supernova esplode, sulla storia evolutiva della stella progenitrice, sui meccanismi che causano la perdita di massa nelle fasi che precedono l’esplosione, e su come gli elementi chimici prodotti si diffondono nell’Universo.
Un esempio significativo dell’efficacia di questo approccio è rappresentato dagli studi recenti sulla supernova SN 1987A (Figura 6). Utilizzando un avanzato modello 3D che traccia l’intero percorso evolutivo dalla stella progenitrice, passando per il collasso del nucleo, fino all’interazione dei detriti della supernova con l’ambiente circostante, gli scienziati sono riusciti a decodificare l’enorme quantità di dati raccolti fin dai primi momenti successivi all’esplosione.

In un certo senso, il loro lavoro è paragonabile a quello di un archeologo che, grazie a strumenti come la Stele di Rosetta, riesce a decifrare complessi geroglifici per rivelare storie antiche. Così, utilizzando il modello, gli astronomi sono riusciti a ricostruire gran parte della storia della stella progenitrice e delle fasi successive al collasso del suo nucleo. Il modello ha permesso di confermare che la stella progenitrice era il risultato della fusione di due stelle massicce, avvenuta circa 20,000 anni prima del collasso. Inoltre, il modello ha permesso di determinare con precisione le proprietà fisiche e geometriche della supernova, rivelando un’esplosione fortemente asimmetrica e fornendo preziosi indizi sui processi fisici che l’hanno guidata. È stato possibile anche ricostruire la geometria e la distribuzione della densità del mezzo circumstellare, chiarendo il processo di perdita di massa della stella nei millenni precedenti l’esplosione.

Infine, questi modelli hanno portato all’identificazione di un oggetto compatto al centro del resto di supernova: una stella di neutroni, il residuo compatto della stella che è esplosa.
La modellistica 3D sta dunque aprendo nuove frontiere nella comprensione delle supernove, delle loro stelle progenitrici e dell’impatto di questi eventi sull’Universo.

La Collaborazione Internazionale e gli Strumenti Usati

Lo sviluppo della nuova metodologia è frutto di un’importante collaborazione internazionale tra alcuni dei più prestigiosi istituti di ricerca situati in Europa, Stati Uniti e Asia. L’Italia, con l’INAF (Istituto Nazionale di Astrofisica) e l’Università degli Studi di Palermo, ha giocato un ruolo chiave, insieme alla Germania, rappresentata dal Max-Planck-Institut fürAstrophysik, e al Giappone, con l’istituto per la ricerca scientifica nazionale RIKEN. Al centro di questa rete globale c’è l’INAF-Osservatorio Astronomico di Palermo, promotore e coordinatore dell’intero progetto.
Ma cosa rende questo lavoro così straordinario? Le simulazioni numeriche necessarie per comprendere le esplosioni stellari sono tra le più complesse mai realizzate, richiedendo milioni di ore di calcolo su supercomputer dotati di decine di migliaia di processori. Questi calcoli titanici sono possibili solo grazie a infrastrutture internazionali di calcolo ad alte prestazioni (HPC), come quelle fornite sino a qualche anno fa dalla Partnership for Advanced Computing in Europe (PRACE). Si tratta di un programma europeo che unisce la potenza di calcolo di 25 paesi, e attraverso di esso, l’INAF di Palermo ha ottenuto circa 60 milioni di ore di calcolo su due dei più potenti supercomputer: il Mare Nostrum in Spagna presso il Barcelona Supercomputing Center, e il Marconi in Italia presso il CINECA (Figura 7). Grazie a queste risorse, è stato possibile per la prima volta descrivere in modo dettagliato e coerente l’evoluzione del materiale espulso da due delle supernove più famose: la 1987A e quella che ha originato il resto di supernova Cassiopea A. Simulazioni pionieristiche che non solo hanno permesso di comprendere meglio l’interazione tra il materiale stellare e il mezzo circumstellare, ma hanno anche aperto la strada a nuovi sviluppi nella ricerca astrofisica.

Figura 7. Alcuni tra i supercalcolatori usati per il progetto. (a) MareNostrum ospitato presso il BarcelonaSupercomputing Center (BSC, Spagna). (b) Marconi ospitato presso il CINECA (Italia). (c) Cobra ospitato presso il Max Planck Computing and Data Facility (MPCDF, Germania).(d) Il Cray XC50 ospitatopresso il Center for Computational Astrophysics (CfCA), National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ, Giappone).

Nel corso degli anni, altri centri di calcolo HPC sono stati coinvolti nel progetto (Figura 7). Tra questi i supercomputer giapponesi XC40 (YITP, Università di Kyoto), Cray XC50 (Center for Computational Astrophysics, National Astronomical Observatory of Japan) e HOKUSAI (RIKEN), oltre ai sistemi HPC Cobra e Draco del Max Planck Computing and Data Facility (MPCDF, Germania), i quali hanno consentito, negli ultimi anni, di completare il grosso del lavoro di accoppiamento tra i modelli delle stelle progenitrici, delle supernove e dei loro. Ora, si è passati ad applicare i modelli per interpretare le osservazioni astronomiche, offrendo nuove e preziose informazioni sulla fisica delle supernove e sulle fasi finali di evoluzione delle stelle di grande massa. E la ricerca continua: gli scienziati stanno lavorando su obiettivi ambiziosi, come la creazione di modelli 3D dettagliati delle stelle progenitrici e la simulazione accurata del mezzo circumstellare creato in modo coerente dalle progenitrici, senza dimenticare l’importanza di descrivere con precisione i processi radiativi ed emissivi che avvengono durante e dopo l’esplosione.
Alcuni dei codici numerici utilizzati in questo progetto sono open source e accessibili a tutta la comunità scientifica internazionale. Tra questi, spiccano il codice PLUTO made in Italy per la simulazione dei plasmi astrofisici, sviluppato dall’Università di Torino in collaborazione con l’INAF di Torino e il CINECA (ancora una volta l’Italia protagonista); il codice SNEC, che descrive le fasi successive al collasso del nucleo di una stella; e MESA, un codice che traccia l’intera evoluzione di una stella dalla nascita fino al collasso. Per chi fosse interessato, alla fine di questo articolo nei riferimenti è disponibile il link per il download di tali strumenti un modo per cimentarsi nella modellazione di una stella, una supernova o l’interazione dell’esplosione con il mezzo ambiente.

Conclusione

In conclusione si tratta di un lavoro che richiede uno sforzo immenso da parte dei ricercatori, sia nello sviluppo dei modelli che nell’implementazione di nuovi moduli fisici per migliorarli. È un processo lungo e meticoloso, che richiede anni e che comprende lo sviluppo, il test e la validazione dei codici e dei modelli. Inoltre, le risorse computazionali necessarie per le simulazioni vengono acquisite attraverso bandi competitivi, che si tengono solitamente un paio di volte l’anno. Se la proposta viene accettata da un comitato scientifico internazionale, i ricercatori hanno circa un anno di tempo per usare le risorse acquisite e completare il progetto. In media, dal momento della presentazione della proposta fino alla conclusione delle simulazioni e della loro analisi, possono passare da due a quattro anni.
Così, grazie a una collaborazione che abbraccia il globo e a strumenti all’avanguardia, stiamo imparando a conoscere meglio le supernove, svelando i segreti nascosti nelle stelle più massicce dell’Universo.

Uno Sguardo al Futuro

Alla luce dei risultati che si sono ottenuti, possiamo dire che i modelli scientifici 3D non solo ci stanno aiutando a comprendere meglio le supernove e le stelle che le hanno generate, ma rappresentano anche strumenti potentissimi per l’analisi e l’interpretazione dei dati. In un’epoca in cui l’acquisizione di dati di alta qualità è in continua espansione, grazie a strumenti all’avanguardia come il James Webb Space Telescope (JWST) e il satellite per l’osservazione in raggi X XRISM, e alle future infrastrutture come lo Square Kilometre Array (SKA), il Cherenkov Telescope Array (CTA), il Line Emission Mapper (LEM) e il telescopio in raggi X Athena, l’utilizzo di modelli avanzati diventa essenziale. Questi modelli sono indispensabili per l’analisi e l’interpretazione dei dati astronomici, colmando così il divario tra ciò che osserviamo e ciò che possiamo comprendere.
In più siamo ora in grado di formulare previsioni su eventi ancora da venire. Ad esempio, possiamo ipotizzare come le future supernove interagiranno con il mezzo circumstellare della stella progenitrice, come appariranno i resti di una supernova tra decine o centinaia di anni, o come l’esplosione potrebbe influenzare la formazione di nuove stelle nelle vicinanze. In pratica, i modelli 3D ci offrono una finestra unica per esplorare la complessa fisica delle supernove, trasformando dati intricati in conoscenza approfondita. Infine, questo approccio ci permette di ricostruire la storia delle stelle che terminano la loro vita con una supernova, aiutandoci a svelare alcuni dei misteri più affascinanti dell’Universo.

Approfondimenti

– Modelli scientifici interattivi di resti di supernova
https://saorlando4.artstation.com/albums/10358073

– Documentario sul legame tra stelle massicce, supernove e loro resti(30 minuti)
https://www.youtube.com/watch?v=YOvSKE5yiko

– Articoli scientifici per approfondimento
– Miceli, M., Orlando, S., Burrows, D. N., et al. 2019, NatAs, 3, 236
– Orlando, S., Miceli, M., Pumo, M. L., & Bocchino, F. 2015, ApJ, 810, 168
– Orlando, S., Ono, M., Nagataki, S., et al. 2020, A&A, 636, A22
– Orlando, S., Wongwathanarat, A., Janka, H. T., et al. 2021, A&A, 645, A66
– Greco, E., Miceli, M., Orlando, S., et al. 2021, ApJL, 908, L45
– Greco, E., Miceli, M., Orlando, S., et al. 2022, ApJ, 931, 132
– Ustamujic, S., Orlando, S., Greco, E., et al. 2021, A&A, 649, A14

– Codici numerici per simulazioni astrofisiche
– Codice PLUTO per plasmi astrofisici: https://plutocode.ph.unito.it
– Codice SNEC per simulare supernove: https://stellarcollapse.org/index.php/SNEC.html
– Codice MESA per evoluzione stellare: https://docs.mesastar.org/en/24.08.1/

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L’articolo è pubblicato in COELUM 270 VERSIONE CARTACEA

VST-SMASH in un Colpo Solo: Galassie Vicine e Profondità

Di

Crescenzo Tortora

-

20 Ottobre 2024

Immagini a tre colori di NGC 5236 (sinistra), IC 5332 (destra) e NGC 5253 (riquadro con bordo bianco). Credit: C. Tortora/VST-SMASH.

Indice dei contenuti

ABSTRACT

Volete vedere un’immagine in cui galassie vicine ma con estrema profondità? Grazie al programma VST-SMASH, questo è finalmente possibile. Con un solo colpo d’occhio, possiamo osservare dettagli delle galassie più vicine e scoprire nuove strutture in quelle più lontane, grazie alla combinazione di ampie osservazioni del cielo e una risoluzione senza precedenti. Il VST (VLT Survey Telescope) ci regala immagini mozzafiato di galassie iconiche come NGC 5236, la “Galassia Girandola del Sud”, ma anche scorci di mondi lontanissimi, come la galassia spirale ESO 499-37, situata a 45 milioni di anni luce. Immergetevi in un viaggio attraverso l’Universo, dove l’antico e il remoto si intrecciano in una danza di luce che rivela i segreti dell’evoluzione galattica.

Immagini profonde di galassie vicine e grandi, lo facciamo col VST in un sol colpo

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Sono passati circa 100 anni dalla notte del 5 ottobre 1923, quando l’astronomo americano Edwin Hubble pose fine al dibattito sull’esistenza di galassie al di fuori della Via Lattea. Scoprì che Andromeda, la Grande Nebulosa di Andromeda, non era una nebulosa all’interno della nostra galassia, ma una galassia separata, una vera a propria galassia. Presto vennero scoperte molte altre galassie: compagne della Via Lattea, di tutte le forme e dimensioni, e poi galassie sempre più lontane. Gli astronomi iniziarono a catalogarle, creando elenchi che contenevano poche migliaia di galassie fino agli anni ’70, per poi passare a decine/centinaia di migliaia negli anni ’90, fino ai milioni e miliardi di oggi. Stiamo vivendo l’era dei Big Data, gli anni dell’astronomia dei grandi numeri, ottenuti grazie a telescopi con ampi campi di vista come Euclid e Rubin, e possiamo osservare galassie nelle primissime fasi della storia dell’universo con i telescopi Hubble e James Webb.

Per la maggior parte della mia carriera, mi sono occupato dell’analisi statistica di grandi campioni di galassie: determinandone le masse, le dimensioni, le distanze, le luminosità e i moti stellari. Lavoravo su numeri in tabelle, che potevo studiare e analizzare, per spiegare la fisica dietro le correlazioni tra i parametri. Con grandi campioni di galassie di diverse proprietà, masse e distanze, attraverso il confronto con modelli teorici e simulazioni cosmologiche, gli astrofisici possono vincolare processi fisici che hanno contribuito alla loro formazione: gli effetti della regina incontrastata, la gravità, e poi le interazioni e le fusioni (merging in inglese) con altre galassie, l’ambiente galattico, la formazione stellare e processi come i venti di Supernovae o gli energetici getti dei nuclei galattici attivi, che possono incentivare o bloccare la formazione stellare. E’ questo che fanno molti astrofisici che lavorano per capire la formazione e l’evoluzione delle galassie. Altri, storicamente, si sono concentrati su galassie specifiche, vicine ed estese nel cielo, raccogliendo una moltitudine di dati per studiarle in dettaglio, con la massima risoluzione spaziale e spettrale e utilizzando dati di elevata qualità. Queste galassie, vicine, grandi e iconiche, non sono solo identificativi anonimi in un catalogo o nomi assegnati attraverso le loro coordinate celesti, ma hanno nomi veri e propri, degni di chi è importante, speciale, unico: Galassia Triangolo, Galassia Vortice, Galassia Sigaro, Galassia di Andromeda o Galassia Sombrero.

In passato era possibile ottenere dati limitati per molte galassie e dati dettagliati solo per poche. Il futuro, però, ci permetterà di unire questi due approcci e ottenere dati di alta qualità per un numero enorme di galassie. Con i dati del telescopio Euclid e la survey LSST del telescopio Rubin, potremo analizzare campioni di miliardi di galassie lontane, piccole e poco risolte nelle immagini, e centinaia di migliaia di galassie vicine, risolte nei minimi dettagli come mai prima d’ora.

Euclid osserverà un terzo dell’intera volta celeste (circa 14.000 gradi quadrati). Grazie alla combinazione dell’enorme area del cielo osservata, alla strategia osservativa e alla risoluzione spaziale, fornirà una visione unica dell’universo e delle galassie, dalle più vicine alle più lontane, con una qualità delle immagini senza precedenti. Combinando l’approccio statistico e quello dettagliato su singole galassie, potremo studiare decine di migliaia di galassie vicine in modo molto dettagliato, rispondendo a domande ancora irrisolte sull’evoluzione galattica: in quali condizioni ambientali si formano le galassie, come evolvono, come si formano e vengono accresciute le stelle al loro interno, come le interazioni con altre galassie, i venti di Supernova o i getti dei nuclei galattici attivi impattano la formazione del gas in stelle, qual è la natura della materia oscura, una componente di materia elusiva e sconosciuta che sembra rappresentare circa l’80% della materia nell’universo, ma che non abbiamo ancora osservato direttamente.

Aspettando i dati che Euclid e Rubin raccoglieranno nel prossimo futuro, abbiamo avviato il programma osservativo VST-SMASH ( Survey of Mass Assembly and StructureHierarchy ) per osservare, con i filtri fotometrici g (green, verde, centrato sui 4800 Angstrom), r (red, rosso, centrato sui 6300 Angstrom) e i (near infrared, vicino infrarosso, centrato sui 7500 Angstrom) un campione di 27 galassie vicine, entro circa 30 milioni di anni luce, nell’emisfero sud, che saranno osservate da Euclid nei prossimi anni. Con circa 2 ore e mezzo di osservazioni nelle bande g e r, grazie alle splendide condizioni atmosferiche al Cerro Paranal in Cile, e al grande campo di vista di 1 grado quadrato (300 volte maggiore del campo di vista della camera ACS del telescopio Hubble), il VLT Survey Telescope (VST) riesce ad osservare galassie vicine e l’ambiente attorno a loro in un sol colpo. Studieremo le popolazioni stellari, dalle regioni più luminose a quelle più deboli e diffuse, fino alle periferie galattiche, catalogando e studiando ammassi stellari e galassie nane molto deboli, compagne delle galassie più grandi. Le galassie nane sono i mattoni dell’evoluzione galattica e studiandone le proprietà stellari e il contenuto di materia oscura possiamo capire come avvengono i processi di merging e vincolare la natura della materia oscura.

All’interno del programma VST-SMASH, osserveremo galassie di diversa massa e tipologia, dalle nane irregolari fino alle spirali più luminose e massive, simili alla nostra Via Lattea. Il nostro campione include tre galassie nane irregolari: NGC 3109, Sestante A e la galassia nana Antlia (anche chiamata Galassia Nana della Macchina Pneumatica), situate ad una distanza di circa 4.3 milioni di anni luce (Figura 1). Fanno parte del Gruppo Locale, che contiene anche la nostra Via Lattea. Assieme a Sestante B e Leo P fanno parte della stessa associazione di galassie, e si dispongono lungo una struttura molto allungata e filamentosa. Sono talmente vicine che usando telescopi da Terra come il VST, riusciamo a risolvere le stelle e a studiarne le proprietà fotometriche. Nel genere di galassie, osserviamo una predominanza di stelle blu (e quindi più giovani) al centro, e invece nelle regioni più esterne, nell’alone galattico, dominano le giganti rosse. Sestante A e Antlia hanno delle peculiari forme squadrate. Antlia ha una massa stellare di circa 2-4 milioni di masse solari, Sestante A ha una massa di 200 milioni di masse solari, mentre NGC 3109 ha una massa 10 volte maggiore di Sestante A e 1000 volte superiore a quella di Antlia.

Figura 1. Immagini a tre colori di NGC 3109 (sinistra), Sestante A (destra) e Antlia (riquadro con bordo bianco) ottenute combinando le immagini nelle bande fotometriche g, r e i del VST. Credit: C. Tortora/VST-SMASH.

Passiamo da galassie nane ai mostri del nostro campione, due stupende galassie a spirale viste di faccia (Figura 2). NGC 5236 o M83, una di quelle che ha un bel nome proprio, è la Galassia Girandola del Sud. È situata a 15 milioni di anni luce, è al centro di un gruppo di galassie vicino al nostro, e ha una massa stellare di circa 200 miliardi di masse solari, mille volte maggiore quella di Sestante A. E poi IC 5332, a circa 30 milioni di anni luce da noi, ha una massa di circa 20 miliardi di masse solari, si fa notare per la sua complessa struttura di bracci a spirale. Entrambe le galassie si contraddistinguono per una caratteristica comune a tutte le galassie a spirale, e cioè un nucleo centrale (bulge) rosso (costituito da stelle più vecchie e con più metalli) e dei bracci a spirale dove iniziano ad abbondare stelle più blu, più giovani, dove sta avvenendo la trasformazione del gas in stelle; il colore blu accentuato è evidente soprattutto nel caso di IC 5332. Tra le galassie che sto presentando, c’è anche NGC 5253 (Figura 2), è una delle compagne di NGC 5236, è anch’essa una galassia irregolare con un’elevata formazione stellare. La sua massa è intermedia tra quella di Sestante A e NGC 3109, ma è molto più distante e quindi, in maniera simile a NGC 5236, NGC 5253 e il resto delle galassie nel nostro campione, non riusciamo a risolvere le stelle al suo interno, ma possiamo studiarne le proprietà solo attraverso la luce diffusa.

Figura 2. Immagini a tre colori di NGC 5236 (sinistra), IC 5332 (destra) e NGC 5253 (riquadro con bordo bianco). Credit: C. Tortora/VST-SMASH.

Il grande campo di vista ci consente di avere in regalo immagini di altre galassie che non fanno parte del nostro campione. In Figura 3 mostriamo le immagini di due galassie di esempio osservate nel campo di NGC 3109, due galassie a spirale molto più distanti: ESO 499-37 e IC 2537.

Figura 3. Grazie al grande campo di vista del VST, nei campi osservati da VST-SMASH si possono osservare anche altre galassie più distanti. Nel campo di 2 gradi quadrati (2 puntamenti del VST) osservato attorno a NGC 3109 si trovano a) ESO 499-37 (sinistra), una galassia a spirale inclinata situata a 45 milioni di anni luce, e b) IC 2537 (destra), a circa 115-150 milioni di anni luce, una galassia a spirale inclinata parte del gruppo di galassie di NGC 3054. Credit: C. Tortora/VST-SMASH.

Nonostante nei prossimi 5 anni Euclid si destinato a superare enormemente in prestazioni il VST, rivoluzionando la nostra comprensione dell’universo e delle galassie vicine e lontane, questo gioiello napoletano resta uno strumento che può ancora dire la sua. Il programma VST-SMASH otterrà immagini molto profonde nelle tre bande ottiche g, r e i, complementari in termini di copertura in lunghezza d’onda rispetto ai filtri del telescopio spaziale Euclid. E i nostri dati raggiungeranno una profondità che la survey LSST del telescopio Rubin otterrà solo quando verrà completata, dopo 10 anni dall’inizio delle osservazioni.

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L’articolo è pubblicato in COELUM 270 VERSIONE CARTACEA

Cosmologia: Ammassi Globulari e Generazioni Multiple

Di

Camilla Pianta

-

18 Ottobre 2024

Indice dei contenuti

ABSTRACT

Gli ammassi globulari, tra i più antichi oggetti dell’universo, hanno recentemente svelato una complessità inattesa con la scoperta delle popolazioni stellari multiple, sfidando le idee tradizionali sulla loro composizione. L’avvento dei telescopi spaziali Hubble e James Webb ha dato infatti avvio ad uno studio con dettagli senza precedenti di tali strutture, mettendo in luce variazioni significative nelle abbondanze chimiche delle loro stelle. Queste ricerche stanno contribuendo fortemente alla ricostruzione dell’attuale comprensione del cosmo tramite l’esplorazione di nuove prospettive sulla sua storia evolutiva. Ne discute per Coelum l’esperto astrofisico Antonino Milone, soffermandosi sui principali scenari di formazione delle differenti popolazioni e sulle loro implicazioni cosmologiche in virtù dei risultati emersi per le galassie sia dell’universo locale sia ad alto redshift.

Stelle di due mondi: la genesi delle popolazioni stellari multiple

Gli ammassi globulari, tipicamente situati negli aloni delle galassie e orbitanti a diverse distanze dai rispettivi nuclei, sono tra gli oggetti più antichi ed enigmatici dell’universo. Si tratta di aggregati di stelle caratterizzati da una grande estensione spaziale, con un diametro fino a 300 anni luce, e da una notevole concentrazione centrale. L’enorme densità stellare associata (che può arrivare a migliaia di stelle per unità di volume) rende generalmente impossibile l’identificazione delle singole stelle mediante l’uso di telescopi terrestri: solo i moderni telescopi spaziali come Hubble (HST) e James Webb (JWST) hanno permesso di esplorare tali regioni in grande dettaglio, ottenendo risultati a dir poco sorprendenti addirittura per le stelle di piccola massa meno luminose. Dalle prime osservazioni astronomiche di John Herschel ed Edwin Hubble nell’800 e nella prima metà del ‘900, molta strada è stata fatta nello studio degli ammassi globulari dell’universo locale. In particolare, l’idea tradizionale che essi fossero composti da stelle coeve e chimicamente omogenee, originatesi in un unico episodio di formazione stellare, è stata messa in crisi dalla scoperta delle cosiddette popolazioni stellari multiple.

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Le prime indicazioni di tale fenomeno risalgono agli anni ’70 e ’80 del secolo scorso, quando i dati spettroscopici e fotometrici relativi ad ammassi come ω Centauri (Fig. 1) segnalarono variazioni nelle abbondanze chimiche delle stelle membro, che presentavano differenti contenuti di elementi leggeri quali elio (He), azoto (N), ossigeno (O), carbonio (C), magnesio (Mg) e alluminio (Al). Tuttavia, ci si rese ben presto conto che, sebbene indispensabile per la determinazione dettagliata della composizione chimica stellare, la spettroscopia soffriva di alcune importanti limitazioni, tra cui l’applicazione a campioni, tra l’altro piuttosto esigui, di stelle ben risolte e brillanti. Per questa ragione, si vide necessario introdurre strumenti diagnostici ad hoc per l’analisi delle popolazioni stellari multiple, come la mappa cromosomica, che consente di misurare il contenuto di elementi leggeri di milioni di stelle, anche deboli, contemporaneamente.

Ammasso globulare ω Centauri. Crediti: ESA/Hubble, NASA, Maximilian Häberle (MPIA).

Essa combina l’informazione sul colore di queste in diverse bande fotometriche per isolarne dei gruppi in base alla composizione chimica, sfruttando la sensibilità di ciascun filtro alle variazioni delle abbondanze di specifici elementi. Per esempio, i filtri nell’ultravioletto (UV) sono adatti alla rilevazione delle bande molecolari dell’azoto, caratteristiche delle stelle di sequenza principale, del ramo delle giganti rosse e del ramo orizzontale, mentre quelli nel vicino infrarosso (NIR) sono impiegati per la valutazione della quantità di ossigeno nel regime delle basse luminosità in cui si trovano le stelle nane di tipo M, giacenti nell’estremo inferiore della sequenza principale. La denominazione “mappa cromosomica” fu scelta in analogia con le mappe genetiche dei cromosomi, che visualizzano la posizione di geni e marcatori genetici lungo un cromosoma, evidenziando la complessità della loro distribuzione. Allo stesso modo, in astronomia una mappa cromosomica rappresenta la disposizione delle varie popolazioni stellari all’interno di un ammasso globulare, separandole con grande chiarezza e rivelandone la composizione chimica (Fig. 2). Grazie all’utilizzo della mappa cromosomica è stato possibile stabilire l’esistenza di almeno due diverse generazioni di stelle nella maggior parte degli ammassi globulari non solo nell’alone della Via Lattea, ma anche nelle galassie satelliti limitrofe, come le Nubi di Magellano.

Mappa cromosomica delle popolazioni stellari multiple dell’ammasso globulare NGC2808, comparata a quella di una popolazione stellare singola (pannello superiore) e con una chiara identificazione della prima e della seconda generazione (i.e., 1G e 2G), cerchiate rispettivamente in verde ottanio e in rosso. Crediti: Milone A.P., Piotto G., Renzini A., Marino A.F., Bedin L.R., Vesperini E., D’Antona F., et al., 2017, MNRAS, 464, 3636.

Ne parla Antonino Milone (Fig. 3), astrofisico siciliano operante all’Università degli Studi di Padova, il cui lavoro di ricerca ha rivoluzionato la comprensione scientifica degli ammassi globulari: attraverso pionieristiche tecniche di riduzione dati e innovativi modelli teorici, egli ha infatti dimostrato che questi sistemi stellari sono molto più intricati di quanto ritenuto in passato, aprendo così una nuova finestra sulla loro formazione ed evoluzione. “Scopo primario dell’archeologia galattica”, spiega Milone, “è proprio inquadrare gli ammassi globulari dell’universo locale al momento della loro nascita circa 12-14 miliardi di anni fa, in epoca primordiale, investigando con accuratezza e precisione le proprietà chimico-fisiche delle stelle che contengono. Questo approccio è incredibilmente cruciale, data la loro peculiarità di essere le uniche strutture cosmiche ad ospitare stelle appartenenti a due distinte generazioni: le stelle della prima generazione (1G), più vecchie e con la medesima composizione chimica delle stelle di campo, e le stelle di seconda generazione (2G), più giovani e aventi composizione chimica anomala. Esse presentano, in effetti, abbondanze maggiori di elio, azoto e alluminio, e minori di carbonio, ossigeno e magnesio, e appaiono inoltre “aride”, ovvero estremamente povere di vapor d’acqua”. La motivazione che si cela dietro al netto divario tra le due generazioni è piuttosto semplice: le stelle 2G si sono formate in un mezzo interstellare inquinato dal materiale processato e rilasciato dalle 1G durante il loro ciclo vitale. Più approfonditamente, l’aumento di elio e azoto a scapito di carbonio e ossigeno è giustificato dall’azione del ciclo CNO, attraverso il quale le stelle di massa media convertono l’idrogeno in elio, mentre la diminuzione del magnesio a favore dell’alluminio è causata da una serie di reazioni chimiche ad alte temperature chiamata catena Mg-Al, anch’essa rintracciabile nelle stelle massicce, ma in fase evolutiva avanzata.

“Ricorrendo alla mappa cromosomica”, continua Milone, “possiamo notare che le stelle assumono una specifica posizione, dettata dalla loro composizione chimica. Se, da una parte, le 1G si distribuiscono in una regione circoscritta e di dimensioni ridotte, dall’altra le 2G ne ricoprono una più ampia, fatto che ci indica come il numero di stelle 1G sia solitamente molto minore rispetto a quello delle stelle 2G. Questa evidenza sperimentale ha notevoli implicazioni a livello cosmologico, perché legata al possibile meccanismo di insorgenza delle popolazioni stellari multiple”.

Nel contesto dello scenario di formazione noto come delle generazioni multiple, la scarsità di stelle 1G genera un eclatante paradosso, che va sotto il nome di “problema del budget di massa”: le stelle 1G risultano troppo poche per fornire il materiale necessario alla costruzione delle stelle 2G. L’ipotesi più accreditata per risolvere il problema consiste nel supporre che, al momento della loro nascita, le stelle 1G fossero più numerose di qualche decina di milione rispetto ad oggi, e che parte di esse sia andata persa nell’alone della galassia madre per evoluzione dinamica. La massa mancante sarebbe provenuta da tali stelle, ora non più membro dell’ammasso, e sarebbe stata di conseguenza impiegata per dare vita alla successiva generazione. Esse avrebbero poi contribuito, oltre all’arricchimento dell’alone galattico, alla produzione dei fotoni necessari alla reionizzazione dell’universo: una congettura che suggerisce, dal punto di vista cosmologico, che gli ammassi globulari rappresentino i blocchi costitutivi delle galassie. “Ciononostante”, sottolinea Milone, “lo scenario delle generazioni multiple desta ancora parecchi dubbi nella comunità astrofisica, la quale fatica a credere alla veridicità del problema del budget di massa, interpretandolo più come una falla concettuale che come un aspetto intrinseco”. A ciò si aggiunge il fatto, non trascurabile, che la teoria sembra non essere pienamente in grado di riprodurre alcune delle abbondanze chimiche misurate nelle attuali stelle 2G, poiché la natura delle progenitrici 1G che hanno abbandonato l’ammasso ospite non è nota. Svariati sono, invero, i tipi di stelle massicce che avrebbero potuto inquinare il mezzo interstellare (e.g., stelle di ramo asintotico, stelle rapidamente rotanti, sistemi binari stretti e interagenti), ciascuno responsabile del rilascio di una diversa quantità di elementi leggeri, la cui combinazione dovrebbe pertanto sfociare in un ben definito profilo chimico relativo alla nuova generazione.

Allo scenario delle generazioni multiple si contrappone quello di accrescimento di Gieles, secondo cui le stelle 1G e 2G apparterebbero in realtà ad un’unica generazione. L’assunto di base del nuovo paradigma è che al centro degli ammassi globulari primordiali esistessero stelle di massa estrema (masse solari) che avrebbero disperso nel mezzo interstellare materiale inquinato con composizione chimica sui generis tramite venti. Tale materiale sarebbe stato attratto gravitazionalmente dalle stelle di piccola massa nelle vicinanze mentre si trovavano ancora nella fase di pre-sequenza principale, motivo per cui esso non si sarebbe semplicemente depositato sulla loro superficie, ma ne sarebbe anzi diventato componente costitutiva fondamentale, contaminandone irreversibilmente la composizione chimica. In altre parole, il materiale accresciuto avrebbe avuto ruolo strutturale per le stelle con osservata composizione chimica anomala, quelle che nello scenario delle generazioni multiple erano classificate come 2G, e avrebbe comportato la loro marcata distinzione dal resto della popolazione d’ammasso. Nondimeno, l’accrescimento avrebbe dovuto obbedire alla legge di Bondi, avvenendo in modo direttamente proporzionale al quadrato della massa della stella ricevente: ciò significa che quanto più una stella ha massa iniziale elevata, tanto più efficacemente dovrebbe inglobare il materiale contaminato. Ergo, ci si aspetterebbe di constatare una considerevole variazione delle abbondanze chimiche soltanto nelle stelle più massicce e brillanti degli ammassi globulari. Contrariamente a questa predizione, però, i dati osservativi di JWST hanno mostrato che anche le stelle di piccola massa sono parimenti inquinate. Affinché lo scenario di Gieles funzioni perfettamente, bisognerebbe allora escludere che il meccanismo di accrescimento dipenda dalla massa della stella ed introdurre una teoria alternativa.
“Lo scenario proposto da Mark Gieles”, conclude Milone, “manca di una modellistica del tutto soddisfacente per descrivere le condizioni dinamiche che regolano il processo accrescitivo, ma ha il vantaggio di eliminare alla radice il problema del budget di massa. Per di più, esso rende conto dell’esistenza di buchi neri di decine di masse solari, sorgenti di onde gravitazionali rilevabili, nei nuclei altamente densi degli ammassi globulari come esito dell’evoluzione delle super-stelle inquinanti. È, questa, l’unica connessione rilevante con la cosmologia per ora nota”.

L’assenza di modelli dinamici d’avanguardia inerenti allo scenario di Gieles si ripercuote, peraltro, anche sulla valutazione della distribuzione spaziale delle stelle. Difatti, benché entrambi gli scenari conducano a distribuzioni spaziali simili, che sarebbero accomunate dall’origine delle stelle chimicamente alterate nelle regioni centrali dell’ammasso ospite, solo nel caso di quello delle generazioni multiple si riesce a stimarne la modificazione nel tempo. Le stelle 2G si formerebbero dunque nel nucleo e si mescolerebbero progressivamente per interazione dinamica con quelle 1G, distribuite più esternamente, pur conservando una certa concentrazione centrale.

Ricapitolando, lo scenario delle generazioni multiple postula la compresenza di due diverse generazioni di stelle all’interno degli ammassi globulari e l’omogeneità nella composizione chimica di quelle appartenenti alla stessa generazione, mentre lo scenario dell’accrescimento di Gieles sostiene che vi sia un’unica popolazione stellare con composizione chimica eterogenea. L’uno è affetto dal problema del budget di massa, e l’altro invece da un marginale sviluppo simulativo di tipo dinamico. In merito alle implicazioni cosmologiche, infine, nel primo scenario si definiscono gli ammassi globulari come blocchi costitutivi delle galassie, i cui aloni sarebbero stati arricchiti dalle stelle da essi 1G perse, laddove nel secondo si riesce a giustificare la formazione dei buchi neri di alcune decine di masse solari, ai quali si tende ad imputare l’emissione di onde gravitazionali.
Per discernere quale tra i due scenari sia più probabile, gli astronomi hanno analizzato il fenomeno delle popolazioni stellari multiple in galassie dell’universo locale diverse dalla Via Lattea, come le Nubi di Magellano, senza però riscontrare sostanziali dipendenze dall’ambiente negli ammassi globulari esaminati. Per contro, se ci si spinge nell’universo lontano, si possono ricavare informazioni molto più esaustive sull’esordio dei meccanismi di generazione delle varie popolazioni. Uno dei risultati più interessanti in tal senso proviene dallo studio della galassia ad alto redshift GN-z11 (Fig. 4), le cui nubi di gas possiedono composizione chimica analoga a quella delle stelle 2G. Essendo l’attuale immagine di GN-z11 corrispondente in realtà ad una fotografia datata circa 400 milioni di anni dopo il Big Bang, tale galassia offrirebbe pertanto un’opportunità unica per osservare la nascita delle stelle 2G nel momento stesso in cui stava avvenendo, anziché a processo ormai ultimato come accade nell’universo locale.

Fig. 4 : Galassia GN-z11. Crediti: NASA, ESA, P. Oesch (Yale University), G. Brammer (STSCI), P. van Dokkum (Yale University), and G. Illingworth (University of California, Santa Cruz).

“Da questo esempio”, argomenta Milone, “è immediato dedurre che l’indagine sulle popolazioni stellari multiple negli ammassi globulari sta acquisendo un’importanza sempre maggiore nell’ambito della cosmologia, configurandosi come uno strumento potente per la ricerca non solo sull’origine, l’evoluzione e l’arricchimento chimico delle galassie, ma anche sulla nucleosintesi stellare e gli eventi dinamici che hanno plasmato la struttura dell’universo primordiale. Grazie alla congiunzione tra JWST e il futuro Extremely Large Telescope (ELT), che permetterà di osservare le galassie ad alto redshift con risoluzione elevata, potremo sicuramente ampliare la nostra conoscenza sugli scenari di formazione delle diverse popolazioni. L’implementazione di modelli simulativi più completi e avanzati costituirà, infine, un prezioso alleato per convalidare o confutare le teorie finora formulate a riguardo”.

Le popolazioni stellari multiple rappresentano, insomma, una materia di studio affascinante e in continuo divenire per la moderna scienza dello spazio, nonché un ponte fra l’astrofisica stellare e la cosmologia. La loro esplorazione potrebbe in futuro fornire una delle chiavi per ricostruire la storia del cosmo, aiutando a svelare parte dei misteri ancora celati dalle stelle.

Antonio Milone

Nato a Milazzo nel 1981, Antonino Milone si forma in ambito scientifico studiando prima a Barcellona e poi a Padova, dove consegue laurea e dottorato di ricerca in astronomia. Porta avanti il suo lavoro di ricercatore sulle popolazioni stellari multiple in diverse parti del mondo: alle Canarie (2010-2012), a Canberra (2013-2017) e infine a Padova (dal 2018). Crediti: Progetto GALFOR, Dipartimento di Fisica e Astronomia Galileo Galilei, Università degli Studi di Padova.

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L’articolo è pubblicato in COELUM 270 VERSIONE CARTACEA

Modelli 3D Lunari

Di

Marco Campaniello

-

18 Ottobre 2024

Creazione di modelli 3D lunari con immagini della superficie e i dati DEM del Lunar Reconaissance Orbiter

Indice dei contenuti

ABSTRACT

Nell’articolo a seguire trattiamo la creazione di modelli 3D della superficie lunare utilizzando immagini e dati altimetrici (DEM) forniti dal Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) della NASA e dalla missione SELENE Kaguya della JAXA. L’autore, Marco Campaniello, racconta come si sia avvicinato all’astrofotografia e come abbia iniziato a lavorare su questi modelli, utilizzando tecniche di rilievo già sperimentate per monitorare frane e alluvioni tramite droni.

Campaniello descrive il processo di modellazione, che consiste nel georeferenziare punti sulle immagini della Luna utilizzando il software QGIS, e nell’adattare tali immagini ai dati DEM. Le immagini ottenute grazie al telescopio e alla LRO vengono utilizzate per creare modelli precisi in 3D. L’autore sottolinea l’importanza di immagini ad alta definizione e di una corretta perpendicolarità rispetto alla superficie lunare per ottenere risultati accurati. Inoltre, viene spiegato come sia possibile effettuare misurazioni tecniche sui modelli 3D, come diametri e profondità dei crateri.

Campaniello illustra anche possibili applicazioni, tra cui la stampa 3D dei modelli per scopi didattici o per favorire l’accessibilità alle persone con disabilità. Infine, fornisce riferimenti a un canale YouTube e a un sito web dove sono raccolti e pubblicati i modelli 3D della superficie lunare.

Introduzione

Mi chiamo Marco Campaniello, ho 47 anni e vivo a Piazzola sul Brenta, in provincia di Padova. Diplomato come perito grafico, mi sono avvicinato all’astrofotografia da circa tre anni, concentrandomi sulle riprese planetarie con la mia strumentazione, un Maksutov MC 127/1500 e telecamere dedicate per la ripresa astronomica. Fin da bambino sono sempre stato attratto dallo studio del sistema solare, dalle dinamiche avvenute miliardi di anni fa che hanno dato origine al nostro sistema solare, al nostro pianeta e al suo satellite, la luna. Su quest’ultima ho sempre fantasticato su come sarebbe lassù, sorvolare i sui immensi crateri, Valli, Rime. Immaginare cosa si presentava agli occhi dei primi astronauti che hanno calpestato quel suolo alla fine degli anni 60 con le missioni Apollo…

Come e quando è iniziato questo progetto?

Da quasi un anno sto portando avanti questo progetto di modellazione 3d della superficie lunare, utilizzando sia foto riprese da terra, sia foto scattate dalla LRO, un orbiter destinato allo studio della luna il cui lancio è avvenuto dalla Air Force Station a Cape Canaveral, in Florida il 18 giugno 2009.
Tutto però è nato nel 2013, con alcune attività svolte con la protezione civile di cui facevo parte. Vi fu l’esigenza di effettuare dei rilievi fotografici su delle zone colpite da una alluvione, con diverse frane in atto. Installata una telecamera su un drone (non esisteva molto in commercio e ci si arrangiava con accrocchi vari), vennero effettuate una serie di foto e video per costruire un modello 3d, studiando poi gli interventi per la messa in sicurezza del territorio.
Da tutto questo lavoro è partita l’idea di adattare le stesse tecniche di modellazione terrestre per la superficie lunare. Un problema…, nel 2013 le strumentazioni di ripresa e di registrazione digitale non erano alla portata di tutti, dovuto sia ai costi elevati sia alla mancanza in commercio di telecamere dedicate. Con l’arrivo delle camere astronomiche è iniziato un processo digitale che oggi permette di ottenere immagini in alta risoluzione editabili a pc e adatte per questi scopi. Inoltre la possibilità di scaricare online immagini della LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter), danno modo di ottenere immagini con una risoluzione prossima a 1 metro/pixel, e di conseguenza modelli 3d molto precisi. Con queste possibilità la strada si è aperta e i social hanno permesso più velocemente uno scambio di collaborazione tra astrofili di tutto il mondo, che con i loro mezzi mi mettono a disposizione immagini in alta risoluzione.

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Come vengono realizzati questi modelli?

I team Lunar Orbiter Laser Altimeter (LOLA) e SELenological and Engineering Explorer (SELENE) Kaguya hanno creato un modello di elevazione digitale lunare (DEM) migliorato che copre latitudini entro ±60°, con una risoluzione orizzontale di 512 pixel per grado (~59 metri per pixel [m] all’equatore) e una precisione verticale di ~3-4 m.
La National Aeronautics and Space Administration (NASA) degli Stati Uniti ha lanciato il veicolo spaziale Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) sulla Luna nel giugno 2009 trasportando una varietà di strumenti che continuano a restituire immagini ad alta risoluzione della superficie lunare. Il LOLA ha raccolto oltre 6,5 miliardi di misurazioni dell’altezza della superficie globale con una precisione verticale di ~10 cm. Con una copertura globale così accurata, la mappa topografica risultante è diventata il quadro geodetico di riferimento per la comunità lunare e ha portato alla più alta risoluzione e ai DEM più accurati fino ad oggi. La Japan Aerospace Exploration Agency (JAXA) ha lanciato la sonda SELENE Kaguya sulla Luna nel settembre 2007. La missione si è conclusa il 10 giugno 2009 quando la sonda si è schiantata intenzionalmente sulla superficie lunare. I successivi sforzi di raccolta e mappatura dei dati hanno portato al “più grande progetto di esplorazione lunare dai tempi del programma Apollo”.
Grazie a questi dati è ora possibile creare modelli 3d, sovrapponendo le immagini della superficie lunare, ottenendo un modello in rilievo della zona interessata. Qui sotto l’immagine DEM di partenza, un raster che rappresenta in scala di grigio le altimetrie della superficie. Le zone scure sono quelle più profonde, le zone più chiare quelle con più altitudine.

Luna LRO LOLA - SELENE Kaguya TC DEM Merge 60N60S 59m v1 — Luna LRO LOLA – SELENE Kaguya TC DEM Merge 60N60S 59m v1

Senza inoltrarsi troppo nelle spiegazioni tecniche, per creare il modello 3D è necessario georeferenziare più punti all’interno dell’immagine di partenza. Questo processo viene creato con un software chiamato Qgis. L’obbiettivo è quello di identificare un maggior numero di punti tra foto e DEM lunare. Maggiori saranno i punti e migliore sarà il modello finale. Qui sotto è possibile vedere alcuni punti di elaborazione identificati e georeferenziati tra l’immagine originale e il DEM, che al suo interno raccoglie i dati altimetrici in ogni suo pixel.

Il software calcola per ogni punto selezionato le coordinate spaziali e le adatta al punto corrispondente nel file DEM. L’immagine catturata con telescopio soffre di una non perpendicolarità di visione rispetto alla superficie lunare. Questo viene compensato, entro certi limiti dal software, che adatta l’immagine con un processo di stiramento e interpolazione dei pixel. Il risultato è un’immagine sovrapposta e adattata al DEM sottostante.

3D realizzato dalla foto dall’amico astrofilo Philippe Cambre con Dobson 18 pollici.

Quali caratteristiche devono avere le immagini di partenza?

Per poter creare questi modelli 3d è necessario avere delle immagini in alta definizione. Di fondamentale importanza l’utilizzo di un telescopio con un diametro di almeno 14 pollici per riuscire a catturare più dettagli possibili. A seguire una telecamera dedicata per l’astrofotografia planetaria, l’utilizzo di filtri dedicati per contrastare al meglio l’immagine e combattere il più possibile il Seeing. Eh sì, il Seeing è un eterno nemico dell’osservazione astronomica, e ogni astrofilo spera in una serata calma e con le condizioni ideali per trarre il massimo dalla sua strumentazione. Oltre a questo, non tutte le immagini possono essere utilizzate per lo scopo. Prima parlavo di perpendicolarità tra punto di osservazione e superficie lunare. Entro certi limiti il software stira e adatta l’immagine, ma se questa è troppo inclinata il risultato non sarà più corretto e, per esempio, i crateri inizieranno ad avere una forma ovale, distanti quindi dalla realtà. Bisogna quindi utilizzare le immagini ottenute dalla LRO che risultano perpendicolari alla zona di interesse e inoltre offrono dettagli, in termini di risoluzione, sbalorditivi rispetto al più grande telescopio installato a terra costretto a subire il famigerato Seeing atmosferico. È così possibile trattare anche zone lunari del lato non visibile della luna, come questo esempio qui sotto. Si tratta di un cratere concentrico situato all’interno del mare Moscoviense.

Immagine LRO cratere concentrico nel mare Moscoviense.

Che utilizzi può avere il modello 3d creato?

Come primo obiettivo è quello di creare una raccolta di modelli 3d che coprano la maggior parte della superficie lunare, cercando il più possibile di coinvolgere la comunità astrofila. Una collaborazione con chi possiede telescopi di grande diametro e che presta gratuitamente le proprie foto per ottenere un modello tridimensionale. Credo sia visivamente affascinate poter guardare nelle tre dimensioni la superficie lunare, poter sorvolare a piacimento e osservare con diverse angolazioni un cratere o una struttura. Nel link qui sotto un esempio di modello visionabile da Android o Pc. Una volta aperto e caricato, attraverso il mouse o lo smartphone ci si può muovere a piacimento all’interno dell’area.

modello 3d cratere Cyrillus e Theophilus

Video:

Oltre all’aspetto puramente estetico/visivo, è possibile effettuare delle misurazioni tecniche della zona trattata, rilevando distanze, diametri, profondità, grazie al fatto che alla base di tutto è presente un DEM con al suo interno tutti i dati. Qui sotto è visualizzato un grafico che rappresenta il profilo del terreno esaminato.
Per ogni punto è possibile ricavare le esatte quote altimetriche, semplicemente spostandosi lungo la linea rossa tracciata. Come si può notare al centro del cratere vi sono diversi picchi centrali che possono essere quotati nelle loro rispettive altezze grazie al modello 3d realizzato.

Per ultimo, ma non di minore importanza, è possibile realizzare dei modelli in scala da riprodurre con la stampante 3d. Sarebbe interessante poter rendere disponibili questi lavori a scuole o per favorire delle disabilità, in quanto si può toccare con mano la superficie lunare sentendo tutte le asperità e i rilievi. Qui sotto alcuni esempi che ho ultimato:

Dove vengono raccolti e pubblicati tutti i progetti

È attivo un canale YouTube in continuo aggiornamento. Per ogni rilievo 3d ho realizzato un video di presentazione dove si sorvola la superficie lunare.
In ogni descrizione è presente il link del modello 3d visionabile da mobile Android o Pc Windows. Il link del canale: http://www.youtube.com/@3d-moon

Ho inoltre uno spazio web dove in lingua inglese vengono raccolti tutti i progetti. Dopo una breve descrizione di come vengono realizzati, a fondo pagina sono linkati tutte le zone trattate con all’interno descrizione, video e modello 3d visionabile. Il link per la pagina web: https://3dlunarsurface.wordpress.com

Vi invito ad iscrivervi al canale YouTube per rimanere sempre aggiornati con nuovi modelli 3d. Buon “viaggio” allora… e ci vediamo sulla luna….

“Ci sono solo due problemi da risolvere quando si va sulla luna: primo, come arrivarci; e secondo, come tornare indietro. La chiave sta nel non partire prima di aver risolto entrambi i problemi.” Neil Armstrong

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Il desiderio di conoscenza e l’eredità scientifica di Bepi Colombo Franco Malerba e Umberto Guidoni a Science 4 All

Di

Marianna Morè

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17 Ottobre 2024

L'installazione "Officina spaziale" a Palazzo del Bo

Una lunga fila di accademici, studenti e appassionati si snoda nel Cortile Antico del Palazzo del Bo. Uno strano rumore di fondo riecheggia sotto il porticato: il suono sordo e vibrato dell’universo, trasmesso dagli altoparlanti. Il centro del cortile è occupato da un’ampia sfera di metallo, che nell’imbrunire si copre di freddi riflessi violacei. È un tethered satellite, ovvero – così viene definito nei pannelli esplicativi – un satellite al guinzaglio.

Per capire a chi sia venuta la curiosa idea di portare a spasso un satellite e quali implicazioni questo progetto abbia avuto, seguiamo la coda e raggiungiamo l’Aula Magna, dove due astronauti, Franco Malerba e Umberto Guidoni, illustreranno le loro esperienze con quella rotonda struttura d’acciaio.

Il modello ingegneristico del tethered satellite di Bepi Colombo

L’evento “L’eredità scientifica di Bepi Colombo” si tiene in occasione di “Science 4 All – la festa delle scienze a Padova”, ed è organizzato dall’Università. A introdurre il dibattito nella sala degli stemmi è il professor Lorenzini, che traccia a grandi linee il ritratto di Giuseppe Colombo, detto Bepi: matematico, fisico, astronomo e ingegnere padovano. Visionario e anticipatore, Bepi ha compiuto studi pionieristici, contribuendo attivamente alla storia delle esplorazioni spaziali.

Nato a Padova nel 1920 e laureatosi nella città del Santo nel 1944, lo studioso ha collaborato con l’Harvard College Observatory, lo Smithsonian Astrophysical Observatory, il Massachusetts Institute of Technology, l’Agenzia Spaziale Italiana e il Jet Propulsion Laboratory della NASA, per la quale ha realizzato alcuni importanti progetti negli anni sessanta e settanta.

Bepi Colombo – nel ritratto che ne viene fatto – era uomo dedito alla ricerca scientifica per vocazione e non soltanto per ragioni professionali, ricco di inventiva e curioso per natura, in grado di cogliere nuovi spunti e nuove sfide e capace di inventare un altrettanto nuovo modo di intendere l’universo.

“Mi devo occupare di un gasdotto..” si racconta che abbia detto in un’occasione.

“Ma stiamo parlando di sonde che vanno nello spazio..” ha obiettato il suo interlocutore.

“Ma lo spazio è molto semplice, è la terra che è complicata!” ha risposto lui.

Bepi Colombo era dunque dell’avviso che lo spazio dovesse essere interpretato senza alcuna sovrastruttura mentale: che fosse necessario, innanzi tutto, concepire l’universo con una mente libera e aperta. Questo ha consentito allo studioso di sviluppare una serie di originali innovazioni.

Tra le più note, l’dea di sfruttare la propulsione gravitazionale (assist gravitazionale o effetto fionda) del pianeta Venere per effettuare molteplici sorvoli di Mercurio. Grazie ai calcoli di meccanica orbitale di Bepi Colombo, la sonda Mariner 10 ha compiuto infatti ben tre fly-by del piccolo corpo celeste nel 1974-75. Tale intuizione è stata oggetto di un encomio da parte del New York Times e risulta tutt’oggi una manovra sfruttata ampiamente nelle missioni spaziali.

Bepi Colombo aveva inoltre teorizzato l’utilizzo una grande vela capace di catturare il vento solare e di utilizzarlo come sistema propulsivo. Lo straordinario aquilone a energia rinnovabile, che oggi porta il nome di Advanced Composite Solar Sail System, è stato costruito di recente e si è librato nello spazio la scorsa estate.

Alla conferenza di Parigi – racconta ancora il professor Lorenzini – Bepi Colombo ha proposto la realizzazione di una stazione spaziale i cui moduli fossero costituiti dai serbatoi esausti dello Space Shuttle. Il progetto non si è concretizzato – o per lo meno non ancora – forse proprio per la sua estrema semplicità e lo scarso interesse economico che avrebbe generato nei potenziali investitori.

Il matematico ha partecipato inoltre alle indagini per il lancio della sonda Giotto, che nel 1986 – due anni dopo la sua morte – ha raggiunto la cometa di Halley. Il nome dello strumento, suggerito dallo stesso Colombo, è un omaggio alla Cappella degli Scrovegni, in cui appare la prima raffigurazione di una cometa nell’affresco dell’Adorazione dei Magi.

Ulteriori studi hanno riguardato un’altra sonda che avrebbe dovuto raggiungere il sole per poi disintegrarsi – “Una sonda kamikaze!” dice il professor Lorenzini – e i calcoli per la missione Galileo su Giove (anche in questo caso il nome del dispositivo è un tributo alla città di Padova).

Bepi Colombo, per la sua capacità di anticipare i tempi, ha stupito addirittura gli americani. “Generava un fiume di idee che partiva dal sistema solare e finiva con un’apparecchiatura in grado di arginare l’acqua alta di Venezia” ha detto una volta di lui Irwin I. Shapiro, astrofisico dell’Università di Harward.

L’invenzione più nota di Bepi Colombo tuttavia l’abbiamo ammirata proprio nel Cortile Antico, prima di entrare in Aula Magna: il tethered satellite. Un’idea concepita inizialmente dall’agenzia spaziale russa, e mai portata a compimento, prevedeva, nel modello del ricercatore padovano, un sistema elettrodinamico (il Tethered Satellite System, o TSS) che collegava un satellite allo Shuttle con un cavo di circa 20 km. Il dispositivo era da utilizzarsi per le rilevazioni atmosferiche ed è valso a Colombo la medaglia d’oro della NASA nel 1983.

A parlarci delle missioni in cui questo satellite a filo è stato utilizzato sono gli astronauti Franco Malerba e Umberto Guidoni, con i quali si apre una vivace tavola rotonda. A prendere la parola è il primo tra i due, allegro e concitato nel suo desiderio di raccontare: la voce dell’uomo ha toni di fiaba e lascia l’uditorio in un meraviglioso silenzio siderale.

Malerba, primo membro dell’ASI a compiere una missione spaziale, descrive la sua esperienza con il Tethered Satellite System nel corso della missione STS-46 del 1992. L’uomo descrive il gigantesco rocchetto alla base del sistema di collegamento: una bobina su cui erano avvolti i 20 km di cavo, la cui struttura era composta da filo con conduttore CU, calza Kevlar e isolante in Nomex.

Una sorta di cannone a bordo dello Shuttle – un diodo che emetteva elettroni – e il cavo del satellite costituivano un circuito in grado di chiudersi “non si sa come, spiraleggiando” – così racconta Malerba – nello spazio. Questo avrebbe permesso di produrre onde elettromagnetiche che gli scienziati sarebbero stati in grado di captare in una stazione alle isole Canarie. Il modello aveva visto la collaborazione dello scienziato padovano con l’ingegnere aerospaziale Mario Grossi, che sperava di trovare nel circuito un modo di sopperire alle difficoltà di comunicazione dei sottomarini. Tramite l’utilizzo di un’antenna in orbita geostazionaria, l’ingegnere aveva infatti ipotizzato di poter rendere più efficaci le trasmissioni radio sott’acqua.

La missione STS-46, tuttavia, non procede come sperato. Racconta Franco Malerba che la prima fase della procedura avviene senza intoppi: il satellite è sollevato su una torre che si innalza dalla stiva dello Shuttle e nella prima fase si ha quasi un lancio nominale della grossa sfera, ma a 256 metri il filo oscilla e si blocca. La situazione è delicata. A Cape Canaveral, il Mission Control Center sta valutando, all’insaputa degli astronauti, di chiedere loro di tagliare il filo. Sullo Space Shuttle Atlantis, nel frattempo, riescono a manovrarlo, ma nonostante i tentativi non è possibile portare a termine l’esperimento. A bordo la telescrivente stampa un messaggio che giungerà amaro agli occhi degli astronauti: il piano di volo è stato rivisto e la timeline di rientro sulla terra anticipata.

“Perché si è inceppato il filo?” chiede Malerba all’uditorio, sgranando gli occhi come deve aver fatto allora. “È stato l’albero a camme che ha creato problemi al tamburo. Naturalmente il Mission Control aveva più dati di noi,” continua Malerba “ma una volta rientrati abbiamo scoperto che la responsabilità era di chi aveva costruito il deployer”. Il fatto ha rischiato di causare un incidente diplomatico, a suo dire, quando gli americani hanno dovuto ammettere che la responsabilità del guasto era loro.

Franco Malerba, primo astronauta italiano nella missione STS-46 dello Space Shuttle Atlantis e Umberto Guidoni, Payload Specialist nella missione STS-75 alla fine della conferenza.

La missione di Umberto Guidoni, la STS-75, sullo Shuttle Columbia, ha avuto anch’essa un esito potenzialmente pericoloso. Per la seconda volta il sistema sembra funzionare alla perfezione: il portello della stiva si apre, la torre di dodici metri – “Dodici metri” precisa Guidoni “perché deve essere più alta della coda dello Shuttle” – si alza e sgancia la sfera.

“Il satellite – dice l’astronauta – viene azionato dapprima attivando dei piccoli razzi e soltanto in seguito il cavo viene rilasciato, in un primo momento molto lentamente e poi con maggiore velocità. A un chilometro dalla fine dell’operazione il filo si incurva, ed è a questo punto che succede il disastro”.

Sullo schermo del salone del Bo appare la fotografia del satellite che galleggia nel vuoto, con il cavo flesso. Umberto Guidoni non assiste alla rottura del filo, perché in quel momento sta dormendo: sono infatti due le squadre che si alternano nell’operazione, e la sua sta rispettando il turno di riposo.

“Il tether è rotto in zona boom,” ricorda Guidoni “dice di Jeffrey A. Hoffman. La situazione è rischiosa perché il cavo può cadere addosso allo Shuttle, così rischiosa che durante le esercitazioni ci eravamo preparati a togliere l’orbiter da sotto il filo rotto”.

La causa del problema, secondo Guidoni, è stata la scarsa considerazione di alcuni aspetti fondamentali: la presenza di una carica elettrica troppo elevata – 3500 volt – vicina allo Shuttle e di gas emessi dai propulsori della navetta. I due elementi, combinati con una frattura di piccole dimensioni nella guaina isolante del cavo hanno generato una scarica elettrica che lo ha tranciato.

Dapprima l’equipaggio sembrerebbe voler recuperare il satellite e il cavo perso, ma la manovra, difficilmente realizzabile, viene accantonata. Questa avventura, che è parte di una delle missioni più lunghe dello Space Shuttle, si conclude, nelle parole di Guidoni con un messaggio della telescrivente di bordo. Cape Canaveral, molti chilometri più in basso, invita l’equipaggio deluso a sorridere prima della diretta TV. “Please, smile!” è stampato sul rotolo della telescrivente, ma gli astronauti, inutile dirlo, hanno la luna. La scienza è fatta di prove ed errori e sulla strada che porta alle stelle spesso si arriva inciampando.

Malerba e Guidoni rispondono alle domande del pubblico, che li interroga sull’adattamento del corpo umano in assenza di gravità, sullo stress durante la missione, sulle emozioni che hanno provato guardando la terra dallo spazio. Malerba descrive le violente vibrazioni dello Shuttle in fase di decollo e l’amicizia e la coesione interculturale che sono nate a bordo; Guidoni parla dell’atterraggio e racconta di aver portato con sé il libro “Ascensore per il paradiso” di Arthur Clark, che rappresenta “un ponte tra la realtà e la fantasia”.

“Mi dispiace se mie domande divagano dal tema principale,” interviene uno dei presenti “ma non ho mai parlato con qualcuno che ha visto lo spazio più vicino di quanto lo abbia visto io.” Ci si dilunga ormai, in molti chiedono il microfono e i relatori stanno perdendo l’ennesimo filo: quello del discorso. Tutti parlano di tutto e hanno mille quesiti da porre. Poco male se non si parla più di lui, a Bepi Colombo sarebbe piaciuto.

Mondi Alieni: Barnard b e la sua stella madre

Di

Nicoletta Iannascoli

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16 Ottobre 2024

La ricerca di sistemi planetari che orbitano attorno ad altre stelle ha una lunga storia.

Un tempo la scoperta di ogni singolo “mondo alieno” faceva notizia, oggi il pianeta deve avere qualcosa di speciale: il più abitabile, il più vicino. Le attività di ricerca si focalizzano sempre di più sulla caratterizzazione degli esopianeti, spesso con lo scopo identificare quelli con proprietà fisiche adatte alla vita.

I “mondi alieni” che orbitano attorno a stelle nane M potrebbero rappresentare obiettivi promettenti per scoprire pianeti abitabili.

La stella Barnard una brava madre ma non troppo

La stella di Barnard (o semplicemente Barnard), studiata già dalla fine del 1800, è una stella debole e vecchia, invisibile all’occhio umano, ma con un telescopio e un’attenta osservazione è possibile vederla muoversi nel cosmo perché ha uno dei moti propri più alti di qualsiasi stella conosciuta battendo la Stella di Kapteyn, catalogata nel 1898. La bassa temperatura interna di Barnard e il conseguente debole tasso di generazione di energia le permetteranno una vita incredibilmente lunga.

Sebbene sia una stella vecchia, Barnard sperimenta ancora eventi dinamici di attività stellare che potrebbero avere implicazioni per qualsiasi pianeta orbitante nella zona abitabile della stella. Nel 1998, un team di astronomi del Goddard Space Flight Center della NASA ha osservato la stella con uno spettrografo ad alta risoluzione rilevando un intenso brillamento stellare. Di solito le vecchie nane rosse tendono a essere quiete e le esplosioni così intense sono piuttosto rare. Un altro aspetto interessante di questa stella è l’interesse che ha suscitato per i primi pionieri dei viaggi interstellari: ad esempio, la Barnard era l’obiettivo del Progetto Dedalus, uno studio del 1978 della British Interplanetari Society per raggiungere con una sonda interstellare la stella in circa 50 anni. Un concetto di astronave altamente sviluppato che potrebbe ancora rivelarsi il modello per i futuri viaggi interstellari!

Bernard b, un mondo rovente

Ora gli astronomi hanno scoperto un esopianeta che orbita attorno a Barnard. Sono state eseguite misure di velocità radiale della stella di Barnard con lo strumento ESPRESSO (Echelle SPectrograph for Rocky Exoplanet and Stable Spectroscopic Observations), il successore dello spettrografo HARPS, in grado di estrarre l’oscillazione indotta nella stella da un pianeta, e sono stati rilevati vari segnali, di cui uno con periodicità di circa 3 giorni è stato reputato essere dovuto a un pianeta con una massa minima di circa 0.4 masse terrestri.

Come ci spiega Luigi Mancini, professore di Astronomia e Astrofisica presso l’Università di Roma “Tor Vergata”:

“La tecnica usata è quella delle velocità radiali e consiste nel misurare la velocità della stella proiettata lungo la linea di vista, osservando lo spostamento delle righe spettrali per effetto Doppler. È la seconda tecnica che ha rilevato più pianeti. Questa tecnica la usava Hubble per misurare la distanza delle galassie negli anni ’20 del secolo scorso. La si usa dagli anni ’90 per la ricerca dei pianeti extrasolari grazie a spettrografi più performanti che permettevano di avere una precisione delle decine di m/s. Ora, con Espresso, siamo scesi sotto a 1 m/s.”

“Una scoperta importante che mette in rilievo come i pianeti di piccola taglia, anche sub-terrestre, possano essere scoperti avendo a disposizione telescopi di classe large e strumenti di altissima precisione come ESPRESSO.”

Rappresentazione artistica di Barnard b – Credit: ESO/M. Kornmesser

Barnard b e la vita

Purtroppo questo mondo alieno è troppo caldo per essere abitabile secondo gli standard terrestri (la temperatura media sulla superficie è di 125 gradi Celsius). Infatti, non si trova nella zona abitabile ma in un’orbita ravvicinata con la sua stella a soli 3 milioni di chilometri di distanza. Questo rende impossibile la formazione di acqua liquida in superficie e della vita così come la conosciamo. Tuttavia, il pianeta potrebbe offrire condizioni non impossibili per la vita nel sottosuolo oppure sul suo emisfero non illuminato: infatti il pianeta rivolge sempre la stessa faccia alla sua stella, come fa la Luna con la Terra. Chissà che questo mondo alieno e vicino non riservi sorprese nelle future indagini astronomiche.

Gli astronomi continueranno a cercare.

Euclid svela il primo tassello della grande mappa dell’Universo

Di

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15 Ottobre 2024

La prima parte della mappa, un enorme mosaico da 208 gigapixel, è stata svelata oggi al Congresso Astronautico Internazionale di Milano dal Direttore Generale dell’ESA Josef Aschbacher e dalla Direttrice Scientifica Carole Mundell

Il mosaico contiene 260 osservazioni effettuate tra il 25 marzo e l’8 aprile 2024. In sole due settimane, Euclide ha coperto 132 gradi quadrati del cielo australe con dettagli incontaminati, più di 500 volte l’area della Luna piena.

La spiegazione del mosaico di Euclid. Crediti ESA

Si tratta dell’1% dell’ampia indagine che Euclid svolgerà in sei anni, osservando le forme, le distanze e i movimenti di miliardi di galassie fino a 10 miliardi di anni luce di distanza. L’obiettivo e creare la più grande mappa cosmica 3D mai realizzata.

Il tassello reso pubblico oggi montato sulle rilevazioni GAIA e su mappa del Planck project. Crediti ESA

Il lembo contiene circa 100 milioni di fonti: stelle nella nostra Via Lattea ma anche molte galassie lontane. Circa 14 milioni delle quali potrebbero essere utilizzate per studiare l’influenza nascosta della materia oscura e dell’energia oscura sull’Universo.

“Questa straordinaria immagine è il primo pezzo di una mappa che in sei anni rivelerà più di un terzo del cielo. Si tratta solo dell’1% della mappa, eppure è piena di una varietà di fonti che aiuteranno gli scienziati a scoprire nuovi modi per descrivere l’Universo”, afferma Valeria Pettorino, Euclid Project Scientist presso l’ESA.

Le telecamere sensibili del telescopio hanno catturato un numero incredibile di oggetti in grande dettaglio. Zoomando molto in profondità nel mosaico (questa immagine è ingrandita 600 volte rispetto alla vista completa), si riesce a vedere chiaramente la struttura intricata di una galassia a spirale.

Una caratteristica speciale visibile nel mosaico sono le nubi fioche tra le stelle nella nostra galassia, che appaiono in azzurro chiaro sullo sfondo nero dello spazio. Sono un mix di gas e polvere, chiamate anche “cirri galattici” perché sembrano nubi cirri . Euclid è in grado di vedere queste nubi con la sua telecamera super sensibile alla luce visibile perché esse riflettono la luce ottica della Via Lattea. Le nubi brillano anche nella luce infrarossa lontana, come a sua volta visto dalla missione Planck dell’ESA.

Il mosaico rilasciato oggi è un’anticipazione di ciò che verrà dalla missione Euclid. Da quando la missione ha iniziato le sue osservazioni scientifiche di routine a febbraio è stato completato il 12% dello scandaglio. Il rilascio del blocco corposo dei primi 53 gradi quadrati della scansione, inclusa un’anteprima delle aree di Euclid Deep Field, è previsto per marzo 2025. Il primo anno di dati cosmologici della missione sarà rilasciato alla comunità nel 2026. Restiamo quindi in strepitante attesa!

Un dettaglio dello stand ESA allo IAC. Crediti Coelum

Fonte ESA

ASTROSHOW 2024 – Fiera dell’Astronomia

Di

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15 Ottobre 2024

Il mondo dell’astronomia si prepara a un nuovo ed entusiasmante appuntamento: il 2 e 3 novembre 2024, Cesena ospiterà la seconda edizione di Astroshow, un evento pensato per tutti coloro che condividono la passione per l’universo e desiderano esplorare le meraviglie del cosmo. L’iniziativa, nata nel 2023 con l’obiettivo di creare un momento di incontro annuale per appassionati di astronomia, scuole e curiosi, si ripropone quest’anno con un programma ancora più ricco, rafforzato dal successo della prima edizione. Il fascino dell’astronomia non è mai stato così accessibile, grazie anche al contributo fondamentale degli astronomi amatoriali.

Questi appassionati svolgono un ruolo essenziale nel campo dell’astronomia moderna, apportando contributi significativi agli studi scientifici e alla comprensione di fenomeni celesti complessi. Ma la loro funzione va oltre la scoperta scientifica: sono anche attivi divulgatori, portatori di una conoscenza che affascina e coinvolge le nuove generazioni, stimolando l’interesse per il cielo e per le sue infinite possibilità.

Astroshow nasce proprio con l’intento di rispondere a queste esigenze di condivisione e aggiornamento. Oltre a essere un’opportunità per gli astronomi amatoriali di incontrarsi e scambiarsi idee ed esperienze, l’evento è anche una vetrina per le ultime novità tecnologiche in campo astronomico. Ogni anno, infatti, vengono presentate nuove soluzioni e strumenti sempre più avanzati, pensati per migliorare l’osservazione del cielo e rendere l’astronomia alla portata di tutti.

L’edizione 2024 sarà l’occasione perfetta per scoprire i prodotti più innovativi e confrontarsi con esperti e aziende del settore. Quest’anno, tra i numerosi espositori, troveremo alcune delle più importanti aziende italiane che operano nel settore astronomico. Tra queste spiccano nomi di primo piano come Auriga, Skypoint, Unitron, Tecnosky, Artesky, Astroottica e Geoptik, leader nella produzione e commercializzazione di articoli astronomici. Ogni azienda porterà una selezione delle sue migliori novità, dagli strumenti più sofisticati per l’osservazione e la fotografia del cielo fino agli accessori essenziali per chi vuole iniziare a esplorare l’universo. Saranno disponibili telescopi, montature, camere astronomiche e numerosi altri articoli che renderanno l’esperienza dell’osservazione ancora più affascinante e accurata. Ma Astroshow non è solo una fiera di prodotti astronomici.

Sarà anche un’occasione per entrare in contatto con alcune delle associazioni italiane più attive nel mondo dell’astronomia amatoriale. Tra le associazioni partecipanti, figurano Astro Amici Forlivesi, Astrofili Rheyta A.P.S. di Ravenna, Associazione Deeplab ETS di Bologna, N.A.S.A. Associazione Astrofili di Senigallia, Associazione Astrofili Bolognesi, Astrofili Saludecio di Rimini e Associazione Astrofili Forca Canapine, che animeranno l’evento con attività di divulgazione e workshop dedicati a chi desidera avvicinarsi all’osservazione del cielo. Queste associazioni rappresentano il cuore pulsante della passione astronomica in Italia, offrendo un supporto fondamentale a chiunque voglia approfondire la conoscenza dell’universo.

Un’attenzione particolare sarà riservata ai più giovani, grazie alla presenza di un planetario che sarà operativo per tutta la durata della fiera. Il planetario offrirà spettacoli immersivi dedicati all’esplorazione del sistema solare e delle galassie lontane, rendendo la scienza astronomica più accessibile e divertente. Sarà un momento magico per i bambini, che potranno vivere un’esperienza unica e interattiva, immergendosi nelle meraviglie dell’universo in un contesto educativo e allo stesso tempo coinvolgente. Parallelamente, ci saranno numerosi momenti di divulgazione e approfondimento, con conferenze e incontri che tratteranno temi di grande interesse per il pubblico, dai misteri del cosmo alle tecnologie di osservazione più avanzate. Saranno presenti esperti del settore che condivideranno le loro conoscenze e ricerche, fornendo spunti per un dibattito stimolante e approfondito.

Con onore siamo lieti di anticipare anche l’intervento del Presidente dell’Istituto Nazionale di Astrofisica Roberto Ragazzoni. Per chi è alle prime armi, questo sarà un modo per entrare in contatto con il mondo dell’astronomia, mentre per i più esperti sarà l’occasione di scoprire nuove metodologie e tecniche. L’evento avrà una risonanza significativa anche grazie alla partecipazione di importanti riviste specializzate fra cui Coelum, che offriranno copertura mediatica all’evento, raccontando i momenti più salienti e offrendo interviste esclusive con gli espositori e i protagonisti della fiera. La loro presenza contribuirà a rafforzare la visibilità dell’evento, consolidandolo come uno degli appuntamenti di riferimento nel panorama astronomico italiano.

Con un’offerta così variegata, Astroshow 2024 rappresenta una straordinaria opportunità per tutti gli appassionati di astronomia, per le famiglie e per chiunque voglia avvicinarsi al mondo dell’osservazione del cielo. Un fine settimana all’insegna della scoperta, del divertimento e della condivisione, dove sarà possibile conoscere nuove persone, scambiare opinioni e immergersi nel meraviglioso mondo dell’astronomia.

Perchè partecipare alla fiera?

Una fiera è l’occasione giusta per conoscersi di persona e scambiare due chiacchiere su temi che accomunano visitatori ed espositori. E’ un modo per riconoscersi, per creare dei legami, per abbattere i muri della comunicazione digitale aggiungendo un volto ed un sorriso alle presentazioni.

Perché passare allo stand di COELUM?

TRE buoni motivi per passare da COELUM:

Presso lo stand di Coelum si potranno sottoscrivere gli abbonamenti annuali alla versione cartacea fruttando le offerte in corso. Sarà possibile acquistare il numero in corso, il 270 di Coelum Astronomia
La direttrice ed alcuni membri dello staff saranno a disposizione per i lettori.
Aggiungendo un like ai canali social di COELUM o lasciando l’indirizzo email per la Newsletter in omaggio verrà consegnato un poster a tema astronomico su carta lucida 50×70 (la disponibilità è limitata ad esaurimento scorte).

INOLTRE

In collaborazione con Latitude 44.5 presso lo stand di Coelum saranno programmate delle interviste ai protagonisti del mondo amatoriale e professionale. Le interviste, trasmesse in diretta sui canali social di Coelum e Latitude 44.5, potranno essere seguite in presenza grazie all’allestimento di un piccolo spazio conferenze con sedute. A breve pubblicheremo il programma.

Omaggi e gadget gratuiti a quanti interverranno.

Orario e costo:

L’Astroshow sarà aperto in entrambi i giorni della manifestazione dalle 9.30 alle 19.30; il biglietto di ingresso costa 10,00 € (i parcheggi sono gratuiti).

Come arrivare:

La fiera di Cesena a Piazzale Vanoni E. 100 – 47522 Pievesestina di Cesena (FC) è facilmente accessibile da diverse direzioni.

Galleria Anteprima IAC Milano 2024

Di

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15 Ottobre 2024

Benvenuti nella nostra galleria fotografica dedicata all’edizione milanese dello IAC 2024. In questa selezione di scatti di anteprima, potrete esplorare gli stand dei principali enti spaziali del mondo, che hanno portato le loro più recenti innovazioni e tecnologie all’attenzione del pubblico internazionale. Troverete anche alcune delle aziende italiane più dinamiche e interessanti, che stanno contribuendo con soluzioni all’avanguardia al settore aerospaziale. Un viaggio visivo tra tecnologia, innovazione e il futuro dello spazio.

In Coelum 271 (prossimo numero) il report completo con gli scatti e le interviste ai protagonisti.

AGGIORNAMENTO: Europa Clipper in viaggio verso Giove

Di

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15 Ottobre 2024

https://go.nasa.gov/europaclipperlive

Europa Clipper verso Giove — Lanciata la sonda Europa Clipper in direzione di Giove

La missione Europa Clipper della NASA è stata lanciata con successo il 14 ottobre 2024 alle 12:10 PDT (Pacific Daylight Time) dal Kennedy Space Center in Florida. Il razzo utilizzato per il lancio è stato un Falcon Heavy di SpaceX.

Il lancio, previsto per il 10 ottobre, era stato rinviato il 7 ottobre a causa dell’uragano Milton (leggi gli aggiornamenti in coda a questo stesso articolo). Il team è riuscito a tempo di record a individuare una nuova finestra di lancio e predisporre tutto il necessario per l’operazione.

Circa cinque minuti dopo il decollo, il secondo stadio del razzo si è acceso e la carenatura del carico utile, o il cono anteriore del razzo, si è aperta per rivelare Europa Clipper. Circa un’ora dopo il lancio, la navicella spaziale si è separata dal razzo. I controllori di terra hanno ricevuto un segnale poco dopo e alle 13:13 è stata stabilita una comunicazione bidirezionale con la struttura Deep Space Network della NASA a Canberra, in Australia. I primi rapporti di telemetria hanno mostrato che Europa Clipper è in buona salute e funziona come previsto.

La missione esplorerà la luna Europa di Giove, con l’obiettivo di raccogliere dati sull’oceano nascosto sotto la superficie ghiacciata e studiare le potenziali condizioni per la vita. Maggiori dettagli sono disponibili sul sito della [NASA JPL]

Il video del lancio

Articolo completo NASA

Aggiornamento del 7 ottobre: Europa Clipper lancio RINVIATO

Con un comunicato congiunto a NASA e SpaceX hanno annunciato di aver sospeso il tentativo di lancio di giovedì 10 ottobre della missione Europa Clipper dell’agenzia a causa delle condizioni di uragano previste nella zona. Si prevede che l’uragano Milton si sposterà dal Golfo del Messico questa settimana, dirigendosi verso est verso la Space Coast. Sono previsti forti venti e forti piogge nelle regioni di Cape Canaveral e Merritt Island sulla costa orientale della Florida. I team di lancio hanno messo al sicuro la navicella nell’hangar di SpaceX presso il Launch Complex 39A del Kennedy Space Center dell’agenzia in Florida prima delle condizioni meteorologiche avverse, e il centro ha iniziato i preparativi per l’uragano domenica.

“La sicurezza del personale del team di lancio è la nostra massima priorità e saranno prese tutte le precauzioni per proteggere la navicella spaziale Europa Clipper”, ha affermato Tim Dunn, direttore senior del lancio presso il Launch Services Program della NASA.

Una volta conclusa l’emergenza il team di lancio valuterà la nuova finestra utile per il lancio.

EUROPA CLIPPER lancio il 10 Ottobre: il programma della giornata

Confermato il tentativo di lancio della sonda Europa Clipper per giovedì 10 Ottobre alle 12:31 pm EDT (alle 18:31 ora locale italiana UTC+02), su un razzo SpaceX Falcon Heavy dal Launch Complex 39A presso il Kennedy Space Center della NASA in Florida.

La NASA fornirà la copertura in diretta delle attività di pre-lancio e lancio per Europa Clipper, la missione dell’agenzia per esplorare la luna ghiacciata di Giove Europa.

Oltre alla Terra, la luna di Giove Europa è considerata uno degli ambienti potenzialmente abitabili più promettenti del Sistema Solare. Dopo un viaggio di circa 2,8 miliardi di km, Europa Clipper entrerà in orbita attorno a Giove nell’aprile 2030, dove la sonda condurrà un’indagine dettagliata di Europa per determinare l’esistenza delle condizioni adatte alla vita. Europa Clipper è la più grande sonda spaziale planetario che la NASA abbia mai sviluppato. Trasporterà ben nove strumenti insieme a un esperimento sulla gravità che esaminerà l’oceano sotto la superficie, nel quale dovrebbe trovarsi il doppio dell’acqua liquida degli oceani della Terra.

La copertura della missione della NASA inizia ben due giorni prima, l’8 ottobre e prosegue fino al lancio. Come sempre in questi casi il programma può subire variazioni in base all’andamento delle operazioni.

Martedì 8 ottobre

15:30 EDT (21:30 UTC+02) – Briefing scientifico della sonda Europa Clipper della NASA con i seguenti partecipanti:

Gina DiBraccio, direttore ad interim, Planetary Science Division, NASA Headquarters
Robert Pappalardo, scienziato del progetto Europa Clipper, Jet Propulsion Laboratory della NASA
Haje Korth, vice scienziato del progetto, Europa Clipper, Applied Physics Laboratory (APL)
Cynthia Phillips, scienziata dello staff del progetto, Europa Clipper, NASA JPL

La copertura della conferenza stampa scientifica sarà trasmessa in diretta su NASA+ e sul sito web dell’agenzia . Scopri come trasmettere in streaming i contenuti della NASA attraverso diverse piattaforme, compresi i social media.

Mercoledì 9 ottobre

14:00 EDT (20:30 UTC+02) – NASA Social panel presso la NASA Kennedy con i seguenti partecipanti:

Kate Calvin, scienziata capo e consulente senior per il clima, sede centrale della NASA
Caley Burke, analista di progettazione di volo, programma di servizi di lancio della NASA
Erin Leonard, scienziata dello staff del progetto, Europa Clipper, NASA JPL
Juan Pablo León, ingegnere di test dei sistemi, Europa Clipper, NASA JPL
Elizabeth Turtle, ricercatrice principale, strumento Europa Imaging System, Europa Clipper, APL

Il panel sarà trasmesso in streaming live sugli account YouTube , X e Facebook della NASA Kennedy . I membri del pubblico possono porre domande online pubblicando sui live streaming di YouTube, X e Facebook o utilizzando #AskNASA.

15:30 EDT (21:30 UTC+02) – Conferenza stampa pre-lancio dell’Europa Clipper della NASA (al termine della Launch Readiness Review), con i seguenti partecipanti:

Amministratore associato della NASA Jim Free
Sandra Connelly, vice amministratore associato, Science Mission Directorate, sede centrale della NASA
Tim Dunn, direttore del lancio, Launch Services Program della NASA
Julianna Scheiman, direttore, missioni scientifiche della NASA, SpaceX
Jordan Evans, responsabile del progetto Europa Clipper, NASA JPL
Mike McAleenan, ufficiale meteorologo di lancio, 45th Weather Squadron, US Space Force

La conferenza stampa pre-lancio verrà trasmessa in diretta streaming su NASA+ , sul sito web dell’agenzia , sull’app NASA e su YouTube .

17:30 EDT (23:30 UTC+02) – Spettacolo di lancio dell’Europa Clipper della NASA. La copertura sarà trasmessa in diretta su NASA+ , sul sito web dell’agenzia , sull’app NASA e su YouTube .

Giovedì 10 ottobre

11:30 EDT (17:30 UTC+02) – Inizia la copertura in inglese del lancio della NASA su NASA+ e sul sito web dell’agenzia .

11:30 EDT (17:30 UTC+02) – Inizia la copertura del lancio della NASA in spagnolo su NASA+, sul sito web dell’agenzia e sul canale YouTube spagnolo della NASA .

12:31 pm EDT (18:30 UTC+02) – Lancio

Copertura video in diretta prima del lancio

La NASA fornirà un feed video in diretta del Launch Complex 39A circa 18 ore prima del decollo pianificato della missione sul canale YouTube della NASA Kennedy Newsroom . Il feed non verrà interrotto fino all’inizio della trasmissione del lancio su NASA+ .

Copertura del lancio del sito Web della NASA

La copertura della missione il giorno del lancio sarà disponibile sul sito web dell’agenzia . La copertura includerà link allo streaming live e aggiornamenti del blog a partire non prima delle 10:00 del 10 ottobre, quando si verificheranno le pietre miliari del conto alla rovescia. Video e foto in streaming on-demand del lancio saranno disponibili poco dopo il decollo.

Segui la copertura del conto alla rovescia sul blog Europa Clipper .

Partecipa virtualmente al lancio

I membri del pubblico possono registrarsi per partecipare virtualmente a questo lancio. Il programma virtuale per gli ospiti della NASA per questa missione include anche risorse di lancio curate, notifiche su opportunità o cambiamenti correlati e un timbro per il passaporto virtuale per gli ospiti della NASA dopo il lancio.

Per il programma degli eventi live e le piattaforme su cui verranno trasmessi in streaming, visita:

Per maggiori informazioni sulla missione, visita:

https://science.nasa.gov/mission/europa-clipper/

La Filosofia è Scienza: incontro al Cicap Fest

Di

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13 Ottobre 2024

cicap 2024 — Nello scatto una splendida veduta della Sala

Al Cicap Fest di quest’anno, a Padova, tra gli eventi più seguiti spicca l’intervento di Filippo Onoranti e Molisella Lattanzi, rispettivamente autore e direttrice editoriale di Coelum Astronomia, che ha offerto una riflessione profonda sul legame indissolubile tra filosofia e scienza. Durante il dialogo, tenuto nella splendida cornice della sala consiliare del Palazzo Santo Stefano, sede della provincia di Padova, Onoranti ha provocatoriamente suggerito che non si dovrebbe parlare di “filosofia e scienza”, ma piuttosto di “filosofia è scienza”, sottolineando l’idea che queste due discipline non siano separabili, ma siano anzi due facce della stessa medaglia.

Una veduta della sala del consiglio di Palazzo Santo Stefano prima dell’inizio dell’evento.

I due relatori hanno affrontato temi centrali per esplorare questo connubio, tra cui il concetto di verità, descritto come un “bias collettivo molto funzionale”. Questa visione, lontana dall’idea di verità assoluta, è stata presentata come un filtro attraverso cui l’umanità costruisce la propria comprensione del mondo, utilizzando concetti e teorie per creare una realtà condivisa e praticabile, pur rimanendo consapevoli dei limiti della conoscenza umana. In questo contesto, sia la scienza che la filosofia vengono viste come strumenti fondamentali per esplorare e ridefinire costantemente questa “verità operativa”.

Un altro tema centrale del dibattito è stato il concetto di “nulla”, affrontato sia da una prospettiva scientifica che filosofica. Mentre la scienza tenta di definire il nulla attraverso l’assenza di materia o energia, la filosofia cerca di esplorarne i significati esistenziali e concettuali, sollevando interrogativi profondi sulla natura dell’esistenza e del vuoto. Questo tema, sebbene astratto, ha stimolato un confronto interessante su come entrambe le discipline, pur partendo da approcci diversi, cerchino risposte a domande fondamentali sulla realtà.

L’evento ha attratto una folta rappresentanza di insegnanti, molti dei quali erano alla ricerca di spunti per avvicinare i giovani alla filosofia attraverso il dialogo con la scienza. In particolare, gli insegnanti hanno mostrato interesse verso l’idea di utilizzare il pensiero scientifico come strumento per rendere la filosofia più accessibile e stimolante per gli studenti. Anche diversi appassionati di scienza erano presenti, affascinati dall’opportunità di esplorare nuove connessioni tra queste discipline apparentemente distinte ma profondamente interconnesse.

L’intervento di Onoranti e Lattanzi ha offerto un’importante riflessione sulla necessità di abbattere le barriere tra le materie umanistiche e scientifiche, promuovendo una visione integrata della conoscenza che può arricchire sia l’insegnamento che il dibattito culturale.

Il Cicap Fest è uno degli eventi più importanti in Italia dedicati alla divulgazione scientifica e al pensiero critico. Organizzato dal Comitato Italiano per il Controllo delle Affermazioni sulle Pseudoscienze (CICAP), il festival si tiene annualmente a Padova e riunisce scienziati, filosofi, divulgatori e giornalisti per affrontare temi di grande attualità legati alla scienza, alla razionalità e al contrasto delle pseudoscienze. Attraverso conferenze, dibattiti e laboratori interattivi, il Cicap Fest si pone l’obiettivo di promuovere il pensiero critico, l’educazione scientifica e la diffusione della cultura del dubbio.

Vedi il programma dell’edizione 2024 QUI

Aurore boreali: ieri, oggi … e non solo !

Di

Daniele Capezzali

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11 Ottobre 2024

https://doi.org/10.1002/2017SW001690

Aurora a ventaglio descritta e disegnata dalla città di Kioto in Giappone nel 1770

Nel 2022 tra i comuni di Assisi e Bastia, paesi della regione Umbria, è stato oggetto di studio un manoscritto del XVIII secolo. Come non di rado accade, le scoperte significative, grandi o piccole che siano, avvengono per una straordinaria concomitanza di fattori, che in un momento ed un luogo precisi emergono inaspettati in maniera di assegnare a buon diritto l’etichetta di “scoperte per caso”.

In realtà qui il caso non è il protagonista o almeno nel limite in cui uno studioso di storia territoriale, sia anche un fisico che ha lavorato in astronomia.

Difficile che si coniughino due settori così distanti, ma può accadere; si pensi alle cattedre universitarie di storia della scienza.

Fig.1 - Frontespizio del Diario di Don Pietro Lari – Costano 1756-1784 — Fig.1 – Frontespizio del Diario di Don Pietro Lari – Costano 1756-1784

L’antico manoscritto in oggetto è il Diario di Don Pietro Lari da Camajore (figura 1), Parroco di Costano, un paese tra Bastia ed Assisi che ha visto il martirio di San Rufino Vescovo di Assisi, morto tra il 238-239 per mano del Proconsole Aspasio, che lo fece gettare nel Fiume Chiascio con una macina al collo, dopo averlo torturato.

Il Diario di Don Pietro Lari, conservato presso l’Archivio Diocesano di Assisi, annota le vicende più rimarchevoli avvenute in loco tra il 1756 ed il 1784.

Tra queste ve ne sono due che saltano all’occhio dell’astrofisico-storico.

La prima è la descrizione manoscritta di una delle comete di Charles Messier, il quale la scoprì l’8 Agosto del 1769 nell’Ariete.

La cometa, che tanto piaceva ai sostenitori di Napoleone Bonaparte nato il 15 Agosto 1769, ribattezzò addirittura l’anno in oggetto, che diventò per i francesi “L’anno della stella”, col chiaro intento di dare un senso mistico alla nascita del futuro imperatore.

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In tale frangente Don Pietro Lari nel suo diario scrive proprio il giorno della nascita di Napoleone Bonaparte e dice:

“Il dì 15 Agosto 1769 si principiò a vedere sull’orizzonte del Levante 4 ore avanti il giorno una Cometa Crinuta, con una gran Coda e durò a vedersi sino alli 14 settembre del 1769 … [omissis]”

Lo stesso Charle Messier riguardo l’evento scrisse: “L’otto agosto nello scrutare il cielo, con un telescopio notturno per la ricerca delle comete, io ne scoprii una qualche grado sopra l’orizzonte; essa appariva debole mostrando al telescopio, una nebulosità che aveva qualche minuto di estensione; iniziò ad apparire sotto il ventre dell’Ariete […]

Questa Cometa divenne molto cospicua ed una delle più grandi che si siano mai osservate, la sua coda aumentava ogni giorno: il 31 agosto era di 34°, il 5 settembre 43°, il 9 settembre 55°, l’indomani 60°, con una luminosità bluastra.”

Dall’enfasi delle non è difficile dedurre come l’evento astrale abbia potuto impressionare l’immaginario comune dell’epoca e come tale spettacolo astronomico si prestasse all’esaltazione di avvenimenti storici di rilievo anche accaduti successivamente, come appunto la salita al potere di Napoleone Bonaparte.

La seconda vicenda degna di nota dal punto di vista astronomico, nel Diario di Don Pietro Lari, è di qualche mese successiva alla prima narrata. Si tratta di un evento ugualmente spettacolare e dal punto di vista narrativo forse più coinvolgente del precedente.

Il 18 Febbraio 1770 infatti è fatto storico che il Sole diede vita ad una violenta tempesta solare, la quale a sua volta fu causa di un altrettanto rilevante fenomeno di aurora boreale che arrivò a lambire latitudini addirittura prossime al Tropico del Cancro.

L’accaduto è tornato di attualità dopo il 5 Novembre 2023 (figura 2), giorno in cui un evento simile ha colpito la nostra quotidianità, fortunatamente senza gravi conseguenze riferendoci in tal senso alle importanti interferenze che potrebbero interessare dispositivi elettrici o elettronici, a terra ma soprattutto in orbita intorno al nostro pianeta, satelliti a cui abbiamo delegato funzioni vitali per la nostra quotidianità.

Certamente nel 1770, al di là dello spettacolo o di divagazioni su catastrofi e premonizioni, un fenomeno del genere aveva sulla vita concreta un’incidenza effettivamente nulla.

Fig.2 - 5 Novembre 2023: aurora boreale fotografata da Gloria Berellini in località Ponte Grande di Assisi a poca distanza dell’Osservatorio Astronomico — Fig.2 – 5 Novembre 2023: aurora boreale fotografata da Gloria Berellini in località Ponte Grande di Assisi a poca distanza dell’Osservatorio Astronomico

Nella nota manoscritta (figura 3), del diario di Don Pietro Lari, inerente l’aurora boreale, si può agevolmente leggere dalla bella calligrafia:

Fig. 3 - Estratto dal Diario di Don Pietro Lari (1756-1784) – Archivio Diocesano di Assisi — Fig. 3 – Estratto dal Diario di Don Pietro Lari (1756-1784) – Archivio Diocesano di Assisi

“La sera de 18. Gen: 1770 verso un ora di notte fù veduto un fenomeno verso la parte Boreale rappresentante un gran fuoco, in forma di lunga striscia, che ora svaniva ed ora pareva che abrugiasse in quella parte il Cielo, e durò sino dopo la mezza notte o sia aurora boreale”

La dicitura “verso un’ora di notte” vuol dire “un’ora dopo il tramonto”, che in quel periodo dell’anno corrispondeva circa alle 18, più o meno nello stesso lasso di tempo dell’aurora del 5 Novembre 2023 per il centro Italia.

Nel manoscritto c’è scritto inoltre che il fenomeno è scomparso ben dopo la mezzanotte, stabilendo quindi una durata di qualche ora, molto di più di quanto invece raggiunto dall’aurora più recente divenuta impercettibile già dopo il trascorrere dell’ora.

Aggiungendo alle informazioni sopra anche la nota sul colore che definisce l’evento quasi come fosse cangiante, si può intuire chiaramente che l’aurora del 1770, rispetto a quella del 2023, è stata molto più violenta.

Bisogna comunque far notare la possibilità che l’aurora del 1770 possa aver iniziato a manifestarsi subito all’imbrunire e che quindi questo abbia agevolato il sito di osservazione di Costano (coordinate 43.07° N e 12.55° E ) rispetto ad altri dove magari era ancora giorno.

A conferma di quanto riportato dal manoscritto, tracce ed annotazioni della medesima aurora sono state rinvenute anche in Germania, Spagna, Isole Canarie ed in Giappone. L’estensione in longitudine dei territori interessati si presenta come un altro indizio sulla violenza dell’evento considerando che tra l’Europa ed il Giappone intercorrono circa 7 fusi orari e pertanto l’aurora deve essere durata molte ore per poter essere vista da tutte queste nazioni così lontane, poiché se così non fosse, la luce del giorno avrebbe finito per sovrastare o attenuare il bagliore dell’aurora.

Indice dei contenuti

GERMANIA 1770

Nel 2010 nella rivista “Geofísica Internacional 49 (3), 165-166 (2010)” compare l’articolo di Wilfried Schröder della Geophysical Commission di Bremen in Germania.

Fig. 6. Aurora a ventaglio descritta e disegnata da Johann Esaias Silberschlag a Berlino nel 1770

Questi riassume la pubblicazione dal titolo“Sendschreiben über das am 18ten Jänners im Jahre 1770 zu Berlin beobachtete Nordlicht, Buchhandlung der Real-Schule, Berlin, Germany” di Johann Esaias Silberschlag (1721-1791), Behn ed altri.

Nella Lettera sull’aurora boreale osservata a Berlino il 18 gennaio 1770 viene descritta minuziosamente la visione diretta del fenomeno così particolare che dalla forma viene detta aurora “a ventaglio “.

A differenza dei tedeschi, Don Pietro Lari non ha lasciato immagini ma un paragone fra la riproduzione ovviamente manuale contenuta nel testo di Johann Esaias Silberschlag (figura 4) e le parole dell’ecclesiastico evidenzia parecchie similitudini.

Nel disegno tedesco scorgiamo 5 colonne di luce di cui quella centrale è intermittente. Da Costano Don Lari racconta invece di vedere “… un gran fuoco, in forma di lunga striscia, che ora svaniva ed ora pareva che abrugiasse in quella parte il Cielo…”.

Pertanto dalle nostre latitudini con ogni probabilità si sarà potuta scorgere solo la colonna di luce centrale, mentre dall’alta Germania, a latitudini maggiori, saranno state apprezzabili anche altre fasce.

GIAPPONE 1770

Nella pubblicazione giapponese invece, edita nella rivista Space Weather (Ottobre 2017 Pag. 1314-1320) dal titiolo “Inclined Zenith Aurora over Kyoto on 17 September 1770: Graphical Evidence of Extreme Magnetic Storm” [1] compare un straordinario disegno a colori originale del 1770 realizzato da Kyoto (35,01° N, 135.77° E).

Una nuova ed importante informazione balza agli occhi: il colore, su cui si può notare un significativo parallelo tra le aurore del 1770 e del 2023 viste da latitudini simili entrambi apparse di un colore rossastro.

Tuttavia non mancano le differenze con quanto riportato in Europa nel 1770 soprattutto sulle dimensioni del fenomeno.

Infatti mentre Don Lari dal centro Italia vede solo una striscia cangiante e in alta Germania ne vedono ben 5, in Giappone dal disegno le colonne sembrano addirittura molte di più, ciò nonostante la latitudine di Kioto sia molto al di sotto di quella del centro Italia. Segno che probabilmente in Giappone l’aurora si è manifestata con maggior violenza rispetto all’Europa.

SPAGNA e ISOLE CANARIE 1770

La pubblicazione spagnola, dal titolo

“The Great Aurora of January 1770 observed in Spain” [2] descrive il fenomeno rilevato da 9 siti spagnoli di cui quello più a sud è incredibilmente San Cristóbal de la Laguna (28.48° N, 16.32° W) nelle isole Canarie! Osservazione riportata da José de Viera y Clavijo (1731-1813).

Si trovano nella pubblicazione citati a titolo di riferimento anche due cataloghi storici di aurore (Fritz, 1873; Angot, 1896) in cui si riportano i siti di osservazione di Roma e Napoli, ma senza specificarne la documentazione originale.

Questa testimonianza documentale delle Isole Canarie, non può che farci riflettere.

San Cristòbal della Laguna si trova solo 5 gradi sopra il Tropico del Cancro ad avvalorare l’ipotesi della notevole intensità dell’aurora in quel momento, oltre che la sua notevole persistenza se si pensa che è distante da Kyoto ben 152 gradi di longitudine, con tutte le considerazioni del caso sulle differenze notte-giorno che possono essere messe in campo. Inoltre si rafforza l’ipotesi di picchi di intensità raggiunti in momenti diversi e più o meno visibili da aree geografiche diverse così come sostenuto da Don Pietro Lari.

Germania e Costano in centro Italia infatti, nonostante le latitudini più alte registrano, al momento dell’osservazione, picchi di intensità minori rispetto a quanto riportato dalle testimonianze dei luoghi (Giappone e Isole Canarie) appunto) che si trovano più bassi o addirittura vicino al Tropico del Cancro come per San Cristòbal.

ALTRE PARTI DEL MONDO 1770

In una pubblicazione apparsa in, Geofísica internacional [3] è disponibile un elenco puntuale di tutte le informazioni reperibili nel mondo riguardo il fenomeno di cui stiamo discutendo.

Da quanto riportato si deduce che come il fenomeno sia stato osservato in tutto l’emisfero settentrionale, America del nord compresa, che i colori registrati sono stati il rosso intenso, il viola e cambiamenti dal bianco al rosso con notevole rapidità, e che il massimo dell’attività solare è stato al 1769.7. È inoltre interessante notare che Silberschlag nella sua trattazione si riferisce a citazioni in cui si iniziava ad intuire la connessione tra le aurore e il cambiamento geomagnetico.

Viva allora come oggi, la lunga battaglia della scienza nella dimostrazione del funzionamento dei fenomeni naturali per allontanare dalle superstizioni dell’antichità, che vedevano in simili fenomeni come anche in quelli delle comete, avvertimenti divini o segni di presagi per il futuro.

A concludere l’articolo, si sottolinea l’importanza delle ricerche interdisciplinari come quella sviluppata per poter far fronte alla corretta interpretazione delle informazioni rinvenute nel manoscritto. Si tratta di ricerche che spaziano dal campo scientifico e quello umanistico e che possono realizzarsi solo quando c’è sinergia e sensibilità di persone con competenze differenti, ma complementari.

Sempre di più il futuro della scienza ci dimostra che il progresso del sapere scientifico si alimenta nelle collaborazioni di gruppi interdisciplinari, a discapito di un passato nel quale le scoperte scientifiche potevano esse solo ad appannaggio di singole persone o di gruppi molto ristretti.

Bibliografia

[1] Space Weather (Ottobre 2017 Pag. 1314-1320) “Inclined Zenith Aurora over Kyoto on 17 September 1770: Graphical Evidence of Extreme Magnetic Storm” degli autori Ryuho Kataoka (1,2) e Kiyomi Iwahashi (3)

1 National Institute of Polar Research, Tachikawa, Japan,

2 Department of Polar Science, SOKENDAI, Tachikawa, Japan,

3 National Institute of Japanese Literature, Tachikawa, Japan

[2] “The Great Aurora of January 1770 observed in Spain” di Víctor M.S. Carrasco (1), Enric Aragonès (2), Jorge Ordaz (3), José M. Vaquero (4,5)

1 Departamento de Física, Universidad de Extremadura, Badajoz 06071, Spain

2 Societat Catalana d’Història de la Ciència i de la Tècnica, Barcelona 08011, Spain

3 Instituto Feijoo del Siglo XVIII, Universidad de Oviedo, Oviedo 33005, Spain

4 Departamento de Física, Universidad de Extremadura, Mérida 06800, Spain

5 Instituto Universitario de Investigación del Agua, Cambio Climático y Sostenibilidad (IACYS), Universidad de Extremadura, 06006 Badajoz, Spain

(https://arxiv.org/pdf/1809.08685)

[3] Geofísica internacional – versión On-line ISSN 2954-436Xversión impresa ISSN 0016-7169

Geofís. Intl vol.49 no.3 Ciudad de México jul./sep. 2010 – Short Note

The great aurora of January 18, 1770 di W. Schröder

Geophysical Commission, Hechelstrasse 8, D–28777 Bremen, Germany.

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Uragani: comprenderli con il programma OPAL

Di

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10 Ottobre 2024

Close-up of Jupiter’s Great Red Spot (December 2023 to March 2 — Otto immagini di Hubble che mostrano la Grande Macchia Rossa di Giove. La GRS appare come un ovale rosso brillante al centro di bande di nubi color crema. Le immagini tracciano i cambiamenti nelle dimensioni, nella forma, nella luminosità, nel colore e nella torsione della GRS, in un periodo di 90 giorni tra dicembre 2023 e marzo 2024.

Il Programma Outer Planet Atmospheres Legacy (OPAL) è un’iniziativa della NASA che ha lo scopo di monitorare e studiare a lungo termine le atmosfere dei pianeti giganti del Sistema Solare: Giove, Saturno, Urano e Nettuno. Lanciato nel 2014, OPAL utilizza il telescopio spaziale Hubble per raccogliere immagini ad alta risoluzione di questi pianeti su base regolare. Questa attività fornisce una preziosa banca dati che permette agli scienziati di comprendere le dinamiche atmosferiche dei pianeti giganti e i cambiamenti che avvengono nel tempo.

Lo scopo principale di OPAL è creare un archivio di osservazioni a lungo termine, che consenta di rilevare e analizzare fenomeni atmosferici come tempeste, variazioni nei sistemi di nubi e cambiamenti nei venti planetari. Grazie a questo approccio continuativo, OPAL fornisce una visione globale delle evoluzioni atmosferiche che sarebbe impossibile ottenere con osservazioni a breve termine o missioni spaziali occasionali. Questo programma permette anche di identificare eventi rari o transitori, come grandi tempeste o formazioni di vortici.

Nell’ambito di questa ricerca si colloca anche le ultime immagini arrivate dal team Hubble dedicate alla Grande Macchia Rossa GRS.

Le nuove osservazioni di Hubble sulla famosa tempesta rossa, raccolte in 90 giorni tra dicembre 2023 e marzo 2024, rivelano che la GRS non è stabile come potrebbe sembrare anzi la GRS che ondeggia come una ciotola di gelatina.

Il video mostra le immagini del movimento combinate in un time-lapse

“Sebbene sapessimo che il suo moto varia leggermente in longitudine, non ci aspettavamo di vedere oscillare anche le dimensioni.” ha affermato Amy Simon del Goddard Space Flight Center della NASA a Greenbelt, nel Maryland. “Questa è davvero la prima volta che abbiamo avuto la giusta cadenza di imaging del GRS. Con l’alta risoluzione di Hubble possiamo dire che la GRS pulsare mentre si muove a diverse velocità. È un effetto inaspettato e al momento non ci sono spiegazioni idrodinamiche”.

otto immagini del pianeta gigante Giove che abbracciano circa 90 giorni tra dicembre 2023 e marzo 2024. Il pianeta appare a strisce, con bande orizzontali di nuvole marroni e bianche. Queste strisce sono chiamate cinture (aria discendente) e fasce (aria ascendente). Le regioni polari appaiono più screziate.

Comprendere i meccanismi delle tempeste più grandi del Sistema Solare inserisce la teoria degli uragani sulla Terra in un contesto cosmico più ampio, che potrebbe chiarire ancora aspetti irrisolti della dinamica ed essere applicato per capire anche la meteorologia sui pianeti attorno ad altre stelle.

Per approfondire: https://esawebb.org/news/weic2324/

Verità e altre umili amenità

Di

Filippo Onoranti

-

9 Ottobre 2024

Indice dei contenuti

ABSTRACT

L’articolo intitolato “Verità e altre umili amenità” esplora il concetto di verità partendo dall’idea che siamo animali con bisogni concreti e storici, pertanto anche la verità assume una dimensione storica. L’autore confronta due principali scuole filosofiche: il realismo, che considera la verità un assoluto, e il nominalismo, che invece nega il significato del termine. La scienza, fortemente radicata nel realismo, cerca di tradurre la complessità del mondo in modelli comprensibili attraverso la matematica. Tuttavia, l’assolutismo della verità può portare a pericoli morali e sociali, come dimostrato nella storia.

Il nominalismo, pur negando la verità assoluta, è visto come un antidoto contro l’arroganza intellettuale e politica. L’autore conclude che la verità è uno strumento utile per comprendere la realtà e comunicare tra di noi, pur riconoscendo che essa è incompleta e storicamente determinata. La ricerca della verità, dunque, non riguarda l’assoluto, ma procedure che ci avvicinano ad essa, come accade nella scienza, la quale evolve nel tempo migliorando le sue approssimazioni della realtà.

La Verità

Siamo animali. Questo è vero; questo è un fatto; dimenticarlo quindi è un errore. O meglio, ragionare senza tenere in considerazione questo fatto (vero) è un errore…

Questa evidente – ma non ovvia – considerazione sarà la guida del ragionamento che tenteremo di svolgere da qui in poi.

Per il fatto che siamo animali, che abbiamo esigenze, bisogni di ordine squisitamente pratico, concreto e proprio per questo persino (anche se non solamente) la “verità” è per noi un qualcosa di profondamente storico. Radicato per così dire nella nostra coscienza; a mezza via tra abitudine e memoria, tra istinto e apprendimento.

Tale giudizio circa la storicità della verità, farebbe rabbrividire una buona parte dei – cosiddetti – filosofi. Che in buona sostanza si dividono, volendo semplificare una diatriba millenaria, in due grandi scuole: quelli che pensano alla verità come ad un assoluto, che la scrivono con la “V” rigorosamente maiuscola e che – nel corso della storia di cui sopra – ne hanno fatto anche uno dei nomi del Dio del monoteismo; possiamo ricondurre questa visione teoretica sotto l’etichetta di realismo. Sull’altro fronte, quelli che irridono la verità e negano quasi il senso stesso del termine, che per loro non designa alcunché. Addirittura sostengono che nemmeno possa attribuirsi a questa o a quella cosa, poiché le cose sono solo cose e non possono essere né vere né false; e le parole, sono come le altre cose, e niente altro, in fondo, che aria della bocca; questa seconda visione può rientrare sotto la qualifica di nominalismo.

Con la prima prospettiva il rischio è quello di ignorare la realtà; di fare della teoria, delle idee, cose più sostanziose, cose più vere del supporto fisico su cui state leggendo che avete proprio ora davanti agli occhi. Ma come tutte le medaglie ha anche un’altra faccia, e questa è fertile per la scienza; in particolare l’animo della matematica è profondamente radicato in questa visione realista del mondo. Lo si potrebbe definire – almeno a giudizio di chi vi scrive – un gioco così magnifico e capace di così raffinata bellezza, che avrebbe valore anche se non fosse di altra utilità. Eppure di utilità ne ha e non poca. Ci permette, in buona sintesi, di tradurre la complessità infinita della natura che siamo e nella quale siamo immersi, entro approssimazioni, non perfette (come il matematico sogna) ma utili a sufficienza da comunicare a distanza di spazio e di tempo. Dall’agrimensura degli antichi sumeri, alla triangolazione GPS gentilmente offerta dalla relatività generale di Einstein, è difficile trovare un angolo di mondo che non leggiamo grazie alla scienza della quantità: la matematica. Il Vero le sfugge, ma la sua indefessa ostinazione nel cercarlo, nel sognarlo appena oltre l’orizzonte, ci ha offerto buona parte di quel che oggi chiamiamo “progresso”.

Nel farlo siamo passati per le crociate, l’inquisizione e tutte le forme di dispotismo che ancora oggi ammorbano questo puntino blu a spasso nel cosmo. Non certo la matematica in sé, ma quell’idea secondo la quale esiste “La Verità”; e conseguentemente che qualcuno che la conosce, quasi fosse un suo possesso, è legittimato nelle sue azioni più di chi, a suo dire, non la conosce. Se esiste un Vero esiste un Falso. Il Vero assoluto è una discriminante impietosa. Un confine. Nella pratica, cioè in un ambito che non ha più a che fare con il pensiero ma con le azioni; su un fronte che non è più teoretico ma morale e quindi sociale e politico, si traduce in Bene e Male. Ma anche questi, scritti come nomi propri, non esistono nella realtà; non esiste un fatto che è Il Bene o uno che è Il Male; esistono però cose buone o cose cattive, che sono nei fatti niente altro di ciò che per noi – che siamo animali – è desiderabile o indesiderabile.

Un salto abbastanza lungo all’apparenza. Dal sogno del Vero che spinge un antico matematico a cercare il rapporto tra il diametro e la circonferenza, alla scelta di un gruppo umano di eleggere a proprio valore un certo precetto o di adottare di principio un determinato comportamento.

A questo punto ecco che può tornare in scena la scuola nominalista. Perché se irridendo la verità e negandole ogni possibilità non si fa molta scienza e si rischia di vivere in un mondo di casualità; di eventi singoli ed irrelati tra loro. Un mondo di accidenti senza regole, la negazione è anche un formidabile antidoto ad ogni presunzione – pratica, quindi sociale e politica – di poter distinguere senza il minimo indugio tra il bene ed il male. Dice un moderno nominalista – chissà se avrebbe accettato l’epiteto – come Oscar Wilde: “preferisco le persone ai principi, e le persone senza principi a tutto il resto.”.

Ecco sono le due sponde tra cui si vuole quella verità, che non accetta di non esistere, ma che rifiuta la presunzione di potersi firmare con la lettera maiuscola. Che accetta la sua minorità, la sua parzialità; in un certo senso, se l’argomento vi ha in qualche modo coinvolti, che accetta, riconosce e persino ricerca la sua storicità. La verità della scienza, quella che non cerca “Il Vero” ma le cose vere, quella che cerca i fatti. Ecco un altro elemento che accomuna tutte le scienze alla storia, scienza a sua volta anche se non siamo abituati a pensarla come tale.

Chiarito – almeno chi vi scrive lo spera – cosa si possa molto sommariamente intendere con la parola che suona “verità” e quali sfide porti con se il semplice pronunciarla, a noi umani, quando serve? Si è azzardato poco sopra a sostenere che sia una faccenda storica e pratica in quanto noi umani come animali abbiamo bisogni storici e pratici. Se ciò è vero… allora la verità deve avere una qualche utilità. E quale potrebbe essere?

L’intendersi. Vero è ciò che ci permette di approdare alla stessa baia seguendo le medesime indicazioni; di ottenere la stessa torta applicando una comune ricetta. Ma come sanno tutti coloro che hanno tentato il secondo esperimento rispolverando il vecchio quaderno della nonna… non viene mai come ce la ricordavamo. Perché le nonne hanno sempre un qualche ingrediente segreto, un piccolo trucco che non scrivono, spesso anche soltanto perché lo danno per scontato, al punto che non vale la pena perdere tempo ad annotarlo. In fisica Einstein ha chiamato “l’ingrediente segreto” della natura variabili nascoste. Sulla scorta di Laplace, altro grande scienziato ed altro grande realista, l’idea alla base di questa concezione è che, dietro le verità alla nostra portata, quelle minuscole, ne esista una maiuscola: La Verità, e che sia ciò che ricerchiamo, ciò di cui lo scienziato è incessantemente al seguito. Un segreto celato a cui sia possibile togliere il velo.

Ci serve per fidarci dei nostri reciproci discorsi. Per così dire, torna utile per perdonarci i piccoli errori che – come sentiamo – puntano in una medesima direzione. E’ l’orizzonte che unifica i nostri tentativi di intenderci. Invisibile ed evanescente, nondimeno funge da pietra angolare di ogni studio e ricerca, e ci porta a costruire, nella storia, modelli di interpretazione della realtà sempre meno approssimativi; capaci di previsioni sempre più soddisfacenti. Dall’oroscopo di Galileo al suo telescopio al James Webb; dalla teoria degli umori di Galeno alla mappatura del genoma. Gli esempi sono innumerevoli, ma tutti radicalmente lontani dallo scorgere l’assoluto oltre, l’orizzonte.

Eppure, e questo non può essere dimenticato, tra l’oroscopo ed il James Webb la differenza c’è ed è radicale. Non tanto quanto quella tra questi due e il sogno dell’assoluto, nondimeno radicale.

La verità ci serve quando ci poniamo una domanda come metro della fiducia che è desiderabile riporre nelle possibili risposte. Da questo si può chiarire la sua stretta parentela con il metodo della scienza: le verità delle scienze non sono “cose”, non sono inamovibili monoliti e meno che mai dogmi, bensì procedure per giungere il più vicini possibile all’orizzonte. Algoritmi, ovvero ricette – un po’ come quelle delle nonne – che ci permettono di avvicinarci a quel risultato ideale, che la memoria di profumi e sentimenti d’infanzia forse renderanno irraggiungibile nella maturità, e che tuttavia avranno comunque la forza di consegnare il testimone a chi proseguirà la storia accanto e dopo di noi.

Una procedura che non si limita a dire il cosa, ma tenta di condividere i come ed i perché; che non sono scientifici in senso proprio, ed appartengono forse più alla sfera delle – impropriamente dette – scienze umane, ma che innegabilmente sono il contesto in cui la ricerca muove i suoi passi. Per questo non possono non farne parte ed occorrono alle generazioni che verranno per capire noi e le nostre umili verità, così come a noi servono i contesti dei grandi del passato per capire le loro.

La verità diventa così quel comune anello mancante ad ogni epoca, ad ogni stirpe, ad ogni singolo essere umano capitato all’esistenza, indipendentemente da quando egli accadrà. E proprio in questa mancanza comune diviene un comune denominatore dell’esperienza e parte integrante di quel legame che ci permette quella “social catena” che è il viaggio della conoscenza.

FILIPPO ONORANTI E MOLISELLA LATTANZI Direttrice Editoriale di Coelum VI ASPETTANO IL 13 OTTOBRE AL CICAP FEST DI PADOVA

Appuntamento alle 14:30 presso il Palazzo Santo Stefano (dietro il Palazzo del Bo) per il dialogo sul tema della Verità e come introdurre questi argomenti anche in ambiente scolastico.

L’evento non ha bisogno di prenotazione ma per partecipare al Cicap Fest è indispensabile registrarsi QUI

L’articolo è pubblicato in COELUM 270 VERSIONE CARTACEA

FILIPPO ONORANTI E MOLISELLA LATTANZI Direttrice Editoriale di Coelum VI ASPETTANO IL 13 OTTOBRE AL CICAP FEST DI PADOVA.

MESSIER 18 – Ammasso Globulare

Di

Giuseppe Petricca

-

8 Ottobre 2024

M18 post — © The Two Micron All Sky Survey at IPAC

Indice dei contenuti

ABSTRACT

Dopo Messier 11, torniamo agli ammassi stellari definiti “aperti”. A differenza degli ammassi globulari, questa tipologia di oggetti celesti è formata da un gruppo (che può essere anche di migliaia) di stelle nate nello stesso periodo da una gigante nube molecolare. Un esempio facile da ricordare per questa categoria è l’ammasso delle Pleiadi (M45) nella costellazione del Toro.

Ne sono stati scoperti più di mille solo nella nostra galassia e rimangono oggetti molto interessanti da un punto di vista scientifico, dato che offrono una visione chiave nello studio dell’evoluzione stellare. In media, un ammasso aperto risulta essere un oggetto celeste giovane (in termini astronomici), che riesce a mantenere la sua coesione per almeno mezzo miliardo di anni. Passata questa soglia, interferenze gravitazionali esterne causate dall’orbitare intorno al centro della galassia, causano disturbi che, con il passare del tempo, sono in grado di sfaldare l’ammasso aperto stesso.

Storia delle osservazioni

La prima osservazione registrata di Messier 18 è attribuita proprio a Charles Messier, che il 3 Giugno del 1764 scriveva a tal proposito: “Un ammasso di piccole stelle, poco sotto la nebulosa numero 17, circondato da una lieve nebbia, meno apparente del precedente numero 16; appare confuso in un telescopio da 3 piedi e mezzo; con un telescopio migliore si possono osservare singole stelle.”

Anche John Herschel, figlio dell’astronomo inglese William Herschel, osservò lo stesso ammasso stellare intorno al 1840, descrivendolo come: “Un ammasso povero e grezzo. Contiene circa una dozzina di stelle di decima magnitudine, e da 15 a 20 stelle dalla dodicesima alla quindicesima magnitudine.”

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L’ammiraglio inglese William Henry Smyth aggiunse, nel luglio 1835: “Una stella doppia ordinata, in un lungo e disordinato assemblaggio di stelle, sotto lo scudo polacco [Scutum].[…]Questo ammasso fu scoperto da Messier nel 1764 e registrato come una massa di piccole stelle che apparivano come una nebulosa; il che fornisce un altro esempio del fatto che i mezzi di quello zelante osservatore non erano quadrati con la sua diligenza. Tutta la zona circostante è, tuttavia, molto ricca e vi sono diversi splendidi campi circa un grado a sud dell’oggetto. Era anche [come M16] differenziato da Mu Sagittarii, per cui si trova 4 gradi a nord-est, in direzione di Epsilon nella coda dell’Aquila.”

Il famoso astronomo e vulcanologo contemporaneo americano Stephen James O’Meara, che ricordiamo essere stato il primo ad osservare il ritorno della Cometa di Halley durante il suo passaggio nel 1985 e la prima persona a determinare il periodo di rotazione di Urano, ha avanzato la denominazione di “Ammasso del Cigno Nero” dato l’aspetto delle stelle centrali richiamante quello della nebulosa poco distante (M17).

Posizione della Nebulosa Omega o Messier 17 nella costellazione del Sagittario

Caratteristiche fisiche

Messier 18, come visto nel paragrafo precedente, si presenta come un ammasso “disconnesso” e “povero di stelle”, specialmente se paragonato ad altri ammassi aperti come Messier 11. È più vicino a noi (ad una distanza di circa 4900 anni luce) rispetto ad oggetti celesti negli immediati dintorni, come M16 (5700 anni luce) ed M17 (6000 anni luce) e contiene circa 20 stelle al suo interno.

Tre di queste sono supergiganti con la più luminosa che arriva a magnitudine +8.6. Altre, di tipo spettrale B3, indicano che l’ammasso è relativamente giovane, con un’età stimata di circa 32 milioni di anni (per paragone, M11 ha circa 220 milioni di anni).

L’ammasso si trova a circa 22300 anni luce dal centro della Via Lattea, che orbita in poco meno di 187 milioni di anni con un’eccentricità molto bassa. Una curiosità sul suo movimento, infatti esso attraversa verticalmente il piano galattico ogni 27 milioni di anni, portandolo a distanze fino a 260 anni luce dallo stesso quando si trova agli estremi.

Alcune teorie hanno avanzato l’ipotesi che Messier 18 potrebbe formare una “coppia” con l’ammasso stellare NGC 6618 all’interno della Nebulosa Omega – M17 e di cui abbiamo parlato in Coelum Astronomia 269. È possibile infatti, dato il loro posizionamento ed età, che si siano formati insieme.

Fotografie a lunga posa riescono a identificare una lieve nebulosità e polveri all’interno dell’ammasso, mentre immagini a largo campo forniscono una vista d’insieme con altri oggetti celesti vicini, come la menzionata M17, la nebulosa IC4701 (Sharpless 44), e la Nube Stellare del Sagittario che vedremo tra qualche numero, Messier 24. Ad oggi, Messier 18 è uno dei pochi oggetti celesti che si trovano all’interno del Catalogo Messier non ancora fotografati dal Telescopio Spaziale Hubble.

Posizione nel Cielo

Designazione: M18 – NGC 6613

Tipo: Ammasso Aperto

Classe: II3pn

Distanza: 4900 anni luce

Estensione: 9 anni luce

Costellazione: Sagittarius

Ascensione Retta: 18h 19m 58.0s

Declinazione: –17° 06′ 06″

Magnitudine:+7.5

Diametro Apparente: 9’ x 9’

Scopritore: Charles Messier nel 1764

M18 non è facile da rintracciare a prima vista essendo pienamente immerso in un campo stellare molto ricco. Il modo più semplice per trovarlo è quello di individuare il precedente oggetto Messier che abbiamo curato, M17 (la Nebulosa Omega) e spostarsi di circa un grado verso Sud.

Alternativamente, si possono individuare le due stelle γ (Gamma) Scuti e μ (Mu) Sagittarii (Polis), tracciare una linea tra loro, ed individuare Messier 18 a circa un terzo del percorso dal primo astro verso il secondo.

Osservabilità

Per le latitudini italiane il periodo migliore per osservare questo interessante ammasso aperto è da giugno ad ottobre.

Occhio nudo: non osservabile.
Binocolo: immerso nel vasto campo stellare della Via Lattea, rimane difficile da osservare anche con un 10×50, rimanendo nebuloso.
Telescopi
- Piccolo diametro: poche differenze con l’osservazione binoculare, ma è possibile iniziare a distinguere alcuni astri che lo compongono.
- Medio diametro: con telescopi da 12-15 cm l’ammasso si risolve quasi completamente, mostrando almeno una dozzina di componenti vicine tra loro con un aspetto biancastro.
- Grande diametro: gli astri osservabili diventano molto più numerosi, ma si iniziano a confondere con il vasto campo stellare della Via Lattea sullo sfondo, rendendo i confini dell’ammasso difficili da distinguere.

Buone Osservazioni!

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L’articolo è pubblicato in COELUM 270 VERSIONE CARTACEA

Coelum Astronomia al IAC 2024 di Milano: Media Accreditato per il Congresso di Importanza Mondiale

Di

-

7 Ottobre 2024

Siamo entusiasti di annunciare che Coelum Astronomia, la rivista di divulgazione scientifica leader in Italia nel campo dell’astronomia e dell’esplorazione spaziale, parteciperà ufficialmente come media accreditato al 75° International Astronautical Congress (IAC), che si terrà a Milano dal 14 al 18 ottobre 2024. l’evento rappresenta uno degli appuntamenti più importanti a livello globale per la comunità astronautica, un’occasione unica per confrontarsi su tematiche di avanguardia legate allo spazio, alla scienza e alla tecnologia.

Che cos’è l’IAC?

L’International Astronautical Congress è un evento annuale che riunisce migliaia di esperti del settore spaziale, rappresentanti delle agenzie spaziali più importanti del mondo, accademici, professionisti del settore, imprenditori e studenti. Organizzato dalla International Astronautical Federation (IAF) in collaborazione con enti come l’European Space Agency (ESA), la NASA, e altre istituzioni internazionali, l’IAC 2024 rappresenterà un’importante piattaforma di discussione e networking per tutti coloro che sono interessati all’evoluzione dell’esplorazione spaziale e delle tecnologie associate.

Milano avrà l’onore di ospitare questa edizione speciale, e l’evento si prospetta come un vero e proprio catalizzatore per nuove idee, collaborazioni e sviluppi nel campo dell’astronomia, delle missioni spaziali e delle scienze applicate allo spazio. Le sessioni previste includeranno discussioni su missioni spaziali recenti, esplorazione lunare e marziana, tecnologie emergenti, e l’impatto delle attività spaziali sulla società e l’economia globale.

Tutte le informazioni dettagliate sull’evento sono disponibili sul sito ufficiale: www.iac2024.org.

La missione di Coelum Astronomia al IAC

Coelum Astronomia, con la sua storica tradizione nella divulgazione scientifica, è stata scelta come media accreditato per coprire l’evento, assicurando ai suoi lettori una visione approfondita e di prima mano di ciò che accadrà durante il congresso.

Essere presenti all’IAC 2024 significa avere l’opportunità di dialogare con i principali attori del mondo spaziale: dalle agenzie governative ai nuovi protagonisti del settore privato, dalle università agli istituti di ricerca. Coelum si impegna a raccogliere testimonianze, opinioni e approfondimenti che saranno successivamente pubblicati sia sul sito web che sulle pagine della rivista cartacea. La nostra redazione sarà attivamente coinvolta in interviste esclusive, incontri con esperti di fama internazionale e nella raccolta di informazioni direttamente dai protagonisti dell’evento.

Sarà un’occasione unica per approfondire tematiche come l’esplorazione di Marte, le future missioni lunari, le innovazioni tecnologiche nel campo dell’astrofisica e della navigazione spaziale, nonché per capire come le nuove frontiere dello spazio possono influenzare la nostra vita quotidiana.

Programma delle Attività

Nel corso della presenza di Coelum all’IAC, saranno programmate una serie di interviste con le aziende e gli istituti protagonisti del congresso. Tra i partecipanti, ricordiamo alcuni dei nomi più importanti del settore spaziale, come NASA, ESA, ASI e molte altre. Il nostro obiettivo sarà quello di fornire ai lettori una panoramica completa sugli sviluppi più recenti nel settore, le tendenze future e le prospettive per l’esplorazione umana e robotica dello spazio.

Inoltre, la redazione seguirà con attenzione le sessioni scientifiche e tecniche, partecipando ai dibattiti più accesi e alle presentazioni delle nuove scoperte e tecnologie. Sarà un’occasione per riportare non solo i successi delle missioni spaziali recenti, ma anche le sfide e i traguardi che ci attendono nei prossimi anni.

Coelum in Diretta

Durante l’IAC, Coelum offrirà aggiornamenti in tempo reale tramite i propri canali digitali. Sul sito web di Coelum Astronomia e sui profili social della rivista.

Inoltre, la redazione produrrà un report finale approfondito che sarà pubblicato nella successiva edizione di Coelum, includendo una sintesi degli argomenti trattati, le opinioni degli esperti e una visione d’insieme delle nuove prospettive nel mondo della ricerca e delle tecnologie spaziali.

L’importanza della divulgazione scientifica

La partecipazione di Coelum all’IAC 2024 riflette la nostra missione di promuovere la divulgazione scientifica e di rendere accessibile a tutti l’affascinante mondo dell’astronomia e delle scienze spaziali. In un’epoca in cui lo spazio sta assumendo un ruolo sempre più centrale nella nostra vita quotidiana, è essenziale fornire informazioni accurate, aggiornate e comprensibili anche per i non addetti ai lavori.

L’IAC rappresenta una vetrina globale per la scienza e la tecnologia, e Coelum è orgogliosa di farne parte, portando ai lettori italiani le voci e le storie dei protagonisti dello spazio. Grazie alla nostra presenza, vogliamo offrire un’opportunità unica per conoscere le novità del settore, scoprire come le tecnologie spaziali stanno evolvendo e cosa ci riserva il futuro dell’esplorazione cosmica.

Conclusione

Non perdete l’occasione di seguire Coelum Astronomia durante l’IAC 2024! Dal 14 al 18 ottobre, Milano diventerà il centro del mondo astronautico, e noi saremo lì per raccontarvi ogni momento saliente. Vi invitiamo a seguirci sui nostri canali e a non perdere gli aggiornamenti quotidiani, le interviste esclusive e i contenuti speciali che pubblicheremo durante e dopo il congresso.

Per ulteriori informazioni su Coelum Astronomia, vi invitiamo a visitare il nostro sito Coelum.com dove potrete trovare una vasta gamma di articoli, approfondimenti e risorse dedicate all’astronomia e allo spazio.

Preparatevi per una settimana all’insegna della scienza, dell’innovazione e della scoperta, con Coelum Astronomia sempre in prima linea!

Incontri ravvicinati in Sardegna (seconda parte)

Di

Emanuele Atzeni

-

6 Ottobre 2024

Nelle uscite astrofotografiche notturne specie in solitudine può capitare di vivere delle situazioni di disagio, una sensazione che in alcuni casi può tramutarsi in paura o addirittura terrore di incontri ravvicinati. A giocare un ruolo fondamentale è il buio che mina la nostra zona di comfort: riuscire a vedere solo con il fascio luminoso della nostra torcia suscita inconsciamente una insicurezza che ci fa sentire inermi e indifesi, esposti ai pericoli e a possibili attacchi da parte di estranei.
Posso affermare con assoluta certezza che il 99% dei momenti in cui percepiamo un senso di paura nelle attività notturne non è dovuto ad un reale pericolo che minaccia la nostra incolumità ma è esclusivamente una questione psicologica, una battaglia interiore, da combattere con calma e razionalità. Diciamoci la verità: nel mondo reale imbattersi in un malintenzionato che si aggira in luoghi remoti ed isolati per “accoppare” fotografi notturni è piuttosto improbabile tuttavia essere in due o più avvolte non è poi così sbagliato. La mia esperienza è che siano più frequenti invece gli incontri con personaggi curiosi.
A Masua mentre studiavo la composizione con la Pentax su cavalletto, un altro fotografo si piazza 10 metri davanti a me; alla Torre di Piscinnì un altro pretendeva l’esclusiva per essere arrivato prima. A Piscinas un gruppo di ragazzi durante le proprie sessioni dispensava di urla e minacce chiunque accendesse una torcia in spiaggia. Può capitare di ricevere visite dalle forze dell’ordine ma il più delle volte il tono è amichevole e cordiale. I curiosi non mancano mai e una serata di acquisizione può tramutarsi in una lezione di astronomia con tanto di puntatore laser. Il nostro tipo di passione ci spinge su luoghi isolati e poco battuti che ci espone però spesso ad altri pericoli, più subdoli e celati, senza scrupoli o rimorsi, il cui unico motivo di vita magari in quel momento è nutrirsi.

È ormai noto il fenomeno degli avvistamenti di cinghiali o maiali selvatici nelle spiagge di tutta Italia e della Sardegna. Non è mai stato raro nell’isola percorrere di notte una strada extraurbana secondaria, specie nell’entroterra, e avvistare dei cinghiali attraversare la carreggiata o nel ciglio della strada fuggendo dai fari abbaglianti delle auto. È consigliabile, a tal proposito, in questi tipi di vie moderare sempre la velocità e porre attenzione per evitare di investirli. Mi é capitato tantissime volte di avvistarne, a Is Arutas, Siris, Sardara, Ingurtosu, Masua, nel montearci, sempre comunque dove presente una ricca vegetazione. La novità è stata trovarli dove da almeno 2 anni faccio acquisizioni deepsky, in un piccolo altipiano nel comune di Villanovaforru, nei pressi dell’Antenna, lontano da boschi o foreste. La sorpresa è stata sentirli per vari giorni consecutivi, fino al giorno della loro apparizione in pubblico a 5 metri dal mio telescopio: ci siamo guardati nelle tenebre, smorzate solo dai led del setup, 3 secondi di indecisione, non so proprio chi abbia avuto più timore di chi..alla luce poi della torcia frontale mamma cinghiale ha “sgommato” nell’asfalto attraversando la stradina, seguita poi dai suoi 4 cuccioli che intanto facevano capolino tra gli arbusti.

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Nell’entroterra Sardo, specie dove i rilievi si fanno più irti, non è difficile imbattersi in mucche e buoi che pascolano liberamente o appartenenti a piccoli allevamenti locali, sconfinando nei tratti di viabilità stradale. Trovarsi a frenare nella notte di fronte a una mucca, non è affatto una bella sensazione (Burgos, Villasalto, Perda Liana).

Una capra dopo il tramonto nei pressi di Monte Arci

Nelle sere d’estate, a Piscinas, si può osservare la transumanza dei buoi che di giorno cercano il riparo sotto gli arbusti sulle dune e al tramonto ridiscendono il fiume verso la spiaggia. Sempre “on the road” non è raro scorgere volpi e lepri che scappano alla vista dei fasci di luce dell’auto. Curiosa la Volpe che si aggirava nei pressi della Tomba dei Giganti a Sant’Antioco, quasi addomesticata dai turisti che le davano da mangiare. Sentivo la tacita compagnia nei 2 km percorso a piedi ed arrivato al monumento mi ha tenuto compagnia in tutta la fase di scatto.
Cavalli e Asinelli sono solitamente all’interno di recinti, anche solo di rete metallica, e curiosi si avvicinano attratti dal movimento e dalle torce. Talvolta vanitosi fanno di tutto per apparire negli scatti. ( foto in zona di Pistis ) Nelle alture può capitare di imbattersi in Capre che vivono allo stato brado indisturbate anche se abituate all’uomo, è comunque consigliabile non avvicinarsi troppo. (cuglieri Casteddu Etzu, Monte Fortuna Sardara). Nella Foto una Capra dopo il tramonto, nei pressi del Monte Arci.

Trail sui resti di casteddu Etzu (Cuglieri), sulla destra il piccolo gregge di capre.

Montevecchio, un ex centro minerario, tuttora con qualche residente, è famosa per i Cervi, facili da avvicinare anch’essi ormai abituati alla presenza dell’uomo. Nella strada sterrata che da Montevecchio porta a Ingurtosu, area di alto interesse storico geominerario ricca di miniere e pozzi ormai in disuso è molto probabile avvistarne, specie in notturna.
Proseguendo la strada sterrata si arriva a Piscinas nota per la grande spiaggia fra le dune. Con l’amico Matteo durante una sessione di scatti alla Via Lattea sulle famose dune scorgiamo due occhi rossi come iniettati di sangue che ci fissano.. non poteva essere che il “chupacabra”.. fu la risata del momento proseguita poi sui social : Il “chupacabra” è un incrocio tra un cane e un coyote..avvistato in Sardegna! Naturalmente una burla!

Dieci minuti intensi in cui ci chiedevamo che animali fossero in un mix di eccitazione e paura mentre cercavo di immortalarli in uno scatto ad alti ISO. Solo riguardando lo scatto ci siamo resi conto che si trattava di un cervo femmina, anzi due, e quei 2 sguardi rossi e terrificanti erano solo il riflesso delle nostre RedLight nei loro occhi.
I monumenti di epoca Nuragica (nuraghe, tombe dei Giganti, Pozzi Sacri) gettonati per gli scatti notturni, sono solitamente recintati ma si ergono spesso attorno a terreni agricoli di privati, anche dediti a pascolo e si sa che con i greggi di Pecore non può mancare il Cane Pastore molto territoriale e aggressivo. Se “can che abbaia non morde” io non mi sono mai sentito così coraggioso dal testarlo e sebbene il suo abbaiare si ode da lontano, non è facile nel buio e in aperta campagna, valutare distanze e vie di fuga. Ricordo al nuraghe Orolo che feci gli ultimi scatti alla via Lattea dal finestrino del furgone, per il terrore di quell’ululare sempre più prossimo.
Fra tutti quelli elencati, i cani rappresentano forse il pericolo più reale, tutti gli altri animali invece sono i primi a scappare di fronte alla presenza umana. Tendenzialmente sto alla larga da zone con ovili e pecore al pascolo o dove sento cani abbaiare in lontananza. Fra gli animali da citare nelle nostre notti c’è senza dubbio la categoria più infida di tutte: gli insetti! A prescindere dalla stagione questi ci sono sempre, basta accendere le nostre torce frontali e loro sono lì, teneri, a tenerci compagnia..
Fra le punte più alte della Sardegna Meridionale, nei pressi di Santadi, si trova la foresta di Lecci più grande d’Europa, Punta Sebera 1000m. Si tratta di una foresta molto fitta con grandi e lunghi Lecci dal tronco spesso e dall’aspetto tetro e lugubre in notturna. Durante la traversata per arrivare alla vetta, una nube di pipistrelli sopra di noi danzava in un loop infinito, nel cibarsi degli insetti attratti dalla luce delle torce frontali.

Nella foto una mantide religiosa appesa a testa
in giù accanto al parasole del furgone, non
ne avevo mai viste di così grandi (circa 12 cm).

Praticamente ovunque basta puntare una torcia al cielo per vederli, piccoli e velocissimi innocui e utili pipistrelli. Molto meno innocui gli insetti di cui si cibano! Le farfalline notturne sono le prime a salutarci durante lo stazionamento della montatura, sanno essere noiose se in gran numero. Arrivano poi le vere e proprie falene, che sanno posarsi nei posti più assurdi. I grilli ce ne sono di piccoli ma anche di dimensioni enormi, non hanno paura di nulla e adorano la mia AVX, forse per scroccare un giro sull’eclittica. Se vogliamo farci un’idea di quanti insetti notturni esistono basta dimenticare accesa la luce interna dell’auto (o del furgone) con i finestrini spalancati, e poi fare una veloce conta. La peggior piaga della notte, manco a dirlo, sono i pappataci e le zanzare che per fortuna in condizioni normali tendono a infastidirci in quell’oretta durante il tramonto e l’ora blu. Solitamente quando cala la notte spariscono. Ciò accade meno nelle location particolari con un’alta concentrazione, come gli stagni (Marceddì, stagno di Cabras, stagno di Cagliari, penisola del Sinis), in gran parte nell’Oristanese, nei laghi e comunque dove c’è ristagno d’acqua o un discreto riparo dal vento come una caletta vicino a Cala Cipolla, Chia (Scoglio dei Tuffi). Non rimane che rassegnarsi!
In genere il vento di Maestrale (bentu estu) che spira da Nord-Ovest, molto presente in Sardegna in tutto l’arco dell’anno, aiuta a tenere gli insetti lontani ma nulla si può in quelle nottate di caldo umido, solitamente nei periodi di Scirocco (bent’e sobi Sud-Est) in cui la temperatura non scende mai sotto i 30 gradi con picchi diurni attorno ai 40°, l’umidità rende la pelle appiccicosa ed il sudore non si asciuga mai. Talvolta uscire in queste notti è una vera tortura, che alla lunga provoca una vera e propria frustrazione. La prima puntura di zanzara Tigre è assicurata sulle nocche, illuminate dal fare sul setup con la torcia. Subdole, si avvicinano silenziose, pungono e spariscono. Solo dopo cominciano a ronzarti nelle orecchie mentre uno strano prurito cresce sulle mani e sui gomiti. La fase peggiore di tutte è la fase di stazionamento della montatura durante la quale è necessaria illuminazione, la messa al polo, la messa a fuoco manuale e la programmazione degli scatti. Anche lo smartphone con cui utilizzo l’applicazione di Asiair è una fonte luminosa ed essendo come tutti gli apparecchi multimediali, a luce blu, l’attrazione degli insetti è amplificata.
Nelle notti più umide e calde i pappataci sanno essere davvero frustranti, si infilano nel naso e nelle orecchie, persino negli occhi tanto da rendere l’esperienza notturna un insopportabile. Vani i tentativi di cacciarli con le mani. Fortunatamente in tutta l’estate ho subito questa tortura solo una volta, una notte afosa e priva di qualsiasi alito di vento. La vera idea è stata mettere nel mio kit di sopravvivenza un capello da apicoltore acquistato tempo fa per combattere un nido di vespe nel cortile di casa. Mentre lo infilavo già ridevo ma è bastato qualche minuto per scoprire l’efficacia, brutto bruttissimo ma efficace. E mentre un ghigno di soddisfazione appariva sul mio volto un selfie autoironico sui social concludeva la serata: a mali estremi.. Il resto della notte è trascorso senza troppi fastidi, altre 2 ore di acquisizione portate a casa.
Abbigliamento d’obbligo anche nelle notti d’estate pantaloni lunghi e scarpe chiuse, nonché un berretto per difendere la testa rasata, meglio se corredato quindi di retina antizanzare!! Attenzione: potrebbero scambiarvi per un alieno dal copricapo fluorescente!! Più pericolose delle zanzare e dei pappataci sono le zecche: potremo trovarle praticamente ovunque nelle campagne dove l’erba è alta e vi è presenza di animali, consiglio guardarsi addosso prima di rimettersi al volante per il rientro.

Incontri Ravvicinati
nella notte: l’autore
che tenta di difendersi
dagli insetti.

Innocui invece i ragni nell’isola di Sant’Antioco nei pressi dell’Arco dei Baci lungo la costa sud occidentale. li scorgiamo come luccichii a terra, numerosissimi tanto da colpire subito la nostra attenzione. Invisibili ad una prima occhiata, per via dell’aspetto traslucido, ma di dimensioni notevoli, peccato non averli immortalati in uno scatto.

Mannarismo

di Sonia Iannuzzi
Andando fuori di notte nei posti più impensati può capitare di imbattersi in strani incontri strani.

A settembre del 2021 durante una vacanza in Sardegna, ho colto l’occasione per osservare dalla Barbagia, in un posto con un cielo meraviglioso tale da ammirare l’intero arco della Via Lattea, e persino la luce zodiacale. Gli unici esseri viventi da incontrare per e i miei amici (Marcella Botti, Vincenzo Fiore e Alfredo Cianelli) erano quelli che scherzosamente definisco “cavalli mannari”, “cinghiali mannari” e “maiali mannari”. Tuttavia una notte scoprimmo una nuova specie: i “carabinieri mannari”. Fummo sorpresi infatti con le mani in flagrante da una pattuglia delle forze dell’ordine probabilmente allertata da vicini perplessi della nostra presenza. Cosa stavamo facendo esattamente li a quell’ora? Tutto chiaramente si risolse in fretta, in fondo siamo astrofili e questo è quanto basta per capirsi. Chi immagina tranquille notte con il naso in su come da cartolina dovrà in fine ricredersi: la vita dell’astrofilo è decisamente movimentata.
[/swpm_protected] L’articolo è pubblicato in COELUM 270 VERSIONE CARTACEA

Incontri ravvicinati (prima parte)

Di

Egidio Vergani

-

6 Ottobre 2024

Introduzione

L’osservazione del cielo notturno è un’esperienza affascinante che porta spesso l’appassionato di astronomia a spingersi in luoghi remoti, lontano dalle luci della città, dove il buio è più profondo e le stelle brillano con maggiore intensità. Ma in queste zone incontaminate, il silenzio della notte è spesso interrotto dai rumori della natura, e non è raro imbattersi in creature che popolano il buio, svolgendo la loro vita lontano dagli occhi dell’uomo. Nella raccolta di testimonianze di questo articolo esploreremo gli incontri notturni di diversi astrofili, che durante le loro osservazioni sotto il cielo stellato hanno avuto la fortuna – o talvolta la sorpresa – di incrociare il cammino di animali selvatici. L’esperienza narrata dall’autore che segue è solo uno dei tanti esempi di come la contemplazione del cosmo possa offrire un contatto ravvicinato con la natura più selvaggia, in un intreccio tra il mondo terrestre e quello celeste che lascia sempre un’impronta indelebile nella memoria di chi lo vive.

Incontri Ravvicinati

Molti astrofili, e io sono uno di quelli, quando possibile amano andare a fare osservazioni e fotografie sul campo, ed è veramente emozionante riuscire a vedere un cielo molto più buio di quello che abbiamo normalmente nelle nostre città. Si percorrono decine e a volte centinaia di km sulla propria auto con tutta la pesante attrezzatura per andare in luoghi specialmente montani, ma una volta arrivati a destinazione si è “carichi” perché il paesaggio con poco inquinamento luminoso permetterà di catturare scatti unici.
Quando ancora c’è un po’ di luce solare si inizia a montare il set-up astrofotografico e poi seguono lunghe ore di riprese fino quasi all’albeggiare.

Ma a volte le emozioni non arrivano solo dal cielo. Col buio alcuni animali selvatici si possono avvicinare curiosi, attratti dalle lucine della nostra attrezzatura e dal computer collegato al telescopio. Se siamo poco distanti da qualche paesino è facile trovare qualche gatto o cane girovagare. Ma voglio raccontarvi una mia esperienza che in un secondo si è tramutata da motivo di spavento a bellissima sorpresa. Una sera estiva ho trovato una postazione tranquilla vicino alle cave di marmo di Carrara e mentre stavo riprendendo col telescopio ho piazzato anche il cavalletto con l’astro inseguitore e reflex per fotografare la Via Lattea ben visibile. Dopo qualche minuto ho sentito uno strano odore ma non capivo cosa fosse, prima non c’era. Finita la sessione con la reflex smonto il cavalletto.

Nel toccarlo noto che è molto appiccicoso e sento ancora quello strano odore. Boh, mi risiedo in postazione telescopio e dopo un attimo mi sento “toccare” la sedia da dietro. Con un salto e un urlo mi alzo, accendo la luce frontale e chi trovo? Una bellissima volpe che naturalmente si è spaventata più di me! L’odore acre che sentivo era la sua urina, io avevo invaso il suo territorio, e per farmelo capire aveva bagnato il cavalletto (e anche un po’ smangiucchiato). Ma poi la sua curiosità ha preso il sopravvento e da lì è nata la nostra amicizia con diverse visite nelle sere successive, puntuale verso mezzanotte, veloce giretto e poi via nella boscaglia. L’urina di volpe ha un odore molto acre e per questo è usata (venduta anche dal più noto sito di vendite online) per tenere lontani altri animali.
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Premetto che sarebbe sempre meglio fare le uscite itineranti in compagnia, ma se si è da soli è sempre meglio prendere delle precauzioni. Ad esempio, dopo quella esperienza, quando sono seduto metto sempre la sedia con lo schienale contro la mia auto, in modo da avere protezione, e poi comunque a Campo Cecina o alle cave di Carrara, dove vado nelle serate estive di vacanza, c’è sempre qualche camper di escursionisti nelle vicinanze (a volte anche troppi). Nel silenzio della notte si sente solo il fruscio del vento e ogni verso di animale, anche in lontananza, ci fa drizzare le orecchie. La prima volta nel sentire il guaito della volpe verrebbe voglia di tornarsene a casa, ma poi per fortuna ci si fa l’abitudine.

Capita di sentire rumore tra le fronde degli alberi e illuminando velocemente non è raro scorgere scoiattoli che mangiano le ghiande o uccelli che si alzano in volo. Anche in mezzo all’erba o alle rocce possiamo notare puntini bianchi luminosi, sono gli occhi dei nostri amici a 4 zampe che riflettono la luce della pila. Un fruscio e uno strano rumore vicino ad un ammasso di foglie una volta mi hanno voltato verso un cinghialino che cercava il suo pasto notturno, è scappato appena l’ho illuminato, chissà la sua mamma dov’era! In lontananza qualche ululato l’ho sentito da Campo Cecina, i lupi sugli Appennini sono abbastanza comuni ormai, ma non mi è mai capitato di scorgerne uno neanche durante il tragitto.

A giugno-luglio possiamo trovare molte lucciole a farci compagnia anche molto vicine. Ad essere sinceri il coleottero non è granché bello da vicino, è sempre attratto dalle nostre lucine e dal monitor del pc portatile e a volte ne possiamo individuare un bel numero nelle vicinanze. Quale occasione migliore per scattare foto a posa lunga con la reflex dove le luci intermittenti di decine di lucciole formano combinazioni fiabesche? Un’altra occasione particolare si è presentata nello scorso luglio, quando un gatto semi selvatico mi è passato improvvisamente a tutta velocità sotto il treppiede del telescopio toccando i cavi di ripresa (ho dovuto rifare l’allineamento alla Polare perché si era leggermente spostata la montatura!). Ma la sorpresa quale è stata? Poco dopo me lo sono ritrovato vicino con un topolino di campagna in bocca a titolo di dono o trofeo. Purtroppo la vita del topolino è durata poco, ma questa è la natura…..

Una serata sul campo va vissuta con attenzione e ci può dare l’occasione di incontrare e fotografare, anche se con difficoltà, animali che altrimenti difficilmente potremmo vedere liberi nel loro habitat. Nel ritorno a casa a notte fonda, si possono scorgere a bordo strada vicino al bosco, procioni, istrici, volpi, cerbiatti, gli immancabili cinghiali, anche rospi! Una volta ho fermato l’auto per far attraversare un gruppetto di piccolissime volpi. Normalmente questi animali scappano veloci ma a volte restano abbagliati dai nostri fari, e allora telefonino o macchina fotografica sempre pronta col flash impostato. Qualche avvertenza che dobbiamo assumere per non incorrere in situazioni che potrebbero essere potenzialmente pericolose:

se possibile andare in compagnia o almeno nelle vicinanze di altre persone, escursionisti o camperisti (come nel mio caso)
programmare una uscita in luoghi già conosciuti, meglio se già visti anche di giorno, informandosi sul tipo di fauna presente di notte
un piccolo kit di soccorso sempre in macchina
ricordiamoci l’educazione, non lasciamo bottigliette, lattine, mozziconi ecc. in giro
nel rientro a casa prestare attenzione agli animali a bordo strada (mi è capitata una piccola volpe con in bocca un uccello) e che possono attraversare all’improvviso. Non è simpatico investire un cerbiatto o un cinghiale.
rispettiamo la natura, siamo noi gli ospiti e non gli animali che ci possono venire a trovare

Per concludere, la bellezza di una serata di osservazione e/o astrofotografia in mezzo alla natura può riservare grandi sorprese e magari qualche piccolo spavento, ma sicuramente con la dovuta prudenza può risultare emozionante e indimenticabile. Se poi ci siamo divertiti a fotografare la Via Lattea e per qualche ora anche una bella nebulosa cosa vogliamo di più?
In arrivo la seconda parte.
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QUIZ TIME COELUM 06-10-2024

Quiz di Logica Matematica e Astronomia

Di

-

6 Ottobre 2024

Quiz Time COELUM del 06-10-2024

Segui @coelumastronomia su Facebook e Instagram o su www.coelum.com partecipa ai quiz

e vinci immediatamente una copia di Coelum!

La rapidità è fondamentale: scrivi le risposte giuste nei commenti solo il più veloce

si aggiudicherà il premio!

*I Quiz sono a cura di Francesco Veltri

lo stesso utente potrà vincere una sola copia per ogni uscita di Coelum
le copie saranno spedite con servizio Postale Piego Libri
le risposte devono essere scritte nei commenti sotto i post (social e sito)
il vincitore sarà contattato dalla redazione

Il Meteorite di Renazzo

Di

Flavio Castellani

-

4 Ottobre 2024

Il francobollo emesso per l’anniversario dei 200 anni dalla caduta del meteorite

1824-2024

200 anni dalla caduta del più importante meteorite italiano

Renazzo è un piccolo, tranquillo borgo, frazione del comune di Cento, a cavallo tra la provincia di Ferrara e quella di Bologna. Questo villaggio, immerso nella pianura padana, ha dato i natali a Ferruccio Lamborghini, fondatore dell’omonima casa automobilistica. Basterebbe questo per dare al paese il suo ruolo nella storia, ma 200 anni fa, in una fredda sera invernale (il 15 o il primo gennaio: le cronache non sono concordi) i paesani furono spaventati da forti boati, descritti come “scoppi di cannone” e diversi meteoriti (o com’erano allora chiamati “aeroliti”) caddero nei campi ed uno in vicinanza della chiesa. Informato dell’accaduto, un professore dell’università bolognese, Mons. Ranzani, arrivò una quindicina di giorni dopo e raccolse (o acquistò) diversi frammenti per analizzarli. Uno di questi meteoriti, del peso di 307 grammi è attualmente esposto al museo Luigi Bombicci di Bologna, ma molti altri frammenti sono conservati in una quindicina di musei sparsi per il mondo e da alcuni collezionisti privati, con una massa totale conosciuta, attorno al chilo.
La caduta di meteoriti, non è una cosa così comune ma ciò non basterebbe a rendere questo oggetto così particolare. La sua importanza sta nel fatto che ha dato il nome ad un tipo di meteoriti; le CR (Condriti “tipo” Renazzo) e che lo studio di questo meteorite ha dato l’avvio ad una nuova branca dell’astrofisica, l’astrofisica nucleare che indaga sulle prime fasi della formazione del Sistema Solare e della nebulosa pre-solare, che interagiva con lo spazio circostante, arricchita da elementi provenienti dal mezzo interstellare. Sappiamo, che molti elementi si formano all’interno di stelle massicce, venendo poi dispersi per il cosmo nelle esplosioni di Supernova e che nei gusci delle stesse supernove si formano ulteriori elementi pesanti. Anche i venti stellari delle giganti rosse inseminano lo spazio di materiali elaborati nelle loro tenui e fredde atmosfere. Tutto ciò arricchisce le nebulose che vanno a formare le generazioni successive di stelle e i loro pianeti (vedi nello stesso numero articolo “Esplosioni Stellari in 3D”).
Tutto ciò accadeva anche alla nebulosa che 4,5 miliardi di anni fa stava formando il Sistema Solare, ma la quasi totalità di questa “materia interstellare” è andata perduta nei processi di riscaldamento che hanno portato alla formazione di pianeti ed asteroidi, rimanendo nascosta, “segregata”, all’interno di corpi che conservavano quasi inalterate le loro primitive caratteristiche; le condriti carbonacee, come la condrite di Renazzo.
Le condriti, sono brecce[1] e sono classificate in vari gruppi, basati sulla loro composizione chimica, mineralogica e sul grado di alterazione dovuto a episodi di idratazione o riscaldamento. Nelle condriti di tipo Renazzo (CR) le alterazioni dovute alla presenza di acqua dimostrano che questi oggetti non sono stati sottoposti a forti riscaldamenti (<70 C°), conservando così il materiale primitivo. La struttura del meteorite è formata da due costituenti fondamentali. Le condrule (o condri) e la matrice, all’interno della quale si distinguono dei clasti neri, irregolari.

Il campione di Renazzo conservato al museo Luighi Bombacci di Bologna (Foto Paolo Mazzi, su permesso UNIBO SMA)

I condri sono strutture sferoidali composte principalmente da silicati, in particolare olivina e pirosseni, con abbondanti inclusioni metalliche di ferro-nichel (Fe-Ni inoltre sono caratterizzati da una composizione povera di ossidi di ferro e ricchi di metallo. La simmetria sferica e struttura a strati sovrapposti mostra che si sono formati nel vuoto, attraverso diverse fasi di accrescimento e raffreddamento. Le dimensioni dei condri variano generalmente tra 0,1 e 1 mm di diametro, ma possono essere presenti anche esemplari più grandi.
In termini di abbondanza, i condri del meteorite Renazzo rappresentano una frazione significativa rispetto alla matrice in cui sono inseriti. La matrice è costituita principalmente da silicati ricchi di ferro e materiali carboniosi. I clasti neri irregolari presenti nella matrice, sono ricchi di materiali carboniosi e contengono microcondri. Essi testimoniano una storia di alterazione idrotermale e impatti multipli, che hanno rimescolato e amalgamato materiali di diversa origine all’interno del corpo parentale del meteorite Renazzo.
Fin qui abbiamo parlato di materiale primitivo sì, ma pur sempre appartenente alla nebulosa solare. Per cercare la materia interstellare, è necessaria una “firma” che la contraddistingua. Questa firma fu cercata, nel 1964 da Reynolds e Turner della Berkeley, che identificarono, in campioni di Renazzo, anomalie isotopiche in gas rari come lo xenon. Lo xenon è formato da una miscela di isotopi stabili, che si mantiene omogenea all’interno del Sistema solare così presenza di anomalie isotopiche in questa miscela si rifletterebbe su un diverso peso atomico del gas ed indicherebbe che il campione contiene materiali di provenienza extra solare.

Il successo della loro ricerca, mostrò come le condriti carbonacee fossero “scrigni” che custodivano al loro interno materia proveniente da altre stelle, forse dalla stessa supernova che aveva dato l’avvio alla formazione nostro sistema solare. Il passo successivo fu trovare della “polvere di stelle”, identificata a partire dal 1987, in “grani presolari”: minuscoli agglomerati di carburo di silicio, grafite, diamante o ossidi di alluminio. Si tratta di particelle solide (da pochi namometri a qualche micrometro) che provengono dai gusci di supernova o dalle fredde atmosfere di giganti rosse e sono distribuiti all’interno della matrice del meteorite, spesso associati ai componenti più fini e primitivi, come le inclusioni ricche di carbonio.
Ma le condriti carbonacee non finiscono ancora di stupire. L’ultima sorpresa è la presenza in alcuni meteoriti di questo gruppo di composti organici. Tale materia organica è principalmente costituita da composti carboniosi complessi, inclusi idrocarburi aromatici policiclici, acidi carbossilici, amminoacidi e altre molecole organiche. La sua origine è da collocare in parte in nubi molecolari interstellari ed in parte da processi all’interno del disco protoplanetario o da quelli mediati dalla circolazione idrotermica, sul corpo progenitore del meteorite. Gli amminoacidi trovati nelle meteoriti differiscono però da quelli terrestri, per la mancanza di una chiara chiralità[2]. Inoltre la materia organica nelle Carbonacee e più ricca di isotopi pesanti rispetto ai composti organici terrestri, indicando una formazione in zone lontane dal sole.
[1] Un meteorite brecciato è un tipo di meteorite che è composto da frammenti di rocce e minerali preesistenti, cementati insieme da una matrice più fine. La formazione delle brecce avviene a seguito di impatti.
[2] E’ detta chirale una molecola di non sovrapponibile alla propria immagine riflessa.

Nome	Renazzo
Anno e luogo del ritrovamento	Renazzo (BO)
Massa	1000g . (307.55 g. custoditi presso Museo Bombacci BO)
Classificazione	CR2 (Condrite tipo Renazzo 2)
Storia della classificazione	Grady, M.M. (2000) Catalogue of Meteorites 5th edition -Cambridge Univ. Press Edimburg UK
Letture consigliate	Meteoriti storiche (Un metodo per indagare il passato) In Riga edizioni Astronomia
Link Meteoritical Bullettin:	https://www.lpi.usra.edu/meteor/metbull.php?code=22586

L’articolo è pubblicato in COELUM 270 VERSIONE CARTACEA

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IL CATALOGO MESSIER DENTRO UN BINOCOLO 25X100

Di

Claudio Pra

-

4 Ottobre 2024

L'autore Claudio Pra con il suo binocolo 25x100

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Il catalogo Messier rappresenta un universo di meraviglie celesti che, attraverso il binocolo 25×100, regala emozioni uniche. In questo viaggio di sette mesi, l’autore riscopre 110 oggetti del profondo cielo, da galassie a nebulose, vivendo la bellezza della volta celeste con passione autentica. Nonostante le difficoltà, l’esperienza ha mostrato come anche strumenti semplici possano offrire spettacoli indimenticabili.

Introduzione

Tra gli appassionati è risaputo che gli oggetti più belli e luminosi del profondo cielo (con poche esclusioni) appartengono al Catalogo Messier, pubblicato nel diciottesimo secolo. In esso sono contenuti 27 ammassi aperti, 29 ammassi globulari, 40 galassie (considerando anche la discussa M 102), 5 nebulose ad emissione, 4 nebulose planetarie, 1 nebulosa a riflessione, 1 resto di supernova, 1 nube stellare, una stella doppia (scambiata nei modesti strumenti dell’epoca per un oggetto nebulare), 1asterismo formato da quattro deboli stelle ravvicinate (a sua volta scambiato per un oggetto nebulare). Sicuramente tutti avranno osservato in più occasioni il più bel ammasso globulare dell’emisfero boreale ovvero il Grande Ammasso dell’Ercole, oppure la enorme e luminosa galassia di Andromeda, la Nebulosa Anello (celebre planetaria della Lira) o la splendida nebulosa ad emissione che ha preso il nome di Grande nebulosa di Orione. E poi M1, il famoso residuo di supernova del Toro e ancora la coppia di luminose galassie ravvicinate M 81-82 dell’Orsa Maggiore. Tutte perle del cielo che insieme ad altre contenute nel catalogo deliziano chi alza occhi e strumenti al cielo. Oltre a tanti gioielli ce ne sono molti altri meno pregiati ed altri ancora di “poco valore”, snobbati dai più, cosa che mi fa sorgere spontanea una domanda: “Quanti hanno osservati tutti e centodieci gli oggetti Messier?”. Personalmente l’osservazione dell’intero catalogo fu uno tra i miei primi obbiettivi. Due Maratone Messier mi permisero poi di riosservarli praticamente tutti ed in seguito mi dedicai alla loro fotografia. In 25 anni di attività ho avuto comunque modo di guardarli e riguardarli con diversi strumenti, dal piccolo telescopio fino ad uno molto grande. Ma spesso ho usato il binocolo, da un piccolo 10×50 fino ad arrivare ad apertura doppia.

Nel dicembre scorso ho deciso di ripercorrere tutto il catalogo usando unicamente un binocolo 25×100 (25 ingrandimenti e 10 cm. di apertura delle lenti), progetto completato in circa sette mesi, più di quelli previsti a causa del meteo davvero sfavorevole che ha colpito il nord Italia dalla primavera ad inizio estate. È estata una bellissima esperienza che voglio condividere soprattutto, ma non solo, con chi si accosta o si è accostato da poco all’osservazione del cielo. Un “binocolone” come quello usato ha ovviamente diversi limiti rispetto al telescopio, soprattutto l’apertura tutto sommato modesta e gli ingrandimenti bassi, ma per contro ha anche indubbi vantaggi (comodità, intuibilità e facilità d’uso, campo visivo ampio). Ed un prezzo alla portata, a meno che non si vada a scegliere modelli sofisticati e di grande qualità. A fare una grande differenza sarà però il cielo sotto il quale si osserva che, se preservato dall’inquinamento luminoso, regalerà grandi soddisfazioni pur se scrutato con uno piccolo strumento.

Segue il report dei risultati

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Prima di dare sinteticamente conto, oggetto per oggetto, delle mie osservazioni faccio una premessa e un bilancio generale. La premessa è che ho diviso il grado di difficoltà dei vari oggetti in quattro categorie (facile, abbastanza facile, mediamente difficile, difficile). Questo considerando un grado di esperienza non troppo alto. Chiaramente quel che per un neofita o poco esperto risulta difficile per un esperto lo è molto meno. Queste categorie tengono anche conto delle dimensioni degli oggetti che se piccoli, anche se discretamente luminosi, a 25x non spiccano di certo. Infine occorre ovviamente considerare la inevitabile soggettività.

Il Bilancio

Il bilancio generale mi vede dividere i 110 oggetti in 60facili, 24 abbastanza facili, 18 mediamente difficili e 8 difficili. I difficili sono risultati M43-M73-M74-M76-M91-M95-M98-M109. Il più difficile di tutti mi è sembrato M73, quattro deboli stelline molto ravvicinate fra loro di cui solo una ben rilevabile. M76, la planetaria del Perseo invece, pur risultando abbastanza luminosa è talmente piccola da mettere in difficoltà nel riconoscerla come oggetto diffuso. La nebulosa ad emissione M 43, compagna della Grande Nebulosa di Orione (che forse qualcuno si sorprenderà nel vedere inclusa tra gli oggetti difficili) è in realtà davvero tenue e forse si dà per scontato che sia lì, perché abituati a vederla nelle foto vicina a M 42. Gli oggetti più belli sono invece a mio parereM13, M27, M33, M37, M42,M45, M81 M82 e la coppia M97/M108 per la stupenda visione d’insieme. Se proprio dovessi eleggere l’oggetto principe tra i 110 del catalogo direi M 27, la Dummbell Nebula, nebulosa planetaria di rilevanti dimensioni e piuttosto luminosa, che risulta visivamente molto davvero impattante.

Il risultato delle mie osservazioni

R.S. (resto di supernova)
NE.E. (nebulosa ed emissione)
NE.R. (nebulosa a riflessione)
A.A. (ammasso aperto)
A.G. (ammasso globulare)
GX (galassia)
N.P. (nebulosa planetaria)
S.T.(stella doppia)
N.S. (nube stellare)
AS (asterismo)

M1 (R.S.) Bella chiazza di medie dimensioni un po’ allungata ed uniforme (abbastanza facile)
M2 (A.G.) Vistoso pallone più luminoso verso il centro (facile)
M3 (A.G.) Bellissimo globo molto luminoso (facile)
M4 (A.G.) Piuttosto esteso e poco compatto, risolvibile ai bordi (facile)
M5 (A.G.) Bellissimo e molto luminoso, nebuloso ai bordi (facile)
M6 (A.A.) Facile gruppo di stelline di forma rettangolare con mezza dozzina di componenti più luminose (facile)
M7 (A.A.) Esteso ma non ricco di stelle, tutte piuttosto luminose (facile)
M8 (NE.E) Evidente e diffusa nebulosità allungata attorno ad un paio di stelle piuttosto luminose, con una banda scura che la taglia. All’interno un bel ammasso aperto (facile)
M9 (A.G.) Bella sfera piuttosto compatta di dimensioni medie (facile)
M10 (A.G.) Perfettamente tondeggiante e piuttosto luminoso (facile)
M11 (A.A.) Molto vistoso. Di forma irregolare con una stellina più luminosa al bordo (facile)
M12 (A.G.) La sua forma è allungata, non certo tondeggiante. Si nota una stellina che spicca al suo bordo sud, non so se faccia parte dell’ammasso (facile)
M13 (A.G.) Grandioso! Più luminoso al centro e sfumato ai bordi dove è parzialmente risolto. Una splendida sfera luminosissima (facile)
M14 (A.G.) Bel pallone uniforme (facile)
M15 (A.G.) Luminosa piccola pallina più brillante al centro (facile)
M16 (A.A.+NE) Piccolo gruppetto di stelline di cui una più luminosa, circondato da tenue nebulosità appena percepibile che diviene meglio distinguibile con i filtri nebulari (facile)
M17 (NE.E.) Evidente nebulosità stretta e allungata, con visibile anche l’uncino (il collo del cigno) (facile)
M18 (A.A.) Oggettino davvero poco evidente. Una condensazione di poche stelle di cui due un po’ più luminose delle altre (abbastanza facile)
M19 (A.G.) Molto condensato ed uniforme (facile)
M20 (NE.E.) Stellina circondata da tenue nebulosità (mediamente difficile)
M21 (A.A.) Davvero poco vistoso. Piccolo e povero di stelle delle quali una decisamente più luminosa (abbastanza facile)
M22 (A.G.) Bellissimo e piuttosto esteso, non perfettamente circolare ma un po’ ovale (facile)
M23 (A.A.) Formato da numerose stelle molto fini ha un diametro piuttosto grande (facile)
M24 (N.S.) Zona condensata della Via Lattea formata da stelle molto fini e da alcune più luminose. Muovendo il binocolo si nota la differenza di densità tra fuori e dentro la nube (facile)
M25 (A.A.) Ammasso piuttosto esteso ma poco vistoso perché povero di stelle (facile)
M26 (A.A.) Piccolino. Sembra uno sbuffo granuloso che si diparte da una stellina decisamente più luminosa delle altre (abbastanza
facile)
M27 (N.P.) Molto luminosa e di forma rettangolare. Bellissima! (Facile)

M27, l’oggetto che ho trovato più bello ed impattante nel binocolone

M28 (A.G.) Piccolo batuffolo non difficile ma che non spicca (abbastanza facile)
M29 (A.A.) Gruppetto abbastanza serrato di 6 stelline (facile)
M30 (A.G.) Oggetto mediamente diffuso un po’ più condensato in centro, di discrete dimensioni (facile)
M31 (GX) Grande lama di luce più luminosa in centro (facile)
M32 (GX) stellina diffusa (facile)
M33 (GX) Splendida. Vistosa chiazzona rotonda e uniforme ben staccata dal fondo cielo (facile)
M34 (A.A.) Raggruppamento di stelle non molto serrato (facile)
M35 (A.A.) Esteso raggruppamento di stelle, alcune decisamente più luminose. Rilevabile anche l’adiacente piccolo ammasso aperto NGC 2158, quasi nebuloso (facile)
M36 (A.A.) Abbastanza concentrato, il meno ricco dei tre ammassi aperti dell’auriga (facile)
M37 (A.A.) Decisamente il più bello dei tre ammassi aperti dell’Auriga. Una nuvola di stelle finissime (facile)
M38 (A.A.) Ricco di stelle di forma irregolare (facile)
M39 (A.A.) Grande e disperso con 7 componenti piuttosto luminose (facile)
M40 (S.D.) Due stelline della stessa luminosità vicine fra loro, non banali da separare (mediamente difficile)
M41 (A.A.) Evidente concentrazione di stelle luminose (facile)
M42 (NE.E.) Estesa nebulosità decisamente più allargata a ovest, dalla forma di due grandi ali aperte, con un inserto scuro al centro del bordo superiore (facile)
M43 (NE.E.) Nebulosità appena percepibile attorno ad una stellina. Oggetto Piuttosto insignificante (difficile)
M44 (A.A.) Grande e formato da stelle luminose non particolarmente concentrate (facile)
M45 (A.A.) Vistoso gruppo di stelle, alcune decisamente più luminose. Nebulosità piuttosto estesa nei pressi di Merope (facile)
M46 (A.A.) Bellissimo ed esteso, di forma tondeggiante, formato da stelle finissime, una decisamente più luminosa delle altre (facile)
M47 (A.A.) Non molto ricco di stelle e poco spettacolare (facile)
M48 (A.A.) Bella ed estesa concentrazione di stelle luminose (facile)
M49 (GX) Bella chiazza più luminosa verso il centro (abbastanza facile)
M50 (A.A.) Non particolarmente ricco con alcune componenti più luminose (facile)
M51 (GX) Molto bella, uniforme e senza nucleo. Visibile anche la compagna più piccola con cui è in interazione gravitazionale (facile)
M52 (A.A.) Ammasso non risolto formato da finissime stelle, con una che spicca all’estremità (facile)
M53 (A.G.) Sfera luminosa vicino ad una brillante stella (facile)
M54 (A.G.) Veramente piccolo ma molto condensato (abbastanza facile)
M55 (A.G.) Di dimensioni davvero rilevanti. Una grande bolla tondeggiante uniforme. Sembra quasi una nebulosa (facile)
M56 (A.G.) Batuffolo uniforme non troppo vistoso (abbastanza facile)
M57 Stellina non puntiforme ma leggermente diffusa (abbastanza facile)
M58 (GX) Piccolina e compatta (mediamente difficile)
M59 Piccola e molto compatta (mediamente difficile)
M60 (GX) Piuttosto estesa e luminosa, di più verso il centro (abbastanza facile)
M61 (GX) Chiazza uniforme non immediata (mediamente difficile)
M62 (A.G.) Molto compatto, più luminoso verso il centro, di medie dimensioni (facile)
M63 (GX) Lama di luce allungata e abbastanza luminosa, con stellina su un bordo (abbastanza facile)
M64 (GX) Bella chiazzona convincente (facile)
M65 (GX) Non banale, un po’ allungata, meno luminosa della vicina M66 che compare nel campo (abbastanza facile)
M66 (GX) È più luminosa della vicina M65 che compare nel campo, un po’ allungata con al bordo una stellina (abbastanza facile)
M67 (A.A.) Molto bello e di forma irregolare, formato da un buon numero di deboli stelline parzialmente risolte (facile)
M68 (A.G.) Palla nebulosa piuttosto convincente nonostante la sua declinazione abbondantemente australe (abbastanza facile)
M69 (A.G.) Oggettino molto piccolo, ben visibile perché condensato (abbastanza facile)
M70 (A.G.) Non certo vistoso ma ben rilevabile seppur basso sull’orizzonte (mediamente difficile)
M71 (A.G.) Bel batuffoletto parzialmente risolto (abbastanza facile)
M72 (A.G.) Piccolo e diffuso, non risalta (mediamente difficile)
M73 (AS) Oggetto indistinto che sembra stellare, probabilmente per la presenza di una stellina più luminosa delle altre, ma che guardandolo con attenzione si trasforma in leggermente nebuloso per la presenza di altre tre stelline non risolte (difficile)

M73 anonimo asterismo che ho faticato a scorgere. Per me l’oggetto più difficile del catalogo

M74 (GX) Debole chiazza di buone dimensioni, piuttosto difficile da estrarre dal fondo cielo (difficile)
M75 (A.G.) Non spicca. Piuttosto condensato ma di dimensioni ridotte (mediamente difficile)
M76 (N.P.) Minuscola nebulosità compatta (difficile)
M77 (GX) Piccolo oggetto molto condensato con nucleo stellare (facile)
M78 (NE.R.) Nebulosità evidente con una parte di bordo brillante (credo sia per la presenza di stelline) (abbastanza facile)
M79 (N.E.) Batuffolo tondeggiante di medie dimensioni ben staccato dal fondo cielo (abbastanza facile)
M80 (A.G.) Piccolino e molto compatto con nucleo che spicca (facile)
M81 (GX) Molto bella. Di forma ovale, molto luminosa, maggiormente verso l’interno (facile)
M82 (GX) Allungata e luminosa, sembra un po’ incurvata da un lato. Molto bella! (facile)
M83 (GX) Bella chiazza di buone dimensioni, piuttosto uniforme. Peccato sia così bassa in declinazione con conseguente perdita di luminosità (mediamente difficile)
M84 (GX) Vicina a M86 che compare nello stesso campo è un po’ più luminosa verso il centro (mediamente difficile)
M85 (GX) Bella chiazza visibile senza problemi (abbastanza facile)
M86 (GX) Un po’ più grande della vicina M85, che compare nello stesso campo, è a sua volta un po’ più luminosa verso il centro (mediamente difficile)
M87 (GX) Compatta e piuttosto luminosa, forse la più vistosa dell’ammasso Coma-Virgo (abbastanza facile)
M88 (GX) Chiazza uniforme ben percepibile (abbastanza facile)
M89 (GX) Piccolina e più luminosa al centro (mediamente difficile)
M90 Nebulosità di discrete dimensioni (mediamente difficile)
M91 (GX) Molto elusiva (difficile)
M92 (A.G.) Molto luminoso e compatto (facile)
M93 (A.A.) Di forma irregolare ha due stelline più luminose delle altre verso ovest (facile)
M94 (GX) Molto condensata e più luminosa verso il centro. Somiglia a un globulare (facile)
M95 (GX) Chiazza non banale da estrarre dal fondo cielo (difficile)
M96 (GX) Più luminosa della vicina M95, tondeggiante (abbastanza facile)
M97 (N.P.) Chiazza perfettamente rotonda ed uniforme, non difficile ma nemmeno banale. Con la vicina gx M108 forma un splendido duetto (mediamente difficile)

M97/M108 seppur
abbastanza deboli
formano un duetto
ravvicinato di oggetti
diversi e splendidi

M98 (GX) Debolissima lama di luce in senso n/s (difficile)
M99 (GX) Tondeggiante e abbastanza ben staccata dal fondo cielo (mediamente difficile)
M100 (GX) Chiazza di buone dimensioni (mediamente difficile)
M101 (GX) Bella grande chiazza uniforme ben staccata, senza nucleo (facile)
M102 (GX) Nebulosità uniforme, non banale ma nemmeno troppo difficile da staccare dal fondo cielo (mediamente difficile)
M103 (A.A.) Poche stelle, una più luminosa delle altre (facile)
M104 (GX) Piccola nebulosità compatta ben rilevabile (abbastanza facile)
M105 (GX) Piccola e condensata. Relativamente luminosa (abbastanza facile)
M106 (GX) Bella, allungata e più luminosa verso il centro (facile)
M107 (A.G.) Nebuloso e un po’ più luminoso verso il centro (abbastanza facile)
M108 (GX) Nebulosità allungata ben percepibile visibile assieme a M97. Splendida visione d’assieme (mediamente difficile)
M109 (GX) Nebulosità elusiva vicina alla luminosa Gamma UMa, che ne disturba la visione (difficile)
M110 (GX) Chiazza allungata ben rilevabile (abbastanza facile).

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L’articolo è pubblicato in COELUM 270 VERSIONE CARTACEA

NON SOLO TSUCHINSHAN-ATLAS, IN ARRIVO UN’ALTRA POTENZIALE COMETA LUMINOSA: C/2024 S1 ATLAS

Di

Claudio Pra

-

3 Ottobre 2024

NOTIZA FLASH

NON SOLO TSUCHINSHAN-ATLAS, IN ARRIVO UN’ALTRA POTENZIALE COMETA LUMINOSA: C/2024 S1 ATLAS

Ottobre potrebbe essere un mese da ricordare per gli appassionati di comete. Della promettente C/2023 A3 Tsuchinshan-ATLAS, che attendiamo con impazienza di veder uscire dalla luce solare verso metà ottobre, abbiamo già ampiamente scritto. Doveva essere l’unico “astro chiomato” brillante del mese ed invece a fine settembre è giunta notizia di una nuova scoperta da parte del sistema automatizzato ATLAS (Asteroid Terrestrial impact Last Alert System) designata come C/2024 S1 ATLAS. Il calcolo della sua orbita ha svelato la sua appartenenza alla famiglia Kreuz Sungrazer, ovvero di comete originatesi dalla frammentazione di un corpo più grande con un’orbita che le porta a sfiorare il Sole. Spesso il loro passaggio ravvicinatissimo è per loro letale ma in qualche caso, se sopravvivono, possono rivelarsi luminosissime offrendo spettacoli indimenticabili. È il caso della famosissima C/1965 Ikeya-Seky, che raggiunse la mostruosa magnitudine di -10! Più recentemente, la C/2011 W3 Lovejoy raggiunse il valore di -4 mag. deliziando gli osservatori australi.
Questo nuovo oggetto transiterà al perielio il 28 ottobre, momento in cui si troverà a poco più di un milione di chilometri dal Sole. Un incontro talmente ravvicinato da far temere seriamente per la sua sorte. Ma d’altra parte, come abbiamo già ricordato, questa è una caratteristica delle Kreuz e la prerogativa che le porta, se sopravvivono, a rivelarsi così brillanti. Da noi il periodo migliore per osservarla, che durerà pochi giorni, sarà dopo il passaggio al perielio, quindi gli ultimissimi giorni di ottobre e i primissimi di novembre all’alba, pur in un contesto sfavorevolissimo data la vicinanza al Sole. Occorrerà quindi che sia davvero molto brillante per sperare di poterla scorgere con molta fatica. Le previsioni in merito sono molto incerte e condizionate dall’aspetto al momento della scoperta quando, sia pur ancora distante, è risultata piuttosto luminosa e dotata di una bella chioma, il che potrebbe far pensare ad un oggetto non proprio piccolo e ricco di polvere. Ma in altri casi membri della stessa famiglia, luminosi al momento dell’avvicinamento, si sono in seguito affievoliti a causa delle loro reali ridotte dimensioni, non lasciando traccia del loro passaggio. Ad ogni modo alcune curve di luce per questa nuova cometa indicano un picco che la porterà a brillare più di Venere, sempre che sopravviva alla pressione del Sole. Di certo, se anche lo farà, le condizioni prospettiche e il ridottissimo lasso di tempo in cui dovrebbe risultare luminosissima, non offrono purtroppo grandi speranze.

Obbligatorio però seguirla perché con le comete non si sa mai…Ne riparleremo comunque più avanti.

Luce che va, luce che viene con i retroriflettori

Di

Roberto Ragazzoni

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2 Ottobre 2024

Figg. 7 e copertina articolo: Scatti ottenuti il 20 agosto del 2024 eseguiti con montatura Skywatcher EQ5 SynScan ad inseguimento motorizzato, al fuoco di Telescopio solare Lunt LS60T (D=60 mm, F. 500 mm.) con filtro di bloccaggio B1200 in Halfa, camera di acquisizione ASI 178 MM (monocromatica risoluzione 3096x2080 pixel pari a 6,4 MP), elaborata con AutoStakkert 2.6.8 e Photoshop CS6 (64bit). Al momento dello scatto l’evelazione del Sole era di circa 4 gradi sopra l’orizzonte teorico.

Abstract

L’articolo “Luce che va luce che viene” di Roberto Ragazzoni e Marco Barella esplora il fenomeno del retroriflettore, un dispositivo capace di riflettere la luce esattamente verso la fonte da cui proviene, indipendentemente dall’angolazione d’incidenza. L’analisi parte da un concetto semplice, l’effetto creato da due specchi posti ad angolo retto, per poi estendere la discussione ai retroriflettori a tre specchi, utilizzati comunemente nei catarifrangenti e in altre applicazioni industriali e scientifiche.

Gli autori mostrano come questi dispositivi siano utilizzati in vari contesti, dai segnali stradali alle giacche ad alta visibilità, fino alle missioni spaziali come quelle lunari e marziane. L’articolo evidenzia come, nonostante il principio sia lo stesso, i retroriflettori impiegati in contesti spaziali presentino piccole ma fondamentali differenze. Ad esempio, le superfici riflettenti non sono montate esattamente a 90 gradi, ma leggermente inclinate per compensare l’effetto di aberrazione della luce, un fenomeno ben noto in astronomia.

Ragazzoni e Barella arricchiscono l’articolo con un racconto personale, descrivendo un esperimento effettuato presso l’AeroClub di Rovigo per catturare immagini dell’antisole. Dopo mesi di tentativi, gli autori riescono finalmente a ottenere una sequenza di scatti spettacolari che mostrano questo raro fenomeno celeste. Questo esperimento, che combina astronomia e passione per il volo, riflette lo spirito di curiosità e perseveranza degli autori.

Fig. 5: Gli autori riflessi dal retroriflettore costruito per l’occasione. Con i suoi 60cm di lato è facilmente visibile di giorno da una decina di kilometri quando si consegue il dovuto allineamento con la nostra stella.

Articolo di Roberto Ragazzoni e Marco Barella

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Vi sarà capitato, in qualche bagno o giocando con le ante di qualche armadio provviste di specchi, di trovarvi davanti a due specchi con un lato verticale in comune e montati tra di loro ad un angolo prossimo a 90 gradi. Due specchi ad angolo retto, insomma. Non potrà esservi sfuggita la loro capacità “ipnotica” di seguirvi mentre vi spostate a destra od a sinistra davanti a loro. Una semplice analisi con quella che si chiama tecnica di tracciamento dei raggi (in inglese “ray tracing”) mostra che, se disegnati su una superficie piana, da qualunque direzione, e su qualsivoglia dei due specchi un raggio cada, la riflessione combinata dei due specchi rimandi il raggio all’indietro parallelo a quello entrante. E così ci vediamo riflessi in questo “diedro” anche se ci spostiamo ortogonalmente allo spigolo in comune. Tuttavia il fenomeno è limitato ad un piano ortogonale ad entrambi gli spechi. Ma se aggiungete un terzo specchio pure ad angolo retto rispetto ai primi due, l’effetto si estende per qualsivoglia direzione. Questa configurazione prende il nome di riflettore ad angolo di cubo (in inglese abbreviato con CCR: Corner Cube Reflector) ed è uno dei modi più semplici di costruire un “retroriflettore”, uno specchio che rimanda la luce all’indietro. In questo caso un raggio diretto su un qualsivoglia dei tre specchi, purché ampi abbastanza, viene riflesso successivamente dagli altri due e rimandato all’indietro parallelo alla direzione di quello indicente.

Fig.1: Montando due specchi ad angolo retto la luce che indice su uno di questi viene riflessa attraverso il successivo fino a ritornare nella direzione esattamente opposta.

Questo concetto trova un grande numero di applicazioni. Il più comune e quello dei catarifrangenti (da quelli delle biciclette a quelli dei veicoli su strada) che sono spesso realizzati con un grande numero di piccoli retroriflettori stampati su una plastica rossa. Quando viene illuminato ad esempio dai fari di un auto, la luce non viene dispersa in tutte le direzioni, ma viene piegata all’indietro raggiungendo, almeno sommariamente, il luogo da cui viene lanciata e massimizzando quindi l’effetto voluto di farne notare la sua presenza.

Oltre ai catarifrangenti anche cartelli stradali, giacchette ad alta visibilità, i bordi dei teloni dei camion e tanto altro ancora, usufruiscono di retro riflettori, magari microscopici, in modo da aumentarne la visibilità se illuminati.

Il fenomeno si estende a tutte le lunghezze d’onda e vi potrebbe capitare di notare in una darsena qualche barca a vela dotata di un retroriflettore con superfici (o griglie) metalliche per aumentarne la visibilità se illuminata da un radar marino.

Fig.3. Da in alto a sinistra, in senso orario: Un catarifrangente è costruito stampando una superficie di plastica un moltitudine di retroriflettori. Le barche che si spingano oltre le 12 miglia nautiche dalla costa devono obbligatoriamente portare a bordo un retroriflettore metallico per convogliare verso la stazione radar il fascio elettromagnetico che essa emette in modo da renderlo maggiormente visibile, esattamente come per i catarifrangenti per i veicoli terrestri. Attorno alla Terra si trovano in orbita molti satelliti coperti da retroriflettori in modo da misurarne con precisione la distanza illuminandoli dal suolo con un fascio laser, consentendo accurate misure di geodesia e mappando i dettagli del campo gravitazionale terrestre. Fin dalla prima missione Apollo ed in molte missioni automatiche che hanno raggiunto la superficie lunare, dei pannelli retroriflettenti sono stati lasciati in modo da monitorare con precisione migliore del centimetro la distanza Terra Luna. Anche sul rover marziano è presente un piccolo retroriflettore per consentire esperimenti simili con la sonda madre in orbita attorno al pianeta rosso.

Uno dei primi esperimenti portati da Armstrong ed Aldrin sulla Luna consisteva in una “valigetta” con un certo numero di retroriflettori poggiati sulla superficie selenica. Alcuni satelliti artificiali, dopo il LAGEOS che ne è stato capostipite, si presentano come una sfera letteralmente “tempestata” da questi piccoli dispositivi ottici. Il loro scopo è quello di riflettere la luce all’indietro consentendo di rivolgere verso l’osservatore ad esempio una discreta quantità della luce di un potente fascio laser che lo investisse. Dal tempo di volo impiegato da un fascio di luce a tornare verso la sorgente si potrà ottenere, moltiplicando questo ritardo per la velocità della luce e dividendo il risultato per due (per tenere conto del viaggio di andata che si assomma a quello identico del ritorno), la distanza dell’oggetto.

Fig. 2: Il fenomeno della aberrazione della luce, scoperto da Bradley nel 1728, colpisce doppiamente un retroriflettore che si muova, in orbita o sulla superficie lunare, ad una velocità importante. A causa di questo problema i retroriflettori montati su satelliti o su altri corpi celesti, sono costruiti con angoli leggermente differenti dai 90 gradi.

Se questa è la spiegazione “standard” che trovate in tanti articoli è forse un’ironia della sorte che i veri retroriflettori montati a bordo di satelliti, esperimenti o rover lunari, sintanto sonde spedite alla volta di Marte e certamente in un prossimo futuro alla volta di pianeti ancora più distanti, non vengano costruiti con superfici riflettenti poste esattamente a 90 gradi, ma deliberatamente montate ad un angolo leggermente diverso da quello retto.

La motivazione alla base della scelta va ricercata in un fenomeno ben noto in astronomia, quello dell’aberrazione della luce delle stelle. La sua rappresentazione classica usa un ombrello ed una pioggia scrosciante come materializzazione dei fotoni provenienti dalle stelle. Per rimanere all’asciutto camminando speditamente sotto un fortunale, dovremo inclinare il parapioggia opportunamente in modo da comporre la nostra velocità con quella di arrivo delle gocce di pioggia. Analogamente, per raccogliere con un telescopio la “pioggia di luce” di una certa stella, saremo costretti ad inclinare il telescopio di un certo angolo. Questa spiegazione classica non tiene conto della relatività ristretta, per cui la velocità della luce nel vuoto è immodificabile. Ruotando attorno al Sole con una velocità periferica di 30 m/s, pari ad un decimillesimo della velocità della luce, l’angolo risulterà piccino ma assolutamente apprezzabile. Nel corso dell’anno infatti il movimento varia con una escursione massima di circa 40 secondi d’arco, circa il diametro medio del disco di Giove. Ma per misurarlo davvero dovrete scrupolosamente eseguire misure accurate nel corso dell’anno in modo da poterne ravvisare l’effetto.

Il nostro retroriflettore, montato a bordo di un satellite o sulla superficie lunare, si muoverà tangenzialmente in modo simile e lui stesso “vedrà” la sorgente di luce (il laser trasmesso da terra) aberrato per effetto della composizione del suo movimento con la luce. Invertendone la direzione di arrivo la velocità del retroriflettore si compone ulteriormente con la luce raddoppiando l’effetto di aberrazione. Per consentire quindi che il fascio di ritorno colpisca, almeno in parte, la stazione di lancio, le tre facce del retroriflettore sono montate con un angolo leggermente differente in modo che la luce di ritorno copra un anello che comprenda anche l’origine del fascio luminoso.

Gli autori riflessi dal retroriflettore costruito per l’occasione. Con i suoi 60cm di lato è facilmente visibile di giorno da una decina di kilometri quando si consegue il dovuto allineamento con la nostra stella.

Se le applicazioni dei retroriflettori sono vastissime, una davvero curiosa è quella di materializzare l’antisole!!! L’antisole o punto antisolare, è quel punto sulla sfera celeste, per un dato osservatore, che si trova dalla parte opposta rispetto al disco solare. Incuriositi dal fatto che abbondano le immagini di grandi aerei di linea sovrapposte alla cromosfera (alle quali è tutto sommato facile assistere casualmente durante un’osservazione solare) mentre sono rarissime o quasi inesistenti quelle di piccoli aerei da turismo, abbiamo voluto “forzare” la situazione e scattare a bellapposta un’immagine del genere. Facendo qualche conto, complice le quote di volo molto differenti tra i due tipi di aeromobili, è facile convincersi che questo tipo di scatti possono realizzarsi solo all’alba ed al tramonto e che l’allineamento di Sole, aereo ed osservatore, deve essere ricercato con grande precisione ed è sostanzialmente quasi impossibile da ottenersi in modo casuale. Come riuscire a mettersi il Sole esattamente alle spalle?

L’aereo utilizzato è un P92 Eaglet “Experimental” con peso al decollo di 630kg con permesso di volo rilasciato dall’ENAC.

La riposta è quella di puntare con l’aeroplano (non abbastanza a lungo da colpirlo, ovviamente…!!!) l’osservatore al suolo e contemporaneamente il punto antisolare. Per materializzarlo “basta” montare un retroriflettore nei paraggi dell’osservatore di dimensioni abbastanza importanti da convogliare abbastanza luce solare da essere facilmente visibile di giorno ad occhio nudo da una distanza di una decina di kilometri. Presto fatto costruiamo un retroriflettore con tre specchi “casalinghi” da 60cm di lato che posizioniamo a fianco dell’aviosuperficie dell’AeroClub di Rovigo. Marco, che osserva il sole da quando ci siamo conosciuti alle scuole superiori, si piazza a poca distanza con il suo telescopio ed io, ai comandi di un piccolo aereo biposto, mi presto allo scatto. Il breve periodo di tempo a disposizione e la necessità di un cielo terso e sgombro di nubi osservando il Sole a un’altezza di meno di una decina di gradi farà si che inseguiamo questo obiettivo per quasi un anno, ovviamente contando i ritagli di tempo dal lavoro ed altri impegni. Finalmente il 20 agosto tanta costanza viene premiata ed otteniamo alcune sequenze da cui sono tratti gli scatti che riportiamo in queste pagine.

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Spenti altri strumenti scientifici sonda Voyager 2

Di

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2 Ottobre 2024

Gli ingegneri lavorano sulla Voyager 2 della NASA al JPL nel marzo 1977, prima del lancio della navicella spaziale di agosto. La sonda trasporta 10 strumenti scientifici, alcuni dei quali sono stati spenti nel corso degli anni per risparmiare energia. Credito: NASA

Gli ingegneri della missione Voyager 2 della NASA hanno spento lo strumento scientifico al plasma a bordo della sonda spaziale a causa della progressiva riduzione dell’alimentazione elettrica.

Viaggiando per oltre 20,5 miliardi di chilometri dalla Terra, la sonda spaziale continua a utilizzare quattro strumenti scientifici per studiare la regione al di fuori della nostra eliosfera, la bolla protettiva di particelle e campi magnetici creata dal Sole. L’obiettivo è mantenere abbastanza potenza per continuare ad esplorare questa regione con almeno uno strumento scientifico operativo fino al 2030.

Lo strumento che misura la quantità di plasma (atomi elettricamente carichi) ha raccolto dati limitati negli ultimi anni a causa del suo orientamento rispetto alla direzione in cui scorre il plasma nello spazio interstellare.

La sonda è alimentata dal plutonio in decadimento e perde, come la sua sorella Voyager 1, circa 4 watt di potenza ogni anno. Dopo che le due sonde Voyager completarono l’esplorazione dei pianeti giganti negli anni ’80, il team della missione spense diversi strumenti scientifici che non sarebbero stati utilizzati nello studio dello spazio interstellare. Un gesto che diede subito alla sonda un sacco di potenza extra fino di cui può aver goduto fino a qualche anno fa ma da allora, il team ha continuato a spegnere altri sistemi fra cui tutti i sistemi di bordo non essenziali per il funzionamento delle sonde, compresi alcuni riscaldatori.

Risultati del monitoraggio

Il 26 settembre, gli ingegneri hanno impartito il comando di spegnere lo strumento scientifico al plasma. Il segnale inviato dal Deep Space Network della NASA, ha impiegato19 ore per raggiungere Voyager 2, e il segnale di ritorno ha impiegato altre 19 ore per raggiungere la Terra. Il team ha confermato che il comando di spegnimento è stato eseguito senza incidenti e che la sonda sta funzionando normalmente.

Nel 2018, lo strumento scientifico del plasma si è rivelato fondamentale per determinare l’abbandono della eliosfera da parte di Voyager 2. Lo strumento scientifico del plasma è costituito da quattro “coppe”. Tre coppe puntano nella direzione del Sole e hanno osservato il vento solare mentre si trovavano all’interno dell’eliosfera. Una quarta punta ad angolo retto rispetto alla direzione delle altre tre e ha osservato il plasma nelle magnetosfere planetarie, nell’eliosfera e ora nello spazio interstellare.

Quando la Voyager 2 uscì dall’eliosfera, il flusso di plasma nelle tre coppe rivolte verso il Sole crollò drasticamente. I dati più utili della quarta coppa finirono per arrivare solo una volta ogni tre mesi, quando la sonda di fatto compie una virata di 360 gradi sull’asse puntato verso il Sole. Proprio questo il fattore quindi che ha influito sulla decisione della missione di spegnere prima questo strumento rispetto ad altri.

Il team della Voyager continua a monitorare lo stato di salute della sonda e le risorse disponibili per prendere decisioni ingegneristiche che massimizzino i risultati scientifici della missione.

Per maggiori informazioni sulle missioni Voyager della NASA, visitare: https://www.jpl.nasa.gov/news/nasa-turns-off-science-instrument-to-save-voyager-2-power

NASA Space Apps Challenge torna a Napoli: si comincia da Capodimonte

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2 Ottobre 2024