Il nuovo Almanacco Astronomico 2026 è lo strumento indispensabile per tutti gli appassionati del cielo: un compagno di osservazione compatto, pratico e sempre a portata di mano, che raccoglie in 20 pagine tutti gli eventi astronomici da non perdere nel corso dell’anno.
All’interno troverai una panoramica dettagliata, ordinata mese per mese, dei principali fenomeni celesti visibili nel 2026. Ogni sezione è stata pensata per offrire informazioni chiare, immediate e utili sia per chi muove i primi passi nell’osservazione del cielo, sia per gli astrofili più esperti.
Cosa troverai nell’Almanacco 2026
Fasi lunari complete Tabelle precise e aggiornate con tutte le fasi della Luna, le date delle Superlune e dei Lunistizi, per pianificare al meglio ogni osservazione notturna.
Sciami di meteore Una guida pratica dedicata alle principali piogge meteoriche: come osservarle, quando attendersi il picco massimo e in quali condizioni sarà migliore la visibilità.
Congiunzioni planetarie Una raccolta delle più suggestive congiunzioni del 2026:
pianeta con pianeta
pianeta con la Luna
pianeta con il Sole Ogni evento è corredato da indicazioni sull’orario e dalla visibilità, suddivise per singolo pianeta.
Comete e asteroidi Una selezione degli oggetti più interessanti che attraverseranno i nostri cieli, con indicazioni su quando e come tentarne l’osservazione.
La grande eclissi di Sole del 2026 Il prossimo anno sarà segnato da uno degli eventi più attesi: l’eclissi di Sole del 2026. Nell’almanacco scoprirai dove sarà visibile, in quali regioni offrirà lo spettacolo migliore e gli orari da segnare sul calendario.
Eclissi parziale di Luna Informazioni su tempi, modalità e visibilità per seguire questo affascinante fenomeno direttamente dal tuo territorio.
I commenti e i consigli per le osservazioni sono a cura di Luigi Civita, Marco Iozzi e Claudio Pra.
Si ringrazia Filippo Bisognano per i dati.
Con l’Almanacco Astronomico 2026 avrai sempre con te una guida compatta, chiara e facile da consultare, pronta ad accompagnarti nell’esplorazione di un anno ricco di spettacoli celesti. Non perdere neanche un evento: il cielo del 2026 ti aspetta!
NGC 1068 fotografata dal telescopio Hubble. Nell’immagine è possibile vedere la classica struttura di una galassia a spirale: al centro è presente il nucleo, estremamente luminoso, popolato da stelle più vecchie, da cui si diramano i bracci a spirale che si avvolgono attorno ad esso. I bracci sono il luogo dove si formano le stelle, di conseguenza sono popolati da stelle più giovani.
Fonte: https://icecube.wisc.edu/
di Denise Sammartino
Indice dei contenuti
Un esempio di studio complesso
ABSTRACT
NGC 1068 è una galassia a spirale a 45 milioni di anni luce, che ospita un nucleo galattico attivo dominato da un buco nero supermassiccio di circa dieci milioni di masse solari. La materia che vi accresce genera un disco estremamente energetico, circondato da gas e polveri dalla struttura ancora discussa, insieme a una corona caldissima e piccoli jet.
Particolarmente rilevante è la sua duplice emissione di raggi gamma e neutrini, tra le poche conosciute nell’universo. I neutrini, quasi privi di massa e capaci di attraversare la materia, rivelano fenomeni cosmici molto energetici. La loro rilevazione da parte di IceCube, l’osservatorio immerso nel ghiaccio antartico, ha reso NGC 1068 una sorgente chiave per la fisica astroparticellare.
I telescopi Cherenkov come LST-1, parte del futuro osservatorio CTAO, studiano invece i raggi gamma ricostruendo energia e direzione per capire i meccanismi di emissione. Nel caso di NGC 1068, la forte produzione di neutrini accompagnata da un debole segnale gamma indica probabile assorbimento delle radiazioni ad alta energia nelle regioni interne attorno al buco nero, con la corona come possibile origine.
NGC 1068 resta così un enigma del cosmo estremo, che richiede osservazioni sempre più accurate per essere compreso.
A14 megaparsec da noi, circa 45 milioni di anni luce, si trova uno degli oggetti più misteriosi del cosmo e che ultimamente è fonte di particolare attenzione da parte degli astrofisici: la galassia NGC 1068 (nel New General Catalogue), anche classificata come M77 nel Catalogo Messier. Si tratta di una galassia a spirale, visibile nella costellazione della Balena, che nasconde una serie di interessanti processi all’interno di essa. Nel centro della galassia NGC 1068 è presente un AGN (Active Galactic Nuclei, nucleo galattico attivo), ovvero un buco nero supermassiccio, con una massa uguale a circa 107M⊙, che accresce materia in un disco che ruota attorno ad esso, chiamato tecnicamente disco di accrescimento. La materia, attraverso l’attrito, si riscalda ed emette un’enorme quantità di energia, caratteristica di questi oggetti.
Altre componenti importanti che costituiscono gli AGN sono:
Una struttura di polvere e gas, che circonda il buco nero e il disco. Attualmente non è ancora chiara la sua forma esatta: la teoria più diffusa è che abbia la forma di una ciambella, detta anche tecnicamente un toro. Altri studi però suggeriscono che sia una regione formata da tante nubi di polvere, e che quindi sia più frammentato e non semplicemente un’unica grossa struttura;
La corona: è una regione che si trova al di sopra del disco, composta da gas estremamente caldo;
I jet di materia, i.e. flussi di materia che fuoriescono da una regione vicino al buco nero, il cui punto esatto di origine è sconosciuto, perpendicolarmente al disco di accrescimento. Nel caso di NGC1068 però, i jet sono piccoli e poco veloci rispetto alla media degli AGN.
Perché la comunità scientifica si dedica a studiare questo oggetto? La galassia NGC 1068 è interessante perché rappresenta una delle pochissime sorgenti osservate in grado di emettere sia raggi gamma che neutrini.
Basti pensare che la sorgente di neutrini emessa dall’AGN di NGC 1068, è la seconda sorgente rilevata dal progetto IceCube nel 2010 (vedi seguente sezione), dopo quella del quasar TXS 0506+0561, e la quarta sorgente nota in assoluto, oltre quelle della supernova SN1987A e quella relativa ai neutrini solari.
In astrofisica, ogni particella, come appunto i raggi gamma ed i neutrini, nasconde dietro di sé un vero e proprio universo di conoscenze. Quindi, per comprendere davvero i fenomeni che vengono svelati da queste osservazioni, è necessario fare una breve “mini-lezione” di fisica delle particelle: solo così possiamo iniziare a decifrare il linguaggio dell’universo più estremo.
Rappresentazione grafica di un AGN, con tutte le sue componenti: il toro di polvere e gas (Clumpy Gas and Dust Torus), i Jet, il buco nero supermassiccio (Supermassive Black Hole) e il disco di accrescimento (Accretion Disk). Fonte: https://public.nrao.edu/gallery/a-unified-agn-model/.
Sapevi che esistono diversi tipi di buchi neri?
1. I buchi neri stellari – con una massa tra le 3 e le 100 volte quella del sole. Sono formati a seguito del collasso gravitazionale di una stella massiccia, quando quest’ultima si trova negli stadi finali della sua vita, ovvero quando ha terminato tutto il “combustibile” che l’alimenta.
2. I buchi neri supermassicci – con masse milioni di volte quella solare, ordine 106M⊙ – si trovano solitamente al centro delle galassie. Allo stato attuale dell’arte non c’è una perfetta comprensione sui meccanismi che li hanno generati, ma si pensa che i buchi neri supermassicci possano avere origine da diversi buchi neri stellari che nel corso del tempo si sono fusi insieme.
La Fisica delle Alte Energie
Molte volte, nell’universo, protoni ed elettroni si trovano in forma libera, non organizzati in legami atomici, come nella materia che ci circonda sulla terra: questa condizione prende il nome di plasma.
Il plasma, spesso definito “quarto stato della materia”, è un gas portato a temperature ed energie così elevate da spezzare gli atomi, liberando elettroni e lasciando i nuclei carichi muoversi liberamente. È lo stato più comune della materia nell’universo: lo troviamo nel Sole, in generale nell’interno di tutte le stelle, nelle nebulose e nei getti cosmici che viaggiano quasi alla velocità della luce. In ambienti estremi, come le esplosioni di supernova, i venti stellari violenti o le regioni intorno ai buchi neri, il plasma raggiunge energie tali che le particelle al suo interno possono muoversi a velocità prossime a quella della luce.
Quando queste particelle si scontrano o vengono improvvisamente deviate da qualche campo magnetico, rilasciano enormi quantità di energia sotto forma di radiazione, fino alla banda di frequenza dei raggi gamma, la più intensa dell’intero spettro elettromagnetico. Per quanto riguarda i protoni, il fenomeno più frequente è la collisione tra queste particelle. Il loro scontro fa sì che vengano prodotti pioni, un tipo di particelle che si indica con il simbolo π, caratterizzate da una vita molto breve (circa 0,00000000000000001 secondi o 10 attosecondi). Passato questo tempo infinitamente piccolo, la particella π decade e si trasforma in un altro tipo di particella: a volte si trasforma in raggi gamma, ovvero particelle senza massa ad altissima energia (simili alle particelle che costituiscono la luce visibile, ma con energie e frequenze molto più alte), altre volte in neutrini.
Un raggio di luce con poca energia può incontrare un elettrone e, dopo lo scontro, “rubargli” un po’ di energia, diventando così molto più energetico — fino a trasformarsi in un raggio gamma, come nello scontro tra due palle da biliardo, quella piú lenta riparte con una maggiore velocita, che ha ‘acquisito’ da quella piú rapida.Un protone e un elettrone slegati hanno un incontro ravvicinato, senza toccarsi: si produce un raggio gamma e la traiettoria dell’elettrone viene deviata.
I neutrini sono delle particelle leggerissime, che hanno una proprietà molto particolare, cioè quella di passare attraverso la materia. Per fare un paragone, immaginate una casa infestata dai fantasmi. Loro non hanno bisogno di aprire le porte, o di fare le scale… Ma vanno da una stanza ad un’altra passando attraverso le pareti. Ecco, i neutrini possiamo vederli così, come i fantasmi dell’universo. Anche gli elettroni possono generare raggi gamma (ma non neutrini), sebbene i processi che portano a questa emissione siano più complessi. Possiamo comunque descriverli in modo qualitativo.
IceCube nel ghiaccio a caccia di Neutrini
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IceCube, costruito nel 2010, è un osservatorio davvero speciale: si trova al Polo Sud, uno dei luoghi più estremi del pianeta. Ma non aspettatevi una cupola con telescopi puntati verso il cielo: IceCube osserva dentro il ghiaccio. È infatti un enorme rivelatore di particelle, di volume 1 km3, nascosto sotto la superficie polare, che si spinge fino a 2500 metri di profondità. Il suo scopo? Cercare neutrini. Sono così difficili da “catturare” che serve un posto come questo: silenzioso, buio, lontano da ogni interferenza, e pieno di ghiaccio trasparente. Quando un neutrino interagisce con il ghiaccio, crea altre particelle cariche (elettroni, muoni e tau) che si muovono velocissime, quasi alla velocità della luce, producendo un debole bagliore, chiamato luce Cherenkov. L’effetto Cherenkov consiste nell’emissione di radiazione elettromagnetica da parte di un materiale, attraversato da una particella carica con una velocità superiore alla velocità della luce che attraversa il mezzo stesso. La produzione di un flash di luce Cherenkov in elettromagnetismo ha il suo analogo in fisica acustica al bang degli aerei supersonici quando superano il muro del suono, diventando quindi oggetti più rapidi della velocità del suono nel mezzo specifico.
IceCube è composta da una struttura tridimensionale ordinata di sensori ottici altamente sensibili, ossia i fotomoltiplicatori. I sensori di IceCube captano la luce Cherenkov fornendo informazioni sulle fonti particelle cariche, e quindi permettendo agli scienziati in maniera indiretta di osservare da dove arriva il neutrino e misurare quanta energia ha in origine.
Dietro a questo gigantesco progetto c’è una collaborazione internazionale che coinvolge circa 450 scienziati provenienti da 14 Paesi. Anche l’Italia fa parte del team, grazie al lavoro di ricerca del Dipartimento di Fisica e Astronomia dell’Università di Padova. Ma perché tutto questo impegno per una particella così piccola? Perché i neutrini possono raccontarci storie che nessun’altra particella riesce a trasmettere. Provengono da alcuni degli eventi più violenti dell’universo: esplosioni di supernovae, collisioni tra stelle di neutroni, buchi neri, etc.. Eventi molto lontani che producono segnali debolissimi, ma carichi di informazioni.
Lavoro e vita nell’IceCube
L’Antartide è un luogo davvero straordinario e unico al mondo: si tratta di un immenso deserto di ghiaccio, caratterizzato da condizioni ambientali estreme, dove si registrano alcune delle temperature più basse della Terra.
Prima di intraprendere il lungo e impegnativo viaggio verso il Polo Sud, i ricercatori ed il personale tecnico che vi si reca devono sottoporsi a rigorosi controlli medici e test fisici approfonditi. Questi esami servono a verificare che siano in buone condizioni di salute e sufficientemente preparati dal punto di vista fisico e psicologico per affrontare le difficili condizioni climatiche e l’isolamento del luogo.
Il tragitto per raggiungere l’Antartide è lungo e complesso: partendo dall’emisfero nord, possono essere necessarie fino a 72 ore di viaggio, suddivise in diversi voli e tappe intermedie. Si tratta quindi di una spedizione che richiede una pianificazione accurata e una forte motivazione.
Una volta arrivati, gli scienziati vivono e lavorano presso la stazione di ricerca dotata di varie strutture essenziali per garantire il benessere e il comfort del personale durante la permanenza. La base ospita circa 150 persone e dispone di una cucina attrezzata, una sala da pranzo comune, una palestra per mantenersi in forma, una serra per coltivare alcune piante e altre infrastrutture utili alla vita quotidiana.
Nonostante le difficoltà ambientali, la vita alla base include anche momenti di svago e socializzazione. Gli scienziati e il personale si dedicano ad attività ricreative come il gioco della pallavolo e del basket, l’ascolto o l’esecuzione di musica con strumenti presenti nella struttura, e altre iniziative che aiutano a mantenere alto il morale e favoriscono la coesione del gruppo.
Laboratorio di IceCube – 2017. Crediti : Martin Wolf, IceCube/NSF.
CTAO e LST-1 per i Raggi Gamma
CTAO è l’acronimo di Cherenkov Telescope Array Observatory, un consorzio di gruppi di ricerca provenienti da diversi stati che ha come scopo costruire un gruppo di telescopi, i.e. un array, i quali possono osservare in maniera congiunta e coordinata, in modo da avere delle osservazioni più accurate. In questo caso, il fenomeno è analogo a quello osservato da IceCube: la luce di Cherenkov, che qui viene prodotta quando un raggio gamma interagisce con le molecole dell’atmosfera terrestre, creando una cascata di particelle che poi viene osservata dai telescopi.
CTAO prevede di portare a termine la costruzione di due Array: uno attualmente in costruzione presso la cima del Roque de los Muchachos, La Palma, nelle isole Canarie (Spagna), e un secondo presso il deserto dell’Atacama in Cile.
L’array che si trova alle Canarie dispone di un telescopio già in uso, che già produce i primi risultati scientifici: il Large Size Telescope (LST-1), inaugurato nel 2018. Questo, con un’altezza di 45 metri e 100 tonnellate di peso, è costituito da una superficie riflettente di 23 metri di diametro di forma parabolica, per un totale di 400 metri quadrati, la quale raccoglie i segnali provenienti dall’universo, sotto forma di luce, e li convoglia in una fotocamera, per tradurli in segnali elettrici. Successivamente questi verranno digitalizzati e processati. Il riflettore è a sua volta supportato da una struttura tubolare rinforzata da tubi di acciaio e fibra di carbonio. Infine, l’intera struttura è posizionata su un supporto mobile in grado di ruotare velocemente, in modo da essere in grado di puntare una coordinata diversa del cielo in meno di 20 secondi.
Foto di LST-1. Crediti: Irene Albanese
Nel contesto del mio lavoro faccio parte della LST collaboration, che è parte del consorzio di CTAO, tramite il gruppo di ricerca VHEGA (Very High Energy Group for Astrophysics) che opera presso l’Instituto de Astrofísica de Andalucía a Granada (Spagna). Il mio ruolo è quello di analizzare i dati ottenuti tramite LST-1.
CTAO è composta da circa 1500 membri provenienti da 25 paesi (Australia, Austria, Brasile, Cile, Croazia, Repubblica Ceca, Finlandia, Francia, Germania, Italia, Irlanda, Giappone, Messico, Olanda, Polonia, Slovenia, Sud Africa, Spagna, Svezia, Svizzera, Tailandia, Ucraina, Regno Unito e Stati Uniti).
L’Italia ha un ruolo dominante nel consorzio: non solo parecchi istituti (principalmente INAF e INFN, ma anche varie Università) fanno parte di CTAO, ma la sua sede centrale si trova a Bologna, dove vengono gestite le operazioni di osservazione, la parte dei progetti scientifici, il lato tecnico e di amministrazione.
Nel caso di LST-1, il telescopio raccoglie i dati dell’osservazione e li invia a un sistema di analisi. Il procedimento avviene in più fasi. Per prima cosa, la camera del telescopio registra i lampi di luce Cherenkov prodotti quando un raggio gamma interagisce con l’atmosfera terrestre. Queste particelle di luce colpiscono i rivelatori della camera e vengono convertite in segnali elettrici.
Il dato però è ancora grezzo e deve essere elaborato. Nella fase successiva, i segnali vengono analizzati per determinare quante particelle sono state raccolte da ogni pixel della camera. Si ottiene così un’immagine bidimensionale della luce Cherenkov, che riflette la forma della cascata di particelle prodotta dal raggio gamma.
Da questa immagine, il software estrae informazioni geometriche sulla cascata, come la sua direzione e la sua estensione. Successivamente, ogni evento (cioè ogni lampo registrato) viene classificato in base alla probabilità che sia stato prodotto da un raggio gamma piuttosto che da un’altra particella cosmica, come un protone. Una volta isolati i candidati raggi gamma, si passa alla ricostruzione della loro energia e direzione di provenienza. In questo modo si può risalire alla sorgente astrofisica che li ha generati.
Infine, si costruisce la Distribuzione Spettrale dell’Energia (SED), cioè un grafico che mostra qual è l’intensità dei raggi gamma in funzione dell’energia. La SED è fondamentale perché permette di capire i processi fisici che avvengono nell’oggetto osservato, come il meccanismo di emissione e le condizioni dell’ambiente circostante.
In figura si mostra una SED della Nebulosa del Granchio, la fonte di raggi gamma per eccellenza. Dal grafico possiamo dedurre informazioni come la potenza e la forma dell’emissione (che ci permette classificare la sorgente), ma anche che tipi di meccanismi di accelerazione di particelle avvengono in questa zona dell’universo. Inoltre, rappresenta un oggetto fondamentale per la calibrazione di LST-1 in quanto non presenta particolari variazioni a livello di luminosità ed è ben osservata da parecchi telescopi.
Esempio di SED ottenuta per la Nebulosa del Granchio. Fonte: DOI:10.22323/1.395.0005
Ipotesi di Lavoro sulle Emissioni di Neutrini e Gamma in NGC 1068
Attualmente ci sono differenti ipotesi di lavoro che cercano di interpretare fisicamente la doppia emissione neutrino gamma di NGC 1068. In particolare la chiave della questione é relativa al segnale debole di raggi gamma comparato con il flusso di neutrini. Con argomentazioni d’ordine di grandezza e successivamente applicando modelli teorici, si deduce che soltanto la regione prossima al disco di accrescimento attorno al buco nero supermassiccio presenta la giusta densità sia di fotoni X, necessari a fornire i bersagli per i protoni in grado di sostenere la produzione di neutrini, sia di fotoni ottici/infrarossi, richiesti per assorbire i raggi γ associati, ma osservati debolmente2. Modelli recenti sui dintorni dei buchi neri in questi oggetti suggeriscono che gas, polvere e radiazione dovrebbero bloccare i raggi gamma che altrimenti accompagnerebbero i neutrini3. In tempi recentissimi è stato proposto un potenziale candidato per l’origine dell’emissione di neutrini da parte di NGC 1068: la corona, situata nella parte interna del disco di accrescimento dell’AGN. Per spiegare la combinazione del fatto che NGC 1068 sia una sorgente di neutrini energetici ed una debole sorgente di raggi gamma, è stato suggerito un meccanismo che coinvolge le collisioni tra i nuclei di elio ed i fotoni ultravioletti emessi dalla regione centrale della galassia4. Finalmente si sta esplorando la possibilità di un assorbimento di raggi gamma da parte della materia oscura.5 Quindi misurare con precisione le emissioni gamma aiuterebbe a far chiarezza su una possibile connessione generale tra neutrini ed AGN. Il contributo del nostro gruppo VHEGA (Very High Energy in Astrophysics), che partecipa attivamente nella LST collaboration (un sub-consorzio del CTAO), è rilevante, perché siamo dei pochi gruppi capaci di elaborare analisi di raggi gamma spettrali, ossia di studiarli nelle diverse bande di energia separatamente. Attualmente la SED che abbiamo calcolato per NGC 1068 ci può fornire degli “upper limits”, ovvero gli ordini di grandezza massimi per le emissioni nella SED.. Questi valori limite spesso sono molto più difficili da ottenere e da interpretare rispetto ai valori specifici come quelli riportati sulla Nebulosa del Granchio. Nell’ambito della ricerca astrofisica, non sempre è facile estrarre dei risultati netti e conclusivi: ci sono oggetti più facili da analizzare, altri che invece hanno un alto grado di difficoltà dovuto a elementi come la distanza, luminosità della fonte, posizione, a causa delle interferenze prodotte da altre fonti che si interpongono tra la terra ed il nostro oggetto di studio. Dato che il sistema di telescopi CTAO è ancora in fase di sviluppo i risultati attuali non sono conclusivi. Confidiamo nel fatto che con il termine della costruzione dell’array di CTAO, l’azione combinata di più telescopi potrà fornirci risultati più accurati, e così ridurre l’incertezza sull’entità delle emissioni gamma. Eppure, NGC 1068 continua ad essere una delle galassie più affascinanti, un enigma cosmico che solo grazie al lavoro di decine e decine di scienziati in tutto il mondo potrà essere compreso davvero.
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Bibliografia
Pfuhl, O., Davies, R., Dexter, J., Netzer, H., Hönig, S., Lutz, D., Schartmann, M., Sturm, E., Amorim, A., Brandner, W., & others. (2020). An image of the dust sublimation region in the nucleus of NGC 1068. Astronomy & Astrophysics, 634, A1.
Huang, K.-Y., Viti, S., Holdship, J., García-Burillo, S., Kohno, K., Taniguchi, A., Martín, S., Aladro, R., Fuente, A., & Sánchez-García, M. (2022). The chemical footprint of AGN feedback in the outflowing circumnuclear disk of NGC 1068. Astronomy & Astrophysics, 666, A102.
Fiorillo, Damiano F. G.; Comisso, Luca; Peretti, Enrico; Petropoulou, Maria; Sironi, Lorenzo (1 October 2024). “A Magnetized Strongly Turbulent Corona as the Source of Neutrinos from NGC 1068”. The Astrophysical Journal. 974 (1): 75.
I quasar sono definiti nell’articolo di COELUM n.273 “Una tazza di thè caldo al buco nero”
Padovani, P., Resconi, E., Ajello, M. et al. High-energy neutrinos from the vicinity of the supermassive black hole in NGC 1068. Nat Astron 8, 1077–1087 (2024).
Yasuda, Koichiro; Sakai, Nobuyuki; Inoue, Yoshiyuki; Kusenko, Alexander (18 April 2025). “Neutrinos and Gamma Rays from Beta Decays in an Active Galactic Nucleus NGC 1068 Jet”. Physical Review Letters. 134 (15):
151005 6 Herrera, Gonzalo. “Plausible Indication of Gamma-Ray Absorption by Dark Matter in NGC 1068.” arXiv preprint arXiv:2504.21560 (2025).
Instituto de Astrofísica de Andalucía
L’Instituto de Astrofisica de Andalucia (IAA) è un centro di ricerca di eccellenza facente parte del Consejo Superior de Investigaciones Científicas. Al suo interno ci sono quasi 200 tra astronomi, astrofisici ed ingegneri che portano avanti l’obiettivo di approfondire la conoscenza del Cosmo. All’interno dell’IAA, il gruppo VHEGA (Very High Energy Group for Astrophysics) si occupa dello studio dell’astrofisica delle alte energie e dell’astronomia gamma. I ricercatori di VHEGA sono attivi sia sul lato teorico/osservativo che su quello sperimentale. Per quanto riguarda l’astrofisica teorica/osservativa, studiano ed interpretano le osservazioni gamma provenienti da varie sorgenti, i.e. dagli ammassi stellari a giovani stelle in formazione, fino ad arrivare a sorgenti più esotiche come le stelle di neutroni e le loro nebulose. Gli astrofisici di VHEGA studiano anche l’emissione di raggi gamma da sorgenti extragalattiche, come i nuclei galattici attivi: mastodontici buchi neri al centro di remote galassie che lanciano potenti getti, possibili fonti di raggi cosmici. Per quanto riguarda invece l’aspetto sperimentale, legato alle tecniche di ricostruzione delle immagini dei telescopi Cherenkov, il gruppo VHEGA si occupa di sviluppare e mantenere software open source che gestiscono sia la ricostruzione delle immagini dei telescopi IACT (algoritmi basati su tecniche innovative di machine learning), che l’analisi di dati ad alto livello per l’astronomia gamma. Questi software sono una delle colonne portanti del futuro CTAO, un osservatorio di raggi gamma composto da due array di telescopi IACT: uno posizionato nell’emisfero nord nell’isola di La Palma (e attualmente in costruzione) e l’altro nell’emisfero sud presso l’osservatorio del Paranal in Cile.
Fotocamera Hasselblad 500 EL/M con motore elettrico, modello utilizzato dagli astronauti nelle missioni Apollo per realizzare le storiche immagini lunari. Crediti NASA.
Tra le tante avventure dell’esplorazione spaziale, c’è un episodio di quasi sessant’anni fa, avvenuto si direbbe per caso, ma che ha avuto conseguenze profonde.
Siamo alla vigilia di Natale del 1968: è in orbita intorno alla Luna la missione Apollo 8, partita tre giorni prima da Cape Canaveral. Il suo equipaggio, composto da Frank Borman, James Lovell e William Anders, è stato il primo della storia a lasciare l’orbita bassa terrestre e a osservare la faccia nascosta del nostro satellite, ma non è ancora destinato a mettere piede sulla Luna come quelli che seguiranno pochi mesi dopo. Il compito di Borman e compagni è studiare la superficie del nostro satellite, fotografando possibili siti di allunaggio per le future missioni, in particolare uno nel Mare della Tranquillità che è stato ipotizzato per la missione Apollo 11.
L’equipaggio principale di Apollo 8 accanto alla gondola del simulatore nel Flight Acceleration Facility del Manned Spacecraft Center durante l’addestramento alla centrifuga. Da sinistra: William A. Anders, pilota del modulo lunare; James A. Lovell Jr., pilota del modulo di comando; Frank Borman, comandante della missione.Crediti NASA.
Ma durante la quarta orbita intorno alla Luna si presentò un’occasione inattesa destinata a cambiare per sempre la nostra percezione della Terra. Per caso Frank Borman guardò fuori dall’oblò nel momento in cui la Terra spuntava sopra l’orizzonte lunare. Il nostro pianeta era l’unico oggetto colorato visibile agli astronauti, in forte contrasto con il grigio della Luna e il nero dello spazio profondo, suscitò in lui un’ondata di nostalgia e commozione. Borman scattò subito una foto in bianco e nero, poi Anders e Lovell afferrarono un rullino a colori e scattarono in tutta fretta altre fotografie, prima che la Terra scomparisse definitivamente alla vista. Dopo il ritorno a Terra della missione i tecnici della NASA guidarono per quattro ore da Houston a Corpus Christi, dove a quell’epoca si trova l’unico fotografo di tutto il Texas del Sud in grado di sviluppare foto a colori. Il fotografo Raul Rodriguez prese in consegna un rullino che aveva viaggiato per più di 800 000 chilometri tra andata e ritorno e sviluppò le foto in formato 8 per 10 pollici (circa 20 per 25 centimetri).
Una di quelle foto passerà alla storia come “la fotografia ambientale più influente mai scattata”: mostra la Terra, parzialmente in ombra, che sale dietro l’orizzonte lunare, e ricorda il sorgere del Sole sul nostro pianeta: per questo è chiamata Earthrise («Sorgere della Terra»).
Scattata da Bill Anders dell’equipaggio di Apollo 8 il 24 dicembre 1968, mostra la Terra che sorge sopra l’orizzonte lunare, con l’Africa occidentale visibile. Il fenomeno è osservabile solo da un corpo in movimento, poiché dalla Luna la Terra appare ferma nel cielo. Due crateri dell’immagine furono poi chiamati “8 Homeward” e “Anders’ Earthrise”. Crediti NASA/Bill Anders.
La Terra vista da 400 000 chilometri di distanza sorprese gli astronauti soprattutto per i suoi colori. Prima delle missioni spaziali infatti si immaginava che il colore della Terra, come nei mappamondi, fosse una mescolanza di verde foglia, giallo sabbia, marrone terra, blu mare e bianco neve. Ma quando si osserva la Terra dal vivo il blu prevale su tutti gli altri colori, per un fenomeno provocato dall’atmosfera terrestre e chiamato “diffusione di Rayleigh”, lo stesso per cui il cielo ci appare azzurro.
Vent’anni dopo la missione Bill Anders spiegherà così l’impatto della fotografia: «Sulla Terra ci eravamo addestrati per tutto il tempo in modo da sapere come studiare la Luna, come andare sulla Luna. […] Eppure, quando alzai gli occhi e vidi la Terra spuntare da quell’orizzonte lunare spoglio e desolato – una Terra che era l’unico colore visibile, una Terra che sembrava fragilissima, una Terra dall’aria delicata – subito mi sentii quasi sopraffatto dal pensiero che eravamo arrivati fin lì per vedere la Luna, e invece la cosa più notevole che stavamo vedendo era il nostro pianeta, casa nostra, la Terra».
Fotocamera Hasselblad 500 EL/M con motore elettrico, modello utilizzato dagli astronauti nelle missioni Apollo per realizzare le storiche immagini lunari. Crediti NASA.
Con queste parole Anders descrisse la stessa emozione provata da tutti gli astronauti che hanno avuto la possibilità di osservare la Terra dallo spazio e che lo scrittore Frank White ha definito “effetto della veduta d’insieme” (in inglese “overview effect”). Visto da fuori il nostro pianeta appare meraviglioso e vulnerabile nell’Universo sconfinato, protetto dal mortale spazio esterno soltanto da un’atmosfera sottile come una fragile pellicola: “una piccola oasi nel mezzo del nulla”, come la chiama l’astronauta Ron Garan. Perdono ogni significato i confini tra le nazioni e le differenze di etnia o di religione che quaggiù causano tante guerre, così come la pretesa di essere il centro stesso dell’Universo.
Dopo aver visto la Terra in questo modo è impossibile ritornare a dare lo stesso peso di prima alle nostre divisioni e contrapposizioni interne, che appaiono insignificanti. Praticamente tutti coloro che sono stati nello spazio hanno testimoniato che vedere la Terra dall’esterno ha cementato il loro senso di appartenenza all’umanità e modificato per sempre il punto di vista con cui osservare. La consapevolezza di quanto sia straordinaria e delicata la vita sul nostro pianeta non è quantificabile come una scoperta scientifica o un ritorno economico, ma è una delle conseguenze più importanti delle missioni spaziali. La fotografia Earthrise ha contribuito a far nascere il movimento ambientalista contemporaneo e non a caso molti astronauti sono attivi nel sensibilizzare l’opinione pubblica sul cambiamento climatico e sulle altre minacce che incombono sul nostro futuro.
Anche oggi, l’esplorazione spaziale non mira soltanto a studiare altri corpi celesti o a predisporre improbabili colonizzazioni. Il suo scopo più importante è, attraverso la planetologia comparata, aiutarci a comprendere la storia del nostro pianeta per prendercene cura nel modo migliore.
Andrea Ferrero è autore di “Rimasti a Terra” Il Mulino Editore
Ci sono nomi e momenti dell’avventura spaziale indelebili nella memoria collettiva: la prima orbita intorno alla Terra di Jurij Gagarin, i primi passi sulla Luna di Neil Armstrong. Ma ce ne sono molti di più che non ricordiamo, senza i quali la corsa allo spazio sarebbe stata diversa. Come Konstantin Ciolkovskij, che dimostrò che lasciare la Terra non era una fantasia, o Jerrie Cobb, che infranse i record dell’aviazione per poi scontrarsi con i pregiudizi di genere. E ancora, ingegneri e sognatori troppo audaci per la loro epoca. Un tributo a chi ha dimostrato che si possono raggiungere le stelle anche rimanendo coi piedi sulla Terra.
Gli ultimi due mesi hanno visto l’uscita di tante ricerche e notizie che hanno riguardato il Pianeta Rosso, la prima delle quali è la rivelazione, da prendere con cautela, della scoperta di potenziali firme biologiche di antichi batteri. Un recente studio ha poi analizzato i dust devil dall’orbita marziana e adesso sappiamo un po’ meglio come si comportano questi mini tornado. E poi c’è una cometa interstellare che ha “sfiorato” il pianeta a 30 milioni di km di distanza osservata da satelliti e anche da un rover… Ma prima di tutto questo, riprendiamo il filo delle cronache dell’esplorazione del Cratere Jezero, si parte!
Paesaggio in direzione di Kerrlaguna osservato da Perseverance nel Sol 1593. In primo piano le formazioni chiamate megaripple. NASA/JPL-Caltech/Piras.
Megaripple e Megabrecce aavanti a Perseverance
Abbiamo lasciato il nostro rover impegnato nel tentativo di scavalcare il bordo est di Krokodillen, l’unità geologica che ha esplorato negli scorsi mesi, così da raggiungere l’affioramento roccioso chiamato Midtoya. Tuttavia il confine si era rivelato troppo ripido per il rover che ha dovuto rinunciare a quella via per dirigersi invece verso sud. Il 13 agosto è così giunto nelle vicinanze della località Kerrlaguna. Il nome è mutuato da quello di un lago situato nell’isola Prins Karls Forland delle Svalbard, il cui parco nazionale Forlandet ospita anche la montagna Krokodillen, in effetti gli scienziati della NASA stanno attingendo proprio da questa area i toponimi utilizzati per la geografia marziana dell’attuale quadrante.
In Kerrlaguna il rover ha incontrato un campo di megaripple. Il termine, generalmente non tradotto in italiano, viene utilizzato in riferimento al paesaggio marziano per indicare le creste di sabbia modellate dal vento che sul Pianeta Rosso raggiungono fino a un metro di altezza. A differenza delle simili formazioni studiate da Curiosity quasi 10 anni fa nella località Bagnold Dune Field, capaci di spostarsi di un metro ogni anno terrestre a causa del vento, i megaripple di Kerrlaguna sono dune non più attive, molto probabilmente a causa della lenta formazione di una crosta di sali. Lo studio di questi megaripple tramite fotografie, nonché l’analisi dell’ambiente circostante con i sensori meteorologici della suite MEDA, ci aiuterà a comprendere il ruolo del vento e dell’acqua nel sagomare il paesaggio marziano.
Quattro Sol più tardi e 430 metri a sud-ovest, Perseverance raggiunge un differente bordo dell’unità Krokodillen. Si tratta del lungo affioramento Soroya, selezionato da tempo come obiettivo a causa del suo colore molto più chiaro rispetto alle zone circostanti. La navigazione autonoma che a quanto pare funziona alla perfezione, porta il rover su un’area pianeggiante con rocce esposte.
Mappa con gli spostamenti di Perseverance aggiornata al 10 ottobre. NASA/JPL-Caltech/Piras.
Megaripple di Kerrlaguna in una foto della Right MastCam-Z, Sol 1593. NASA/JPL-Caltech/ASU/Piras.
I basamenti di quest’area, a prima vista tutti piatti e levigati, a un’osservazione più attenta rivelano alcuni massi con superfici ruvide ricchissime di piccoli granelli inclusi nella roccia. Uno di questi massi viene “spazzato” in superficie dalla polvere per mezzo dei getti supersonici di azoto e poi osservato da vicino con la camera WATSON. Le foto documentano una trama grossolana e irregolare, composta da granuli di dimensioni variabili e da una sottile patina violacea diffusa sulla superficie.
Le immagini notturne, illuminate dai LED della camera, mettono in evidenza riflessi iridescenti: è un segnale tipico della presenza di olivina, un minerale vulcanico già identificato in altre zone del margine di Krokodillen. Queste caratteristiche, insieme alla distribuzione dei materiali e al contesto geologico, portano il team a ipotizzare che si tratti di depositi formatisi da colate di cenere vulcanica esplosiva, il prodotto di eruzioni catastrofiche che hanno distribuito ceneri e frammenti fusi sul terreno che si sono poi consolidati nel tempo.
Terminate le analisi sulle rocce di Soroya, a fine agosto Perseverance si sposta verso nord-est per circa 180 metri ed entra in quella che si ritiene possa essere una megabreccia. Con questo termine, identico in inglese e italiano in quanto derivato dal latino, si intendono campi costituiti da blocchi di roccia più grandi di un metro, fratturati e rimescolati da violenti eventi d’impatto. Questi eventi, che riportano in superficie materiale proveniente dagli strati interni della crosta marziana, offrono l’opportunità di esaminare alcune delle rocce più antiche a cui il rover potrà mai accedere.
Sol 1597, visuale NavCam dell’affioramento Soroya che in questa fotografia si sviluppa verso sud-ovest. NASA/JPL-Caltech/Piras.
L’esplorazione di quest’area è documentata nella porzione più a est della mappa dai ripetuti zigzag e impegna il rover per tutto il mese di settembre e l’inizio di ottobre, toccando le rocce (o “megablocchi”) Scotiafjellet e Monacofjellet. “Peachflya” e “Klorne”, i nomi di due abrasioni che Perseverance esegue qui, raccontano delle storie differenti tra loro e forniscono uno spaccato della complessità geologica di Marte.
Uno dei massi di Soroya fotografato dalla Left MastCam-Z, Sol 1599. NASA/JPL-Caltech/ASU/Piras.
La prima, “Peachflya”, si è rivelata un mosaico di frammenti minerali differenti. Ciò confermerebbe che la roccia analizzata sia effettivamente una breccia, formata dall’unione di pezzi più antichi cementati insieme dopo un evento altamente energetico. Peachflya racconta una storia di distruzione e ricomposizione: frammenti dell’antica crosta marziana spezzati, trasportati e poi saldati in un nuovo insieme.
A pochi metri di distanza la seconda abrasione, “Klorne”, ha un racconto dicevamo differente. La sua superficie, di un verde tenue punteggiato da venature bianche, rivela un processo opposto: non fratture e violenza, ma trasformazione chimica lenta e profonda. Il colore verde è tipico del minerale serpentino, che si forma quando l’acqua interagisce con rocce ricche di ferro e magnesio. Così, in un breve tratto di terreno, Perseverance ha osservato due facce della storia marziana: una segnata dagli impatti che plasmarono la crosta primordiale, l’altra modellata dall’azione dell’acqua che, almeno per un tempo, ne modificò la composizione chimica.
Immagini macro di WATSON in diurna (a sinistra) e in notturna. La dimensione orizzontale dell’inquadratura è di circa 2 cm. Sol 1600. NASA/JPL-Caltech/Piras.
Peachflya (in alto) e Klorne, le abrasioni eseguite nei Sol 1620 e 1623 (10 e 13 settembre). Il diametro delle incisioni è di 5 cm. NASA/JPL-Caltech/Piras.
Più di 1000 Dust Devil ci raccontano il clima Marziano
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I venti su Marte soffiano molto più forte di quanto finora immaginassimo. Lo rivela uno studio pubblicato su Science Advances frutto dell’analisi di immagini raccolte nel corso di vent’anni dalle sonde europee Mars Express ed ExoMars Trace Gas Orbiter (TGO). Gli scienziati, guidati da Valentin Bickel dell’Università di Berna, hanno individuato e tracciato 1039 dust devil, i vortici di polvere che attraversano la superficie marziana come piccoli tornado. Si tratta della più vasta catalogazione mai realizzata di questi fenomeni e per la prima volta include anche la direzione e la velocità dei loro movimenti.
Tre diavoli di polvere fotografati da TGO l’8 novembre 2021. ESA/TGO/CaSSIS.
I dust devil nascono quando l’aria calda vicina al suolo sale rapidamente, incontrando strati più freddi che ne innescano la rotazione. Lo stesso fenomeno avviene nei deserti terrestri, ma su Marte ha effetti ben più duraturi: la sottile atmosfera e l’assenza di pioggia fanno sì che la polvere rimanga sospesa a lungo, contribuendo a modellare il clima del pianeta. La polvere marziana, infatti, influenza la temperatura riflettendo la luce solare di giorno e trattenendo il calore di notte. Inoltre può innescare la formazione di nubi e, nel caso delle tempeste di polvere più potenti, favorire la perdita di acqua verso lo spazio.
Grazie a un algoritmo di intelligenza artificiale addestrato a riconoscere i vortici nelle immagini satellitari, i ricercatori hanno analizzato quasi 45 mila soggetti acquisiti dai satelliti Mars Express e TGO a partire rispettivamente dal 2004 e dal 2016. Si è così scoperto che alcuni dust devil si muovono a velocità fino a 44 metri al secondo, equivalenti a 158 km/h.
Un valore superiore a quello previsto dai modelli climatici precedenti ma tuttavia, a causa della bassissima densità dell’atmosfera marziana, un vento del genere sarebbe ben lontano dal possedere la forza di una tempesta terrestre: si ritiene che un astronauta, posizionato sul suolo marziano, potrebbe percepirlo come poco più di una brezza.
Il nuovo catalogo globale dei dust devil consente di comprendere meglio dove e quando la polvere viene sollevata dal suolo. I vortici sono stati osservati in ogni regione del pianeta, dai crateri ai giganteschi vulcani, con una particolare concentrazione nella zona di Amazonis Planitia (in alto a sinistra nella mappa), una vasta pianura ricoperta di sabbia e polvere fine. La loro frequenza segue le stagioni marziane: sono più comuni in primavera e in estate, tra le 11:00 e le 14:00 LTST (ora solare locale), proprio come avviene sulla Terra.
Mappa globale di Marte con i dust devil attivi durante primavere ed estati negli emisferi nord e sud. Le frecce indicano la direzione di spostamento nel caso sia stata rilevata; in assenza di questo dato, è indicata con un punto la sola posizione del diavolo di polvere. I quadrati bianchi sono le posizioni di rover e lander. Crediti: ExoMars TGO data: ESA/TGO/CaSSIS; Mars Express data: ESA/DLR/FU Berlin. Traduzione: Piras per Coelum.
Si stima che, in media, ogni giorno su Marte si formi un dust devil per chilometro quadrato con una vita che va da pochi minuti ad alcune ore. Pur nell’impossibilità per i due satelliti coinvolti di rilevare ogni singolo diavolo di polvere sul pianeta, questo primo catalogo compie un passo importante nell’analisi statistica di tali fenomeni atmosferici e può permettere fin d’ora di migliorare i modelli del clima marziano a disposizione degli scienziati.
Oltre all’interesse scientifico, queste informazioni avranno un impatto concreto sulla pianificazione delle missioni spaziali. Conoscere la direzione e la forza dei venti aiuta a scegliere i siti di atterraggio più sicuri, a stimare quanta polvere potrebbe depositarsi sui pannelli solari di rover o lander e soppesare i vantaggi offerti da sistemi di pulizia.
I ricercatori evidenziano che i satelliti Mars Express e TGO non erano stati pensati per misurare i venti e quindi si è sfruttato un effetto indesiderato nelle immagini. Ogni foto è composta da acquisizioni in più canali, fino a 9 nel caso di Mars Express, ripresi con piccoli intervalli tra loro variabili tra 7 e 19 secondi. Questa tecnica di acquisizione non presenta problemi se il terreno è statico. Ma se un oggetto si muove tra un canale e l’altro compaiono lievi “sfocature” colorate. Proprio analizzando questi spostamenti, il team è riuscito a calcolare la velocità dei vortici. Come spiega Bickel, “abbiamo trasformato il rumore delle immagini in dati scientifici preziosi”.
Immagine catturata il 3 dicembre 2021 dallo strumento CaSSIS (Colour and Stereo Surface Imaging System) a bordo di ExoMars TGO. TGO ha un ritardo di circa un secondo tra le singole immagini, acquisite in quattro canali che spaziano da 475 a 950 nm. Crediti: ESA/TGO/CaSSIS.
Due immagini dello strumento CaSSIS di TGO che qui, come è nel caso delle acquisizioni stereo (ovvero quando il satellite osserva la stessa regione da due punti distinti della sua orbita), sono spaziate temporalmente di 46 secondi. Crediti: ESA/TGO/CaSSIS.
Perseverance non ha Fotografato 3I/ATLAS, oppure sì?
La cometa 3I/ATLAS è il terzo oggetto noto proveniente dall’esterno del nostro Sistema Solare ad essere stato scoperto mentre attraversava i nostri dintorni spaziali. Gli astronomi l’hanno classificato come interstellare a causa della forma iperbolica della sua orbita: tracciandola all’indietro nel tempo risulta evidente che la cometa ha avuto origine al di fuori delle orbite degli oggetti che ruotano intorno alla nostra stella.
La NASA (analogamente ad altre agenzie spaziali, come vedremo a breve) sta coordinando le attività per monitorare 3I/ATLAS con i propri satelliti. Questo sforzo non è certamente agevolato dallo shutdown imposto il primo ottobre dal governo statunitense che ha costretto al congedo forzato 15000 dipendenti. Circa 3000 sono quelli che portano avanti attività inderogabili dell’Agenzia, senza le quali missioni miliardarie potrebbero essere compromesse, o che assicurano la sicurezza degli astronauti nello spazio. Senza contare i preparativi per la cruciale Artemis 2 la cui prima finestra di lancio è prevista per febbraio 2026.
Immagine della Left NavCam acquisita nel Sol 1643 (4 ottobre). NASA/JPL-Caltech.
Tra i vari apparati che hanno tenuto d’occhio la cometa interstellare c’è stato anche un osservatore marziano d’eccezione: Perseverance. Il rover ha tentato in due occasioni di fotografare 3I/ATLAS approfittando del suo massimo avvicinamento al Pianeta Rosso avvenuto il 3 ottobre, quando la cometa è sfilata a circa 30 milioni di km da Marte. Ma in questa cronaca vediamo prima di tutto di chiarire un grosso malinteso relativo al secondo tentativo di fotografare la cometa che Perseverance ha compiuto nella notte del Sol 1643, alle ore 6:41 italiane del 4 ottobre.
All’inizio del mese la NASA aveva diffuso, senza fornire alcun contesto, un’immagine con uno sfondo completamente nero in cui si vede solo una scia biancastra. Moltissimi siti hanno ripreso questa immagine descrivendola come la prova dell’osservazione di 3I/ATLAS da parte del rover marziano. Ma indaghiamo meglio queste affermazioni.
Perseverance ha una limitazione di memoria per cui il computer di bordo può gestire immagini solo fino a 1280 x 960 pixel. Quello che si fa per preservare la massima risoluzione disponibile in uscita dalle camere di navigazione è scomporre il frame originale, così come acquisito dal sensore, in un mosaico di 16 subframe. L’immagine con la scia è solo uno di questi, e va a posizionarsi sul lato sinistro dell’immagine originale. Il tempo di scatto cumulativo è di 52 secondi, ottenuto combinando direttamente al momento dell’acquisizione 16 singole esposizioni da 3.28 secondi. Purtroppo anche nell’immagine completa si capirebbe ancora ben poco, con la corta scia che è difficile da posizionare in cielo senza altri riferimenti.
Ci viene in aiuto un’ottima elaborazione da parte di Simeon Schmauß che ha ridotto il rumore digitale esaltando le altre debolissime stelle all’interno del campo visivo della NavCam.
Al brillante alone dell’oggetto a sinistra, ovvero la scia solitaria da cui siamo partiti, si aggiungono altre stelle. La più brillante in alto al centro del campo è Arcturus, mentre più giù si osserva abbastanza chiaramente la coda dell’Orsa Maggiore. Possiamo verificare questa visuale direttamente su Stellarium il quale, inserendo data e ora di acquisizione della foto, ci dà il responso: la scia luminosa non è stata prodotta da 3I/ATLAS ma da Fobos, la più grande delle lune marziane. La cometa è al centro del campo nella costellazione dei Cani da Caccia, non lontana da Cor Caroli, ma con una magnitudine stimata da Stellarium a 10.5 è molto al di sotto del limite di osservabilità.
L’immagine finale con i 16 subframe. NASA/JPL-Caltech/Simeon Schmauß.
Verifica su Stellarium elaborata sempre da Simeon Schmauß.
Ma quindi questa cometa si è vista da Marte?
Dopo aver analizzato l’immagine NavCam e svelato la natura della misteriosa scia, facciamo un piccolo passo indietro. La notte è sempre quella del 4 ottobre, ma giusto qualche minuto prima di quell’acquisizione. Tra le 6:26 e le 6:36 Perseverance ha puntato verso 3I/ATLAS anche la Right MastCam-Z impostata a 110 mm di lunghezza focale. Vengono scattate 20 immagini da 30 secondi in cui apparentemente non si vede nulla che non sia un terribile rumore digitale. Ancora una volta ci rivolgiamo a Simeon Schmauß il quale ha eseguito lo stacking delle 20 foto e una successiva eccellente elaborazione. Tante scie stellari dovute ai 30 secondi di posa si accendono grazie all’elaborazione di Simeon e c’è anche una macchia diffusa molto sospetta. Inserendo l’immagine in un software di astrometria abbiamo la conferma che ci troviamo nella costellazione dei Cani da Caccia e che quella debole macchia è proprio 3I/ATLAS, esattamente nella posizione prevista. Un personale ringraziamento va a Simeon sia per le immagini che per lo scambio piacevole e proficuo che abbiamo avuto tramite messaggi privati su Bluesky.
Uno dei 20 frame acquisiti nel Sol 1643 con la Right MastCam-Z. NASA/JPL-Caltech/ASU.
In alto: stacking ed elaborazione delle foto di MastCam-Z del Sol 1643. In basso la stessa immagine con l’annotazione delle stelle visibili e della cometa. NASA/JPL-Caltech/ASU/Simeon Schmauß.
3I/ATLAS vista anche dall’orbita di Marte
Il 7 ottobre l’Agenzia Spaziale Europea ESA ha diffuso le immagini della cometa interstellare catturate tramite il satellite Trace Gas Orbiter. TGO ha impiegato lo strumento CaSSIS producendo una sequenza di immagini a partire da esposizioni di 5 secondi. La dimensione del nucleo della cometa è troppo piccolo per poter essere risolto dalla camera di TGO da 30 milioni di km di distanza, ciò che si vede è la brillante chioma che si estende per alcune migliaia di km mentre il corpo celeste viene riscaldato dalla radiazione solare e i suoi ghiacci sublimano disperdendosi nello spazio.
A inizio ottobre mancavano ancora all’appello immagini di Mars Express, penalizzata dal fatto che il suo massimo tempo di esposizione è di 500 ms, un decimo di TGO, e la luminosità di 3I/ATLAS era ancora troppo bassa per consentirne la rilevazione. Risulta che i due satelliti abbiano tentato anche l’osservazione spettrale con gli strumenti OMEGA e SPICAM di Mars Express e NOMAD di TGO, ma non sono stati rilasciati dettagli a riguardo. È possibile che la coma e la coda della cometa non fossero abbastanza brillanti per ottenere delle rilevazioni significative.
TGO osserva 3I/ATLAS il 3 ottobre. Combinazione di svariate esposizioni di 5 secondi allineate sulla posizione della cometa, le altre strisce sono stelle. Crediti: ESA/TGO/CaSSIS.
A novembre 3I/ATLAS sarà stata osservata dalla sonda JUICE, anch’essa gestita dall’ESA. Tuttavia, vista l’attuale vicinanza al Sole durante questo frangente del suo viaggio verso Giove, al momento la sonda sta usando l’antenna ad alto guadagno come scudo termico e le comunicazioni avvengono solo tramite l’antenna a basso guadagno e dal limitato data rate. Vista inoltre la sua posizione, dall’altra parte del Sistema Solare rispetto alla Terra, non avremo conferma della rilevazione della cometa da parte sua prima di febbraio 2026.
Possibili segnali di vita su Marte
Nel pomeriggio di mercoledì 10 settembre la NASA ha indetto una conferenza stampa per riportare delle scoperte avvenute nell’ambito dell’esplorazione del Cratere Jezero e documentate in un articolo pubblicato contestualmente sulla rivista Nature. Perseverance parrebbe aver raggiunto uno degli obiettivi più ambiziosi della missione: individuare potenziali tracce di vita passata in un antico ambiente lacustre. Le analisi condotte nella formazione Bright Angel, nella Neretva Vallis, hanno svelato risultati che accendono il dibattito scientifico.
Dopo aver individuato l’anno scorso Cheyava Falls, una roccia con macchie molto particolari (l’abbiamo raccontata in questa rubrica su Coelum Astronomia n. 270), il rover Perseverance ha prodotto dati che sono stati poi sottoposti a un severo processo di peer review, un passaggio fondamentale che alla fine di questi mesi ha consentito di confermare la validità delle conclusioni. Un tempo simili ipotesi venivano presto smentite, ma in questo caso i revisori hanno concordato che la scoperta è solida e i risultati rappresentano, per usare le parole dell’amministratore ad interim della NASA Sean Duffy, “il segnale di vita più chiaro mai trovato su Marte”.
Immagine orbitale con il percorso del rover evidenziato in bianco, dalla valle Neretva fino agli affioramenti Bright Angel e Masonic Temple. I triangoli arancioni indicano i principali punti analizzati. NASA/JPL-Caltech.
Dettaglio delle particolari formazioni rinvenute su Cheyava Falls, macro della camera WATSON del 23 giugno 2024 (Sol 1188). NASA/JPL-Caltec.
Le rocce esplorate a Bright Angel sono argilliti, cioè rocce fini di origine sedimentaria, che contengono non solo carbonio organico ma anche particolari strutture mineralogiche: piccoli noduli e fronti di reazione formati da fosfati e solfuri di ferro. Minerali come la vivianite e la greigite, individuati grazie alle analisi chimiche e spettroscopiche, sono particolarmente interessanti perché sulla Terra si associano spesso a processi microbici di ossidoriduzione che avvengono in ambienti acquatici.
A sinistra: immagine a colori ottenuta con la camera ACI di SHERLOC in cui si distinguono piccoli noduli formatisi all’interno della roccia stessa e le zone di alterazione dove i minerali sono mutati chimicamente dopo la deposizione. Sono evidenziate anche le aree analizzate dagli strumenti SHERLOC e PIXL. A destra: spettri Raman misurati da SHERLOC su vari campioni della formazione Bright Angel. Il picco in banda G rivela la presenza di carbonio organico nei siti Walhalla Glades, Cheyava Falls e Apollo Temple. NASA/JPL-Caltech/ASU/MSSS.
Queste osservazioni sono il frutto del lavoro di tre strumenti chiave del rover. Il primo è WATSON che ha permesso di riconoscere le microscopiche strutture nodulari e i contrasti cromatici dei fronti di reazione, le cosiddette “macchie di leopardo” e i “semi di papavero” (leopard spots e poppy seeds in inglese). C’è poi PIXL, lo spettrometro a fluorescenza X che ha mappato la distribuzione chimica della roccia mostrando come ferro, fosforo e zolfo si concentrino nei noduli, confermando che si sono formati in situ a seguito di reazioni chimiche successive alla deposizione. L’ultimo strumento è SHERLOC, lo spettrometro Raman dedicato alla ricerca di molecole organiche, il quale ha individuato la banda G nei suoi spettri.
Quando parliamo di tracce organiche su Marte, uno dei segnali più cercati è proprio la banda G rilevata dalla spettroscopia Raman. Essa è un picco caratteristico nello spettro Raman, centrato intorno a 1600 cm⁻¹, che corrisponde alla vibrazione degli atomi di carbonio in strutture a legame sp², tipiche della grafite e di molte molecole organiche complesse.
Tuttavia la banda G da sola non prova l’esistenza di vita perché il carbonio organico può avere anche origini abiotiche. Gli scienziati mantengono grande prudenza perché le stesse trasformazioni potrebbero essere spiegate da reazioni puramente chimiche che possono ridurre il ferro e lo zolfo in condizioni compatibili con quelle presenti su Marte miliardi di anni fa.
Il suo riscontro tuttavia, in associazione a minerali redox-sensibili come vivianite e greigite, e in un contesto sedimentario acquoso, aumenta l’interesse astrobiologico delle rocce della formazione Bright Angel. Sulla Terra, fenomeni simili avvengono in ambienti lacustri o marini poco ossigenati, dove la degradazione della materia organica da parte di microbi porta a reazioni chimiche che precipitano questi minerali. La combinazione di materia organica, noduli mineralogici redox e contesto sedimentario acquoso confermano la formazione Bright Angel come uno dei siti più promettenti finora esplorati per indagare la questione della vita sul Pianeta Rosso.
Il lavoro del team scientifico di Perseverance ha permesso di utilizzare ogni strumento disponibile sul rover, spingendo al limite le sue capacità di analisi ma per determinare in modo definitivo se le “firme biologiche” trovate nelle rocce fangose siano effettivamente di origine biologica, sarà necessario riportare i campioni sulla Terra. Infatti una possibile spiegazione non biologica suggerisce che i minerali come la grigite potrebbero essersi formati se la roccia fosse stata riscaldata, un processo che il rover non può confermare.
Perseverance ha già raccolto un campione da questa unità, chiamato “Sapphire Canyon”, che un giorno potrebbe essere analizzato nei laboratori terrestri. Solo studi più dettagliati, con strumentazione avanzata, potranno chiarire se le tracce trovate siano il risultato di semplici reazioni chimiche o, al contrario, il primo segnale confermato della presenza di antichi microbi marziani.
Prelievo di Sapphire Canyon nel Sol 1215 (21 luglio 2024). NASA/JPL-Caltech/Piras.
La speranza è che la comunità di ricerca, con l’accesso ai dati e, in futuro, ai campioni stessi, possa condurre esperimenti in laboratorio per ricreare queste caratteristiche, sia con processi biologici che non, e svelare così il mistero.
La NASA è inoltre il primo attore che non intende fermarsi ai risultati correnti: la conferenza di presentazione della ricerca è stata anche un appello al mondo scientifico a continuare con ancora maggior severità la revisione dei dati e delle attuali ipotesi. La ricerca, perciò, continua, e rappresenta solo l’ultimo tassello di un lavoro iniziato dalla NASA 30 anni fa con il piccolo rover Sojourner e che mantiene più vivo che mai l’entusiasmo per ciò che il futuro dell’esplorazione marziana ci riserverà.
L’astrobiologia è il campo che più di ogni altro sfiora il confine con una delle grandi domande dell’umanità: «Siamo soli nell’Universo?» Ogni possibile segnale, ogni anomalia chimica, ogni fenomeno inspiegato può accendere l’entusiasmo di scienziati, mezzi di comunicazione e pubblico. Ma la storia ci insegna che proprio in questo terreno fertile si nascondono i rischi più grandi, come errori di misura, interpretazioni frettolose, bias cognitivi. Un nuovo studio pubblicato su arXiv, “Responsible Discovery in Astrobiology: Lessons from Four Controversial Claims”, ripercorre quattro casi celebri in cui si è pensato — o si è voluto credere — di aver trovato tracce di vita extraterrestre. Non sono semplici episodi storici: sono lezioni preziose per chi fa scienza, per chi si occupa di comunicazione e anche per chi sogna!
Anno 1877 I canali di Marte Nel XIX secolo alcuni astronomi, osservando Marte con telescopi ancora limitati, credettero di scorgere una rete di “canali artificiali”. La fantasia collettiva trasformò quelle linee sfocate in opere di una decadente civiltà marziana. Oggi sappiamo che si trattava di illusioni ottiche, amplificate dal desiderio di vedere vita dove non c’era. È una lezione fondamentale: la percezione umana non è un dato scientifico.
La mappa di Marte pubblicata da Schiaparelli nel 1890.
Anno 1976 sonde Viking Gli esperimenti biologici delle sonde Viking cercavano metaboliti nel suolo di Marte. Un test diede un risultato positivo, scatenando l’ipotesi della presenza di microbi. Ma l’assenza di composti organici rilevabili e altre anomalie portarono la comunità a ritenere che il segnale fosse dovuto a processi chimici non biologici. Ricordiamoci che un singolo dato “promettente” non basta: la scienza richiede convergenza di prove.
Foto del suolo marziano ripresa dal Viking 1
Anno 2020 La fosfina su Venere Nel 2020 la possibile rilevazione di fosfina nell’atmosfera venusiana, una molecola che sulla Terra ha forti associazioni biologiche, fece pensare a forme di vita nei cieli acidi di Venere. Tuttavia, rianalisi successive hanno mostrato che il segnale era debolissimo, non potevano essere esclusi errori di calibrazione, altri gas o fenomeni atmosferici potevano imitare il segnale della fosfina. Ricordiamoci che a volte il clamore supera i dati.
Struttura 3D a sfere della fosfina.
Anno 2020 Il segnale BLC1 Un segnale radio preciso e sorprendentemente simile a una trasmissione artificiale proveniva dalla direzione di Proxima Centauri. Per un breve periodo si temette (o meglio, si sperò) di aver intercettato un segnale extraterrestre. Ma analisi approfondite lo identificarono come un’interferenza terrestre. Ricordiamoci di trattare con cautela anche le scoperte più emozionanti: la tecnologia può essere piena di inganni.
Osservatorio Parkes che ha rilevato BLC-1
L’articolo mostra come in tutti e quattro i casi la dinamica sia stata simile, ovvero: un segnale ambiguo, interpretazioni ottimistiche, forte amplificazione mediatica, una fase successiva di correzione e prudenza. Gli autori propongono alcuni principi chiave: comunicare sempre l’incertezza. Ad esempio, scrivere “potrebbe” è più onesto e più scientifico che “abbiamo trovato vita”. È necessario valutare oggettivamente i propri pregiudizi: l’essere umano tende a vedere collegamenti, intenzioni e significati persino dove non ce ne sono. Sono necessarie verifiche indipendenti prima di un annuncio eclatante: una scoperta è tale solo quando è replicabile e quando è stata confermata da studi indipendenti. Infine, bisogna favorire un dialogo chiaro tra scienziati, media e pubblico: la comunicazione scientifica non deve creare illusioni, ma accompagnare alla comprensione. Viviamo nell’epoca di una astronomia rivoluzionaria dove la possibilità di trovare vita, anche microbica, non è mai stata così concreta. Proprio per questo serve rigore, cautela e una comunicazione responsabile.
Fonte principale: ArXiv: 2512.04122 – Responsible Discovery in Astrobiology: Lessons from Four Controversial Claims
Immagine finale, ottenuta con il Workflow ShaRA, del cuore della nebulosa Uovo di Drago (NGC6164) nella costellazione della Norma; telescopio RC da 1000mm di diametro e 6800mm di focale, composizione HOO per un totale di più di 8 ore di esposizione alla quale è stata aggiunta la componente RGBHOO ottenuta col più piccolo Newton da 500mm di diametro.
di Aldo Zanetti e ShaRA Team
Indice dei contenuti
Il Target
Immagine finale, ottenuta con il Workflow ShaRA, del cuore della nebulosa Uovo di Drago (NGC6164) nella costellazione della Norma; telescopio RC da 1000mm di diametro e 6800mm di focale, composizione HOO per un totale di più di 8 ore di esposizione alla quale è stata aggiunta la componente RGBHOO ottenuta col più piccolo Newton da 500mm di diametro.
Nel progetto ShaRA#13 il team ha affrontato un soggetto recentemente diventato iconico nella community di astrofotografi mondiali grazie alla disponibilità sempre maggiore di stazioni osservative remote, ubicate nell’emisfero sud del nostro pianeta, capaci quindi di riprendere agevolmente target del cielo australe come questo, ossia la nebulosa ad emissione Uovo di Drago. Il progetto è stato sviluppato combinando le riprese di due grandi telescopi remoti cileni, molto diversi tra loro per lunghezza focale, caratteristiche ottiche e meccaniche: l’RC1000 ed il Newton 500. La sfida del tredicesimo progetto è stata quella di fondere le immagini derivanti dal telescopio a maggior lunghezza focale con quelle realizzate col telescopio “più piccolo”, combinando sessioni di ripresa con filtri a banda larga e banda stretta, in 15 nottate differenti, per un totale di quasi 40 ore di integrazione, talvolta realizzate in contemporanea coi due telescopi. Nel fare questo il team si è imbattuto in svariate complessità elaborative, ed anche in una sorpresa finale. Ma andiamo con ordine.
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Dati Astronomici
La nebulosa Uovo di Drago, catalogata nel New General Catalog come NGC 6164, è una nebulosa ad emissione che si trova a circa 4200 anni luce dalla terra nella costellazione australe della Norma (la squadra del falegname, come nominata da Nicolas Louis de Lacaille nel 1763). La sua forma rettangolare e bipolare ricorda quella di una nebulosa planetaria, ovvero del resto dell’esplosione di una vecchia stella morente, con cui spesso viene confusa, ma in realtà il gas che la compone è espulso da una giovane e massiccia stella di tipo O che si trova al suo centro e che è anche la fonte di energia per la sua ionizzazione. La nebulosa si estende per 4,2 anni luce. La stella che la genera (HD 148937) ha una massa di circa 40 masse solari ed è circondata da un intenso campo magnetico. In virtù della sua grande massa la stella consumerà velocemente la sua vita. Al momento la sua età è stimata in 3-4 milioni di anni, e dato che questo tipo di stelle ha un’età media di 6 milioni di anni, fra circa due milioni di anni probabilmente esploderà in una supernova. Questa nebulosa fu scoperta nel 1834 da John Herschel.
L’elaborazione delle immagini
Le immagini sono state acquisite con il telescopio Ritchey-Cretien da 1 metro di diametro e lunghezza focale di 6,8 metri per quanto riguarda i canali in banda stretta H-alpha e OIII, e con quello Newton da 50 centimetri e lunghezza focale 1,934 metri per la parte RGB più i tre canali SHO, entrambi del servizio remoto Chilescope. Le camere di ripresa sono state due CCD FLI Proline 16803 per il RC e il Newton.
I filtri utilizzati sono stati i classici RGB per la banda larga, e i filtri SII, H-alpha e OIII per la banda stretta, tutti della marca Astrodon. I tempi di acquisizione scelti: 600 secondi x 24 immagini per l’H-alpha e 600s x 27 immagini per l’OIII sul metro, affiancati sul 50 centimetri da 600 secondi x 57 immagini per l’H-alpha più 600s x 58 immagini per l’OIII più 600s x 55 immagini per l’SII, cui si sono aggiunti 12 frame da 300 secondi per ognuno dei canali RGB per le stelle del fondo cielo. Il totale dei tempi di acquisizione è stato pertanto di 8 ore e mezzo per il metro e di 31 ore e 20 minuti per il 50 centimetri. Tutte le immagini utilizzate erano in binning 1.
Per diversi membri del team ShaRA si è trattato della prima volta con l’utilizzo del telescopio da un metro, ciò ha contribuito a rendere l’impresa più stimolante ed eccitante. C’è stata anche l’occasione per realizzare alcune sessioni in contemporanea così da confrontare la resa ottica e le performance dei due strumenti sotto lo stesso identico cielo e le identiche condizioni meteo (i telescopi sono operativi a 30 metri di distanza l’uno dall’altro).
Con un confronto interno al team abbiamo valutato il tipo di immagini da utilizzare per il superstacking, optando per un’elaborazione RGB più HOO sul telescopio da 50 centimetri, aggiungendo successivamente le immagini in HOO del telescopio da un metro a quanto già ottenuto. La soluzione scelta ha consentito di accentuare i dettagli della nebulosa, soprattutto nella sua parte più interna, per poi montarli nel campo più ampio e con le stelle con i colori dell’RGB. Abbiamo poi chiesto a chi fosse disponibile la possibilità di fare anche l’elaborazione in SHO, la quale non sarebbe poi stata usata per il classico Workflow ShaRA (ossia votazioni anonime e superstack pesato con PixelMath di PixInsight), così abbiamo ottenuto un’ulteriore versione di questo bellissimo campo.
Confronto tra due riprese nel canale H-alpha realizzate nello stesso istante, la notte del 19 giugno 2025 alle 23.30 UTC, dai due telescopi usati per ShaRA#13; a sinistra singola posa da 600s realizzata col Newton da 500mm f/3.8, a destra singola posa da 600s realizzata con l’RC1000 f/6.8. Filtro H-alpha Astrodon 5nm e camera CCD FLI 16800 Pro Line per ambo i telescopi. L’immagine del Newton è stata croppata e riscalata al FoV del RC per agevolare il confronto. Si noti nell’immagine del Newton le bande verticali nere e bianche, tipici difetti dei sensori CCD, eliminate poi i post-produzione. L’RC ha meno profondità (f/6.8 rispetto l’f/3.8 del Newton) ma una maggiore risoluzione.
Come spesso accade con immagini acquisite dal Cile non si è presentata la necessità di eliminare gradienti (non c’erano), e siamo passati subito alla combinazione dei canali, al solito fatta da qualche membro con Pixinsight e da qualcun altro con Photoshop o GIMP. Alcuni si sono concentrati sulle riprese ottenute con il metro, in modo da avere da subito evidente il livello del dettaglio della nebulosa, che è apparso affascinante anche a chi elabora immagini da diversi anni. Il workflow generico utilizzato da alcuni membri per elaborare le immagini acquisite col RC da 1 metro sostanzialmente segue gli step: deconvoluzione, una leggerissima riduzione del rumore, separazione delle stelle dalle parti nebulari e trasformazione dell’immagine senza stelle dalla fase lineare a quella sviluppata. A seconda dei diversi software utilizzati si è proceduto poi con diverse strade a montare l’immagine senza stelle in HOO, ovvero assegnando il segnale di H-alpha al canale rosso, una combinazione fra H-alpha e OIII al verde e il segnale di OIII al canale blu. Si tratta di uno dei passaggi più delicati essendo le “bolle”, causate dalla pressione di radiazione della stella, ben presenti sia in H-alpha che in OIII, il relativo colore quindi avrebbe dovuto tener conto dell’informazione e non rendere l’immagine né troppo rossa né troppo azzurra.
Immagine finale, ottenuta con il Workflow ShaRA, della nebulosa Uovo di Drago (NGC6164) nella costellazione della Norma; telescopio Newton da 500mm di diametro e 1900mm di focale, composizione RGBHOO per un totale di più di 30 ore di esposizione.
Ci siamo dedicati poi a preparare l’immagine ottenuta con il 50 centimetri. Ai vari frame sono state applicate le due elaborazioni separate di RGB e di HOO. La prima in banda larga per ottenere una buona immagine delle stelle con i colori più naturali possibili, la seconda come già fatto per il metro.
Per quanto riguarda l’RGB, e quindi le stelle, il workflow è stato: la combinazione dei canali RGB, poi deconvoluzione, calibrazione del colore e separazione delle stelle dalla nebulosa, infine sviluppo della parte delle stelle e attenta correzione dei colori. Per l’HOO si veda quando già fatto nel caso del telescopio da 1 metro. Alla fine, abbiamo ricombinato l’immagine HOO della nebulosa con la RGB delle stelle per ottenere l’immagine finale del 50 centimetri.
Chi del gruppo ha lavorato alle immagini di entrambi gli strumenti ha potuto confrontare la differenza di dettagli fra le immagini prese alle due focali nonché la differente resa sulle stelle (l’RC ha un supporto del secondario volto ad eliminare gli spike delle stelle). L’opinione condivisa è stata che l’immagine a più lunga focale contiene un leggero aumento dei dettagli ma anche l’immagine del 50 centimetri mostra dettagli eccellenti. Perciò abbiamo scelto di precedere con l’ultimo passo di questa lunga e complessa elaborazione, scalando le due immagini per renderle sovrapponibili e ricombinandole per dare l’immagine con il cielo di sfondo con i colori naturali e la nebulosa in HOO con tutti i dettagli al massimo livello. E qui i novizi del RC1000, si sono imbattuti in una sorpresa facile da spiegare ma a cui inizialmente non avevano pensato: le due immagini si presentavano infatti ribaltate specularmente l’una rispetto all’altra. Questo fatto è dovuto alla diversa configurazione ottica dei due telescopi, in cui uno introduce un numero di riflessioni pari ed uno un numero dispari. Fortunatamente i vari software di elaborazione delle immagini consentono di rovesciare specularmente le immagini, e quindi la fusione dei due contributi è continuata scalando di un fattore 3.5 l’immagine del 50 centimetri (rapporto tra le due focali), e allineando le stelle con StarAlignement di PixInsight. Il risultato sono le immagini singole che vedete in queste pagine.
In ultimo l’elaborazione in SHO, partendo dai tre canali NB, ha richiesto un tempo e sforzo limitato, dato che i due canali H-alpha e OIII erano già stati preparati per le immagini precedenti, così come le stelle in RGB. Abbiamo quindi preparato l’SII come fatto con gli altri due canali NB, e poi abbiamo combinato i tre colori attribuendo i canali SII al rosso, H-alpha al verde e OIII al blu. L’immagine ottenuta, in quella che viene chiamata Hubble Palette dall’attribuzione del segnale a colori traslati ma rispettosi della sequenza delle lunghezze d’onda tipica dell’Hubble Space Telescope, mostra dominanti gialle e verde acido tipiche di questa combinazione per cui qualcuno del team ha anche preparato un’immagine più orientata all’estetica che attribuisce i colori sempre secondo la sequenza delle lunghezze d’onda, ma più virata sulle tonalità del giallo e del rosso. I dettagli della nebulosa sono molto ben marcati, come sempre quando si utilizza segnale acquisito con filtri in banda stretta. L’algoritmo di superstacking di ShaRA ha poi provveduto a fondere le immagini individuali del RGB-HOO in una unica del gruppo, ed ecco il risultato finale di ShaRA#13, l’Uovo del Drago, con un livello di elaborazione e di dettagli raramente confrontabile.
Variante SHO (Hubble Palette) dell’immagine ottenuta col Newton da 500mm di diametro sulla nebulosa Uovo di Drago.
Variante SHO (Hubble Palette) dell’immagine ottenuta col Newton da 500mm di diametro sulla nebulosa Uovo di Drago. Telescopio RC da 1000mm di diametro e 6800mm di focale, composizione HOO per un totale di più di 8 ore di esposizione alla quale è stata aggiunta la componente RGBHOO ottenuta col più piccolo Newton da 500mm di diametro.
Osservatorio per le Onde Gravitazionali sulla Luna
di Ferdinando Patat e Silvia Piranomonte
Indice dei contenuti
ABSTRACT
La rivelazione delle onde gravitazionali ha inaugurato una nuova era dell’astrofisica, consentendo di studiare il cosmo attraverso le vibrazioni dello spazio-tempo. Tuttavia, la banda delle frequenze intermedie (0.01–1 Hz) rimane oggi inesplorata: le limitazioni dovute al rumore sismico e atmosferico dei rivelatori terrestri e i vincoli tecnologici di quelli spaziali hanno creato un vero e proprio “deserto osservativo”. La Lunar Gravitational-Wave Antenna (LGWA) propone di colmare questo gap sfruttando la Luna come rivelatore naturale, misurando le sue deformazioni globali indotte dal passaggio di onde gravitazionali attraverso una rete di stazioni sismografiche ultra-sensibili installate in regioni permanentemente in ombra al polo sud lunare, estremamente silenziose e stabili dal punto di vista sismico e termico. Questo approccio permetterà di investigare fenomeni finora invisibili, tra cui buchi neri di massa intermedia, binarie di nane bianche e sistemi che precedono esplosioni di supernova, oltre a fornire preziose informazioni sulla struttura interna del nostro satellite e sull’origine della Luna. LGWA rappresenta quindi un progetto visionario e complementare a futuri interferometri terrestri e spaziali, aprendo la strada a un osservatorio gravitazionale planetario unico nel suo genere e alla piena realizzazione dell’astronomia multi-messaggera nel dominio delle frequenze intermedie.
Quando, nel settembre 2015, i rivelatori LIGO negli Stati Uniti e Virgo in Italia captarono un segnale di due buchi neri in collisione, si aprì una finestra completamente nuova sull’Universo. Per la prima volta, invece di osservare il cosmo attraverso la luce, ne ascoltavamo le vibrazioni dello spazio-tempo: le onde gravitazionali. Predette un secolo prima da Einstein, queste minuscole increspature – con ampiezze pari a un millesimo del diametro di un protone – viaggiano alla velocità della luce trasportando informazioni dirette su eventi cataclismici altrimenti invisibili a qualsiasi telescopio.
Oltre a questa scoperta epocale ne arrivò presto un’altra. Nell’agosto del 2017, gli interferometri LIGO e Virgo rivelarono il segnale GW170817 associato per la prima volta alla fusione di due stelle di neutroni che, a differenza dei buchi neri, emettono anche la luce. Nel giro di pochi secondi, decine di telescopi in tutto il mondo si orientarono verso la stessa regione di cielo, catturando un lampo gamma seguito da emissioni ottiche, infrarosse e radio. Nacque così l’astronomia multi-messaggera, capace di osservare lo stesso evento cosmico attraverso “messaggeri” diversi – onde gravitazionali, fotoni di ogni energia, e potenzialmente neutrini – fornendo una visione più completa e coerente del fenomeno. In meno di un decennio, LIGO e Virgo sono riusciti a catalogare centinaia di fusioni di buchi neri insieme a due eventi di collisioni tra stelle di neutroni, consolidando così la nuova disciplina dell’astronomia gravitazionale.
Il Laboratorio LIGO gestisce due siti di rilevazione distanti tra loro circa 3000 km (1800 miglia): uno vicino a Hanford, nello stato di Washington, e l’altro nei pressi di Livingston, in Louisiana. La foto mostra il rivelatore di Hanford. Crediti Caltech/MIT/LIGO Lab.
Il deserto delle Frequenze Intermedie
Ogni evento astrofisico che coinvolge masse in rapido movimento genera onde gravitazionali a frequenze caratteristiche. Le fusioni di buchi neri stellari – con masse pari a qualche decina di volte quella del Sole – come anche quelle di stelle di neutroni, producono segnali compresi tra 10 e 1000 Hz. Questo intervallo rientra nella banda di frequenza operativa degli attuali rivelatori terrestri, come LIGO e Virgo e in futuro dell’Einstein Telescope (ET), l’interferometro sotterraneo di terza generazione in fase di progettazione in Europa, che promette una sensibilità fino a dieci volte superiore. I buchi neri supermassicci, di milioni o miliardi di masse solari situati al centro delle galassie, generano invece onde a frequenze molto più basse, da 0.1 millihertz a 0.1 Hz, che il futuro interferometro spaziale LISA dell’Agenzia Spaziale Europea, potrà rivelare a partire dal 2035. Fra questi due mondi – tra un decimo di hertz e qualche hertz – ad oggi si estende un vero e proprio deserto osservativo. Questa è la regione dei decihertz, dove si celano eventi chiave come i buchi neri di massa intermedia che collegano quelli stellari a quelli supermassicci, le fusioni di stelle di neutroni e nane bianche, i precursori delle esplosioni di supernova e altri fenomeni fondamentali per comprendere l’evoluzione dell’universo. Per osservare questi fenomeni serve un rivelatore in grado di captare frequenze più basse di quelle accessibili sulla Terra, ma non così basse come quelle che LISA rivelerà dallo spazio. In altre parole, serve una piattaforma che faccia da ponte osservativo tra gli interferometri spaziali e quelli terrestri, che sia stabile e silenziosa. Come vedremo, tra i corpi del Sistema Solare, la Luna sembra essere uno dei candidati più adatti a offrire le condizioni necessarie. Ed è qui che entra in scena la Lunar Gravitational-wave Antenna (LGWA), un progetto audace e visionario proposto da un consorzio internazionale guidato da ricercatori del Gran Sasso Science Institute (GSSI), dell’Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF), dell’Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN) e dell’Istituto Nazionale di Geofisica e Vulcanologia (INGV). Ne avevamo già anticipato alcune notizie in Coelum n°254. L’idea è tanto semplice quanto rivoluzionaria: utilizzare la Luna stessa come un gigantesco rivelatore di onde gravitazionali, sfruttando le sue uniche caratteristiche geofisiche per riempire quel gap osservativo che nessun altro strumento può colmare.
Un’alternativa ai Metodi Interferometrici
La caccia alle onde gravitazionali è iniziata molto prima che l’era LIGO/Virgo consacrasse l’interferometria laser, grazie a una brillante idea del fisico Joseph Weber. Il principio su cui si fonda quest’idea è molto semplice. Quando un corpo elastico viene colpito o sollecitato da un segnale periodico, inizia a vibrare. Se la frequenza del segnale assume dei valori specifici, che dipendono dalle proprietà fisiche del corpo stesso, questo entra in risonanza e le oscillazioni si amplificano enormemente. Weber pensò di sfruttare proprio questo effetto, intuendo che il passaggio di un’onda gravitazionale, comprimendo e stirando lo spazio, avrebbe potuto far entrare in risonanza delle pesanti barre metalliche. Weber ebbe quest’idea dopo aver ascoltato Richard Feynmann alla storica conferenza di Chapel Hill nel 1957, durante la quale il noto fisico americano aveva esposto il seguente argomento: se le onde gravitazionali avevano realtà fisica, fatto sul quale all’epoca non tutti erano d’accordo, allora dovevano necessariamente trasportare energia e questa poteva essere dissipata, rendendo quindi possibile la loro rivelazione diretta. Un ragionamento dalla limpidezza sconcertante, che portava lo studio le onde gravitazionali dal campo puramente teorico, cui erano rimaste confinate per quarant’anni, a quello sperimentale.
Joseph Weber il primo ad ipotizzare che un corpo, colpito da un’onda gravitazionale, dovesse vibrare.
Perseguendo tenacemente questa idea, negli anni che seguirono Weber e i suoi collaboratori realizzarono diversi detector di questo tipo, costituiti da cilindri di alluminio lunghi circa due metri e del peso di svariate tonnellate, sospesi in modo da isolarli dal rumore esterno e connessi a sensori piezoelettrici atti a rivelarne le vibrazioni. Facendo un parallelo musicale, si può immaginare il tutto come un sistema di microfoni che registrino il suono emesso da una campana tubolare quando il musicista la percuote col mazzuolo. Solo che nel caso delle barre di Weber l’ampiezza dell’oscillazione prevista attorno alla loro frequenza di risonanza (fra 1 e 2 kHz, quindi nel dominio delle frequenze udibili) era dell’ordine di 10⁻16 m: una frazione di metro pari a un decimilionesimo di miliardesimo — molto meno del diametro di un nucleo atomico. Le misure erano ostacolate dalle limitazioni tecnologiche e dall’elevato livello del rumore generato dall’agitazione termica all’interno del metallo, rumore che possiamo paragonare al fruscio in una registrazione. Per mitigare i disturbi ambientali, Weber usò coppie di rivelatori posti a mille chilometri di distanza e connessi da una rete telefonica veloce. Sulla base dei dati raccolti, alla fine degli anni ’60 annunciò di aver osservato eventi compatibili con le onde gravitazionali. Tuttavia, esperimenti indipendenti, fra i quali quelli condotti qui in Italia da Edoardo Amaldi, Guido Pizzella e i loro collaboratori, non confermarono i risultati di Weber, tanto che la comunità scientifica concluse che quei segnali dovevano essere spuri. Ciò nonostante, oltre ad aver dato un impulso fondamentale alla ricerca sperimentale sulle onde gravitazionali, l’idea seminale di Weber ebbe un importante ed immediato risvolto.
L’Antenna per l’ Apollo 17’s Lunar Seismic Profiling Experiment. Crediti NASA Apollo 17 photograph AS17-136-20704.
Infatti, dalla barra risonante alla gravimetria il passo concettuale è breve: invece di misurare le vibrazioni di un corpo che entri in risonanza, si possono rilevare minuscole variazioni del campo di gravità locale indotte dalle deformazioni globali subite dal corpo al passaggio di un’onda gravitazionale. Proprio con questo spirito — e con Weber tra i promotori — durante la missione Apollo 17 fu portato sulla Luna il Lunar Surface Gravimeter (LSG), uno strumento di precisione che avrebbe dovuto, nelle intenzioni di chi lo aveva ideato e progettato, misurare sia le deformazioni mareali della crosta lunare sia eventuali oscillazioni indotte dalle onde gravitazionali. L’LSG però mancò il suo obiettivo: un errore di taratura legato all’adattamento dell’apparato alla gravità lunare, la ridotta capacità di regolazione fine e alcuni problemi termici ne compromisero il funzionamento. In realtà, come si è capito in seguito, né le barre di Weber né l’LSG possedevano la sensibilità necessaria alla rivelazione diretta delle onde gravitazionali. Il concetto di entrambi gli esperimenti era troppo avanti rispetto alla tecnologia disponibile all’epoca, ma lasciava in eredità un’idea visionaria: che un corpo celeste potesse essere usato come un enorme rivelatore.
Genesi di un’Idea
Alla fine degli anni duemila, negli Stati Uniti si sta analizzando la fattibilità di un telescopio sotterraneo per le onde gravitazionali, concettualmente simile a quello dell’Einstein Telescope di cui si sta discutendo in Europa. Jan Harms è un post-doc alla University of Minnesota, ed è alla ricerca di un sito adatto al nuovo progetto. Sta studiando gli effetti del rumore ambientale a un chilometro e mezzo di profondità, in fondo ai cunicoli di una vecchia miniera d’oro nel South Dakota. Esegue dei test e raccoglie dati, finché si convince che la tecnica dell’interferometria laser, quella utilizzata da LIGO e Virgo, alle basse frequenze si sarebbe presto scontrata con dei limiti invalicabili, anche quando fosse stata impiegata a grandi profondità nel sottosuolo terrestre. Nonostante i vantaggi offerti da un rivelatore sotterraneo, non sarebbe mai stato possibile eliminare le fluttuazioni del campo di gravità causate dall’atmosfera e dalle onde sismiche.
Jan Harms il primo a riprendere l’ipotesi di Weber e avviare nuove indagini di approfondimento. È l’ideatore di LGWA
Harms giunge così alla conclusione che, per studiare le onde gravitazionali a frequenze inferiori a pochi Hertz, sarebbe stato necessario sviluppare altri concetti, nuove idee. Negli anni successivi prosegue la ricerca in quella direzione, con un gruppo di ricercatori che lavora allo studio di un ricevitore terrestre per la banda dei decihertz. A seguito di un incontro tenutosi alle Hawai’i nel 2012, quando Jan è ricercatore presso il Caltech, lui e i suoi collaboratori pubblicano un articolo in cui giungono ad una scoraggiante conclusione: non c’è alcuna strada tecnologicamente praticabile per ridurre il rumore di fondo terrestre in modo da rendere possibile l’osservazione di onde gravitazionali fra i 0.01 Hz e qualche Hz. La via sembra chiusa.
Nel corso del 2013, Harms prosegue i suoi studi sul rumore ambientale insieme a Michael Coughlin, uno studente della Harvard University. Per comprendere a fondo i limiti fondamentali imposti dal rumore ambientale, i due scaricano su un cluster del California Institute of Technology tutti i dati sismici allora pubblicamente disponibili. Ed è proprio durante l’analisi di quei dati che Harms s’imbatte in un articolo di Freeman Dyson — una lettura destinata a cambiare il corso delle sue ricerche e a gettare le basi della Lunar Gravitational Wave Antenna. In quella pubblicazione, uscita più di quarant’anni prima, Dyson presentava un modello di come un corpo come la Terra risponda alle sollecitazioni meccaniche indotte dal passaggio di onde gravitazionali. In linea di principio il risultato è promettente, ma l’ampiezza prevista per il segnale è così piccola che il rumore sismico e atmosferico lo sovrastano: anche questa via pare chiusa. Harms non si dà per vinto e lavora ad un metodo che gli permetta di ridurre questo disturbo. I dettagli sono complessi, ma il concetto è questo: è possibile diminuire il rumore se si dispone di misure indipendenti e simultanee, ed il risultato migliore si ottiene quando le stazioni sismografiche sono una agli antipodi dell’altra. Harms e Coughlin si mettono al lavoro e, correlando coppie di stazioni e anni di dati ottenuti da ogni stazione, calcolano i nuovi limiti di sensibilità. Il risultato è straordinario: l’utilizzo della correlazione fra coppie di segnali indipendenti permette una riduzione del rumore di cento milioni di volte. Harms e Coughlin pubblicano i loro risultati su Physical Review, in una serie di tre articoli. Nell’ultimo di questi utilizzano i dati raccolti dalle missioni Apollo. Nonostante la scarsità e la qualità delle informazioni a disposizione, i due ricercatori raggiungono un risultato fondamentale per gli sviluppi di questa storia: la Luna è il sito ideale per la realizzazione del concetto di misura ideato da Freeman Dyson nel 1969.
Gli studi si fermano per qualche anno e anche se l’idea rimane in sospeso, è troppo brillante per cadere nell’oblio. In occasione della Call for Ideas dell’ESA del 2020, dedicata all’esplorazione lunare con un grande lander europeo, un gruppo di ricercatori italiani si incontra per discutere un possibile progetto da presentare all’agenzia spaziale. Del gruppo fa parte anche Marica Branchesi, che si ricorda dei precedenti studi di Harms sui dati sismici lunari e propone di rimettere mano a quell’idea. La proposta viene accolta con entusiasmo e nel giro di poche settimane il concetto di LGWA prende forma.
Il progetto prevede l’installazione di almeno quattro stazioni sismiche, capaci di rilevare le oscillazioni della Luna nella banda che va da 1 millihertz a 10 hertz, nella regione del Mare delle Tempeste.
Le stazioni, disposte a formare un array di circa un chilometro di diametro, sarebbero state posizionate con precisione da una flotta di droni autonomi.
Poco tempo dopo si costituisce formalmente la collaborazione LGWA, che tiene il suo primo incontro ufficiale nell’autunno dello stesso anno. Nel 2021 viene pubblicato su The Astrophysical Journal il primo articolo dedicato al progetto, in cui vengono presentati il concetto generale e i primi studi sui casi scientifici della missione. Da quel momento la collaborazione cresce rapidamente, approfondendo sia gli aspetti scientifici che quelli tecnologici e avviando i primi contatti con potenziali partner industriali. Le attività di questa fase esplorativa culminano nell’autunno del 2024 con la pubblicazione del white paper, che presenta il progetto in forma dettagliata ed è frutto di una collaborazione internazionale che comprende oltre settanta ricercatori. L’articolo è disponibile a questo link https://arxiv.org/html/2404.09181v1 .
Dalla Terra alla Luna
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Come si è visto, per costruire un rivelatore di onde gravitazionali estremamente sensibile serve un ambiente che sia, prima di tutto, sismicamente quieto. La Terra, con la sua incessante attività geologica e biologica, è tutt’altro che tale: i movimenti tettonici, i terremoti, il continuo movimento delle masse oceaniche, le loro maree e l’attività antropica generano un rumore di fondo che sovrasta qualunque segnale nella banda delle frequenze intermedie. La Luna, invece, è un mondo quasi perfettamente immobile. Anche se, come abbiamo visto, l’esperimento gravimetrico di Apollo 17 ha avuto poca fortuna, i sismometri passivi delle missioni Apollo hanno fornito un’importantissima mole di dati: dal Passive Seismic Experiment (PSE) di Apollo 11 alla rete ALSEP di Apollo 12, 14, 15 e 16, gli strumenti hanno registrato lunamoti e impatti meteoritici. A quelle sorgenti naturali se ne sono aggiunte altre di artificiali e controllate: la NASA ha fatto impattare deliberatamente stadi di razzo (S-IVB) e moduli di ascesa, generando segnali utili per la tomografia della crosta. In particolare, durante la missione Apollo 17, gli astronauti hanno installato il Lunar Seismic Profiling Experiment (LSPE): una serie di cariche collocate fino a oltre due chilometri a mezzo dal sito, detonate via radio quando l’equipaggio era già ripartito, per generare onde sismiche e ricavare la stratigrafia locale. Anche Apollo 16 ha utilizzato cariche sparate e innescate da remoto a scopo analogo. Questi esperimenti, oltre a fornire la base dei modelli sismologici lunari odierni, hanno rivelato un aspetto importantissimo: dopo ogni impatto o lunamoto, le vibrazioni non si estinguono rapidamente come sulla Terra, ma continuano a risuonare per ore. Ciò significa che la Luna ha un fattore di qualità (indicato come Q) estremamente alto, e cioè perde pochissima energia quando vibra.
In termini pratici, le sue oscillazioni si smorzano molto lentamente. Per riprendere il nostro paragone musicale, la Luna si comporta come una campana tubolare che, una volta percossa, continua a suonare a lungo. Un valore elevato di Q implica che il substrato lunare è eccezionalmente rigido e privo di fluidi, condizioni che riducono l’attrito interno e quindi il decadimento delle onde sismiche. È un comportamento opposto a quello della Terra in cui, a causa della sua struttura interna, l’energia delle vibrazioni viene dissipata rapidamente.
La modellizzazione della risposta lunare alle onde gravitazionali nella banda dei decihertz richiede studi analitici e simulazioni numeriche basate su un modello geologico e topografico del sito di installazione. Le onde gravitazionali generano onde sismiche che si propagano perpendicolarmente alla superficie e alle interfacce del suolo. Crediti https://arxiv.org/html/2404.09181v1.
Ma le caratteristiche positive non si limitano a questo. Priva di tettonica a placche e di convezione interna significativa, la crosta lunare non è scossa da deformazioni continue come quella terrestre. I lunamoti registrati dalle missioni Apollo sono stati pochissimi e deboli, spesso legati a contrazioni termiche o a impatti di meteoriti. Le misure effettuate in quegli anni hanno mostrato che, in media, la superficie lunare è almeno mille volte più silenziosa di quella terrestre nella banda 0.01–1 Hz. A questa quiete sismica si aggiunge l’assenza di oceani e atmosfera, che sulla Terra sono sorgenti costanti di microsismi e continue variazioni di pressione. Il suolo lunare non conosce né l’incessante moto delle distese oceaniche né le turbolenze dell’atmosfera: solo il tenue murmure meteoritico, causato dai continui impatti di micro-meteore. I modelli più recenti indicano che il fondo sismico sulla Luna potrebbe essere da diecimila a un milione di volte più debole rispetto a quello terrestre. Un valore che, se confermato, farebbe del nostro satellite naturale l’unico corpo del Sistema Solare adatto a un osservatorio gravitazionale planetario. Un’altra caratteristica favorevole è che la Luna è immune da qualsiasi antropizzazione: nessun traffico, nessun motore, nessuna vibrazione artificiale. È, a tutti gli effetti, un laboratorio naturale quasi perfetto, in cui anche una debolissima sollecitazione può risuonare a lungo e in modo pressoché indisturbato.
Ci sono infine due aspetti che rendono la Luna davvero unica. Il primo è il cosiddetto aggancio mareale: la Luna mostra sempre la stessa faccia alla Terra perché il suo periodo di rotazione è sincronizzato con quello orbitale. Ciò significa che un rivelatore lunare mantiene un orientamento relativamente stabile rispetto al sistema Terra-Luna e la sua rotazione è lentissima, semplificando l’analisi dei dati e la calibrazione degli strumenti. Il secondo è la presenza di quelle che vengono chiamate Regioni Permanentemente in Ombra (RPO). Ai poli lunari esistono depressioni e crateri sufficientemente profondi che la luce solare diretta non li raggiunge mai, a causa della piccola inclinazione dell’asse di rotazione lunare rispetto al piano orbitale. All’interno delle RPO la temperatura è stabile e costantemente inferiore ai 40 Kelvin (-233°C), creando un ambiente criogenico naturale, ideale per ridurre in modo drastico il rumore termico all’interno dei sensori, senza la necessità di un raffreddamento forzato ed energeticamente dispendioso. La stabilità termica è fondamentale: le grandissime escursioni di temperatura cui è soggetta qualunque altra regione del suolo lunare all’avvicendarsi del giorno e della notte, causano dilatazioni e contrazioni che rendono impossibile il funzionamento dei delicatissimi sensori che si intendono utilizzare. Nelle RPO questo problema viene praticamente eliminato. Gli studi condotti sinora hanno individuato alcune regioni adatte a LGWA. Anche se il polo nord non è escluso a priori, come vedremo più oltre l’attenzione si concentra maggiormente sul polo sud, anche a causa dell’interesse che questa regione desta per missioni anche non strettamente scientifiche.
La Lunar Gravitational Wave Antenna
Il cuore della Lunar Gravitational Wave Antenna è una rete di quattro stazioni sismografiche ultra-sensibili distribuite entro un’area dal raggio dell’ordine di un chilometro e poste sul fondo di una RPO. Ciascuna stazione ospiterà dei sensori inerziali così sensibili da essere in grado di misurare oscillazioni del suolo dell’ordine del picometro (un milionesimo di milionesimo di metro) a 0.1 Hz, e del femtometro (mille volte più piccolo) a 1 Hz. Tanto per dare un’idea dell’estrema precisione richiesta, il diametro di un atomo di idrogeno misura circa 100.000 femtometri. Per ottenere una sensibilità così elevata, ogni sensore conterrà una massa sospesa in equilibrio quasi perfetto, sostenuta da una sospensione di Watt — un raffinato sistema meccanico che consente alla massa di oscillare in una sola direzione, eliminando vibrazioni parassite e inclinazioni indesiderate. Questa massa sarà realizzata in materiali superconduttori, come niobio o silicio ultrapuro, scelti per la loro rigidità, stabilità termica e minima dissipazione meccanica.
Schema concettuale di una stazione sismica LGWA posizionata su una superficie inclinata del regolite lunare. La rugosità e l’inclinazione del terreno sono volutamente esagerate a fini illustrativi. Sono mostrati diversi sottosistemi fondamentali per il corretto funzionamento dell’apparato, descritti più nel dettaglio nel testo. I sottosistemi non sono rappresentati in scala. Crediti https://arxiv.org/html/2404.09181v1.
Per rilevare gli spostamenti infinitesimali della massa di prova, si stanno valutando due tecniche alternative. La prima è l’interferometria laser, che misura lo sfasamento fra due fasci di luce riflessi da specchi microscopici: una variazione di pochi femtometri produce un cambiamento rilevabile nel segnale ottico. Questa tecnica si basa sul principio dell’interferometria laser, simile a quella di LIGO e Virgo, ma applicata a un sistema molto più compatto. Ogni sensore contiene una massa sospesa in equilibrio quasi perfetto: quando la Luna si deforma anche di una frazione infinitesimale a causa del passaggio di un’onda gravitazionale, la posizione relativa tra la massa e il suolo cambia. Un interferometro ottico rileva questa variazione misurando lo sfasamento dei raggi laser riflessi su specchi montati con precisione nanometrica. La seconda è la lettura superconduttrice a SQUID, acronimo di Superconducting Quantum Interference Device: un sensore quantistico che traduce minuscole variazioni di flusso magnetico in un segnale elettrico.
Lo SQUID sfrutta le proprietà dei materiali superconduttori – privi di resistenza – per misurare variazioni magnetiche miliardi di volte più piccole di quelle che un normale sensore elettronico potrebbe rilevare. Accoppiando la massa sospesa con uno SQUID, ogni vibrazione del suolo lunare può essere trasformata in una variazione di flusso magnetico, e da questa in un segnale digitale di altissima fedeltà. Entrambe le soluzioni promettono sensibilità estreme, ma ciascuna ha le sue difficoltà: l’interferometria richiede un controllo ottico e termico impeccabile, mentre gli SQUID impongono condizioni criogeniche e schermature magnetiche accuratissime. La scelta finale dipenderà dai risultati dei test e dalla capacità di ciascun approccio di mantenere stabilità e precisione nel severo ambiente di una RPO.
Con l’utilizzo di queste tecnologie, LGWA punta a raggiungere una sensibilità senza precedenti nella banda 0.01–1 Hz, una regione dove nessun rivelatore ha mai ascoltato prima. L’interferometria, combinata con modelli geofisici dettagliati, permetterà di tradurre queste oscillazioni in una misura diretta dell’ampiezza e della direzione dell’onda gravitazionale incidente. Per continuare con il nostro paragone musicale, sarebbe un po’ come cercare di ricostruire la forza, la direzione e la forma del mazzuolo che ha colpito la campana tubolare dallo studio del suono che essa ha emesso e dalla conoscenza della sua composizione e struttura interna. A differenza degli interferometri terrestri, quindi, LGWA non misurerà variazioni di distanza tra specchi posti a chilometri di distanza, ma le deformazioni globali della crosta lunare stessa. È un approccio complementare: dove LIGO e VIRGO vedono lo spazio che si deforma, LGWA ascolta il pianeta che risuona. Se la missione sarà approvata, diventerà il primo esperimento nella storia a utilizzare un intero corpo celeste come rivelatore gravitazionale naturale.
Difficoltà, Innovazione e sfide Tecnologiche
Costruire un rivelatore di onde gravitazionali sulla Luna non significa solo portare strumenti sofisticati su un altro mondo: significa costruire un laboratorio in un ambiente estremo e di difficile accessibilità. L’assenza di luce solare diretta rende infatti difficile ogni operazione di atterraggio, posizionamento e approvvigionamento di energia.
Il progetto prevede che le quattro stazioni sismografiche vengano trasportate e posizionate da rover autonomi o da astronauti nel contesto di future missioni umane. I sensori dovranno essere dislocati con estrema precisione e poi livellati a pochi centomillesimi di grado, così da eliminare qualsiasi pendenza residua che possa introdurre rumore causato da un disallineamento rispetto alla verticale locale. Anche la calibrazione rappresenta una sfida notevole: poiché le onde gravitazionali producono deformazioni globali della Luna, è necessario conoscere con grande accuratezza la risposta meccanica del globo lunare, ancora incerta perché tale è la sua struttura interna. Le prime misure serviranno quindi a costruire un modello geofisico calibrato della regione, combinando dati sismici, termici e gravimetrici.
Un cratere nel polo sud lunare ospiterà le quattro stazioni sismiche che compongono LGWA. Nel buio che domina l’interno del cratere, le stazioni emergono in controluce: una stazione sarà situata al centro, nei pressi del lander di allunaggio; le altre si troveranno verso i bordi, a svariati chilometri dal centro. Crediti Biagio Ambrosio.
L’alimentazione delle stazioni sismografiche è un altro nodo cruciale. Nelle RPO non arriva mai luce diretta, quindi i tradizionali pannelli solari non possono essere utilizzati al loro interno. Due sono le possibilità che si stanno vagliando. La prima, più affidabile ma non priva di controindicazioni e rischi, prevede l’uso di generatori termoelettrici a radioisotopi (RTG), che sfruttano il calore rilasciato dal decadimento radioattivo per produrre energia elettrica tramite termocoppie, fornendo una sorgente stabile per decenni (tutti ricorderanno lo RTG che Matt Damon si porta dietro nella sua traversata verso il cratere Schiaparelli in The Martian). La seconda, più audace, prevede l’installazione di una “torre solare” alta alcune decine di metri sul bordo del cratere, capace di catturare la luce solare e convogliarla alle stazioni tramite cavi di distribuzione o fasci ottici. Ciò si basa sul fatto che, se è vero che ai poli lunari ci sono zone permanentemente in ombra, vi è sempre possibile trovare una zona illuminata. Un sistema ibrido, che combini RTG e pannelli solari potrebbe garantire la ridondanza necessaria per un esperimento concepito per durare almeno vent’anni.
Visualizzazione schematica del concetto di LGWA. Crediti Carolina Levicek.
La gestione termica e meccanica dei sensori richiede inoltre un controllo attivo a circuito chiuso: sistemi di sospensione magnetica e compensazione attiva manterranno la massa di misura in perfetto equilibrio, mentre unità di livellamento micrometrico correggeranno eventuali micro spostamenti del terreno. Ogni stazione sarà dotata di un’unità di comunicazione a banda larga, con antenna direzionale per il collegamento periodico con un orbiter o un relay dedicato in orbita lunare. A tale proposito va detto che ci sono già dei progetti per dotare la Luna di sistemi di comunicazione e localizzazione, a supporto dell’esplorazione e del suo possibile sfruttamento.
Visualizzazione del cratere Shackleton. Il lato vicino della Luna (rivolto verso la Terra) è a destra. L’elevazione, codificata a colori e rappresentata con linee di contorno, mette in evidenza il pavimento del cratere. Crediti: NASA/GSFC/ASU Reconaissance Orbiter.
Tutte queste soluzioni tecniche saranno prima validate con la missione Soundcheck, proposta dalla collaborazione LGWA e selezionata dall’ESA come precursore tecnologico di LGWA: un singolo lander che testerà sensori, sistemi di potenza e comportamento termico nelle condizioni reali. Solo dopo questa fase esplorativa potrà iniziare la costruzione dell’osservatorio completo — un passo senza precedenti verso un nuovo tipo di astronomia.
La corsa al Polo Sud
La realizzazione di un progetto come LGWA richiede infrastrutture permanenti sulla superficie lunare: forniture di energia stabile, comunicazioni continue, capacità di trasporto e manutenzione. A prima vista potrebbe sembrare pura fantascienza — un osservatorio sepolto in un cratere gelido, alimentato da una torre solare e servito da robot autonomi. Eppure, tutto questo rientra perfettamente nel quadro della corsa al polo sud della Luna oggi in pieno svolgimento.
Le regioni polari, e in particolare quella meridionale, rappresentano il luogo più promettente per l’esplorazione e la futura presenza umana. Come si è detto, in prossimità dei poli lunari si trovano le RPO, zone fredde e stabili, ideali per esperimenti scientifici come LGWA, ma anche depositi di ghiaccio d’acqua, una risorsa vitale per la sopravvivenza e la produzione di propellente. I bordi dei crateri, invece, restano quasi sempre illuminati dal Sole, condizione che favorisce la costruzione di impianti per la produzione di energia. Proprio per questo, NASA, ESA, India e Cina stanno tutte puntando le loro missioni verso questa regione. Il programma americano Artemis, che mira a riportare gli astronauti sulla Luna entro la fine del decennio, prevede la costruzione di un avamposto permanente vicino al polo sud, con moduli abitativi, sistemi di supporto vitale e laboratori scientifici.
L’ESA partecipa con il concetto di Moon Village, una rete internazionale di infrastrutture condivise che includerà robot, lander scientifici e — in prospettiva — telescopi e osservatori geofisici.
Regione del polo sud lunare prese da LRO, il cratere Shackleton è in centro. Crediti: NASA/GSFC/ASU Reconaissance Orbiter.
Particolare importanza riveste il cratere Shackleton, il cui nome onora il celebre esploratore antartico che all’inizio del Novecento guidò spedizioni leggendarie verso il polo sud terrestre. Il cratere si trova quasi esattamente al polo sud e, con i suoi 21 chilometri di diametro e circa 4 di profondità, è una delle conformazioni più affascinanti e scientificamente interessanti del nostro satellite. Il fondo del cratere è immerso in ombra permanente, poiché il Sole, visto da quella latitudine, non si alza mai più di due gradi sull’orizzonte. L’interno del cratere è un ambiente tra i più freddi del Sistema Solare. Osservazioni radar e spettrali effettuate dalle missioni Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) e Lunar Crater Observation and Sensing Satellite (LCROSS) indicano la presenza di ghiaccio d’acqua mescolato a regolite nei suoi strati più profondi. Il bordo del cratere, al contrario, riceve luce solare quasi continua, fino al 90% dell’anno lunare. Queste caratteristiche fanno di Shackleton un sito ideale per basi scientifiche e infrastrutture per la produzione di energia, come le torri solari ipotizzate per LGWA.
Non a caso, negli ultimi anni Shackleton è diventato uno degli obiettivi principali dell’esplorazione lunare. È stato studiato in dettaglio dal LRO e scelto come zona di interesse per missioni come NASA VIPER e ESA Prospect, destinate a cercare ghiaccio e caratterizzare il suolo polare. In questo scenario, un esperimento come LGWA non appare più visionario, ma coerente con l’evoluzione naturale della presenza umana e robotica sulla Luna. Le missioni Commercial Lunar Payload Services della NASA stanno già aprendo la strada, trasportando piccoli lander e strumenti scientifici verso il polo sud. Soundcheck, la missione precursore di LGWA, potrebbe unirsi a questo flusso di esplorazioni entro la prossima decade. La “corsa al polo sud” non è più un ritorno simbolico, ma il primo passo verso una permanenza duratura, dove la Luna diventa una piattaforma scientifica stabile. In quel contesto, LGWA sarebbe uno dei suoi strumenti scientifici più ambiziosi.
La scienza da sviluppare con LGWA
L’importanza nel rivelare le onde gravitazionali nella banda 0.01-1 Hz sta nell’unicità delle sorgenti astrofisiche che emettono in questo intervallo di frequenze, non osservabili da rivelatori come LIGO/VIRGO, LISA o ET. Tra le principali sorgenti gravitazionali che popolano questa banda troviamo:
Buchi neri di massa intermedia. Questi oggetti misteriosi, con masse comprese tra 100 e 100.000 masse solari, rappresentano l’anello mancante tra i buchi neri stellari e quelli supermassicci. La loro stessa esistenza è ancora dibattuta, e il loro meccanismo di formazione è uno dei grandi enigmi dell’astrofisica moderna. Si sono formati dalle prime stelle dell’universo? Sono il risultato di fusioni successive in ammassi stellari densi? LGWA potrebbe rilevare la fusione di questo tipo di buchi neri fino a redshift superiori a 10, permettendoci di studiare la loro popolazione nell’universo primordiale e di comprendere il loro ruolo nella formazione dei buchi neri supermassicci che osserviamo oggi al centro delle galassie.
Binarie di nane bianche. Per la prima volta, un rivelatore di onde gravitazionali potrà osservare la fusione completa di sistemi binari contenenti nane bianche. Questi sistemi sono particolarmente interessanti perché potrebbero essere i progenitori delle supernovae di tipo Ia (SNIa) – anche conosciute come quelle “candele standard” che hanno rivelato l’espansione accelerata dell’universo e l’esistenza dell’energia oscura. LGWA potrà rilevare decine di sistemi binari di nane bianche fino a circa 100 megaparsec di distanza, ben oltre la nostra Galassia. Questo permetterà di ottenere statistiche cruciali per verificare se le SNIa derivino effettivamente dalla loro fusione.
Eventi di distruzione mareale di nane bianche. Quando una nana bianca si avvicina troppo a un buco nero di massa intermedia, le forze mareali possono letteralmente fare a pezzi la stella, creando un evento che emette sia onde gravitazionali che radiazione elettromagnetica. LGWA sarebbe l’unico strumento in grado di rivelare la componente gravitazionale di questi eventi rari e violenti, che potrebbero avvenire negli ammassi globulari o nei nuclei di galassie nane.
Oltre agli obiettivi scientifici primari, LGWA e Soundcheck produrranno anche scienza lunare di altissimo livello. In particolare, potranno contribuire a studiare:
I modi normali della Luna. Come una campana che vibra quando viene percossa, anche la Luna può vibrare nelle sue frequenze naturali di risonanza, chiamate modi normali. Queste oscillazioni dipendono dalla struttura interna, dalla densità e dall’elasticità dei materiali che la compongono. Sorprendentemente, i modi normali lunari non sono mai stati osservati con certezza. Come detto in precedenza, i sismometri delle missioni Apollo non erano abbastanza sensibili alle frequenze più basse (sotto 0.1 Hz) dove si manifestano i modi più importanti. Grazie alla sua straordinaria sensibilità proprio in questo intervallo, LGWA potrebbe essere il primo strumento a rivelarli chiaramente, fornendo una vera e propria “radiografia” diretta dell’interno profondo della Luna.
La struttura interna e l’origine della Luna. I dati di LGWA permetteranno di determinare la dimensione e la composizione del nucleo lunare, lo spessore della crosta e le proprietà del mantello. Queste informazioni saranno fondamentali per comprendere come si è formata la Luna – probabilmente in seguito a un gigantesco impatto tra la proto-Terra e un corpo delle dimensioni di Marte, chiamato Theia, circa 4,5 miliardi di anni fa – un evento i cui dettagli sono ancora oggetto di dibattito.
I terremoti lunari più deboli. Con una sensibilità oltre cento volte superiore a quella dei sismometri Apollo, LGWA potrà rivelare migliaia di debolissimi eventi sismici finora invisibili. Tra questi, il ronzio meteoritico: un segnale di fondo prodotto dall’impatto continuo di micrometeoriti, che potrà fornire informazioni preziose sulla distribuzione di queste particelle nello spazio circumterrestre. Inoltre, LGWA sarà in grado di localizzare con precisione le sorgenti dei terremoti lunari, sia profondi sia superficiali, contribuendo a chiarire se la Luna sia ancora o almeno in parte tettonicamente attiva.
LGWA: Una Sinfonia Cosmica Completa
Tra le capacità di LGWA c’è anche quella di fornire i cosiddetti “early warnings” o avvisi precoci – per la fusione di sistemi binari contenenti stelle di neutroni. Poiché LGWA osserverebbe questi sistemi da settimane a mesi prima della fusione finale (che avviene a frequenze più alte, rilevabili da rivelatori come l’Einstein Telescope), potrebbe localizzare in anticipo la sorgente nel cielo con una precisione di pochi arcominuti quadrati. Ciò darebbe ai telescopi elettromagnetici il tempo di prepararsi e puntare nella direzione giusta, massimizzando le probabilità di catturare la controparte ottica, ultravioletta, X o radio dell’evento fin dall’inizio – un vero sogno per l’astronomia multi-messaggera.
Inoltre LGWA avrebbe un ruolo importante anche nelle osservazioni multibanda, ossia nella capacità di seguire la stessa sorgente attraverso diversi rivelatori di onde gravitazionali che operano a frequenze differenti.
Consideriamo la fusione di due buchi neri stellari, ciascuno con una massa di circa 30 volte quella del Sole. Quando questi oggetti si trovano ancora relativamente lontani, orbitano lentamente l’uno attorno all’altro, emettendo onde gravitazionali a bassa frequenza. Man mano che perdono energia per emissione gravitazionale, si avvicinano e accelerano, aumentando progressivamente la frequenza del segnale. LGWA potrebbe osservare il sistema circa un giorno prima della fusione finale, quando emette intorno a 0,3 Hz. Poche ore dopo, il sistema entrerebbe nella banda di LIGO, Virgo e dell’Einstein Telescope (>10 Hz), dove verrebbe osservata sia la fusione vera e propria, sia il “ringdown”, ossia l’eco gravitazionale del buco nero appena formato che si stabilizza.
Questa continuità osservativa permetterebbe di fare misure di precisione senza precedenti. Parametri come l’eccentricità dell’orbita – un indicatore cruciale del canale di formazione del sistema – sono molto più facili da misurare quando si segue il sistema per lungo tempo a basse frequenze. La combinazione dei dati di LGWA ed Einstein Telescope potrebbe ad esempio rivelare se un sistema si è formato attraverso l’evoluzione stellare binaria isolata o attraverso interazioni dinamiche in ambienti densi come gli ammassi globulari.
Le simulazioni indicano che LGWA potrebbe osservare circa 960 sistemi di buchi neri binari in comune con l’Einstein Telescope durante un decennio di osservazioni, e alcuni di questi eventi potrebbero essere rilevati anche da LISA, a frequenze ancora più basse.
La possibilità di seguire gli stessi sistemi attraverso tre bande di frequenza diverse consentirebbe di unire in un unico racconto fenomeni altrimenti frammentati, rivoluzionando così il modo in cui studiamo la formazione e l’evoluzione dei buchi neri.
Le Interviste ai Protagonisti del Congresso LGWA
Dal 15 al 19 settembre si è tenuto a San Benedetto del Tronto, presso il campus della Università di Camerino, il workshop annuale della collaborazione Lunar Gravitational‑Wave Antenna (LGWA). L’evento ha riunito oltre un centinaio di ricercatori provenienti da tutta Europa (e non solo) per confrontarsi sullo sviluppo di un innovativo osservatorio lunare dedicato alla rilevazione di onde gravitazionali nella banda del deci-hertz, grazie a una rete criogenica di sensori posti in una zona permanentemente in ombra della Luna. Tra i temi affrontati: scienza delle onde gravitazionali, osservazioni multi-messaggero, tecnologia del payload lunare, sismologia lunare e collaborazione internazionale per missioni spaziali future. Le seguenti interviste, a cura di Molisella Lattanzi, raccolgono i contributi dei principali protagonisti del meeting, tracciando uno spaccato dello stato attuale e delle prospettive di LGWA.
Scatto di gruppo dei partecipanti al Congresso su LGWA a San Benedetto del Tronto dal 15 al 19 settembre 2025.
Andrea Perali
Università di Camerino
Andrea Perali
ML: Siamo al workshop dedicato al progetto Lunar Gravitational-Wave Antenna. Ce ne parla Andrea Perali, docente di Fisica della Materia all’Università di Camerino. Andrea, qual è il ruolo del tuo gruppo di ricerca all’interno della collaborazione? AP:Il mio gruppo si chiama Complex Quantum Matter, e si occupa principalmente di superconduttività e superfluidità. Studiamo le proprietà fisiche dei materiali superconduttori, i meccanismi teorici che ne sono alla base e svolgiamo attività sperimentali per caratterizzarne il trasporto elettrico, le proprietà in funzione della temperatura, dei campi magnetici esterni e della geometria dei campioni. Proprio grazie a questa competenza, siamo entrati nella collaborazione LGWA, perché la missione prevede l’uso di attuatore e sensori superconduttivi nel payload, cioè nella strumentazione che sarà installata sulla superficie lunare.
ML: Quindi i superconduttori saranno parte attiva del rivelatore di onde gravitazionali lunare? AP:Esatto. I dispositivi superconduttori possono funzionare sia in modo attivo sia passivo. In modalità attiva, gli avvolgimenti di materiale superconduttore generano campi magnetici tramite correnti che circolano senza dissipazione di energia. Queste correnti permettono di esercitare forze magnetiche controllate su altre componenti del sistema, ma senza produrre calore, perché nei superconduttori la resistenza elettrica è praticamente zero — parliamo di valori inferiori a 10⁻²⁰ o 10⁻²⁴ ohm/cm, cioè non misurabili con gli strumenti attuali. Questo è un vantaggio enorme per esperimenti che richiedono altissimi fattori di qualità, come LGWA, perché elimina i disturbi termici e le fluttuazioni che potrebbero compromettere la sensibilità del rivelatore.
ML: Chi coordina lo sviluppo di tutta questa complessa strumentazione? AP: Il coordinamento generale è affidato al Gran Sasso Science Institute (GSSI), che dirige l’intero progetto e mette insieme numerose istituzioni di ricerca. Il working group del payload è uno dei tre gruppi principali e coinvolge università, enti pubblici e, in prospettiva, anche aziende private del settore aerospaziale. Il nostro compito, come gruppo universitario, è realizzare i proof of principle, cioè i prototipi dimostrativi di sensori e attuatori superconduttivi. In seguito, queste tecnologie passeranno a un livello più avanzato di sviluppo — quello che in gergo chiamiamo TRL, Technology Readiness Level — e saranno poi affidate all’industria per l’ingegnerizzazione e la certificazione spaziale.
ML: Dal punto di vista tecnico, quanto è realistico pensare di ottenere sulla Luna la stessa precisione che abbiamo raggiunto con esperimenti terrestri come Virgo? AP: È una sfida enorme, ma possibile. Bisogna distinguere tra due possibili scenari: o sarà una sonda automatica a trasportare e installare la strumentazione, oppure dovremo attendere missioni con equipaggio umano che possano installare fisicamente il sistema al polo sud lunare. La configurazione prevede più sismografi disposti in configurazione, con bracci lunghi circa un chilometro. Il problema è installarli e alimentarli: serviranno pannelli solari esterni ai crateri, o forse generatori nucleari a isotopi radioattivi per garantire energia costante nel tempo. Il deployment, cioè la posa in opera dell’intero network, sarà un’impresa tecnica e logistica estremamente complessa. L’ambiente lunare presenta sfide uniche: polvere finissima, forti escursioni termiche e la necessità di lavorare in zone permanentemente in ombra, dove le temperature restano stabili e molto basse. Tutti questi fattori richiedono soluzioni tecniche sofisticate e materiali altamente resistenti.
ML: I dati raccolti saranno resi disponibili alla comunità scientifica? AP:Certamente. Come accadde per le missioni Apollo, tutti i dati saranno pubblici, in modo da favorire ulteriori analisi e sviluppi futuri.
ML: E dal punto di vista italiano, l’Agenzia Spaziale Italiana è già coinvolta? AP:Sì. ASI sta finanziando lo sviluppo dei sensori superconduttivi e stiamo finalizzando i contratti relativi ai materiali e alla strumentazione. L’ESA ha inserito Soundcheck, la missione pathfinder di LGWA, nella lista delle missioni lunari di riserva, un riconoscimento importante che apre la strada a una partecipazione europea ampia. Prima del rivelatore finale, verranno realizzati prototipi intermedi da testare a terra e in condizioni analoghe a quelle lunari.
Gianluca Di Rico
INAF, Osservatorio di Teramo
Gianluca Di Rico
ML: Siamo con Gianluca Di Rico, dell’INAF – Osservatorio di Teramo, di cosa ti occupi e come sei arrivato a partecipare a questo progetto? GDR:Sono tecnologo e da molti anni mi occupo di ottica adattiva, cioè di tecnologie per correggere la turbolenza atmosferica nei telescopi di grande diametro. Lavoro, ad esempio, al progetto per l’ELT in Cile, che speriamo di vedere in funzione intorno al 2030. Negli ultimi anni mi sono interessato anche alle applicazioni spaziali, collaborando con la NASA nella missione ORCAS e con il GSSI su nuove tecnologie. In questo contesto ho iniziato a seguire LGWA, dove alcune soluzioni nate per l’ottica adattiva possono essere riutilizzate.
ML: In che modo queste tecnologie si applicano a un progetto come LGWA, che riguarda la rilevazione di onde gravitazionali sulla Luna? GDR:In LGWA si parla di strumenti estremamente sensibili, simili a sismografi lunari. Le tecnologie di posizionamento e controllo elettromeccanico usate in ottica adattiva possono servire a stabilizzare e livellare la piattaforma del payload, riducendo il rumore di fondo e mantenendo i sensori entro il loro range di funzionamento. Sono componenti ottici, elettronici e meccanici, non legati direttamente all’osservazione astronomica, ma al controllo e alla stabilità del sistema.
ML: Quindi si tratta di sistemi per mantenere il sensore stabile e compensare eventuali vibrazioni o micro-movimenti? GDR:Esatto. L’ambiente lunare sarà criogenico, a poche decine di kelvin, quindi serve un sistema che funzioni a basse temperature e con consumi minimi di energia e massa. Per questo stiamo studiando soluzioni derivate dai nostri sistemi ottici, come sensori di posizionamento interferometrici o capacitivi, adattati a un uso spaziale. Collaboriamo anche con i colleghi di Firenze, che stanno sviluppando sensori simili per gli specchi di Einstein Telescope, e potremmo riutilizzare queste tecniche per LGWA.
ML: In pratica, potremmo parlare di una sorta di “stabilizzazione adattiva” per il payload lunare. GDR:Sì, esattamente. È un controllo attivo, elettromeccanico, non ottico. In questo contesto non osserviamo stelle o sorgenti fisse, ma controlliamo il movimento dei componenti per garantire che la piattaforma resti livellata e che il sismometro lavori nelle condizioni ottimali.
ML: A che punto siete con lo sviluppo? GDR:Faccio parte del Science Committee della missione, dove seguo gli aspetti tecnologici insieme ad altri colleghi, mentre altri si occupano della parte scientifica e dei modelli gravitazionali. Con il GSSI collaboriamo allo sviluppo di piattaforme criogeniche e simulatori lunari, grazie anche a fondi PNRR. L’obiettivo a breve termine è essere pronti entro il 2028 con un dimostratore tecnologico, chiamato SoundCheck, che potrebbe essere portato sulla Luna entro il 2030.
ML: SoundCheck: un nome curioso, legato al concetto di onde? GDR: Sì, il nome richiama proprio l’idea del “controllo del suono”, o meglio, delle vibrazioni. È un pathfinder, cioè un dimostratore tecnologico di LGWA. Sarà un singolo sismometro — non una rete completa — con prestazioni ridotte ma sufficienti a dimostrare la fattibilità dell’esperimento e la prontezza delle tecnologie necessarie.
ML: E LGWA, invece, come sarà configurato? GDR:L’idea è una rete di almeno tre sismografi disposti in una configurazione a stella, distanziati di circa un chilometro, collegati a una stazione centrale per sincronizzazione e alimentazione. È solo una configurazione preliminare, ma serve come base per gli studi.
ML: Uno dei temi più complessi sembra quello dell’alimentazione. GDR:Sì, è uno dei punti critici. In un ambiente permanentemente in ombra, come quello previsto per LGWA, i pannelli solari non sono sempre un’opzione. La soluzione ideale sarebbe una batteria nucleare, che garantirebbe energia per decenni, ma in Europa queste tecnologie non sono facilmente disponibili per motivi politici e normativi. Si sta discutendo anche di batterie sostituibili o power station che ricarichino i moduli tramite rover, ma è ancora tutto in fase di studio.
ML: Quindi la scelta finale dipenderà anche dalle altre missioni lunari, come quelle del programma Artemis? GDR: Assolutamente sì. Artemis sarà determinante. Se la NASA dovesse rallentare o ridurre il proprio impegno, l’intera pianificazione lunare ne risentirebbe. ESA e ASI dipendono molto dal quadro politico e logistico che si sta costruendo intorno al ritorno dell’uomo sulla Luna.
ML: Allo stesso tempo, però, cresce anche l’interesse commerciale per la Luna. GDR:Esatto, e questo ha due facce. Da un lato può creare interferenze con i nostri esperimenti — attività minerarie, rover, carotaggi producono vibrazioni che i nostri sensori registrerebbero. Dall’altro lato, la presenza dell’industria porta risorse, tecnologie e infrastrutture da cui anche la ricerca può trarre vantaggio. È come è successo per gli osservatori terrestri: le luci delle città hanno costretto a spostarsi, ma allo stesso tempo l’industria ha reso possibili telescopi più potenti. L’importante è integrare gli obiettivi scientifici e quelli tecnologici per crescere insieme.
ML: Una visione molto concreta e realistica. GDR:Direi di sì. La ricerca pura e l’innovazione industriale devono andare di pari passo. È l’unico modo per far avanzare progetti ambiziosi come LGWA.
Angela Stallone
Istituto Nazionale di Geofisica e Vulcanologia (INGV)
Angela Stallone
ML: Angela, che cosa ci fai a una conferenza tipicamente dedicata all’astrofisica, con un progetto destinato alla Luna? AS:Eh, me lo chiedo anch’io! In realtà l’INGV è coinvolto nel progetto LGWA su diversi fronti, alcuni ancora in fase di definizione. Quello che per noi è più urgente e centrale riguarda la simulazione del background noise lunare, cioè del rumore sismico di fondo della Luna. È un aspetto fondamentale, perché — anche se non abbiamo ancora misure quantitative precise — sappiamo che la Luna, dal punto di vista sismico, è molto più quieta della Terra. Tuttavia, “più quieta” non significa “silenziosa”: esiste comunque un rumore di fondo che dobbiamo stimare per poter poi isolare il segnale d’interesse, quello delle onde gravitazionali.
ML: Quindi vi occupate di simulare il rumore sismico della Luna. In che modo? AS:Per farlo utilizziamo metodi geofisici, che rappresentano l’approccio più completo e coerente per stimare il noise. In una simulazione geofisica possiamo definire l’intero processo: dalla sorgente che genera il rumore sismico al modello del mezzo in cui le onde si propagano, fino al sismogramma che ci aspettiamo di misurare. In questo modo otteniamo una stima realistica del segnale che, una volta noto, potrà essere sottratto per individuare meglio le onde gravitazionali.
ML: Mi viene da chiedere: abbiamo già inviato sismografi su Marte — ma sulla Luna? Esistono già misure dirette del suo comportamento sismico? AS: Sì, ma risalgono alle missioni Apollo, quindi a strumenti ormai molto datati. I sismografi installati allora non sono affatto paragonabili a quelli di oggi: i segnali registrati erano di qualità piuttosto scarsa e, soprattutto, non broadband, cioè non coprivano l’intero intervallo di frequenze che oggi ci interessa. Negli ultimi anni diversi gruppi hanno provato a riprocessare quei dati, cercando di estrarre più informazioni possibili, ma restano limiti strutturali — come la saturazione dei segnali — che non possono essere corretti. Ecco perché attendiamo con grande interesse nuovi dati di qualità molto più elevata e strumenti moderni.
ML: Quindi non sarà necessario inventare un nuovo tipo di sismometro apposta per la missione lunare? AS: Esatto. Lo strumento sarà simile a quelli già utilizzati sulla Terra, ovviamente calibrato per l’ambiente lunare. Ma deve ancora essere lanciato, quindi tutto il percorso di sviluppo e validazione è ancora in corso.
ML: E chi si occupa di questa parte all’interno dell’INGV? Sei tu la referente principale o c’è un gruppo di lavoro dedicato? AS:Al momento ci sono già alcuni colleghi coinvolti, ma stiamo lavorando per allargare la partecipazione e creare un gruppo più strutturato. L’obiettivo è integrare competenze diverse, sia da chi ha già dato la disponibilità sia da nuovi colleghi che potranno contribuire. Anche perché poi ci sarà uno studio scientifico collettivo, e sarà importante avere il contributo di più mani e prospettive.
ML: Capisco. E nel tuo lavoro quotidiano, di cosa ti occupi principalmente? AS:Sono una geofisica, e mi occupo in particolare di sismologia. Per la mia tesi di laurea ho studiato la propagazione delle onde sismiche in mezzi fratturati, mentre durante il dottorato mi sono spostata sulla sismologia statistica. Oggi la mia ricerca unisce entrambe le anime: da un lato la parte statistica e di analisi dell’azzardo sismico, con particolare attenzione alla quantificazione dell’incertezza, e all’urgent computing, più vicina all’inversione delle forme d’onda e alla modellazione numerica.
ML: Interessante. Alla conferenza di Geologia Planetaria a Pescara, lo scorso aprile, ho notato una forte presenza di ricercatori dell’INGV. Mi pare che la sismologia stia diventando sempre più rilevante anche per l’esplorazione spaziale, giusto? AS:Assolutamente sì. La sismologia planetaria è un campo in forte espansione, perché permette di comprendere la struttura interna dei corpi celesti. È un po’ un circolo virtuoso: conoscere la struttura interna aiuta a interpretare i segnali sismici, e viceversa. Per questo la collaborazione tra geofisici e astrofisici è oggi più importante che mai.
ML: Ti ringrazio, Angela. E complimenti per questa affascinante avventura lunare! AS:Grazie a te!
Paola Severgnini
INAF, Osservatorio di Brera
Paola Severgnini
ML: Ciao Paola. Per i lettori di Coelum, puoi raccontarci qual è il tuo ruolo, le tue competenze e dove lavori quotidianamente? PS:Sono ricercatrice dell’INAF, presso l’Osservatorio Astronomico di Brera, nella sua sede milanese. Mi occupo dello studio dei buchi neri massicci, cioè con masse superiori a 10⁵ masse solari. Negli ultimi anni mi sono concentrata sullo studio di questi oggetti sia dal punto di vista elettromagnetico sia, in parte, gravitazionale, in particolare per quanto riguarda i sistemi binari o duali di buchi neri massicci. Li chiamiamo “duali” quando i due buchi neri sono ancora relativamente distanti tra di loro, e “binari” quando sono più vicini e interagiscono gravitazionalmente l’uno con l’altro.
ML: In che modo la tua ricerca si inserisce nel progetto Lunar Gravitational-Wave Antenna? PS:I sistemi di buchi neri binari massicci — mentre si avvicinano ruotando uno intorno all’altro fino alla possibile coalescenza — emettono onde gravitazionali anche nella banda di frequenze del deci-Hertz, che è esattamente quella che il progetto LGWA andrà a campionare dalla superficie lunare.
ML: Mi dicevano che l’esperimento sarà più sensibile a buchi neri di massa intermedia, giusto? PS:Sì, esatto. Io per abitudine parlo di “massicci”, ma in realtà LGWA sarà sensibile anche ai buchi neri di massa intermedia, quindi tra 10³ e 10⁴ masse solari. Io ho sempre studiato buchi neri attivi massicci, cioè oggetti che accrescono materia e quindi emettono radiazione nelle bande elettromagnetiche, con masse tipicamente maggiori di 10⁵ masse solari. Con LGWA il campo di studio si allarga, permettendo di esplorare anche le fasce di massa più basse e quindi di seguire l’intera popolazione di buchi neri in un intervallo molto più ampio.
ML: È un progetto estremamente ambizioso: installare strumenti di altissima precisione sulla Luna, dove non si può intervenire in caso di problemi, sembra una sfida enorme. Qui al workshop qual è la percezione generale? Ci si crede davvero o prevale la cautela? PS:Direi che ci si crede molto. La fattibilità tecnica è uno dei temi centrali di questo workshop, ma non ci sono dubbi reali sulla possibilità di realizzare la missione. Piuttosto, si discute come farla al meglio, valutando se servirà o meno l’intervento umano, per esempio con astronauti. Quindi il punto non è “se si può fare”, ma “come e quando farlo” nel modo più efficace, anche in coordinamento con altri futuri rivelatori gravitazionali.
ML: A proposito: LGWA non entrerà in competizione con altri strumenti come Einstein Telescope, giusto? PS:Esatto, non è una competizione ma una complementarità. Ogni esperimento sarà sensibile a bande di frequenze diverse delle onde gravitazionali. Grazie a strumenti come LIGO e Virgo, Einstein Telescope, LISA, LGWA e le PTA (Pulsar Timing Arrays), riusciremo a coprire praticamente l’intero spettro gravitazionale, dalle alte alle bassissime frequenze, ossia da qualche Hertz fino a circa 10⁻⁹ Hz. Questo ci permetterà di seguire l’evoluzione dei sistemi binari di buchi neri nel tempo, osservandoli man mano che la loro emissione si sposta da una banda all’altra in funzione della massa e della fase evolutiva.
ML: E l’INAF di Brera è molto presente nel progetto LGWA. È per una questione di competenze specifiche o di coordinamento generale? PS:Entrambe. Io sono una delle coordinatrici del working group dedicato all’astrofisica, insieme ad Andrea Maselli del GSSI e a Roberto Serafinelli, attualmente all’Università Diego Portales in Cile ma fino a poco tempo fa anche lui all’INAF. Oltre a noi, ci sono altri gruppi di lavoro dedicati al payload e allo studio del suolo lunare. Inoltre, sia io che altri ricercatori INAF facciamo parte dello steering group, il comitato che prende alcune delle decisioni principali sul progetto.
ML: Quindi una partecipazione attiva, non solo scientifica ma anche organizzativa. PS:Esatto. E poi ci sono molti giovani ricercatori coinvolti: alcuni si occupano delle simulazioni gravitazionali, altri cercano le controparti elettromagnetiche degli eventi che LGWA potrà osservare. L’obiettivo è riuscire ad avere entrambi i segnali, quello gravitazionale e quello elettromagnetico, per localizzare con precisione l’evento in una specifica galassia e studiarne l’ambiente circostante.
ML: Quindi potremmo dire che l’obiettivo è “contestualizzare” le onde gravitazionali dal punto di vista astrofisico. PS:Si, questo e’ uno degli obiettivi, non il solo. La controparte elettromagnetica ci dice dove e in che tipo di ambiente astrofisico avviene l’evento gravitazionale e questo ci permette di avere un quadro completo dell’evento stesso.
ML: Il progetto è sotto l’egida dell’ESA? PS:Il Principal Investigator è il Gran Sasso Science Institute (GSSI), con Prof. Jan Harms come coordinatore. L’ESA ha selezionato la missione scientifica Soundcheck, il pathfinder di LGWA come progetto di interesse per future campagne lunari. Significa che se ci saranno le condizioni e i finanziamenti adeguati, l’Agenzia Spaziale Europea è pronta a sostenerlo.
ML: Ho visto anche la partecipazione di ricercatori internazionali, come una giovane scienziata cinese oggi in Cile. PS:Sì, l’abbiamo invitata noi come coordinatori del gruppo Astrofisica e Gravitazione. Lavora proprio sui buchi neri di massa intermedia e sulle loro firme elettromagnetiche. È un segnale importante: LGWA è un progetto internazionale e aperto, che mira a coinvolgere competenze da tutto il mondo.
ML: Direi un progetto affascinante e visionario. PS:Sì, assolutamente. Parlare di strumenti da posizionare sulla Luna non è certo una cosa di tutti i giorni, ma la ricerca guarda sempre avanti — e questa volta lo fa davvero, fino alla Luna.
Jan Harms
Gran Sasso Science Institute (GSSI)
Jan Harms
ML: Tutti mi rimandano a te come “il capo di tutto”, quindi partiamo dalle basi: qual è la tua occupazione principale al Gran Sasso Science Institute e il tuo ruolo nel progetto? JH: Sono professore al GSSI, dove coordino il gruppo che lavora su fisica gravitazionale e tecnologie spaziali. Abbiamo iniziato a sviluppare l’idea di LGWA nel 2020, quando l’ESA chiese ai ricercatori europei di proporre progetti da portare sulla Luna. In Italia si è formato subito un gruppo molto motivato, e da allora io coordino questa collaborazione, che nel frattempo è cresciuta moltissimo.
ML: Quindi la missione è nata proprio da un’iniziativa italiana. Quante persone sono coinvolte oggi? JH:Sì, l’idea iniziale è nata qui. Oggi il core team è composto da circa 10-15 persone molto attive, che si riuniscono regolarmente ogni due settimane. Ma la collaborazione allargata conta già oltre un centinaio di ricercatori: fisici, ingegneri e tecnologi che lavorano su modelli scientifici e sviluppo di strumenti.
ML: Il workshop che si svolge oggi in Italia è parte di un ciclo internazionale o un evento unico? JH:L’obiettivo è organizzare un workshop ogni anno in Europa, perché logisticamente è più semplice. Tuttavia, vogliamo anche espandere la collaborazione globalmente, quindi stiamo pianificando incontri simili in India, Cina e Stati Uniti, per favorire il coinvolgimento di altre agenzie spaziali come NASA o ISRO, insieme a ESA e ASI. L’idea è costruire un progetto realmente internazionale.
ML: E il GSSI come partecipa concretamente al progetto? JH:Il GSSI è il centro di coordinamento principale. Qui lavoriamo sia sugli studi scientifici, sia sugli aspetti tecnologici. Collaboriamo con i Laboratori Nazionali del Gran Sasso, che ci offrono infrastrutture ideali per testare componenti e sistemi. Inoltre, grazie al nuovo Space and Earth Innovation Campus dell’Aquila, possiamo sviluppare tecnologie spaziali in collaborazione con l’industria, come Thales Alenia Space, già coinvolta nel progetto. In pratica, stiamo creando un polo scientifico e industriale dedicato allo spazio e, in particolare, alla ricerca lunare.
ML: Domanda inevitabile: c’è già un’idea dei tempi? Quando potremmo realisticamente vedere LGWA sulla Luna? JH:È la domanda più difficile! Siamo ancora nelle prime fasi, ma i progressi tecnologici sono rapidi. Penso che entro cinque anni potremo avere un prototipo funzionante. Dopo servirà tempo per la fase di validazione e, soprattutto, per trovare una missione spaziale che ci porti nel punto giusto della superficie lunare — non possiamo installare LGWA ovunque. Se tutto procede bene, direi che il 2035 è una stima ottimistica, più probabilmente tra il 2035 e il 2040.
ML: Quindi non è un sogno lontano, ma un obiettivo concreto a medio termine. JH:Esattamente. LGWA è un progetto ambizioso ma tecnicamente realizzabile. Il nostro obiettivo è costruire un esperimento lunare che unisca astrofisica, sismologia e fisica fondamentale. È una grande sfida, ma anche un passo importante per la scienza europea.
ML: Ti ringrazio, Jan, e complimenti per la visione e per il lavoro di coordinamento. JH:Grazie a te, è sempre un piacere condividere questo entusiasmo.
Ferdinando Patat
European Southern Observatory (ESO)
Ferdinando Patat
ML: Passiamo ora a Ferdinando Patat, dell’European Southern Observatory (ESO). Ferdinando, qual è il tuo ruolo nel progetto LGWA? FP:Lavoro in Germania, all’ESO, dove sono responsabile dell’assegnazione del tempo di osservazione sui telescopi. In questo contesto però ho un duplice ruolo: faccio parte del comitato scientifico di LGWA e sono responsabile del gruppo Outreach e Comunicazione, appena costituito. Il mio coinvolgimento nasce in realtà dal mio lavoro scientifico: sono un esperto di supernovae, uno dei fenomeni astrofisici chiave per cui LGWA è stato concepito.
ML: Quindi partecipi anche a titolo personale come ricercatore. FP:Esatto. Il mio primo contatto con la collaborazione risale a un workshop a Berna tre anni fa. In seguito, dato il mio interesse per la divulgazione, ho contribuito alla creazione del gruppo Outreach, che oggi si occupa della comunicazione del progetto: dai poster ai materiali per conferenze, fino agli eventi pubblici.
ML: Se dovessi spiegare LGWA ai lettori di Coelum, come la descriveresti? È davvero realizzabile? FP: Secondo me sì, è solo una questione di tempo. Le tecnologie necessarie sono già in sviluppo. Il problema principale, oggi, è raggiungere il polo sud lunare: nessuna agenzia spaziale lo ha ancora fatto. Ma sono convinto che ci arriveremo, anche perché è lì che probabilmente nasceranno le prime basi permanenti.È un progetto ambizioso e affascinante, con una componente quasi fantascientifica, ma è perfettamente coerente con la storia della scienza: dal primo sguardo di Galileo alla Luna, fino a oggi, l’uomo ha sempre cercato di estendere la sua osservazione oltre i limiti.
ML: Dal punto di vista ambientale, alcuni potrebbero vedere queste missioni come un’invasione di un territorio ancora incontaminato. Vi state ponendo il problema etico di “non inquinare” la Luna? FP:Sì, è una questione importante. Tuttavia, la missione scientifica non sarà la principale causa d’impatto. Noi ci “appoggeremo” — come si dice in gergo piggy-back — a missioni già previste, che porteranno altro materiale e infrastrutture. Il nostro payload sarà piccolo e poco invasivo. Il vero rischio ambientale arriverà quando inizieranno le attività minerarie o infrastrutturali, non certo dalle apparecchiature scientifiche. Per questo è importante intervenire presto, prima che la Luna venga contaminata.
ML: LGWA viene talvolta paragonata a Einstein Telescope o LISA. Si tratta di una competizione? FP:No, affatto. LGWA è complementare, non in competizione. Einstein Telescope osserva una certa banda di frequenze delle onde gravitazionali da Terra; LISA, nello spazio, copre un’altra banda, a frequenze molto più basse. LGWA andrà a colmare la fascia intermedia — quella che dalla Terra non è osservabile a causa del rumore sismico e oceanico. Le oscillazioni che LGWA misurerà hanno frequenze comprese tra circa 0,01 e 1 Hz, dove fenomeni come pre-esplosioni di supernove o sistemi binari compatti emettono segnali oggi invisibili. Da Terra è impossibile misurarli, perché gli oceani e l’attività umana generano un rumore di fondo troppo alto.
ML: Quindi l’investimento vale la pena? FP:Sì, assolutamente. Ci sono casi scientifici che non possono essere affrontati in altro modo. E poi, rispetto ai costi complessivi delle missioni spaziali, LGWA rappresenta un carico secondario: si sfrutterà la presenza di altre missioni per portare strumentazione scientifica di poche centinaia di chili. È un piccolo passo, ma di enorme valore conoscitivo.
ML: Il gruppo Outreach che coordini ha già in programma attività di comunicazione pubblica? FP:Sì. Stiamo predisponendo una newsletter, una pagina Wikipedia ufficiale, un trailer divulgativo e la partecipazione con stand alle principali conferenze internazionali. Inoltre vogliamo portare il progetto nelle scuole e nei festival scientifici, per raccontare come la collaborazione fra discipline e paesi diversi possa portare a un esperimento così ambizioso.
ML: Il GSSI è il cuore dell’iniziativa e la collaborazione ha una forte componente italiana. Buona parte della tecnologia e dei gruppi di ricerca coinvolti provengono dal nostro Paese. Un ottimo motivo d’orgoglio nazionale, dunque. FP:Certo, ma è anche un bellissimo esempio di cooperazione scientifica internazionale, la sola capace di portare l’umanità — e la conoscenza — ancora più lontano.
Luigi Cacciapuoti
European Space Agency (ESA)
Luigi Cacciapuoti
ML: Puoi raccontarci qual è il tuo ruolo e perché partecipi al workshop dedicato a LGWA? LC:Lavoro nel direttorato scientifico dell’Agenzia Spaziale Europea, dove seguo diverse missioni di fisica fondamentale basate su sensori ad altissima precisione. In particolare, sono Project Scientist della missione ACES (Atomic Clock Ensemble in Space), che utilizza orologi atomici di altissima stabilità installati sulla Stazione Spaziale Internazionale per testare la relatività generale di Einstein e verificare eventuali variazioni delle costanti fondamentali. Per quanto riguarda LGWA, seguo la missione dal punto di vista scientifico, perché è stata proposta all’ESA come progetto da implementare sulla superficie lunare. La proposta ha superato la prima fase di valutazione ed è ora in attesa dei primi studi di fattibilità.
ML: Quindi, per ora, l’ESA ha un ruolo di osservatore? LC:Esatto. In questa fase stiamo monitorando i progressi del progetto e siamo pronti a finanziare studi preliminari di fattibilità, per aiutare la comunità scientifica a consolidare la proposta. Al momento il nostro ruolo è quello di una sorta di “incubatore”: osserviamo, supportiamo e identifichiamo i punti critici che vanno affrontati prima di un vero investimento operativo.
ML: Quando l’interesse sarà consolidato, come cambierà il coinvolgimento dell’ESA? LC:A quel punto l’ESA entrerà in maniera più diretta, coordinando i contributi provenienti dai vari Paesi e dalle agenzie nazionali. Ora ci limitiamo a fornire un quadro di riferimento e a facilitare il dialogo tra i diversi attori, ma quando la missione passerà alla fase successiva — quella ingegneristica — verrà formato un team completo, con scienziati, ingegneri meccanici e termici.
ML: Quali sono le principali difficoltà tecniche di LGWA? LC:È una missione complessa e costosa, perché prevede misure ad altissima sensibilità in un ambiente estremamente ostile come la regione permanentemente in ombra del polo sud lunare, dove le basse temperature e la mancanza di luce solare rendono difficile alimentare e mantenere gli strumenti.
ML: Ci sono già tempistiche indicative per l’avvio degli studi? LC:Sì, già dal prossimo anno dovrebbero partire i primi studi di fattibilità ESA, con il coinvolgimento diretto dei ricercatori che hanno proposto la missione. Saranno loro a definire i requisiti scientifici e prestazionali, che poi i nostri team valuteranno per capire se sono tecnicamente raggiungibili.
ML: È interessante parlare di una missione ancora nelle prime fasi: di solito si sente parlare dei progetti solo quando sono già avviati. LC:Esatto. Uno dei compiti dell’ESA è incubare le idee, farle crescere e dare alla comunità scientifica il tempo e le risorse per migliorarle. Quando poi arriva una nuova call for proposals, la missione può essere ripresentata in forma più matura, avendo già superato i principali problemi tecnici e concettuali.
ML: Quindi LGWA è ancora un’idea in evoluzione, ma con basi solide. LC:Sì, direi proprio così. È una proposta promettente, e il nostro obiettivo è farla evolvere fino al punto in cui potrà diventare una missione scientifica concreta.
Conclusione
L’ultima volta che un essere umano camminò sulla Luna fu nel dicembre del 1972, con la missione Apollo 17. L’allora comandante Eugene Cernan, prima di risalire sul modulo di ascesa, lasciò le sue iniziali tracciate sulla polvere grigia, immaginando che sarebbero rimaste lì “per sempre”. Da allora, per oltre cinquant’anni, nessuno è più tornato. Oggi, il polo sud lunare rappresenta la meta del grande ritorno: non più un traguardo simbolico come quello dell’era Apollo, ma l’inizio di una presenza stabile e cooperativa, dove le agenzie spaziali del mondo uniscono le forze per costruire il primo avamposto scientifico permanente al di fuori della Terra. LGWA si inserisce naturalmente in questo nuovo capitolo: non un sogno isolato, ma un tassello concreto di quella “seconda era dell’esplorazione lunare” che sta già cominciando.
Questo articolo non può che chiudersi con un brano del Sidereus Nuncius, quello in cui Galileo descrive le sue prime osservazioni con il telescopio. Dopo aver descritto il suo strumento, scrive: “Ma io, lasciate le cose terrene, mi rivolsi alla speculazione di quelle celesti; e per prima mirai la Luna.” Non possiamo fare a meno di chiederci cosa direbbe Galileo se sapesse che la Luna, il primo oggetto celeste cui lui rivolse il suo telescopio, è destinata a sua volta a diventare uno strumento di osservazione. Un modo straordinario per chiudere il cerchio della conoscenza iniziato più di quattro secoli fa.
Mappa del cielo alle ore (TMEC): 01 DIC> 23:00 15 DIC> 22:00 30 DIC> 21:00
Nel dicembre 2025 il cielo offrirà numerosi eventi astronomici. Tre asteroidi saranno in opposizione: Psyche il 7, Sappho il 16 e Hygiea il 21, tutti osservabili con tempi di esposizione fino a 5 minuti. Saranno visibili la cometa 210/P Christensen, ancora luminosa dopo il perielio, e la cometa interstellare 3I ATLAS, seppur in calo. La ISS presenterà sei transiti notevoli tra il 14 e il 31, con magnitudini elevate. La Luna mostrerà tutte le fasi, dal Plenilunio del 5 al Novilunio del 20, fino al Primo Quarto del 27, arricchita da spettacolari osservazioni crateriche.
COSTELLAZIONI NEL CIELO DEL MESE DI DICEMBRE 2025
Il cielo di dicembre è dominato da Orione, facilmente riconoscibile anche in ambienti urbani. La costellazione ospita stelle brillanti come Rigel e Betelgeuse, quest’ultima parte del Triangolo Invernale e candidata a futura supernova. Celebri le nebulose vicine alla sua cintura, tra cui M42, Anello di Barnard e Nebulosa Testa di Cavallo, veri laboratori stellari. Ai suoi piedi si trova la costellazione della Lepre, meno evidente ma ricca di oggetti interessanti come l’ammasso globulare M79.
01/12 Sorge: h 05:43 Tramonta: h 15:48 31/12 Sorge: h 06:55 Tramonta: h 15:46
Il 7 dicembre, il pianeta raggiungerà la sua massima elongazione ovest di 20.8°, il punto di massima distanza angolare apparente a ovest del Sole, che rappresenta il momento ideale per la sua osservazione. L’elongazione si manterrà negativa per tutto il mese, da -18.3° il 1 dicembre a -12.4° il 31 dicembre, confermando la posizione a ovest del Sole. Il 27 dicembre, Mercurio attraverserà anche il suo nodo discendente. Mercurio sarà in congiunzione con la stella Antares il 18 dicembre, con una separazione di 5.7° a nord, quando, nello stesso giorno ci sarà anche un avvicinamento Luna-Mercurio. Il giorno 4 Mercurio sarà in dicotomia.
NAME
RA
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SET
1 Mercurio
15:16:27.6
-15:27:15.6
0.32422
0.84205
-18.3
0.1
8.0
35.5
05:43
10:45
15:48
2 Mercurio
15:17:38.0
-15:30:49.5
0.32858
0.86635
-19.1
0.0
7.8
40.0
05:41
10:43
15:45
3 Mercurio
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-15:37:59.4
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-19.6
-0.1
7.6
44.4
05:39
10:41
15:43
4 Mercurio
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-15:48:18.7
0.33829
0.91565
-20.1
-0.2
7.4
48.5
05:39
10:39
15:40
5 Mercurio
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-16:01:21.0
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-20.4
-0.3
7.2
52.4
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10:38
15:38
6 Mercurio
15:27:32.4
-16:16:41.2
349
0.9646
-20.6
-0.4
7.0
56.0
05:39
10:38
15:37
7 Mercurio
15:31:04.3
-16:33:55.9
0.3546
0.9886
-20.7
-0.4
6.8
59.4
05:40
10:37
15:35
8 Mercurio
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-20.7
-0.4
6.7
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10:38
15:34
9 Mercurio
15:39:05.8
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-20.7
-0.5
6.5
65.5
05:43
10:38
15:33
10 Mercurio
15:43:31.3
-17:33:42.1
0.3719
1.05752
-20.6
-0.5
6.4
68.2
05:45
10:39
15:32
11 Mercurio
15:48:10.9
-17:55:19.8
0.3777
1.07927
-20.4
-0.5
6.2
70.7
05:47
10:39
15:31
12 Mercurio
15:53:03.0
-18:17:24.3
0.38346
1.10034
-20.2
-0.5
6.1
73.0
05:50
10:40
15:31
13 Mercurio
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0.38915
1.12071
-20.0
-0.5
6.0
75.1
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10:42
15:30
14 Mercurio
16:03:19.7
-19:02:06.2
0.39476
1.14037
-19.7
-0.5
5.9
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10:43
15:30
15 Mercurio
16:08:42.0
-19:24:23.5
0.40024
1.1593
-19.4
-0.5
5.8
78.8
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15:30
16 Mercurio
16:14:12.6
-19:46:27.0
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-19.1
-0.5
5.7
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10:46
15:30
17 Mercurio
16:19:50.4
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0.41079
1195
-18.7
-0.5
5.6
82.0
06:05
10:48
15:30
18 Mercurio
16:25:35.0
-20:29:24.1
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-18.3
-0.5
5.6
83.4
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15:30
19 Mercurio
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-20:50:05.5
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1.22783
-17.9
-0.5
5.5
84.7
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10:52
15:31
20 Mercurio
16:37:21.9
-21:10:08.5
0.4253
1.2432
-17.5
-0.5
5.4
85.9
06:15
10:54
15:31
21 Mercurio
16:43:23.3
-21:29:28.6
0.42974
1.25787
-17.1
-0.5
5.4
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10:56
15:32
22 Mercurio
16:49:29.3
-21:48:01.8
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1.27187
-16.7
-0.5
5.3
88.0
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10:58
15:33
23 Mercurio
16:55:39.8
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1.28521
-16.2
-0.5
5.2
88.9
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15:34
24 Mercurio
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-0.5
5.2
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11:03
15:35
25 Mercurio
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0.44519
1.30993
-15.3
-0.5
5.1
90.6
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11:05
15:36
26 Mercurio
17:14:34.6
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1.32134
-14.9
-0.5
5.1
91.3
06:37
11:07
15:37
27 Mercurio
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1.33214
-14.4
-0.5
5.1
92.0
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11:10
15:39
28 Mercurio
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-23:19:56.4
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1.34233
-13.9
-0.5
5.0
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15:40
29 Mercurio
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-23:31:37.3
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1.35192
-13.4
-0.5
5.0
93.3
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11:15
15:42
30 Mercurio
17:40:33.4
-23:42:10.4
0.45887
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-12.9
-0.5
5.0
93.9
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15:44
31 Mercurio
17:47:10.1
-23:51:33.7
0.46081
1.36937
-12.4
-0.5
4.9
94.4
06:55
11:21
15:46
VENERE
01/12 Sorge: h 06:37 Tramonta: h 16:08 31/12 Sorge: h 07:41 Tramonta: h 16:34
Venere si avvicina rapidamente al Sole in dicembre 2025. L’elongazione (Elong) si riduce da −8.9 ° il 1° dicembre a −1.7° il 31 dicembre, indicando che il pianeta, pur trovandosi a ovest del Sole, si muove velocemente verso la congiunzione superiore. Nonostante la sua straordinaria brillantezza (magnitudine stabile a circa −3.9), la sua visibilità mattutina peggiora sensibilmente a causa della rapida diminuzione della distanza angolare dal Sole. All’inizio del mese, Venere sorge alle 06:37, circa 46 minuti prima del Sole (07:23), offrendo una breve finestra di osservazione sull’orizzonte orientale. Entro la fine di dicembre, Venere sorge alle 07:41, quasi in contemporanea con il Sole (07:43), rendendolo quasi indistinguibile nell’ultima settimana del mese a causa della luce dell’alba. Il 19 dicembre Venere attraversa il suo Nodo Discendente. Tra le congiunzioni, l’8 dicembre si verifica l’incontro con Antares a 5.1 ° nord, e il 19 dicembre si avrà la congiunzione Luna-Venere a 4.9° sud.
NAME
RA
DEC
SUNDIST
EADIST
ELONG
MAG
DIAM
PHASE
RISE
TRAN
SET
1 Venere
15:52:30.8
-19:29:24.4
0.72383
1.68196
-8.9
-3.9
10.0
98.9
06:37
11:23
16:08
2 Venere
15:57:42.4
-19:47:05.8
0.72396
1.68348
-8.6
-3.9
10.0
98.9
06:40
11:25
16:08
3 Venere
16:02:55.1
-20:04:13.9
0.7241
1.68495
-8.4
-3.9
10.0
99.0
06:43
11:26
16:08
4 Venere
16:08:09.0
-20:20:48.0
0.72423
1.68638
-8.1
-3.9
10.0
99.1
06:45
11:27
16:08
5 Venere
16:13:24.0
-20:36:47.4
0.72437
1.68777
-7.9
-3.9
10.0
99.1
06:48
11:29
16:08
6 Venere
16:18:40.1
-20:52:11.4
0.7245
1.68912
-7.7
-3.9
10.0
99.2
06:50
11:30
16:09
7 Venere
16:23:57.3
-21:06:59.5
0.72463
1.69044
-7.4
-3.9
10.0
99.2
06:53
11:31
16:09
8 Venere
16:29:15.6
-21:21:10.9
0.72477
1.69171
-7.2
-3.9
9.9
99.3
06:55
11:33
16:09
9 Venere
16:34:34.9
-21:34:45.0
0.7249
1.69294
-6.9
-3.9
9.9
99.3
06:58
11:34
16:09
10 Venere
16:39:55.2
-21:47:41.2
0.72503
1.69413
-6.7
-3.9
9.9
99.4
07:00
11:35
16:10
11 Venere
16:45:16.4
-21:59:58.9
0.72515
1.69528
-6.4
-3.9
9.9
99.4
07:02
11:37
16:10
12 Venere
16:50:38.6
-22:11:37.6
0.72528
1.69639
-6.2
-3.9
9.9
99.5
07:05
11:38
16:11
13 Venere
16:56:01.7
-22:22:36.6
0.7254
1.69746
-5.9
-3.9
9.9
99.5
07:07
11:40
16:12
14 Venere
17:01:25.6
-22:32:55.6
0.72553
1.69848
-5.7
-3.9
9.9
99.5
07:09
11:41
16:12
15 Venere
17:06:50.4
-22:42:33.9
0.72565
1.69947
-5.5
-3.9
9.9
99.6
07:12
11:43
16:13
16 Venere
17:12:15.9
-22:51:31.2
0.72577
1.70041
-5.2
-3.9
9.9
99.6
07:14
11:44
16:14
17 Venere
17:17:42.1
-22:59:47.0
0.72589
1.70131
-5.0
-3.9
9.9
99.7
07:16
11:46
16:15
18 Venere
17:23:08.9
-23:07:20.9
726
1.70217
-4.7
-3.9
9.9
99.7
07:18
11:47
16:16
19 Venere
17:28:36.4
-23:14:12.6
0.72612
1.70299
-4.5
-3.9
9.9
99.7
07:20
11:49
16:17
20 Venere
17:34:04.4
-23:20:21.7
0.72623
1.70377
-4.2
-3.9
9.9
99.7
07:22
11:50
16:18
21 Venere
17:39:32.9
-23:25:47.8
0.72634
1.70451
-4.0
-3.9
9.9
99.8
07:24
11:52
16:19
22 Venere
17:45:01.8
-23:30:30.8
0.72644
1.7052
-3.8
-3.9
9.9
99.8
07:26
11:53
16:20
23 Venere
17:50:31.0
-23:34:30.3
0.72655
1.70586
-3.5
-3.9
9.9
99.8
07:28
11:55
16:21
24 Venere
17:56:00.6
-23:37:46.2
0.72665
1.70647
-3.3
-3.9
9.9
99.8
07:30
11:56
16:23
25 Venere
18:01:30.3
-23:40:18.3
0.72675
1.70704
-3.1
-3.9
9.9
99.9
07:32
11:58
16:24
26 Venere
18:07:00.3
-23:42:06.3
0.72684
1.70758
-2.8
-3.9
9.9
99.9
07:33
11:59
16:25
27 Venere
18:12:30.3
-23:43:10.4
0.72694
1.70807
-2.6
-3.9
9.8
99.9
07:35
12:01
16:27
28 Venere
18:18:00.4
-23:43:30.2
0.72703
1.70852
-2.4
-3.9
9.8
99.9
07:36
12:03
16:29
29 Venere
18:23:30.5
-23:43:05.9
0.72712
1.70893
-2.1
-3.9
9.8
99.9
07:38
12:04
16:30
30 Venere
18:29:00.5
-23:41:57.4
0.7272
1.70931
-1.9
-3.9
9.8
99.9
07:39
12:06
16:32
31 Venere
18:34:30.3
-23:40:04.7
0.72729
1.70964
-1.7
-3.9
9.8
100.0
07:41
12:07
16:34
MARTE
01/12 Sorge: h 08:17 Tramonta: h 17:09 31/12 Sorge: h 07:58 Tramonta: h 16:49
Il pianeta Marte in dicembre 2025 sarà in una posizione estremamente sfavorevole per l’osservazione, essendo un oggetto del cielo mattutino che si avvicina rapidamente al Sole. La sua elongazione (ELONG), che misura la distanza angolare dal Sole, diminuisce costantemente da 10.3° il 1° dicembre a soli 2.5° il 31 dicembre. Questa drastica riduzione significa che Marte è quasi in congiunzione con il Sole, rendendolo difficile, se non impossibile, da osservare. La sua magnitudine apparente si mantiene su valori modesti (attorno a 1.3) per tutto il periodo. L’unico evento che coinvolge direttamente Marte è la congiunzione Luna-Marte del 20 dicembre alle 13:30:01 in pieno giorno, con una separazione di 3.8° a sud.
NAME
RA
DEC
SUNDIST
EADIST
ELONG
MAG
DIAM
PHASE
RISE
TRAN
SET
1 Marte
17:13:03.8
-23:39:54.2
1.46421
2.42387
10.3
1.3
3.9
99.6
08:17
12:43
17:09
2 Marte
17:16:17.5
-23:43:52.5
1.46298
2.42384
10.0
1.3
3.9
99.7
08:16
12:42
17:08
3 Marte
17:19:31.6
-23:47:36.2
1.46176
2.42378
9.7
1.3
3.9
99.7
08:16
12:41
17:07
4 Marte
17:22:46.1
-23:51:05.2
1.46054
2.4237
9.5
1.3
3.9
99.7
08:15
12:41
17:06
5 Marte
17:26:01.0
-23:54:19.2
1.45932
2.42358
9.2
1.3
3.9
99.7
08:15
12:40
17:05
6 Marte
17:29:16.3
-23:57:18.4
1.45811
2.42344
8.9
1.3
3.9
99.7
08:14
12:39
17:04
7 Marte
17:32:32.0
-24:00:02.5
1.45691
2.42327
8.7
1.3
3.9
99.7
08:14
12:39
17:03
8 Marte
17:35:48.1
-24:02:31.5
1.4557
2.42307
8.4
1.3
3.9
99.8
08:14
12:38
17:02
9 Marte
17:39:04.5
-24:04:45.2
1.45451
2.42285
8.1
1.3
3.9
99.8
08:13
12:37
17:01
10 Marte
17:42:21.2
-24:06:43.6
1.45332
2.4226
7.9
1.3
3.9
99.8
08:13
12:37
17:01
11 Marte
17:45:38.2
-24:08:26.5
1.45213
2.42232
7.6
1.3
3.9
99.8
08:12
12:36
17:00
12 Marte
17:48:55.6
-24:09:53.9
1.45095
2.42202
7.4
1.3
3.9
99.8
08:11
12:35
16:59
13 Marte
17:52:13.2
-24:11:05.7
1.44978
2.42169
7.1
1.3
3.9
99.8
08:11
12:35
16:58
14 Marte
17:55:31.1
-24:12:01.8
1.44861
2.42133
6.8
1.3
3.9
99.8
08:10
12:34
16:58
15 Marte
17:58:49.3
-24:12:42.1
1.44745
2.42095
6.6
1.3
3.9
99.8
08:10
12:33
16:57
16 Marte
18:02:07.7
-24:13:06.6
1.4463
2.42055
6.3
1.3
3.9
99.9
08:09
12:33
16:56
17 Marte
18:05:26.4
-24:13:15.3
1.44515
2.42011
6.0
1.3
3.9
99.9
08:09
12:32
16:56
18 Marte
18:08:45.3
-24:13:08.1
1.44401
2.41965
5.8
1.3
3.9
99.9
08:08
12:32
16:55
19 Marte
18:12:04.4
-24:12:44.9
1.44287
2.41917
5.5
1.3
3.9
99.9
08:07
12:31
16:54
20 Marte
18:15:23.7
-24:12:05.8
1.44174
2.41866
5.3
1.2
3.9
99.9
08:07
12:30
16:54
21 Marte
18:18:43.1
-24:11:10.6
1.44062
2.41813
5.0
1.2
3.9
99.9
08:06
12:30
16:53
22 Marte
18:22:02.7
-24:09:59.4
1.4395
2.41757
4.8
1.2
3.9
99.9
08:05
12:29
16:53
23 Marte
18:25:22.4
-24:08:32.1
1.43839
2.41698
4.5
1.2
3.9
99.9
08:04
12:28
16:52
24 Marte
18:28:42.3
-24:06:48.7
1.43729
2.41638
4.3
1.2
3.9
99.9
08:04
12:28
16:52
25 Marte
18:32:02.2
-24:04:49.3
1.4362
2.41575
4.0
1.2
3.9
99.9
08:03
12:27
16:51
26 Marte
18:35:22.2
-24:02:33.7
1.43511
2.41509
3.8
1.2
3.9
99.9
08:02
12:27
16:51
27 Marte
18:38:42.2
-24:00:01.9
1.43403
2.41442
3.5
1.2
3.9
100.0
08:01
12:26
16:51
28 Marte
18:42:02.3
-23:57:14.1
1.43296
2.41372
3.3
1.2
3.9
100.0
08:01
12:25
16:50
29 Marte
18:45:22.4
-23:54:10.1
1.43189
2413
3.0
1.2
3.9
100.0
08:00
12:25
16:50
30 Marte
18:48:42.6
-23:50:50.0
1.43084
2.41226
2.8
1.2
3.9
100.0
07:59
12:24
16:50
31 Marte
18:52:02.7
-23:47:13.8
1.42979
2.41151
2.5
1.2
3.9
100.0
07:58
12:24
16:49
GIOVE
01/12 Sorge: h 19:43 Tramonta: h 10:44 31/12 Sorge: h 17:29 Tramonta: h 08:36
Giove sarà il gigante del cielo notturno a dicembre 2025, con una visibilità eccellente che durerà per quasi tutta la notte. La sua elongazione (distanza angolare dal Sole) è molto ampia e crescente, passando da −134.5° all’inizio del mese fino a −168.0 °il 31 dicembre, avvicinandosi all’opposizione e mantenendo una magnitudine molto alta (circa −2.6). Il pianeta sorge il 1° dicembre alle 19:43, diverse ore dopo il tramonto del Sole (16:36), e resta visibile fino alle 10:44 del mattino, ben dopo l’alba (07:23). Entro la fine del mese, la sua visibilità è ancora migliore: il 31 dicembre, Giove sorge alle 17:29 e tramonta alle 08:36, restando osservabile per l’intera durata della notte astronomica. L’evento principale del mese sarà la congiunzione Luna-Giove che avverrà il 7 dicembre alle 16:49:28, con i due corpi celesti separati da 3.7° a nord. Questo evento sarà ben visibile nel cielo serale.
NAME
RA
DEC
SUNDIST
EADIST
ELONG
MAG
DIAM
PHASE
RISE
TRAN
SET
1 Giove
07:45:56.0
21:22:11.7
5.20058
4.46191
-134.5
-2.5
44.1
99.5
19:43
03:15
10:44
2 Giove
07:45:39.8
21:23:02.0
5.20094
4.45107
-135.5
-2.5
44.2
99.6
19:39
03:11
10:40
3 Giove
07:45:22.7
21:23:54.1
5.20131
4.44045
-136.6
-2.5
44.3
99.6
19:34
03:07
10:36
4 Giove
07:45:05.0
21:24:48.0
5.20167
4.43004
-137.7
-2.6
44.4
99.6
19:30
03:03
10:32
5 Giove
07:44:46.4
21:25:43.7
5.20203
4.41984
-138.8
-2.6
44.5
99.6
19:26
02:58
10:27
6 Giove
07:44:27.2
21:26:41.1
5.2024
4.40988
-139.9
-2.6
44.6
99.6
19:21
02:54
10:23
7 Giove
07:44:07.2
21:27:40.1
5.20276
4.40014
-141.0
-2.6
44.7
99.6
19:17
02:50
10:19
8 Giove
07:43:46.5
21:28:40.9
5.20313
4.39064
-142.1
-2.6
44.8
99.7
19:12
02:46
10:15
9 Giove
07:43:25.0
21:29:43.3
5.20349
4.38137
-143.2
-2.6
44.9
99.7
19:08
02:41
10:11
10 Giove
07:43:02.9
21:30:47.2
5.20385
4.37234
-144.3
-2.6
45.0
99.7
19:04
02:37
10:07
11 Giove
07:42:40.1
21:31:52.5
5.20422
4.36356
-145.4
-2.6
45.1
99.7
18:59
02:33
10:02
12 Giove
07:42:16.5
21:32:59.4
5.20458
4.35503
-146.5
-2.6
45.2
99.7
18:55
02:28
09:58
13 Giove
07:41:52.4
21:34:07.5
5.20495
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-147.6
-2.6
45.3
99.7
18:50
02:24
09:54
14 Giove
07:41:27.5
21:35:17.0
5.20531
4.33874
-148.7
-2.6
45.3
99.8
18:46
02:20
09:50
15 Giove
07:41:02.1
21:36:27.8
5.20567
4.33099
-149.8
-2.6
45.4
99.8
18:41
02:15
09:46
16 Giove
07:40:36.0
21:37:39.7
5.20604
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-151.0
-2.6
45.5
99.8
18:37
02:11
09:41
17 Giove
07:40:09.3
21:38:52.8
5.2064
4.31629
-152.1
-2.6
45.6
99.8
18:32
02:07
09:37
18 Giove
07:39:42.1
21:40:06.9
5.20677
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-2.6
45.7
99.8
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02:02
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19 Giove
07:39:14.3
21:41:22.1
5.20713
4.30269
-154.3
-2.6
45.7
99.8
18:23
01:58
09:29
20 Giove
07:38:45.9
21:42:38.3
5.20749
4.29631
-155.5
-2.6
45.8
99.8
18:19
01:53
09:24
21 Giove
07:38:17.0
21:43:55.3
5.20786
4.29021
-156.6
-2.6
45.9
99.9
18:14
01:49
09:20
22 Giove
07:37:47.7
21:45:13.2
5.20822
4.28441
-157.7
-2.6
45.9
99.9
18:10
01:45
09:15
23 Giove
07:37:17.8
21:46:31.9
5.20858
4.27889
-158.9
-2.6
46.0
99.9
18:05
01:40
09:11
24 Giove
07:36:47.5
21:47:51.2
5.20895
4.27367
-160.0
-2.6
46.0
99.9
18:01
01:36
09:07
25 Giove
07:36:16.7
21:49:11.2
5.20931
4.26875
-161.1
-2.6
46.1
99.9
17:56
01:31
09:02
26 Giove
07:35:45.6
21:50:31.7
5.20967
4.26412
-162.3
-2.7
46.1
99.9
17:52
01:27
08:58
27 Giove
07:35:14.0
21:51:52.6
5.21004
4.2598
-163.4
-2.7
46.2
99.9
17:47
01:22
08:54
28 Giove
07:34:42.1
21:53:13.9
5.2104
4.25578
-164.6
-2.7
46.2
99.9
17:43
01:18
08:49
29 Giove
07:34:09.8
21:54:35.5
5.21077
4.25206
-165.7
-2.7
46.3
99.9
17:38
01:13
08:45
30 Giove
07:33:37.2
21:55:57.3
5.21113
4.24865
-166.9
-2.7
46.3
100.0
17:34
01:09
08:40
31 Giove
07:33:04.3
21:57:19.2
5.21149
4.24555
-168.0
-2.7
46.3
100.0
17:29
01:04
08:36
SATURNO
01/12 Sorge: h 13:27 Tramonta: h 01:04 31/12 Sorge: h 15:29 Tramonta: h 23:07
Il pianeta Saturno in dicembre 2025 sarà un ottimo oggetto per l’osservazione serale. La sua elongazione (distanza angolare dal Sole) diminuisce da 106° all’inizio del mese a 79.8° alla fine, mantenendosi ben distante dal bagliore solare e con una magnitudine di circa 1.1. La visibilità è massima nella prima parte della notte. Il 1° dicembre, Saturno sorge alle 13:27, transita alle 19:13 e tramonta all’01:04 del giorno successivo, restando visibile per circa otto ore e mezza dopo il tramonto del Sole (16:36). Entro fine mese, la sua visibilità si riduce leggermente, ma rimane eccellente: il 31 dicembre, Saturno tramonta alle 23:18, offrendo ancora circa sei ore e mezza di osservazione dopo il tramonto. L’evento principale del mese è la congiunzione Luna-Saturno, che si verificherà il 27 dicembre (4.0^°N), ben osservabile nel cielo serale.
Urano (mag. 5.6) sarà visibile quasi tutta la notte. La sua elongazione resta alta, passando da 170.1° a 142.7°. Sorge alle 15:53 l’1/12 e resta in cielo fino all’alba. Evento principale: congiunzione Luna il 4 dicembre.
Nettuno (mag. 7.9) non è alla portata di telescopi amatoriali. La sua elongazione scende da 110.4° a 84.0°. L’1/12 sorge alle 13:31 e tramonta all’01:28.
NAME
RA
DEC
SUNDIST
EADIST
ELONG
MAG
DIAM
PHASE
RISE
TRAN
SET
1 Nettuno
23:59:56.8
-01:28:47.7
29.88549
29.52765
110.4
7.9
2.5
100.0
13:31
19:27
01:28
2 Nettuno
23:59:55.6
-01:28:53.0
29.88547
29.54398
109.4
7.9
2.5
100.0
13:27
19:23
01:24
3 Nettuno
23:59:54.5
-01:28:57.5
29.88544
29.5604
108.4
7.9
2.5
100.0
13:23
19:19
01:20
4 Nettuno
23:59:53.6
-01:29:01.1
29.88542
29.57692
107.3
7.9
2.5
100.0
13:19
19:15
01:16
5 Nettuno
23:59:52.8
-01:29:03.9
29.88539
29.59353
106.3
7.9
2.5
100.0
13:15
19:11
01:12
6 Nettuno
23:59:52.1
-01:29:05.9
29.88537
29.61022
105.3
7.9
2.5
100.0
13:11
19:07
01:08
7 Nettuno
23:59:51.6
-01:29:07.0
29.88534
29627
104.3
7.9
2.5
100.0
13:07
19:03
01:04
8 Nettuno
23:59:51.1
-01:29:07.3
29.88532
29.64385
103.3
7.9
2.5
100.0
13:03
18:59
01:00
9 Nettuno
23:59:50.8
-01:29:06.8
29.88529
29.66076
102.3
7.9
2.5
100.0
12:59
18:55
00:56
10 Nettuno
23:59:50.6
-01:29:05.5
29.88526
29.67775
101.2
7.9
2.5
100.0
12:55
18:51
00:52
11 Nettuno
23:59:50.5
-01:29:03.4
29.88524
29.6948
100.2
7.9
2.5
100.0
12:51
18:47
00:48
12 Nettuno
23:59:50.6
-01:29:00.5
29.88521
29.7119
99.2
7.9
2.5
100.0
12:47
18:43
00:44
13 Nettuno
23:59:50.8
-01:28:56.7
29.88519
29.72905
98.2
7.9
2.5
100.0
12:43
18:39
00:40
14 Nettuno
23:59:51.1
-01:28:52.2
29.88516
29.74624
97.2
7.9
2.5
100.0
12:39
18:35
00:36
15 Nettuno
23:59:51.5
-01:28:46.7
29.88514
29.76348
96.2
7.9
2.5
100.0
12:35
18:31
00:32
16 Nettuno
23:59:52.1
-01:28:40.4
29.88511
29.78075
95.2
7.9
2.5
100.0
12:31
18:28
00:28
17 Nettuno
23:59:52.8
-01:28:33.3
29.88508
29.79804
94.1
7.9
2.5
100.0
12:27
18:24
00:24
18 Nettuno
23:59:53.6
-01:28:25.3
29.88506
29.81536
93.1
7.9
2.5
100.0
12:23
18:20
00:20
19 Nettuno
23:59:54.6
-01:28:16.5
29.88503
29.8327
92.1
7.9
2.5
100.0
12:19
18:16
00:16
20 Nettuno
23:59:55.7
-01:28:06.8
29.88501
29.85005
91.1
7.9
2.4
100.0
12:15
18:12
00:13
21 Nettuno
23:59:56.9
-01:27:56.2
29.88498
29.8674
90.1
7.9
2.4
100.0
12:11
18:08
00:09
22 Nettuno
23:59:58.3
-01:27:44.9
29.88496
29.88476
89.1
7.9
2.4
100.0
12:08
18:04
00:05
23 Nettuno
23:59:59.7
-01:27:32.7
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29.90211
88.1
7.9
2.4
100.0
12:04
00:02
00:01
24 Nettuno
00:00:01.3
-01:27:19.7
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29.91944
87.1
7.9
2.4
100.0
12:00
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23:53
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00:00:03.1
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7.9
2.4
100.0
11:56
17:56
23:50
26 Nettuno
00:00:04.9
-01:26:51.4
29.88486
29.95406
85.0
7.9
2.4
100.0
11:52
17:52
23:46
27 Nettuno
00:00:06.9
-01:26:36.0
29.88483
29.97134
84.0
7.9
2.4
100.0
11:48
17:48
23:42
28 Nettuno
00:00:09.0
-01:26:19.8
29.8848
29.98857
83.0
7.9
2.4
100.0
11:44
17:45
23:38
29 Nettuno
00:00:11.2
-01:26:02.8
29.88478
30.00577
82.0
7.9
2.4
100.0
11:41
17:41
23:34
30 Nettuno
00:00:13.6
-01:25:44.9
29.88475
30.02293
81.0
7.9
2.4
100.0
11:37
17:37
23:30
31 Nettuno
00:00:16.0
-01:25:26.3
29.88473
30.04004
80.0
7.9
2.4
100.0
11:33
17:33
23:26
LUNA
Nel dicembre 2025 la Luna offrirà varie opportunità osservative: Plenilunio il 5 con visibilità del cratere Bailly, Ultimo Quarto l’11, Novilunio il 20 e Primo Quarto il 27 con osservazione del Deslandres. Falci calanti tra il 16 e 18 e crescenti il 21 e 22. Librations favorevoli nella Regione Polare Meridionale (3-5 dicembre). Possibili limitazioni meteo a fine mese.
L’articolo completo dedicato alla Luna è a cura di Francesco Badalotti e disponibile QUI
ASTEROIDI – PICCOLI MONDI
Nel dicembre 2025 saranno osservabili tre importanti asteroidi in opposizione: (16) Psyche, oggetto metallico oggetto di missione NASA, (80) Sappho di tipo roccioso e (10) Hygiea, tra i più massivi della fascia principale. Raggiungeranno magnitudini tra la nona e la decima, con tempi di esposizione ottimali fino a 5 minuti per immagini puntiformi.
L’articolo completo sugli asteroidi del mese di Novembre è a cura di Marco Iozzi e disponibile QUI
COMETE
Nel dicembre 2025 la ISS sarà facilmente osservabile nei cieli italiani prima dell’alba, con sei transiti molto luminosi tra il 14 e il 31 del mese, alcuni con magnitudini fino a -3.8. Un’occasione ideale per appassionati e curiosi: basterà un cielo sereno e un luogo buio per seguire il passaggio rapido della Stazione Spaziale Internazionale.
L’articolo completo sulle comete di Novembre è a cura di Claudio Pra e disponibile QUI
TRANSITI STAZIONE SPAZIALE INTERNAZIONALE
I Transiti maggiori nel nostro cielo della ISS International Space Station per il mese di Dicembre a cura di Giuseppe Petricca disponibile QUI
Nel numero 138 della rubrica Supernovae si segnala la scoperta amatoriale della supernova SN2025aceh nella galassia UGC640 (Pesci), distante 520 milioni di anni luce. Scoperta il 1° novembre 2025 con magnitudine +18,5, ha raggiunto circa +17. Classificata come tipo Ia da Claudio Balcon, che raggiunge 195 supernovae classificate per primo, record mondiale.
La rubrica completa dedicata alla Supernovae a cura di Fabio Briganti e Riccardo Mancini è disponibile QUI
Psyche fu scoperto da Annibale de Gasparis a Napoli il 17 marzo 1852, gli fu dedicato il nome dalla dea greca dell’anima. Percorre un’orbita nella fascia principale esterna con semiasse di 2,92 Unità Astronomiche, eccentricità di 0,134 e inclinazione di 3,1 gradi, completando una rivoluzione intorno al Sole in circa 5 anni. Si colloca tra i maggiori corpi della fascia principale, contenendone circa l’1% della massa complessiva, ed è il più massiccio tra gli asteroidi di classe M/X, ricchi in metalli.
Dal punto di vista fotometrico, l’analisi delle curve di luce racconta un periodo di rotazione di 4,19 ore, con un’ ampiezza di variazione modesta. Le inversioni di curve di luce, combinate con altre tecniche osservative dal suolo, forniscono l’immagine di un oggetto che ruota mostrandoci prevalentemente il suo aspetto equatoriale.
Psyche misura circa 230 km di diametro e presenta una figura piuttosto irregolare. Questo imponente asteroide sarà oggetto di studi approfonditi in situ, grazie alla missione NASA Psyche, lanciata il 13 ottobre 2023 e in rotta per un arrivo stimato nel 2029. È la prima esplorazione dedicata a un asteroide ricco di metalli: a bordo, il radar a microonde e gli spettrometri mapperanno composizione, struttura e campo gravitazionale per fare luce tra le ipotesi che vedono Psyche come il nucleo metallico esposto di un antico protopianeta, oppure come una aggregazione di frammenti metallici e rocciosi.
Come e quando osservarlo
Psyche sarà in opposizione il 7 dicembre momento nel quale raggiungerà la nona magnitudine. Il suo moto sarà di 0,57 secondi d’arco al minuto, quindi, per far sì che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Psyche trasformarsi in una bella striscia luminosa di 22 secondi d’arco
(80) Sappho
Sappho fu scoperto da Norman Robert Pogson il 2 maggio 1864 al Madras Observatory, in India. Fu dedicato alla poetessa di Lesbo, secondo la consuetudine ottocentesca di assegnare ai pianetini nomi della tradizione classica. Percorre un’orbita nella fascia principale interna con semiasse maggiore di 2,29 Unità Astronomiche, eccentricità di 0,20 e inclinazione di 8,7 gradi, per un periodo di rivoluzione intorno al Sole di 3,48 anni. Sappho ha un diametro medio di circa 69 km, con l’albedo tipico degli asterotidi di tipo S a composizione prevalentemente rocciosa. L’analisi delle curve di luce inquadra un periodo di rotazione di 14,03 ore, e le tecniche di inversione, assieme ai risultati delle occultazioni e delle osservazioni al suolo, descrivono un oggetto dalla forma moderatamente allungata.
Come e quando osservarlo
Sappho sarà in opposizione il 16 dicembre momento nel quale raggiungerà la decima magnitudine. Il suo moto sarà di 0,73 secondi d’arco al minuto, quindi, per far sì che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Sappho trasformarsi in una bella striscia luminosa di 29 secondi d’arco.
(10) Hygiea
Hygiea è stato scoperto da Annibale de Gasparis il 12 aprile 1849 a Napoli. E’ il quarto oggetto per massa e volume della fascia principale. Con un diametro medio di 434 km, si stima che da solo contenga circa il 3% della massa complessiva dell’intera fascia. Percorre un’orbita nella fascia esterna con semiasse maggiore di 3,14 Unità Astronomiche, eccentricità di 0,11 e inclinazione di 3,83 gradi, completando una rivoluzione intorno al Sole in 5,58 anni terrestri.
Dal punto di vista fisico, Hygiea è un asteroide di tipo C con una superficie molto scura e poco riflettente, composta da materiali carbonacei primordiali. Questo basso albedo comporta che, nonostante le dimensioni considerevoli, l’asteroide risulti sempre piuttosto debole ai nostri telescopi, raggiungendo la nona magnitudine esclusivamente durante le opposizioni più favorevoli. Le curve di luce fissano il periodo di rotazione in 13,83 ore e le osservazioni al suolo del Very Large Telescope (VLT) rivelano una forma quasi sferica, segnata da due grandi crateri da impatto, rispettivamente di 180 e 90 km di diametro, con un’area più chiara, interpretata come materiale subsuperficiale esposto recentemente, probabilmente a seguito di un impatto.
Hygiea è il capostipite della vasta famiglia omonima. Si ritiene che questo raggruppamento sia nato da una collisione catastrofica con un altro grande corpo che avrebbe distrutto l’asteroide originale: la maggior parte dei frammenti si sarebbe poi riaggregata per gravità formando l’attuale Hygiea, mentre gli altri sono andati a costituire i membri della sua famiglia.
Come e quando osservarlo
Hygiea sarà in opposizione il 21 dicembre momento nel quale raggiungerà la decima magnitudine. Il suo moto sarà di 0,52 secondi d’arco al minuto, quindi, per far sì che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Hygiea trasformarsi in una bella striscia luminosa di 21 secondi d’arco.
Asteroidi del mese di Novembre 2025
(12) Victoria
Scoperta e nomenclatura
(12) Victoria fu scoperto da John Russell Hind il 13 settembre 1850 al Bishop’s Observatory di Londra. La scelta del nome generò un piccolo caso diplomatico nell’astronomia vittoriana: ufficialmente dedicato alla dea romana Victoria, il nome coincideva con quello della regina regnante. B. A. Gould, allora direttore dell’Astronomical Journal, adottò provvisoriamente “Clio” per evitare l’equivoco; la comunità, però, riconobbe che l’intitolazione mitologica era legittima e il nome “Victoria” fu quindi adottato in modo definitivo (il nome Clio fu poi assegnato al n. 84).
Parametri orbitali
Victoria percorre un’orbita nella fascia principale interna media con semiasse maggiore di 2,33 UA, eccentricità di 0,22 e inclinazione di 8,37°; completa una rivoluzione in circa 3,57 anni. Questi valori la collocano in un corridoio dinamico relativamente tranquillo, lontano dalle risonanze più pericolose con Giove.
Caratteristiche fisiche e composizione
Le misure termiche e le modellazioni più recenti convergono su un diametro medio dell’ordine di 112–124 km e su un’albedo geometrica di circa 0,16–0,18. Dal punto di vista tassonomico, Victoria è classificato come un asteroide di tipo S nella scala di Tholen ma L-type nella SMASS/Bus–DeMeo: un profilo “intermedio” all’interno del complesso silicaceo che rimanda a superfici dominate da olivina/pirosseno. Le immagini ad alta risoluzione e gli studi sulla forma indicano un corpo allungato, coerente con la moderata irregolarità suggerita dalla fotometria. Alcune analisi storiche hanno persino ipotizzato la presenza di un compagno, ipotesi che resta comunque ad oggi non confermata.
Analisi fotometrica e periodo di rotazione
La fotometria raccolta in molte opposizioni fissa un periodo di rotazione di 8,66 ore. L’ampiezza della curva di luce è moderata e varia con l’aspetto, come ci si attende da un corpo triassale. I modelli da inversione di curve di luce, oggi archiviati in DAMIT, restituiscono una forma convessa allungata e soluzioni dell’asse di rotazione compatibili con l’andamento delle curve.
Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali
Con dimensioni superiori al centinaio di chilometri, Victoria è poco sensibile ai lenti meccanismi di migrazione termica (Yarkovsky/YORP); i suoi elementi propri restano sostanzialmente stabili su scale di tempo di milioni di anni. Le risonanze principali con Giove sono a distanza di sicurezza e non emergono evidenze di una famiglia collisiva genetica dominata da Victoria: l’asteroide appare piuttosto come un grande membro del background silicaceo della fascia media-interna.
Come e quando osservarlo
(12) Victoria sarà in opposizione il 5 novembre momento nel quale raggiungerà la nona magnitudine. Il suo moto sarà di 0,73 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 4 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Victoria trasformarsi in una bella striscia luminosa di 29 secondi d’arco.
(471) Papagena
Scoperta e denominazione
(471) Papagena fu scoperto da Max Wolf il 7 giugno 1901 all’osservatorio di Heidelberg-Königstuhl, in piena “età dell’astrofotografia” inaugurata proprio dal gruppo di Wolf. Il nome è un omaggio alla Papagena del Flauto magico di Mozart: un dettaglio che restituisce bene l’aria di quegli anni, quando la mitologia classica e l’opera europea alimentavano la fantasia dei battezzatori di pianetini.
Parametri orbitali
Papagena percorre un’orbita nella fascia principale esterna con semiasse maggiore di 2,88 UA, eccentricità di 0,23 e inclinazione di 15°; completa una rivoluzione in 4,91 anni. Questi valori inquadrano un corpo dinamicamente tranquillo, esterno ai corridoi più perturbati dalle grandi risonanze con Giove.
Caratteristiche fisiche e composizione
La fotometria termica e le campagne osservative convergono su una taglia dell’ordine di 130–140 km; molte pubblicazioni adottano un valore medio vicino a 137 km, coerente con i diametri radiometrici AKARI/NEOWISE e con le modellazioni più recenti. L’albedo geometrica è moderata (circa 0,16-0,18). Dal punto di vista spettroscopico Papagena rientra nella classe S (silicacei), con bande da olivina/clinopirosseno nel vicino infrarosso: un quadro che la distingue dalla popolazione più scura dei carbonacei puri e la colloca tra gli S classici della fascia esterna.
Analisi fotometrica e periodo di rotazione
Le curve di luce sono uno dei tratti più curiosi di Papagena. Già nel 1976, con fotometria fotoelettrica all’ESO, A. Surdej misurò un periodo sinodico di circa 7 ore e, soprattutto, documentò una struttura insolita a triplo massimo/triplo minimo, invece della classica doppia modulazione attesa per un corpo triaxiale. Studi successivi hanno confermato un periodo di 7,11 ore e ampiezza tipica tra 0,08 e 0,13 magnitudini, compatibile con una figura non esasperatamente allungata ma con asimmetrie di forma in grado di generare la triplicità dei picchi. In altre parole: la modulazione riscontrata nelle curve di luce non richiede macchie d’albedo estreme, bastano leggere irregolarità geometriche, distribuite lungo il profilo dell’asteroide.
Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali
Con una taglia di oltre cento chilometri, Papagena risente poco dei lenti meccanismi di migrazione termica (Yarkovsky/YORP) e su tempi di centinaia di milioni di anni i parametri orbitali propri restano sostanzialmente stabili. La posizione nella fascia esterna lo tiene a distanza di sicurezza dalle lacune di Kirkwood più pericolose e non vi è evidenza di una famiglia collisiva genetica dominata da Papagena. Papagena si comporta piuttosto come un grande membro di background silicaceo, una pietra di paragone per la mineralogia in una regione dove i carbonacei sono più comuni.
Come e quando osservarlo
(471) Papagena sarà in opposizione il 10 novembre momento nel quale raggiungerà la nona magnitudine. Il suo moto sarà di 0,66 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Papagena trasformarsi in una bella striscia luminosa di 26 secondi d’arco.
(68) Leto
Scoperta e denominazione
(68) Leto fu scoperto da Karl T. R. Luther il 29 aprile 1861 all’osservatorio di Bilk, a Düsseldorf, durante una delle campagne sistematiche che resero celebre l’astronomo tedesco (24 pianetini scoperti e ben sette premi Lalande). Il nome fu proposto dagli astronomi dell’Osservatorio di Berlino, Johann F. Encke e Wilhelm J. Foerster. Richiama Leto (Latona per i Romani), una delle Titanidi, figura centrale nella mitologia greca come madre di Apollo e Artemide, concepiti da Zeus. La scelta si inserisce perfettamente nel solco della tradizione ottocentesca di attingere al pantheon classico per battezzare i nuovi corpi celesti, onorando una delle divinità maggiori dell’Olimpo.
Parametri orbitali
Leto descrive un’orbita nella fascia principale centrale con semiasse maggiore di 2,78 UA, eccentricità di 0,184 e inclinazione di 8°. Il periodo orbitale è di 4,64 anni. Leto occupa un corridoio orbitale dinamicamente tranquillo, ben al di fuori dalle risonanze più pericolose.
Caratteristiche fisiche e composizione
Le survey infrarosse IRAS–AKARI–NEOWISE e le osservazioni ottiche riportano per Leto un diametro medio tra 120 e 125 km, con un’albedo geometrica di 0,21. La classe tassonomica è di tipo S, quindi composizione silicacea con bande di olivina/pirosseno nel vicino infrarosso. L’insieme di albedo, tassonomia e taglia ne fa un buon termine di paragone per confrontare gli asteoridi silicacei della fascia centrale con quelli, più scuri, della fascia esterna.
Analisi fotometrica e periodo di rotazione
Le curve di luce raccolte in più opposizioni fissano un periodo di rotazione di 14,85 ore. Già nel 1978, una campagna fotoelettrica all’ESO rivelò una morfologia insolita a tre massimi e tre minimi per ciclo, con ampiezza totale 0,19 magnitudini, anziché la più comune doppia modulazione di un ellissoide triaxiale; i lavori successivi hanno confermato il periodo e l’anomalia di forma della curva. L’inversione fotometrica moderna ha prodotto un modello convesso 3D coerente con le ampiezze osservate e con la triplicità dei picchi, senza dover invocare forti macchie d’albedo: è la geometria più che variazioni cromatiche estese che domina la modulazione della luce.
Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali
Dal punto di vista dinamico Leto è spesso citato come corpo progenitore di una piccola famiglia collisiva: un cluster Leto popolato in prevalenza da asteroidi di tipo S con semiasse attorno a 2,8 UA, suggerendo un’ antica origine collisiva, con susseguente diffusione parziale dei frammenti. Per un oggetto della taglia di Leto gli effetti di migrazione termica Yarkovsky/YORP sono comunque trascurabili su scale di milioni di anni e la sua orbita risulta stabile, senza tendenze a migrare verso le grandi risonanze.
Come e quando osservarlo
(68) Leto sarà in opposizione il 20 novembre momento nel quale raggiungerà la decima magnitudine. Il suo moto sarà di 0,62 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Leto trasformarsi in una bella striscia luminosa di 24 secondi d’arco.
Mappa degli asteroidi in opposizione nel mese di Novembre.
Asteroidi del mese di Ottobre 2025
(1) Cerere
Scoperta e nomenclatura
La notte di Capodanno 1801, dal chiostro dell’Osservatorio di Palermo, Giuseppe Piazzi annotò il moto di un astro di ottava, nona grandezza, che giudicò inizialmente “una cometa molto lenta”. In poche settimane comprese però che si trattava di un corpo di origine differente; propose quindi il nome Cerere Ferdinandea (in onore della dea e del sovrano borbonico), di cui rimase solo “Cerere”. Quando l’oggetto andò perduto nella congiunzione solare, la sua “recovery” a fine 1801 fu resa possibile dai calcoli di Carl Friedrich Gauss, che proprio su Ceres mise alla prova il suo metodo di determinazione orbitale, anticipando quella che poi è divenuta la moderna astrometria. Il Ramsden Circle con cui Piazzi effettuò le misure astrometriche è tuttora conservato a Palermo, a memoria dell’inizio della “era asteroidale”.
Parametri orbitali
(1) Cerere orbita nel cuore della fascia principale con semiasse maggiore di 2,77 UA, eccentricità 0,08 e inclinazione 10,6°; completa una rivoluzione in 4,6 anni. Questi valori lo collocano in una regione stabile, lontana dalle principali risonanze con Giove. La piccola inclinazione attuale del suo asse di rotazione suggerisce l’esistenza di una debole stagionalità.
Caratteristiche fisiche e composizione
Il diametro medio di Cerere è di circa 940 km e la sua forma, quasi sferica, è quella che ci attenderemmo per un corpo che sotto il proprio peso tende all’equilibrio. La densità media di circa 2,16 g/cm³ indica che l’interno non è omogeneo: i dati della raccolti dalla sonda Dawn suggeriscono l’esistenza di un nucleo roccioso, avvolto da un mantello ricco d’acqua e sormontato da una crosta più leggera.
La superficie è scura, con un albedo di 0,09–0,10. L’analisi spettrale lo colloca nel tipo G di Tholen (una sottoclasse dei carbonacei, gli asteroidi di tipo C) e, negli schemi di studio più moderni, nel complesso C. Il cratere Occator ospita i celebri depositi brillanti di Cerealia e Vinalia Faculae, ricchi di carbonato di sodio e sali. Poco lontano, Ahuna Mons è un duomo criovulcanico alto circa 4 km, suggerendo che l’interno di Cerere sia stato attivo fino a non troppo tempo fa. In varie regioni, soprattutto presso Ernutet, lo spettrometro VIR di Dawn ha rilevato tracce di materiale organico alifatico, mentre alle alte latitudini compaiono chiazze di ghiaccio d’acqua ed è stato rilevato vapore acqueo emesso da alcune aree localizzate.
Analisi fotometrica e periodo di rotazione
Le osservazioni fotometriche raccolte nell’arco di oltre un secolo indicano per Cerere un periodo di rotazione di 9,07 ore. La variazione di luce nell’arco di una rotazione è insolitamente piccola, circa 0,04–0,05 magnitudini, e cambia con la longitudine delle principali zone chiare e scure in superficie, indizio che la modulazione è dovuta soprattutto a differenze di albedo, più che alla forma del corpo. Le immagini del telescopio Hubble del 2003–2004 hanno riprodotto la curva di luce proprio introducendo mappe di albedo, e misure più recenti confermano una modulazione media di circa 0,045 mag. L’asse di rotazione è stato determinato con buona precisione e risulta essere quasi verticale rispetto al piano della sua orbita, con un’inclinazione di circa 4°.
Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali
A differenza di altri grandi corpi della fascia, Cerere non mostra una famiglia collisiva genetica inequivocabile. Il gruppo asteroidale che un tempo le era stato accostato è stato poi riclassificato come famiglia Gefion, e Cerere risulta un intruso in quanto la sua orbita e la sua composizione non coincidono con quelli del gruppo.
La deriva Yarkovsky è trascurabile per un corpo di questa taglia, quindi la sua orbita resterà stabile per miliardi di anni.
Come e quando osservarlo
(1) Cerere sarà in opposizione il 17 settembre momento nel quale raggiungerà la settima magnitudine. Il suo moto sarà di 0,56 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Cerere trasformarsi in una bella striscia luminosa di 22 secondi d’arco.
Il movimento dell’asteroide (1) Cerere nel mese di ottobre nel cuore della costellazione della Balena.
(779) Nina
Scoperta e nomenclatura
(779) Nina fu scoperto il 25 gennaio 1914 da Grigorij Neujmin all’Osservatorio di Simeiz in Crimea. Il nome onora Nina Nikolaevna Neujmina, sorella dello scopritore. Merita sottolineare che dopo la scoperta ufficiale emersero osservazioni di precovery effettuate su lastre di Heidelberg del 1908 e 1912, poi successivamente inglobate nell’arco osservativo; Nina fu quindi si un oggetto identificato a Simeiz, ma era già presente in archivi fotografici precedenti, anche se, fino ad allora, vi era passato inosservato.
Parametri orbitali
Nina orbita nella fascia principale centrale con semiasse maggiore di 2,66 UA, eccentricità 0,22 e inclinazione di 14,6°; completa una rivoluzione in 4,35 anni. Non appartiene a raggruppamenti collisivi stabili e si muove in un corridoio relativamente tranquillo compreso tra le grandi risonanze 3:1 e 5:2 con Giove.
Caratteristiche fisiche e composizione
Le misure nell’infrarosso di IRAS, Akari e NEOWISE indicano per Nina una dimensione compresa tra 77 e 81 km con un’albedo intorno a 0,13–0,16. Un’occultazione stellaredel 10 novembre 2005 ha rafforzato il quadro, disegnando una sagoma ellittica coerente con circa 80 km di diametro medio. Dal punto di vista spettrale Nina rientra negli asteroidi di tipo X (SMASS) e, nel sistema di Tholen, è spesso classificato di tipo M, metallico. “Metallico”, però, non significa ferro-nichel allo stato quasi puro. Indica piuttosto superfici miste, nelle quali si riscontra la presenza di metalli e silicati. In più occasioni, soprattutto vicino al perielio, sono stati segnalati indizi di una sottilissima coma/esosfera, con leggere variazioni del colore (un velo appena più “blu” nel visibile), interpretate come polvere sollevata dalla sublimazione di piccoli depositi di ghiaccio superficiale.
Analisi fotometrica e periodo di rotazione
Le curve di luce raccolte in molteplici opposizioni fissano un periodo di rotazione di 11,18 h con un ampiezza che varia sensibilmente in base all’aspetto da 0,06 mag fino a 0,30–0,32 mag, indizio di una forma moderatamente allungata, coerente con i profili ricavati dalle occultazioni.
Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali
Con circa 80 km di diametro l’effetto Yarkovsky è trascurabile e Nina resterà stabile nel proprio corridoio orbitale per miliardi di anni. Inoltre le grandi risonanze con Giove restano a distanza di sicurezza, riducendo il rischio di cambiamenti o instabilità della sua orbita. Sul piano dinamico, Nina è classificato come oggetto di fondo, e se in passato ha prodotto frammenti, questi si sono oramai dispersi e oggi non formano una famiglia riconoscibile.
Come e quando osservarlo
(779) Nina sarà in opposizione il 3 ottobre momento nel quale raggiungerà la decima magnitudine. Il suo moto sarà di 0,55 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Nina trasformarsi in una bella striscia luminosa di 22 secondi d’arco.
Il movimento dell’asteroide (779) Nina nel mese di ottobre nel cuore della costellazione di Andromeda.
(85) Io
Scoperta e nomenclatura
Io fu individuato da Christian Heinrich Friedrich Peters il 19 settembre 1865 al Litchfield Observatory (Hamilton College, New York). Il nome richiama la figura mitologica amata da Zeus. Un piccolo aneddoto di nomenclatura: con “85” e due sole lettere, “Io” è la designazione più corta dell’intero catalogo dei pianeti minori.
Parametri orbitali
Io percorre un’orbita nella fascia principale centrale con semiasse maggiore di 2,65 UA, eccentricità di 0,19 e inclinazione di 12°. Completa una rivoluzione in 4,32 anni.
Caratteristiche fisiche e composizione
Le misure nell’infrarosso (IRAS, AKARI, NEOWISE) e i profili ottenuti durante alcune occultazioni stellari indicano per Io una dimensione media intorno ai 170 km; se lo immaginiamo come un ellissoide triassiale, le dimensioni sono all’incirca 180 × 160 × 160 km. È un corpo scuro, che riflette poco la luce solare, conun albedo di 0,067. Il suo spettro nel visibile e nel vicino infrarosso è quello tipico dei corpi carboniosi. Nel sistema di Tholen rientra nella classe FC, mentre nelle classificazioni più moderne (SMASS/Bus–DeMeo) è un tipo B, cioè mostra una pendenza “blu” (la riflettanza diminuisce verso il rosso), non presenta la classica banda a 1 μm di olivina e pirosseno e mostra deboli assorbimenti vicino a 3 μm compatibili con minerali idrati. Le stime della densità media sono attorno a 2,1 g/cm³.
Analisi fotometrica e periodo di rotazione
Le curve di luce raccolte in decenni di osservazioni convergono su un periodo di rotazione di 6,87 h, con ampiezza tipica 0,05–0,17 mag che varia in base all’aspetto. L’analisi delle curve di luce effetuato con i consueti metodi di inversione ha permesso di ricostruirne la forma complessiva, con un asse di rotazione fortemente inclinato (oltre i 90°), tanto che l’orientamento di Io rispetto al Sole e alla Terra cambia in modo marcato lungo l’orbita.
Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali
Pur trovandosi nella stessa zona orbitale della famiglia asteroidale Eunomia, Io non ne è parente: è un “intruso”. A suggerirlo sono i gli spettri e la bassa albedo, tipici di un corpo carbonaceo, mentre la famiglia è popolata soprattutto da asteroidi silicacei (Tipo S). Su di un corpo di 170 km di diametro gli effetti termici sono trascurabili. Di conseguenza, la posizione di Io nella fascia resterà stabile per miliardi di anni, senza migrare verso le grandi risonanze che potrebbero alterarne l’orbita.
Come e quando osservarlo
(85) Io sarà in opposizione il 16 ottobre momento nel quale raggiungerà la decima magnitudine. Il suo moto sarà di 0,58 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Io trasformarsi in una bella striscia luminosa di 23 secondi d’arco.
Il movimento dell’asteroide (85) Io nel mese di ottobre nel cuore della costellazione dei Pesci.
Asteroidi del mese di Settembre 2025 – (22) Kalliope
Scoperta e nomenclatura
(22) Kalliope fu scoperto da John Russell Hind il 16 novembre 1852: eravamo negli anni d’oro del Bishop’s Observatory, l’osservatorio privato londinese di George Bishop da cui Hind individuò ben dieci asteroidi in sette anni. Il nome scelto, quello di Kalliope, la Musa della poesia epica, era perfettamente in linea con una sensibilità classicista promossa attivamente dalla Royal Astronomical Society. Figure come J.C. Adams incoraggiavano gli scopritori a scegliere nomi che esprimessero un linguaggio universale e apolitico per le nuove scoperte. La necessità di tale approccio era emersa con il divampare della polemica su (12) Victoria, quando Hind dovette precisare pubblicamente che il nome si riferiva alla dea romana e non alla sovrana regnante, a riprova di quanto anche la nomenclatura dei nuovi “pianetini” potesse rappresentare uno spinoso tema “politico“. In quegli stessi anni, la scienza degli asteroidi affrontava inoltre una sfida molto pratica: i simboli pittografici, simili a quelli dei pianeti, adottati fino ad allora si stavano rivelando non più adeguati e poco gestibili. Fu l’astronomo tedesco Johann Franz Encke, nel 1851, a suggerire la soluzione introducendo la notazione numerica (inizialmente un numero cerchiato), segnando il passaggio da uno scenario di pochi “pianeti in miniatura” a una vasta popolazione da catalogare in modo standard e sistematico.
La scelta del nome di Kalliope, rappresentò lo specchio delle grandi trasformazioni che stavano avvenendo nello studio degli asteroidi: la professionalizzazione della ricerca (con osservatori privati che collaboravano con le società scientifiche), la standardizzazione dei cataloghi (dai glifi ai numeri) e la ricerca di un lessico mitologico condiviso. In questo senso, la “scelta delle Muse” non fu un dettaglio folkloristico, ma un tassello della modernizzazione della disciplina.
Parametri orbitali
(22) Kalliope percorre un’orbita nella fascia principale media con semiasse maggiore di 2,91 UA, eccentricità di 0,10 e inclinazione di 13,7°; il periodo siderale è di 4,96 anni. Si colloca nel corridoio dinamicamente stabile compreso tra le risonanze 3:1 e 5:2 con Giove: non entra nelle lacune maggiori, ma risente di un reticolo di risonanze deboli che modulano lentamente eccentricità e inclinazione senza comprometterne la stabilità secolare.
Caratteristiche fisiche e composizione
Il diametro medio è comunemente riportato intorno ai 166 km, con stime recenti che, ricalibrando forma e albedo, scendono a circa 150 km. La presenza del satellite Linus, di circa 28 km di diametro, ha consentito una misura diretta della massa e quindi della densità bulk, risultata ρ ≈ 3,35 ± 0,33 g cm⁻³ per un diametro di 166 km; modelli più recenti, adottando il diametro di 150 km, convergono su ρ ≈ 4,4 ± 0,5 g cm⁻³. In entrambi gli scenari emerge comunque l’evidenza di un corpo metallico/silicatico: non un blocco ferro-nichel puro, ma un interno con elevata frazione metallica (dell’ordine del 40-60% in volume) mescolata a silicati. L’albedo geometrica è moderata (0,17). La tassonomia è M (Tholen) e X / Xk (SMASS / Bus–DeMeo); spettri raccolti nel visibile e nel vicino infrarosso mostrano caratteristiche attribuibili a silicati. L’albedo radar non è tra le più elevate del sottogruppo M, suggerendo la presenza di una regolite eterogenea piuttosto che una superficie metallica esposta. Anche le misure radio millimetriche (ALMA/VLA) indicano una composizione compatibile con la presenza di grani metallici mescolati alla regolite.
Analisi fotometrica e periodo di rotazione
La curva di luce di (22) Kalliope è stata misurata in molteplici opposizioni e converge su un periodo sinodico 4,14 h. L’ampiezza fotometrica tipica è di 0,28–0,33 mag. nelle geometrie più favorevoli, come mostrano le campagne osservative svolte nei primi anni 2000, mentre le inversioni fotometriche hanno fornito modelli di forma e una soluzione del polo poi risultata coerente con i vincoli dinamici posti dall’orbita di Linus. La stagione di mutui eventi di occultazione del 2007 ha permesso di rifinire non solo dimensioni e densità, ma anche la topografia macroscopica (profilo del bordo, schiacciamenti e rilievi principali), che spiegherebbe l’ampiezza fotometrica senza invocare la presenza di marcate chiazze d’albedo.
Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali
Un corpo delle dimensioni di (22) Kalliope subisce una deriva Yarkovsky trascurabile sul semiasse maggiore, e la traiettoria resta quindi molto stabile nel tempo. Linus orbita a circa 1100 km di semiasse maggiore dal corpo principale, con periodo 3,59 giorni ed eccentricità molto bassa. L’interpretazione oggi più accreditata della natura della piccola luna è collisiva: un grande impatto avrebbe strappato parte del mantello silicatico di Kalliope, formando quindi Linus e generando una famiglia dinamica di frammenti. L’età stimata è di circa 900 milioni di anni, con successiva dispersione del gruppo indotta dalle risonanze con Giove e Saturno. Osservazioni recenti in banda millimetrica (ALMA/VLA) aggiungono un ulteriore tassello sulla storia evolutiva e composizione del sistema: Le misure indicano sulla superficie di (22) Kalliope la presenza di una regolite ricca di granuli metallici, mentre Linus mostra un minor contenuto metallico, un quadro che rafforza lo scenario che vede Kalliope differenziato e Linus nato da un riaccumulo di ejecta.
Come e quando osservarlo
(22) Kalliope sarà in opposizione il 17 settembre momento nel quale raggiungerà la decima magnitudine. Il suo moto sarà di 0,54 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Kalliope trasformarsi in una bella striscia luminosa di 22 secondi d’arco.
Il movimento dell’asteroide (22) Kalliope nel emse di Settembre nell’angolo in basso a destra della costellazione della Balena.
Asteroidi del mese di Agosto 2025 – pt. 02 – (2) Pallas – (89) Julia – (6) Hebe
Nella seconda metà di agosto tre asteroidi della fascia principale raggiungeranno l’opposizione: (2) Pallas, (89) Julia e (6) Hebe. Con magnitudini tra 7 e 9 saranno ottimi bersagli per l’osservazione amatoriale. Ognuno racconta una storia diversa del Sistema Solare primordiale.
(2) Pallas
Scoperta e nomenclatura
Il 28 marzo 1802 Heinrich Wilhelm Olbers, nel tentativo di ritrovare (1) Ceres per tracciare con maggiore precisione la sua orbita, osservò un secondo oggetto in lento movimento nella stessa regione di cielo. Convinto di trovarsi di fronte a un “nuovo pianeta”, battezzò la scoperta Pallas in onore della dea Atena, protettrice delle arti e della saggezza. Per quasi mezzo secolo, insieme a Ceres, Juno e Vesta, Pallas mantenne lo status di pianeta agli occhi del pubblico; solo dopo il 1845, quando il conteggio dei “pianetini” crebbe rapidamente, la comunità scientifica introdusse la categoria dei “Corpi minori”. Olbers annotò che l’orbita appariva “insolitamente ripida” rispetto all’eclittica, una caratteristica che ancora oggi distingue Pallas da tutti gli altri corpi principali della fascia.
Parametri orbitali
Pallas percorre un’orbita marcatamente eccentrica (e = 0,23) e altamente inclinata (34,9 gradi) con semiasse maggiore di 2,77 UA; completa la rivoluzione intorno al Sole in 4,61 anni, spingendosi da un perielio di 2,13 UA fino a un afelio di 3,41 UA. La sua orbita inclinata di quasi 35 gradi rispetto al piano dell’eclittica lo tiene lontano dalle principali zone di disturbo gravitazionale di Giove (le risonanze), che influenzano pesantemente altri corpi della fascia. Sebbene che le proiezioni nel futuro dell’orbita indichino una certa dinamicità, questa rimarrà stabile per la vita residua del sistema solare.
Caratteristiche fisiche e composizione
Le immagini dei grandi telescopi al suolo, integrate con i dati raccolti dalle occultazioni stellari, restituiscono la forma di un ellissoide di dimensioni 568 × 532 × 448 km con un diametro medio di 512 km; La sua superficie è moderatamente riflettente, più del normale per un asteroide a base di carbonio. Per questo è classificato come tipo B, intermedia fra carbonaceo e silicaceo. Lo spettro di riflettanza rivela la presenza di minerali contenenti acqua, ma povero dei composti organici che caratterizzano la maggior parte degli asteroidi simili. Questa composizione fa ipotizzare che Pallas si sia formato in una zona più calda e secca del Sistema Solare, o che abbia perso gran parte della sua acqua primordiale a causa di un intenso riscaldamento nelle prime fasi della sua storia. La sua superficie è disseminata di crateri superiori ai 30 km e da almeno due bacini d’impatto maggiori di 400 km considerate le cicatrici dell’evento catastrofico che ha generato la sua famiglia di frammenti, gli asterodi Palladiani.
Analisi fotometrica e periodo di rotazione
L’asteroide è stato osservato fotometricamente fin da inizio Novecento e le osservazioni moderne convergono su un periodo sinodico molto preciso di 7,81 h. L’ampiezza della curva di luce varia tra un minimo di 0,03 ad un massimo di 0,16 magnitudini. Un’escursione così contenuta indica che il corpo, pur non essendo perfettamente sferico, possiede un rapporto fra gli assi non superiore a circa 1,2 : 1; in pratica appare solo moderatamente allungato. Le inversioni delle curve di luce e le immagini acquisite con ottiche adattive fissano il polo con un inclinazione di circa 84 gradi. Pallas sperimenta quindi stagioni estreme, mentre la piccola ampiezza fotometrica suggerisce una topografia priva di rilievi eccessivamente pronunciati e una distribuzione dell’albedo relativamente uniforme su tutta la sua superficie.
Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali
La forte inclinazione e l’eccentricità accentuata dell’orbita, avvicinano perielio e afelio di Pallas alle zone più dinamiche della fascia, ma senza farlo mai transitare all’interno delle risonanze principali. I suoi frammenti più piccoli, però, sperimentano un destino diverso. La famiglia Pallas comprende oggi oltre 600 membri che derivano dall’impatto che ha generato i grandi bacini identificati sulla sua superficie. I frammenti inferiori al chilometro deriveranno lentamente verso il bordo della risonanza 5:2 e potrebbero diventare asteroidi near-Earth in qualche centinaio di milioni di anni. Pallas stesso, invece, resta un protopianeta sopravvissuto al caos dei primordi del sistema solare, e l’effetto Yarkovsky esercitato su di un corpo delle sue dimensioni non è sufficiente a spostarlo dall’orbita attuale.
Come e quando osservarlo
(2) Pallas sarà in opposizione il 7agosto, momento nel quale raggiungerà la nona magnitudine. Il suo moto sarà di 0.59 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Pallas trasformarsi in una bella striscia luminosa di 24 secondi d’arco.
Percorso dell’asteroide (2) Pallas a partire dal 7 agosto fino a fine mese di agosto nella costellazione del delfino.
(89) Julia
Scoperta e nomenclatura
Il 6 agosto 1866 l’astronomo francese Édouard Jean-Marie Stephan, allora giovane direttore ad interim dell’Osservatorio di Marsiglia, individuò un astro di nona grandezza che si spostava lentamente fra le stelle. Fu la sua prima scoperta asteroidale (la seconda e ultima sarà 91 Aegina). Stephan propose il nome Julia in onore di Santa Giulia di Corsica, martire molto venerata nella Provenza e patria della famiglia di Stephan; la scelta fu accolta con favore perché non violava la consuetudine di attingere alla mitologia classica ma ricordava una figura storica legata al Mediterraneo meridionale.
Parametri orbitali
Julia percorre un orbita con un semiasse maggiore di 2,550 UA, eccentricità 0,184 e inclinazione 16,1 gradi. Completa una rivoluzione in 4,07 anni terrestri spaziando da un perielio di 2,08 UA a un afelio di 3,02 UA. L’orbita cade nel corridoio fra le risonanze 3:1 e 5:2 con Giove ma ne resta sufficientemente distante da conservare una sostazionale stabilità per tutto il tempo di vita rimanente al sistema solare.
Caratteristiche fisiche e composizione
Le osservazioni con i grandi telescopi al suolo ed i risultati delle occultazioni modellano Julia come un ellissoide moderatamente allungato con un diametro medio di 145 km. L’albedo è alta rispetto alla media dei silicacei di fascia interna e sebbene rientri nella grande famiglia del tipo S, analisi più spettroscopiche più precise lo collocano nel sottogruppo più specifico del tipo K con una composizione superficiale dominata da minerali come l’olivina e il pirosseno. Sulla sua superficie spicca un grande cratere da impatto di 70-80 km, battezzato Nonza che espone espone materiale più brillante rispetto al paesaggio circostante, e si ritiene sia la diretta conseguenza dell’evento che ha dato origine alla famiglia asteroidale di Julia.
Analisi fotometrica e periodo di rotazione
Le curve di luce ottenute in molteplici opposizioni convergono su un periodo sinodico di 11,38 ore. L’ampiezza della curva di luce varia da 0,10 a 0,25 magnitudini, un escursione contenuta che suggerisce un rapporto tra gli assi intorno a 1,3 : 1 indicativo di una forma poco allungata. L’ipotesi della presenza di un satellite, avanzata dopo il risultato delle occultazioni del 1985, è stata poi esclusa dalle campagne osservative successive, eliminando i dubbi e confermando che Julia non ospita alcuna luna.
Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali
Julia domina per massa la piccola famiglia asteroidale eponima, i cui frammenti di dimensioni inferiori a qualche chilometro subiscono una deriva a causa dell’effetto Yarkovsky, che li conduce verso la risonanza 3:1 alimentando la popolazione di asteroidi near-Earth. Per Julia la deriva termica è trascurabile e la sua orbita rimarrà sostanzialmente invariata per l’età residua del Sistema Solare. Inoltre l’elevata inclinazione la tiene al sicuro, riducendo la frequenza di incontri ravvicinati con altri corpi della fascia, favorendo così la stabilità e la longevità della sua famiglia.
Come e quando osservarlo
(89) Julia sarà in opposizione il 10 agosto, momento nel quale raggiungerà l’ottava magnitudine. Il suo moto sarà di 0.78 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 4 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Julia trasformarsi in una bella striscia luminosa di 31 secondi d’arco.
Percorso dell’asteroide (89)Julia a partire dal 7 agosto fino a fine mese fra le due costellazioni dell’acquario e del capricorno.
(6) Hebe
Scoperta e nomenclatura
Il 1 luglio 1847 l’ex impiegato postale Karl Ludwig Hencke scoprì il suo secondo e ultimo asteroide: (6) Hebe. La scoperta avvenne a solo un anno e mezzo di distanza da quella di (5) Astraea, il primo successo che aveva premiato la sua leggendaria perseveranza dopo quindici anni di pazienti ricerche. Hencke individuò il nuovo astro errante mentre si muoveva tra le stelle della costellazione dell’Ofiuco. Lo battezzò Hebe, la coppiera degli dèi olimpici, e i giornali dell’epoca lo celebrarono come «il più tenace dei cacciatori di pianetini».
Parametri orbitali
Hebe orbita nella fascia principale interna con semiasse maggiore di 2,42 UA, eccentricità 0,20 e inclinazione 14,7 gradi. Il perielio scende a 1,93 UA, mentre l’afelio raggiunge 2,92 UA; la rivoluzione intorno al Sole dura 3,78 anni. L’orbita lambisce la risonanza 3:1 con Giove e, pur essendo piuttosto eccentrica, risulta comunque stabile nel lungo periodo.
Caratteristiche fisiche e composizione
Le immagini dal suolo integrate con i dati raccolti dalle occultazioni delineano un corpo di 185 km di diametro con assi di circa 205 × 185 × 170 km. Le analisi spettroscopiche collocano Hebe nella classe S, con una superficie dove spicca una miscela di minerali che la rende simile alle meteoriti condritiche ordinarie di tipo H. Per oltre vent’anni Hebe è stata indicata come probabile corpo parentale di questo tipo di meteoriti e delle più rare meteoriti ferrose, poichè combina la composizione superficiale con una posizione dinamicamente compatibile ad iniettare i frammenti all’interno della risonanza 3:1. Le immagini, tuttavia, mostrano che nessun cratere raggiunge la scala necessaria a produrre abbastanza ejecta da spiegare da solo il flusso di meteoriti H verso la Terra, lasciando aperto il dibattito sulla presenza di altre sorgenti complementari che lo alimentano.
Analisi fotometrica e periodo di rotazione
Dal 1950 a oggi sono state ottenute decine di curve di luce; Le curve fotometriche confermano un periodo sinodico di 7,27 h con un’ ampiezza che varia fra 0,05 e 0,21 magnitudini. La combinazione delle tecniche di inversione delle curve di luce con le immagini dirette ha consentito di identificare l’orientamento del suo asse di rotazione, che risulta inclinato di circa 45 gradi rispetto alla sua orbita. Hebe quindi sperimenta stagioni moderate, più pronunciate di quelle terrestri ma non veramente estreme.
Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali
Hebe domina per dimensioni una piccola popolazione di frammenti spettralmente affini, ma i tentativi di definire una vera e propria “famiglia” Hebe restano controversi: se un grande impatto ne avesse frammentato la superficie, i blocchi inferiori al chilometro sarebbero già stati dispersi dalle risonanze, alcuni alimentando la popolazione degli asteroidi near-Earth. Per quanto riguarda la deriva indotta dell’effetto Yarkovsky su Hebe, questa è trascurabile, e l’orbita rimarrà stabile per miliardi di anni. Sebbene l’orbita la porti ad avvicinare Marte entro la 0,3 UA, l’energia scambiata tra i due corpi è comunque minima e non ne compromette l’integrità orbitale nel lungo periodo.
Come e quando osservarlo
(6) Hebe sarà in opposizione il 26 agosto, momento nel quale raggiungerà la settima magnitudine. Il suo moto sarà di 0.54 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Hebe trasformarsi in una bella striscia luminosa di 22 secondi d’arco.
Percorso dell’asteroide (6) Hebe a partire dal 7 agosto sino alla fine del mese fra le costellazioni dell’acquario e del capricorno, alla destra dell’asteroide Julia.
Asteroidi del mese di Agosto 2025 – pt. 01 – (63) Ausonia – (129) Antigone – (532) Herculina
Nei primi giorni di agosto, tre protagonisti silenziosi della fascia principale si offrono all’osservazione: (63) Ausonia, (129) Antigone e (532) Herculina. Ognuno porta con sé una storia che intreccia mitologia, scienza e tecnica osservativa. Dalla scoperta ottocentesca alla classificazione spettrale, dai parametri orbitali alle peculiarità fisiche, questi asteroidi offrono un’occasione preziosa per approfondire la dinamica del Sistema Solare interno e mettere alla prova le nostre strumentazioni astrofotografiche.
(63) Ausonia
Scoperta e nomenclatura
Nella notte tra il 10 e l’11 febbraio 1861 Annibale de Gasparis – già celebre “cacciatore di pianetini” del Reale Osservatorio di Capodimonte – registrò su un micrometro filare un oggetto di decima magnitudine che si muoveva lentamente fra le stelle della costellazione del Leone. Il telescopio impiegato era il rifrattore Merz da 215 mm, lo stesso con cui aveva individuato Hygiea dodici anni prima. In una prima minuta inviata al direttore Ernesto Capocci, de Gasparis annotò il nome Italia, desideroso di celebrare la recente proclamazione del Regno. Pochi giorni dopo, però, ritrattò temendo che la scelta fosse troppo “politica” in un clima in cui la toponomastica celeste era ancora materia di diplomazia accademica. Optò quindi per Ausonia, l’antico etnonimo greco-latino della penisola meridionale, che evocava l’identità culturale senza richiamare direttamente lo Stato nascente.
Parametri orbitali
Ausonia appartiene alla fascia principale interna: semiasse maggiore 2,395 UA, eccentricità 0,129 e inclinazione 5,77 °. Compie una rivoluzione in 3,71 anni, passando da un perielio di 2,088 UA a un afelio di 2,702 UA. Tali elementi la collocano poco all’interno della risonanza 3:1 con Giove, ma abbastanza lontano da garantirle un’orbita stabile su scala di milioni fi anni.
Caratteristiche fisiche e composizione
Il suo diametro compreso tra 95 e 116 km fa di Ausonia il secondo corpo più grande della famiglia Vesta dopo lo stesso Vesta. L’albedo geometrica è quella tipica degli asteroidi silicacei moderatamente scuri con uno spettro risulta coerente con quello di un membro “vestiano” di superficie basaltica.
Analisi fotometrica e periodo di rotazione
La prima determinazione del periodo di rotazione risale al 1977 quando fu calcolato un valore di 9,17 h. Studi successivi hanno stabilito un periodo di rotazione sinodico di 9,29 h. L’ampiezza della curva di luce varia da 0,27 fino a quasi mezza magnitudine, suggerendo una forma ellissoidale fortementa allungata.
Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali
Ausonia è considerato il secondo “pilastro” della famiglia Vesta: con un diametro superiore ai cento chilometri, è di gran lunga il frammento più grande rimasto dall’impatto che scavò il gigantesco bacino Rheasilvia sul polo sud di Vesta. Per un oggetto di queste dimensioni l’effetto Yarkovsky è trascurabile, ma per i vestoidi più piccoli la deriva secolare porta a un lento scivolamento verso le risonanze che alimentano la popolazione degli asteroidi near-Earth. Ausonia si trova invece in una nicchia dinamica tranquilla con nessun passaggio attraverso risonanze forti e incontri ravvicinati con Vesta più rari di uno ogni tre milioni di anni. Le simulazioni di evoluzione orbitale mostrano che il corpo è rimasto quasi immobile rispetto al luogo di frammentazione del progenitore e che continuerà a far da “sentinella” della famiglia per l’intera vita residua del Sistema Solare.
Come e quando osservarlo
(63) Ausonia sarà in opposizione il 2 agosto, momento nel quale raggiungerà la nona magnitudine. Il suo moto sarà di 0,63 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Ausonia trasformarsi in una bella striscia luminosa di 25 secondi d’arco.
Il percorso dell’asteroide Ausonia nel mese di Agosto 2025 nella Costellazione del Capricorno
(129) Antigone
Scoperta e nomenclatura
Il 5 febbraio 1873 Christian Heinrich Friedrich Peters – professore di astronomia al Litchfield Observatory di Hamilton (New York) – individuò un nuovo “pianetino” mentre perlustrava il cielo tra le stelle del Cancro. Come da consuetudine ottocentesca ne scelse il nome attingendo alla mitologia greca: Antigone, figlia di Edipo e simbolo di fedeltà alle leggi non scritte. L’osservatorio di Hamilton, a dispetto delle dimensioni modeste, accumulò un impressionante palmarès di corpi minori grazie alla sistematicità di Peters, che in trent’anni portò a 48 le proprie scoperte.
Parametri orbitali
Antigone percorre un’orbita nella fascia principale media con semiasse maggiore di 2,86 UA, eccentricità 0,213 e inclinazione 12,3 gradi. Completa una rivoluzione in 4,86 anni, oscillando tra un perielio di 2,26 UA e un afelio di 3,48 UA. Questi valori la collocano in un corridoio compreso tra le risonanze 3:1 e 5:2 con Giove, ma abbastanza lontano da entrambe da garantirle stabilità secolare.
Caratteristiche fisiche e composizione
Antigone è un asteroide di dimensioni considerevoli, con un diametro stimato tra i 113 ed i 120 km. La sua superficie è moderatamente riflettente, una via di mezzo tra gli scuri asteroidi carboniosi e quelli rocciosi più brillanti. È classificato come un asteroide di tipo M, categoria che indica una composizione ricca di metalli. Questa ipotesi è confermata dalle osservazioni radar dalle quali emerge che Antigone riflette le onde radio con come ci si aspetterebbe da un grande oggetto di ferro e nichel. Analisi più approfondite hanno rivelato sulla sua superficie deboli tracce di rocce con molecole d’acqua (silicati idrati) e la sua densità suggerisce che Antigone non sia blocco ferro-nichel puro, ma piuttosto un corpo poroso o un aggregato misto di rocce e metalli.
Analisi fotometrica e periodo di rotazione
Le prime fotometrie sistematiche risalgono agli anni Settanta e determinarono un periodo vicino alle 5 ore, successivamente affinato a 4,95 h. La curva di luce mostra un’ampiezza che varia tra 0,20 e 0,42 magnitudini suggerendo una forma allungata. L’ipotesi della presenza di un piccolo satellite proposta nel 1979, basata su leggere asimmetrie rilevate nei minimi di luce non è stata però stata al momento confermata.
Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali
Con un diametro superiore a 110 km, l’effetto Yarkovsky su Antigone è trascurabile, la sua orbita rimane dunque quasi immobile rispetto al sistema di risonanze che la circondano: Antigone è un oggetto destinato a rimanere nella fascia principale per l’età residua del Sistema Solare. Non esiste una famiglia genetica convincente intorno a lui; frammenti metallici più piccoli, se prodotti, sarebbero stati lentamente spinti dalle forze non gravitazionali verso la risonanza 3:1 per poi disperdersi.
Come e quando osservarlo
(129 ) Antigone sarà in opposizione il 5 agosto, momento nel quale raggiungerà magnitudine 10. Il suo moto sarà di 0.62 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Antigone trasformarsi in una bella striscia luminosa di 25 secondi d’arco.
Il percorso dell’asteroide Antigone nel mese di Agosto 2025 nella Costellazione del Capricorno
(532) Herculina
Scoperta e nomenclatura
La sera del 20 aprile 1904 Max Wolf, pioniere della fotografia astronomica all’osservatorio di Heidelberg-Königstuhl, registrò su due lastre fotografiche un oggetto di nona magnitudine che si spostava lentamente tra le stelle della costellazione della Chioma di Berenice. Wolf annunciò la scoperta seguendo la sua abitudine di evocare figure femminili legate alla mitologia classica, scelse quindi il nome Herculina, forma latinizzata al femminile dell’eroe Eracle.
Parametri orbitali
Herculina percorre un’orbita di semiasse maggiore 2,770 UA, eccentricità 0,18 e inclinazione 16,3°; il perielio scende a 2,271 UA e l’afelio tocca 3,26 UA. Il periodo siderale è 4,61 anni. Con questi elementi l’asteroide s’inserisce nella parte alta della fascia principale media, poco all’interno della risonanza 5:2 con Giove ma abbastanza distante da evitare la risonanza secolare.
Caratteristiche fisiche e composizione
Le stime sulla dimensione convergono su un diametro compreso fra 220 e 230 km; L’albedo geometrica di 0,16 colloca Herculina fra gli asteroidi moderatamente riflettenti della famiglia silicacea, con una superficie composta principalmente da silicati (rocce) che però appare “invecchiata” e alterata dalla lunga esposizione all’ambiente spaziale (un fenomeno noto come space weathering). Queste caratteristiche la avvicinano a un sottotipo più specifico (il tipo K) e la rendono simile a certi meteoriti rocciosi che cadono sulla Terra. La sua densità è di circa 2,7 g/cm³, un valore che conferma la sua natura rocciosa, suggerendo che Herculina sia un corpo solido e abbastanza compatto, ma senza un grande nucleo metallico al suo interno.
Analisi fotometrica e periodo di rotazione
Fin dagli anni Cinquanta Herculina è stata un bersaglio classico per la fotometria asteroidale: Kuiper e Gehrels ne pubblicarono curve di luce a due massimi, evidenziando un periodo vicino alle dieci ore. L’attuale valore consolidato è di 9,40 h con un ampiezza della curva che varia da 0,11 fino a 0,25 magnitudini; i modelli tridimensionali ricavati dall’inversione fotometrica delle curve di luce e da osservazioni radar di Arecibo, mostrano un corpo di forma irregolare, con due rilievi prominenti separati da un’ampia depressione, topografia che spiegherebbe le variazioni di luminosità senza necessariamente invocare la presenza di chiazze di albedo molto contrastate. Una breve campagna condotta con Hubble Space Telescope del 1993 suggerì la possibile presenza di un satellite di circa 10 km di diametro, ipotesi poi non confermata dalle occultazioni che non rilevarono alcun segno del satellite.
Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali
Con un diametro intorno ai 220 km l’effetto Yarkovsky sul suo semiasse è trascurabile. L’orbita è tuttavia lambita da una fitta rete di risonanze secolari che ne modulano eccentricità e inclinazione, ma la traiettoria resterà stabile su scala di decine di milioni di anni. Tentativi di individuare una famiglia genetica, la cosiddetta “Herculina cluster”, identificata negli anni Novanta, restano controversi. Secondo modelli più recenti, se un impatto avesse effettivamente generato frammenti di Herculina, i pezzi inferiori ai 10 km dovrebbero essere già migrati verso risonanze che li avrebbero dispersi, riducendo drasticamente la visibilità del gruppo.
Come e quando osservarlo
(532) Herculina sarà in opposizione il 6 agosto, momento nel quale raggiungerà la decima magnitudine. Il suo moto sarà di 0.59 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Herculina trasformarsi in una bella striscia luminosa di 24 secondi d’arco.
Il percorso dell’asteroide Herculina nel mese di Agosto 2025 sotto la Costellazione del Capricorno
Asteroidi del mese di Luglio 2025 – (312) Pierretta – (221) Eos – (115)Thyra
Tre asteroidi che dimostrano la meravigliosa ricchezza della fascia principale: Pierretta come piccolo S-type regolare, Eos quale frammento basaltico che ha dato origine a un’intera famiglia, e Thyra come S-type brillante in orbita relativamente eccentrica.
(312) Pierretta
Scoperta e nomenclatura
Il 28 agosto 1891 Auguste Charlois, dall’Osservatorio di Nizza, registrò un nuovo puntino luminoso in lento movimento nella costellazione del Capricorno: fu battezzato Pierretta, verosimilmente in onore di una conoscente del nume locale o come variante femminile di “Pierre”. L’oggetto, oggi ricordato più per la regolarità fotometrica che per la dimensione, fu il quarantesimo asteroide scoperto da Charlois.
Parametri orbitali
Pierretta descrive un’orbita con semiasse maggiore 2,782 UA, eccentricità 0,160 e inclinazione di 9°, completando la rivoluzione in 4,64 anni. Il perielio (2,34 UA) la mantiene ben dentro l’area centrale della fascia, lontana dalle risonanze con Giove.
Caratteristiche fisiche e composizione
I dati concordano su un diametro di circa 50 km e un’albedo geometrica di 0,18. Lo spettro la colloca nella classe S, composta di silicati di ferro-magnesio con piccole frazioni metalliche.
Analisi fotometrica e periodo di rotazione
La curva di luce mostra un periodo robusto di 10,282 h con ampiezza attorno a 0,20 mag, il che suggerisce un corpo solo moderatamente allungato.
Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali
L’oggetto risiede in un tranquillo corridoio tra le risonanze; l’effetto Yarkovsky calcolato per 50 km di diametro è molto debole, dunque il semiasse maggiore varia di pochi chilometri per milione di anni, insufficiente a portarlo in zone caotiche nel futuro prevedibile.
Come e quando osservarlo
(312) Pierretta sarà in opposizione il 14 di Luglio, momento nel quale raggiungerà la dodicesima magnitudine. Il suo moto sarà di 0,64 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Pierretta trasformarsi in una bella striscia luminosa di 26 secondi d’arco.
Il percorso dell’asteroide Pierretta nel mese di Luglio 2025 vicino alla Costellazione del Sagittario
(221) Eos
Scoperta e nomenclatura
Il 18 gennaio 1882 Johann Palisa, a Vienna, scoprì l’asteroide che battezzò Eos, la dea dell’Aurora: nome evocativo perché l’inaugurazione del nuovo osservatorio di Vienna veniva celebrata come “alba” di una stagione scientifica. Più tardi si scoprì che attorno a Eos orbita una folta schiera di frammenti: la famiglia asteroidale Eos porta il suo nome.
Parametri orbitali
Eos percorre un’orbita con semiasse 3,012 UA, eccentricità 0,101 e inclinazione 10,9°; il periodo di rivoluzione è 5,23 anni. La posizione, appena oltre la risonanza con Giove, è dinamicamente stabile e ospita migliaia di membri della sua famiglia.
Caratteristiche fisiche e composizione
Le misure infrarosse indicano un diametro medio di 104 ± 6 km. Il suo spettro la classifica come K-type, ricco di rocce basaltiche; questo suggerisce che Eos sia un frammento di crosta di un progenitore differenziato.
Analisi fotometrica e periodo di rotazione
Le campagne fotometriche multi-decennali convergono su un periodo sinodico di 10,443 h con ampiezza ~0,18 mag, compatibile con un ellissoide poco allungato.
Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali
Eos è il progenitore della sua omonima famiglia: migliaia di frammenti si distribuiscono in un ventaglio di semiasse 2,95–3,10 UA. I più piccoli derivano lentamente sotto l’effetto Yarkovsky finendo nelle risonanze con Giove; molti vengono espulsi, ma il corpo principale rimarrà stabile per l’età residua del Sistema Solare.
Come e quando osservarlo
(221) Eos sarà in opposizione il 17 di Luglio, momento nel quale raggiungerà magnitudine 11.5. Il suo moto sarà di 0.55 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Eos trasformarsi in una bella striscia luminosa di 22 secondi d’arco.
Il percorso dell’asteroide Eos nel mese di Luglio 2025 nella Costellazione del Sagittario
(115) Thyra
Scoperta e nomenclatura
James Craig Watson scoprì Thyra il 6 agosto 1871 dall’osservatorio di Ann Arbor e lo dedicò alla regina danese Thyra, moglie di re Gorm il Vecchio. È uno dei pochi asteroidi con un nome di derivazione storica nordica.
Parametri orbitali
Thyra orbita con semiasse maggiore 2,381 UA, eccentricità 0,192 e inclinazione 11,6°, completando il percorso in 3,67 anni. Il perielio scende a 1,92 UA; il ’MOID con Marte rimane superiore a 0,17 UA, perciò l’asteroide, pur avvicinandosi al pianeta rosso, non attraversa l’orbita marziana.
Caratteristiche fisiche e composizione
Thyra misura 80 ± 2 km di diametro e presenta un’albedo di 0,22. Spettralmente Thyra appartiene alla classe S, con una composizione che lo rende analogo potenziale delle condriti ordinarie H.
Analisi fotometrica e periodo di rotazione
Il periodo sinodico consolidato è 7,241 h, confermato da numerose curve di luce. L’ampiezza varia fra 0,25 e 0,35 mag, e la modellazione da occultazioni e da fotometria suggerisce una forma ellissoidale con superficie a riflettività disomogenea.
Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali
Con perielio sotto 2 UA e inclinazione oltre 11°, Thyra si trova in un corridoio incrociato da risonanze secolari minori ma rimane fuori dalle più pericolose. L’effetto Yarkovsky, irrilevante per 80 km, non ne sposterà la traiettoria; eventuali frammenti minori potrebbero invece migrare verso le risonanze più potenti e detabilizzanti per diventare near-Earth, ma il corpo principale resterà confinato nella fascia interna.
Come e quando osservarlo
(115) Thyra sarà in opposizione il 21 di Luglio, momento nel quale raggiungerà l’undicesima magnitudine. Il suo moto sarà di 0.69 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Thyra trasformarsi in una bella striscia luminosa di 28 secondi d’arco.
Il percorso dell’asteroide Thyra, sotto l’asteroide Pierretta, nel mese di Luglio 2025 nella Costellazione del Sagittario
Asteroidi del mese di Giugno 2025 – (5) Astraea
Scoperta e nomenclatura
L’asteroide (5) Astraea fu individuato l’8 dicembre 1845 da Karl Ludwig Hencke, un impiegato postale prussiano che, per puro diletto, passava le nottate al telescopio installato sul tetto della propria abitazione a Driesen. Per quasi quarant’anni, dopo la scoperta di 4 Vesta, la comunità astronomica si era convinta che la “serie dei pianetini” fosse chiusa; l’apparizione di Astraea colse quindi di sorpresa gli osservatori professionisti e rilanciò la caccia nella fascia principale. Hencke battezzò il nuovo corpo con il nome della vergine simbolo della Giustizia, Astraea (vergine delle stelle), segnando la ripresa della tradizione mitologica inaugurata da Piazzi. L’astronomo dilettante ricevette perfino una piccola pensione da Federico Guglielmo IV di Prussia: un riconoscimento pubblico raro, che fece rapidamente il giro delle accademie europee.
Parametri orbitali
Astraea si colloca su di un’orbita con semiasse maggiore di 2,576 UA, eccentricità 0,187 e inclinazione 5,35 gradi sul piano dell’eclitica. Il perielio raggiunge 2,093 UA, mentre l’afelio tocca 3,060 UA; il periodo siderale è pari a 4,14 anni. La traiettoria resta al di fuori delle principali lacune di Kirkwood, ma è lambita da risonanze di ordine superiore che modulano lentamente eccentricità e inclinazione senza compromettere la stabilità dell’orbita.
Caratteristiche fisiche e composizione
Le misure indicano un diametro medio di circa 125 km e un’albedo geometrica compresa fra 0,23 e 0,24, valore elevato per un asteroide di tipo roccioso. L’analisi delle perturbazioni gravitazionali su piccole masse vicine fornisce una densità attorno a 3,1 g cm³, coerente con un interno silicatico scarsamente poroso e una modesta frazione metallica. Lo spettro di riflettanza, dominato dalle bande di olivina e pirosseno a 1 e 2 µm, colloca Astraea nella classe tassonomica S. La mineralogia ricorda le condriti ordinarie di tipo H, suggerendo una crosta basaltica moderatamente evoluta.
Analisi fotometrica e periodo di rotazione
Oltre seimila osservazioni fissano un periodo rotazionale di 16,801 ore. L’ampiezza media della curva di luce, compresa fra 0,24 e 0,30 magnitudini, implica un rapporto assiale di circa 1,25:1 e quindi una forma poco allungata; l’inversione delle curve di luce individua un polo eclittico vicino a λ = 115 °, β = 55 °, segno che l’asse di rotazione è inclinato di circa 33 gradi, il che conferisce all’asteroide stagioni non particolarmente pronunciate.
Dinamica orbitale e contesto collisivo
Astraea non possiede una vera famiglia collisionale. Gli algoritmi di clustering mostrano soltanto un lieve addensamento di piccoli corpi, la spiegazione più plausibile è che quegli oggetti non derivino da una sola collisione su Astraea; piuttosto, si sono avvicinati progressivamente alla sua orbita spinti dall’effetto Yarkovsky che li ha fatti scivolare in risonanze di ordine elevato con Giove. Queste risonanze, a loro volta, hanno “catturato” gli asteroidi rallentandone la deriva e creando un addensamento intorno ai parametri orbitali di Astraea.
Come e quando osservarlo
(5 Astraea) sarà in opposizione il 5 di Giugno, momento nel quale raggiungerà la magnitudine 10.6. Il suo moto sarà di 0,60 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Astraea trasformarsi in una bella striscia luminosa di 24 secondi d’arco.
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Asteroidi del mese di Maggio 2025 – (3) Juno (pt.02)
Scoperta e nomenclatura
(3) Juno fu scoperto il 1 settembre 1804 dall’astronomo tedesco Karl Ludwig Harding nell’osservatorio privato di Lilienthal, appena fuori Brema. L’annuncio arrivò in un momento di fervente attività: Pallas era stato scoperto soltanto pochi anni prima, e l’idea che tra Marte e Giove potesse orbitare un’intera “famiglia” di piccoli pianeti stava prendendo forma. Harding scelse il nome della regina degli dèi dell’olimpo, inaugurando così la consuetudine di attingere alla mitologia classica per la nomenclatura dei pianetini.
Parametri orbitali
Il semiasse maggiore di Juno misura 2,67 UA, con un’eccentricità insolitamente elevata di 0,256 che porta il perielio a 1,98 UA e l’afelio a 3,36 UA. L’inclinazione orbitale raggiunge 12,97 gradi, valore che lo colloca appena al di fuori dei più popolati piani mediani della fascia principale interna. L’evoluzione secolare del perielio è modulata da risonanze di ordine elevato con Giove, mentre piccole variazioni nell’eccentricità suggeriscono passaggi ripetuti in prossimità dello “stiramento” ν6 di Saturno, una risonanza secolare che agisce come un lungo “tirante gravitazionale” amplificandone lentamente l’eccentricità.
Caratteristiche fisiche
Le dimensioni di Juno sono state determinate combinando fotometria nel vicino infrarosso con misurazioni nell’infrarosso termico medio, la banda spettrale (circa 5–25 µm) in cui l’asteroide non riflette la luce solare ma la riemette come calore, permettendo di stimarne direttamente temperatura ed emissione termica. Le osservazioni convergono su di un diametro medio di 248 ± 5 km e su un’albedo geometrica intorno a 0,24, sostanzialmente più alta della media degli asteroidi di tipo S. La densità oscilla fra 3,0 e 3,3 g cm³: valori compatibili con un corpo parzialmente metallico o, più verosimilmente, con un interno ricco in silicati a grana fine ma scarsamente poroso. Gli spettri di riflettanza indicano la presenza di olivina e pirosseni ferrosi, inquadrando Juno nella classe tassonomica S, con mineralogia simile alle condriti H poco alterate.
Curve di luce, periodo di rotazione e forma
Le prime curve di luce di Juno, pubblicate da H. Russell già nel 1904, indicavano un periodo vicino a sette ore; l’analisi moderna evidenzia un periodo di rotazione di 7,209 ± 0,000005 h e un’ampiezza media di 0,90 magnitudini. Una variazione così ampia comporta un rapporto assiale di circa 1,5:1 e suggerisce un profilo irregolare con un grande rilievo su uno dei due emisferi. Inversioni delle curve di luce fissano il polo eclittico approssimativamente a longitudine 122° e latitudine 28°, una configurazione che comporta stagioni insolitamente accentuate per un corpo di medie dimensioni.
Appartenenza a una famiglia asteroidale
Pur essendo un oggetto di grandi dimensioni e con un’eccentricità insolitamente alta, Juno non è circondato da un insieme consistente di frammenti che ne condividano l’origine; in altre parole non forma una vera famiglia genetica.
Con questa espressione si indica un gruppo di corpi che presenta semiasse maggiore, eccentricità e inclinazione molto simili perché deriva dalla frammentazione di un unico corpo progenitore. Gli asteroidi “consanguinei” condividono quindi la stessa orbita di base e, a distanza di milioni di anni, continuano a rimanere raggruppati nello spazio dei parametri orbitali. Quando un oggetto massiccio viene distrutto, i suoi frammenti si allontanano con velocità relative di poche decine o centinaia di metri al secondo: questo valore è piccolo rispetto alle velocità orbitali (chilometri al secondo), perciò l’insieme dei frammenti resta concentrato e riconoscibile; se l’addensamento osservato è debole o spiegabile con altri meccanismi dinamici, non si parla di famiglia genetica vera e propria.
Nel caso di Juno l’analisi dei cluster mostra solo un modesto addensamento di piccoli asteroidi nelle vicinanze dei suoi parametri orbitali, e le integrazioni orbitali retrograde indicano che tali oggetti sono probabilmente entrati a far parte di quella regione perché intrappolati in risonanze di ordine elevato con i pianeti, e non perché siano schegge prodotte da un singolo impatto catastrofico.
Come e quando osservarlo
(3 Juno) sarà in opposizione il 14 Maggio, momento nel quale raggiungerà la magnitudine 10.1. Il suo moto sarà di 0,55 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Juno trasformarsi in una bella striscia luminosa di 22 secondi d’arco.
Il percorso dell’asteroide Juno in opposizione il 14 maggio.
(4) Vesta (pt.01)
Scoperta e nomenclatura
Il 29 marzo 1807 Heinrich Wilhelm Olbers, già celebre per la scoperta di (2) Pallas, riconobbe un oggetto insolitamente brillante nel cielo di Brema: lo battezzò Vesta in onore della dea romana del focolare. L’asteroide fu il quarto scoperto e, per luminosità, destò immediatamente l’interesse della comunità scientifica; Gauss – che in quell’epoca stava perfezionando i metodi di calcolo orbitale – ne predisse con grande accuratezza la posizione, aiutando Olbers a confermarne la natura di corpo appartenente alla fascia principale.
Parametri orbitali
Vesta percorre un’orbita compresa fra 2,15 UA al perielio e 2,57 UA all’afelio, con semiasse maggiore di 2,36 UA, eccentricità di 0,089 e inclinazione di 7,14 gradi sull’eclittica; completa una rivoluzione in 3,63 anni terrestri, muovendosi a una velocità media di 19,3 km s. Questi valori la collocano nella fascia principale interna, fuori dalle risonanze maggiori con Giove, in una regione dinamicamente stabile. L’asteroide è troppo massiccio perché l’effetto Yarkovsky ne alteri sensibilmente il semiasse maggiore, mentre i membri più piccoli della sua famiglia migrano di qualche centesimo di UA per milione di anni, spiegando l’allineamento dei vestoidi con le “porte” dinamiche che alimentano la popolazione near-Earth. Il momento d’inerzia basso e la regolazione mareale interna hanno mantenuto l’assetto rotazionale in equilibrio: non si registrano drift YORP misurabili sul periodo di 5,34 h, in accordo con le previsioni teoriche per corpi di centinaia di chilometri.
Caratteristiche fisiche
Le misure della sonda Dawn hanno fissato il diametro medio a 525 km, con assi principali di 572 × 557 × 446 km e massa di 2,59 × 10²⁰ kg; la densità di 3,46 g cm³ conferma la presenza di un nucleo metallico di Fe-Ni del raggio di circa 110 km, sovrastato da mantello silicatico e crosta basaltica. Vesta rappresenta quindi un protopianeta differenziato rimasto quasi intatto sin dalle prime fasi di formazione dei pianeti terrestri. Le immagini ad alta risoluzione di Dawn hanno inoltre rivelato il gigantesco bacino polare Rheasilvia, largo 505 km e profondo oltre 20 km, la cui vetta centrale di 22 km figura fra i rilievi più alti del Sistema Solare. L’impatto che lo generò espulse circa l’1 per cento del volume dell’asteroide, aprendo squarci sul mantello e lasciando cicatrici tettoniche come il sistema di Divalia Fossa. Analisi geologiche mostrano inoltre che le colate basaltiche originali sono state coperte da sottili strati di materiale carbonioso scuro, depositato da impattanti primitivi.
Connessione coi meteoriti HED
Lo spettro di riflettanza, dominato da bande di pirosseno–olivina, colloca Vesta nella rara classe tassonomica V-type. Già dagli anni Settanta si era notato che tale spettro coincide con quello dei meteoriti eucriti, diogeniti e howarditi, i cosiddetti HED. Le analisi isotopiche effettuate su questi meteoriti, corroborate dai dati ricavati dalla sonda Dawn, confermano che essi provengono dalla crosta e dal mantello di Vesta, rendendo l’asteroide l’unico corpo progenitore noto di un’intera classe meteoritica basaltica. Studi del 2024 hanno mostrato come le variazioni di zinco e sodio negli HED riflettano la perdita primordiale di elementi volatili durante la solidificazione del magma vestiano, rafforzando l’interpretazione di Vesta quale “pianeta interno in miniatura”.
Curve di luce, periodo di rotazione e forma
Le curve di luce ricavate da osservazioni telescopiche e dalla stessa sonda Dawn definiscono un periodo di rotazione di 5,342 ± 0,001 ore; l’ampiezza fotometrica varia fra 0,10 e 0,30 magnitudini a seconda della geometria di fase, con un valore medio di circa 0,26 mag alle lunghezze d’onda visibili. La modulazione doppia (bimodale, due massimi e due minimi) indica una forma triassiale. L’asse di rotazione è inclinato di 29 gradi, generando un alternarsi di “stagioni” particolarmente pronunciate.
La famiglia dei Vestoidi
L’impatto che formò il cratere Rheasilvia – e quello precedente di Veneneia – ha espulso milioni di frammenti oggi noti come famiglia Vesta o Vestoidi. Questa popolazione, che supera i 15 000 membri identificati, riempie la regione 2,26–2,48 UA con inclinazioni di 5–8 gradi; la maggioranza della massa è dominata da Vesta stessa (circa il 98 %), seguita da alcuni corpi di decine di chilometri come 63 Ausonia, mentre la stragrande maggioranza misura meno di 10 km. I vestoidi presentano spettri di tipo V-type o, per i frammenti più profondi, J-type ricchi di diogenite, confermando l’origine comune dal mantello e dalla crosta di Vesta. I frammenti più piccoli derivano progressivamente verso semiassi maggiori più piccoli o più grandi per effetto Yarkovsky; quando raggiungono specifiche risonanze, alcuni vengono proiettati verso il sistema solare interno, molti divengono NEA e alcui finiscono per cadere sulla Terra sotto forma di meteoriti HED.
Come e quando osservarlo
(4 Vesta) sarà in opposizione il 1 Maggio, momento nel quale raggiungerà la magnitudine 5,7. Il suo moto sarà di 0,63 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (4) Vesta trasformarsi in una bella striscia luminosa di 25 secondi d’arco.
Il percorso di Vesta nel mese di Maggio. Opposizione 1 Maggio 2025.
Asteroidi del mese di Aprile 2025 – (113) Amalthea
Scoperta e nomenclatura
L’asteroide (113) Amalthea fu scoperto il 12 marzo 1871 dall’astronomo tedesco Robert Luther presso l’Osservatorio di Bilk a Düsseldorf. Fu il 113º asteroide identificato, in un’epoca in cui la fascia principale andava popolandosi rapidamente grazie alle frequenti scoperte. Luther scelse di battezzarlo “Amalthea” in onore della ninfa della mitologia greca Amaltea, nota per aver allattato con il proprio latte di capra il neonato Zeus (Giove).
Parametri orbitali
Amalthea orbita attorno al Sole in circa 3,66 anni. La sua orbita lo colloca nella regione interna della fascia asteroidale (la cosiddetta fascia principale interna), leggermente oltre il gruppo della famiglia Flora. In particolare, Amalthea percorre un’orbita relativamente poco eccentrica e lievemente inclinata sull’eclittica. I suoi elementi orbitali indicano un’orbita stabile lontana da risonanze maggiori: il semi-asse maggiore è di circa 2,376 UA, ben al di sotto della lacuna di Kirkwood del 3:1 con Giove (circa 2,50 UA), mentre il perielio si mantiene a 2,17 UA, dunque non penetra nella regione delle risonanze secolari interne. Alcune analisi più datate l’avevano incluso come membro appartenente alla famiglia di Flora, ma studi successivi hanno evidenziato una diversa origine (come vedremo tra breve) e attualmente Amalthea viene considerato al di fuori delle grandi famiglie classiche.
Il percorso dell’asteroide (113) Amalthea nel mese di aprile nella Costellazione della Vergine. Crediti: in-the-sky.org
Caratteristiche fisiche
Osservazioni effettuate nell’infrarosso e nel visibile hanno permesso di determinare con buona precisione le dimensioni e la natura della superficie di Amalthea. L’asteroide ha un diametro medio di circa 50 km. Si tratta dunque di un corpo di dimensioni intermedie, più grande del 99% circa degli asteroidi noti ma comunque molto più piccolo dei maggiori pianeti nani o degli asteroidi giganti come Cerere o Vesta.
Amalthea ha una superficie insolitamente riflettente, con un albedointorno a 0,24–0,27, valore che suggerisce una composizione di tipo silicaceo (asteroidi di tipo S), indicando che Amalthea riflette oltre un quarto della luce solare incidente; un indice di superficie relativamente brillante, per confronto, asteroidi di tipo carbonaceo, hanno un albedo intorno a 0,05–0,10. La massa di (113) Amalthea non è nota con precisione perché non esistono misurazioni dirette (ad esemepio satelliti stabili o perturbazioni orbitali significative su altri corpi). Tuttavia, ipotizzando una densità coerente con rocce silicacee poco porose, la massa di un sferoide di circa 50 km di diametro risulta dell’ordine di circa 100 trilioni di tonnellate. Si tratta di un valore approssimativo ma utile per inquadrare Amalthea come un corpo in grado di esercitare piccole perturbazioni gravitazionali locali, ma non sufficiente ad assumere forma sferica sotto la propria gravità.
Analisi spettroscopiche dettagliate hanno rivelato una caratteristica peculiare: Amalthea è ricco di olivina. In particolare, studi nella banda 0,3–2,5 µm indicano che il materiale superficiale è composto quasi interamente da olivina, con solo una piccola frazione di pirosseno e pochissimo metallo. Questa composizione suggerisce fortemente che Amalthea non sia un asteroide primitivo monolitico, ma un frammento proveniente dagli strati interni (mantello) di un grande corpo progenitore differenziato.
Curve di luce, periodo di rotazione e forma
Le osservazioni fotometriche di Amalthea – tramite la tecnica delle curve di luce – hanno permesso di determinarne il periodo di rotazione e la forma approssimativa. L’asteroide mostra una variazione periodica della luminosità mentre ruota su se stesso, dovuta alla sua forma non sferica. Le prime misure risalgono alla metà del ’900, ma è soprattutto con osservazioni moderne che si è consolidato il risultato: Amalthea ruota in circa 9,95 ore attorno al proprio asse. Questo valore indica una rotazione relativamente lenta rispetto ai piccoli asteroidi (che spesso ruotano in poche ore), ma abbastanza tipica per un corpo di circa 50 km. L’ampiezza della curva di luce – ossia la differenza tra la magnitudine massima e minima durante una rotazione – è di circa 0,2 magnitudini. Ciò significa che la brillantezza varia di circa il 20% tra i lati più luminosi e più deboli, suggerendo che Amalthea abbia una forma allungata ma non estremamente irregolare. Un’ampiezza di 0,20 mag è consistente con un rapporto tra gli assi del corpo di circa 1,2:1 (ipotizzando un ellissoide triaxiale); in altre parole, Amalthea potrebbe avere una forma oblunga con un asse lungo forse il 20% in più del corto. Effettivamente, osservazioni effettuate durante occultazioni stellari indicherebbero una sagoma ellissoidale marcata. Ad esempio, durante l’occultazione di una stella di magnitudine 10 avvenuta il 14 marzo 2017, varie stazioni osservative registrarono una durata d’occultazione coerente con un profilo molto allungato (rapporto assi di circa 1,5). La direzione dell’asse di rotazione (polo) non è al momento nota con precisione.
Appartenenza a una famiglia asteroidale
Per molto tempo Amalthea fu catalogato genericamente come un asteroide della fascia interna, potenzialmente associato alla numerosa famiglia Flora (data la similitudine dei parametri orbitali). Tuttavia, studi dettagliati della composizione e della dinamica orbitale hanno rivelato uno scenario diverso e Amalthea sembra essere strettamente legato all’asteroide (9) Metis. Metis e Amalthea condividono proprietà orbitali e spettroscopiche che suggeriscono l’origine da un comune evento di frammentazione: entrambi sono asteroidi di tipo S insolitamente ricchi di olivina, cosa rara nella fascia principale, e le loro orbite sono molto simili. Si è quindi ipotizzato che Metis (diametro di circa 190 km) e Amalthea (circa 50 km) siano i due maggiori superstiti di un antico corpo progenitore andato poi distrutto. Secondo questi studi, circa 1 miliardo di anni fa un grande asteroide di dimensioni stimabili tra 300 e 600 km (paragonabile a 4 Vesta in scala) sarebbe stato oggetto di una collisionme catastrofica dalla quale sarebbero nati una miriade di frammenti; col trascorrere del tempo, la grande maggioranza della massa di quel corpo originale è andata perduta, dispersa o ulteriormente frammentata. Gli unici oggetti riconoscibili rimasti sarebbero proprio (9) Metis e (113) Amalthea. Questa possibile famiglia Metis-Amalthea è però talmente erosa ed i membri minori sopravvissuti sono così pochi e di piccola taglia, che nelle analisi di clustering orbitale la coppia non emerge chiaramente come famiglia a sé (viene infatti classificata come “background”). Si tratta di un caso estremo di famiglia “condensata” in pochi oggetti, definita anche coppia asteroidale genetica poiché solo i due maggiori frammenti sono identificabili come correlati.
Le implicazioni dinamiche di questa potenziale appartenenza sono rilevanti. Innanzitutto, la composizione olivinica di Amalthea troverebbe spiegazione naturale se si trattasse di un frammento del mantello del corpo progenitore, mentre Metis potrebbe rappresentare una porzione più interna (mantello profondo o addirittura parte del nucleo, data la presenza di più metallo nel suo spettro). La similarità spettrale indica la possibile provenienza dallo stesso corpo differenziato originario. In secondo luogo, il fatto che la famiglia sia oggi praticamente ridotta a due soli membri principali suggerisce che i frammenti minori siano stati progressivamente eliminati nel tempo, probabilmente da processi dinamici di cui parleremo tra breve.
Dinamica orbitale: risonanze, effetti Yarkovsky-YORP e migrazione
Dal punto di vista dinamico a lungo termine, (113) Amalthea occupa un’orbita stabile nella fascia principale interna. Non si trova in risonanza orbitale significativa con alcun pianeta maggiore: le principali risonanze di Giove in zona (ad esempio la 3:1 a 2,50 UA o la 5:2 a 2,82 UA) sono lontane dalla sua posizione (2,38 UA). Anche le risonanze secolari (che destabilizzano gli asteroidi portandoli in orbite che intersecano quella di Marte) agiscono più vicino, a 2,1 UA e a inclinazioni differenti, quindi Amalthea rimane fuori anche dalla loro portata. Questo significa che Amalthea manterrà un’orbita stabile per centinaia di milioni di anni. Tuttavia, per i piccoli frammenti originatisi dalla sua famiglia collisionale entrano in gioco forze non gravitazionali che possono aver alterato le orbite nel tempo, in particolare l’effetto Yarkovsky. L’effetto Yarkovsky è una debole forza propulsiva prodotta dall’emissione di radiazione termica da parte di un corpo in rotazione: in pratica un asteroide assorbe luce solare e la ri-emette come calore con un leggero ritardo rotazionale. Questo fenomeno, nel corso di milioni di anni, causa una lenta deriva del semiasse maggiore, dipendente dal senso di rotazione, dalle dimensioni del corpo e dalle sue proprietà termiche. Per asteroidi di dimensioni inferiori ai 20 km, la deriva indotta dall’effetto Yarkovsky può essere abbastanza significativa da spostarli gradualmente e farli entrare in zone di risonanza che poi li rimuovono dalla fascia. Nel caso della famiglia di Amalthea, è probabile che dopo la frammentazione iniziale molti piccoli pezzi siano migrati lentamente sotto l’azione dell’effetto Yarkovsky, finendo per entrare in risonanze per poi essere espulsi dalla fascia principale. Questo spiegherebbe perché oggi restano solo Metis e Amalthea: i membri minori potrebbero essere stati dispersi dinamicamente dal combinarsi dell’effetto Yarkovsky e delle risonanze, mente i corpi più grandi come Amalthea stesso, avendo una deriva generata dall’effetto Yarkovsky trascurabile ed essendo distanti dalle risonanze, sarebbero rimasti vicino alla loro posizione originaria.
Un altro effetto correlato è l’effetto YORP (acronimo di Yarkovsky-O’Keefe-Radzievskii-Paddack): una variante dell’effetto Yarkovsky che modifica il periodo di rotazione di un piccolo corpo tramite il momento torcente esercitato dall’emissione termica. L’effetto YORP può accelerare o rallentare la rotazione degli asteroidi di pochi chilometri in tempi geologici, portando alcuni a ruotare molto rapidamente o molto lentamente. Nel caso di Amalthea, date le sue dimensioni, l’effetto YORP è estremamente debole – la sua massa e inerzia sono troppo grandi perché la flebile spinta termica alteri sensibilmente il periodo di 9,95 h in tempi osservabili. Tuttavia, per i frammenti minori della famiglia originaria, l’effetto YORP può aver giocato un ruolo: asteroidi di 1–5 km potrebbero aver subito cambiamenti di spin significativi, portando magari a stati rotazionali caotici o alla frammentazione secondaria se superavano il limite di stabilità, fenomeno noto ad esempio per gli asteroidi formati da blocchi e materiale poco coeso, i cosiddetti asteroidi “rubble pile”.
Come e quando osservarlo
(113 Amalthea) sarà in opposizione il 18 Aprile, momento nel quale raggiungerà la magnitudine 11. Il suo moto sarà di 0,61 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo 113 Amalthea trasformarsi in una bella striscia luminosa di 25 secondi d’arco.
Mondi in miniatura – Asteroidi del mese di Marzo 2025
(8) Flora
Scoperta e nomenclatura
L’asteroide (8) Flora fu scoperto il 18 ottobre 1847 dall’astronomo britannico John Russell Hind presso l’osservatorio privato di George Bishop, situato a Regent’s Park, Londra. L’oggetto deve il suo nome alla dea romana dei fiori, in accordo con la convenzione ottocentesca di denominare gli asteroidi con riferimenti alla mitologia classica. La scoperta di Flora si inserisce in un periodo di intensa attività nello studio dei corpi minori del Sistema Solare, durante il quale Hind e i suoi contemporanei contribuirono significativamente alla caratterizzazione della fascia principale. Il loro lavoro permise di ampliare la conoscenza sulla distribuzione e sulla natura di questi oggetti, fornendo le prime basi per una classificazione sistematica degli asteroidi.
Parametri orbitali
L’asteroide (8) Flora percorre un’orbita attorno al Sole con un semiasse maggiore di circa 2,2 UA, completando una rivoluzione in 3,26 anni terrestri. L’eccentricità orbitale è pari a 0,15, mentre l’inclinazione rispetto al piano dell’eclittica è compresa tra 5° e 6°, posizionandolo stabilmente nella regione interna della fascia principale. L’analisi dei parametri orbitali di Flora è rilevante anche per il suo ruolo di corpo principale della famiglia asteroidale di Flora, un gruppo di asteroidi che condividono elementi orbitali simili e che si ritiene derivino dalla frammentazione di un progenitore comune. Le dinamiche di questa famiglia risultano di particolare interesse per la correlazione ipotizzata con alcune tipologie di meteoriti condritiche ordinarie rinvenute sulla Terra.
Caratteristiche fisiche
Le osservazioni spettroscopiche e fotometriche indicano che Flora appartiene alla classe degli asteroidi di tipo S, caratterizzati da una composizione ricca di silicati di ferro e magnesio, in particolare olivina e pirosseni, con una frazione di metalli ferrosi. La sua albedo, stimata tra 0,20 e 0,24, è coerente con quella di altri asteroidi di tipo S e risulta significativamente superiore rispetto agli asteroidi di tipo C, caratterizzati da una composizione prevalentemente carbonacea. Questa elevata riflettività consente a Flora di raggiungere magnitudini che ne facilitano l’osservazione, rendendolo uno degli oggetti più luminosi della fascia principale interna. La correlazione tra la composizione di Flora e quella della sua famiglia asteroidale supporta l’ipotesi che questa popolazione derivi dalla disgregazione di un corpo progenitore con analoghe caratteristiche mineralogiche.
Curve di luce, periodo di rotazione e forma
L’analisi delle curve di luce di (8) Flora ha permesso di determinare un periodo di rotazione di circa 12,86 ore. Studi fotometrici condotti nel corso di diverse campagne osservative hanno confermato con buona precisione questo valore, pur evidenziando variazioni minime dovute a differenti condizioni osservative e metodologie di riduzione dei dati.
L’ampiezza della curva di luce suggerisce che Flora possieda una forma irregolare, ma non eccessivamente allungata. Le variazioni periodiche di luminosità sono attribuibili a disomogeneità superficiali, probabilmente riconducibili a crateri, rilievi e altre strutture morfologiche risultanti da impatti avvenuti nel corso della sua storia evolutiva.
Come e quando osservarlo
(8 Flora) sarà in opposizione il 12 Marzo, momento nel quale raggiungerà la magnitudine 9,7. Il suo moto sarà di 0,71 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (8) Flora trasformarsi in una bella striscia luminosa di 28 secondi d’arco.
(18) Melpomene
Scoperta e nomenclatura
La scoperta di (18) Melpomene si colloca nello stesso fervente contesto scientifico che, pochi anni prima, aveva portato all’individuazione di (8) Flora. Come quest’ultimo, anche Melpomene fu individuato dall’astronomo britannico John Russell Hind presso l’osservatorio privato di George Bishop a Regent’s Park, Londra. L’oggetto venne identificato il 24 giugno 1852, in un periodo in cui la catalogazione sistematica degli asteroidi stava prendendo forma, grazie ai progressi nella strumentazione astronomica e alla crescente attenzione verso i corpi minori del Sistema Solare.
Il nome Melpomene, assegnato secondo la consolidata tradizione ottocentesca di ispirarsi alla mitologia classica, fa riferimento alla musa greca della tragedia e questa scelta si inserisce nella stessa logica culturale che aveva portato alla denominazione di (8) Flora, dedicato alla dea romana dei fiori.
La scoperta di Melpomene contribuì ulteriormente alla comprensione della fascia principale, che stava emergendo come una struttura dinamicamente complessa e scientificamente rilevante.
Parametri orbitali
I dati orbitali attuali descrivono un’orbita con semiasse maggiore di circa 2,30 UA, collocando stabilmente (18) Melpomene nella regione centrale della fascia principale. Il periodo di rivoluzione attorno al Sole è di circa 3,5 anni terrestri (pari a circa 1280 giorni).
L’eccentricità orbitale, compresa tra 0,20 e 0,25, indica un’orbita moderatamente ellittica, mentre l’inclinazione di circa 10° rispetto all’eclittica è relativamente elevata per un asteroide della fascia principale. L’analisi orbitale di (18) Melpomene è di particolare interesse per lo studio della distribuzione e dell’evoluzione delle popolazioni asteroidali, nonché per la caratterizzazione delle interazioni gravitazionali all’interno della fascia principale.
Caratteristiche fisiche
Dal punto di vista tassonomico, (18) Melpomene appartiene alla classe S, caratterizzata da una composizione dominata da silicati di ferro e magnesio, come olivina e pirosseni, con una frazione di metalli ferrosi. Le analisi spettroscopiche nel visibile e nel vicino infrarosso confermano la presenza delle tipiche bande di assorbimento associate a questi minerali, rafforzando l’ipotesi che gli asteroidi di tipo S siano i progenitori di una parte significativa dei meteoriti condritici ordinari rinvenuti sulla Terra.
Il diametro medio dell’asteroide è stimato in circa 140 km, un valore che lo colloca nella categoria degli asteroidi di medie dimensioni della fascia principale. L’albedo geometrica, coerentemente con altri oggetti della classe S, varia tra 0,20 e 0,26, a seconda della lunghezza d’onda considerata nelle osservazioni fotometriche. Questa elevata riflettività, rispetto agli asteroidi carbonacei di tipo C, contribuisce alla relativa brillantezza di Melpomene durante le opposizioni più favorevoli.
Curve di luce, periodo di rotazione e forma
L’ampio database di osservazioni fotometriche raccolte tra il XX e il XXI secolo consente di determinare con buona precisione il periodo di rotazione di (18) Melpomene, stimato in 11,57 ore. I dati, pubblicati in diverse edizioni del Minor Planet Bulletin e registrati nell’Asteroid Lightcurve Database (LCDB), indicano un’ampiezza della curva di luce compresa tra 0,4 e 0,5 magnitudini.
Queste variazioni di luminosità suggeriscono che l’asteroide abbia una forma irregolare, riconducibile a un ellissoide triaxiale, con asperità e strutture superficiali quali crateri e rilievi. L’interpretazione delle curve di luce, supportata da tecniche di inversione fotometrica, permette di delineare un quadro morfologico coerente con la storia collisionale degli asteroidi della fascia principale. Sebbene questi metodi non possano sostituire un’osservazione diretta, forniscono comunque informazioni fondamentali sulla rotazione e sulla distribuzione delle irregolarità superficiali di Melpomene e più in generale sugli asteroidi.
Come e quando osservarlo
Grazie alla sua elevata albedo e alla posizione orbitale, (18) Melpomene raggiunge, nelle opposizioni più favorevoli, luminosità tali da renderlo visibile anche con telescopi di piccola apertura. Melpomene sarà in opposizione il 24 di Marzo, momento nel quale raggiungerà la massima luminosità brillando di magnitudine di 7.9. Il suo moto sarà di 0,68 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (18) Melpomene trasformarsi in una bella striscia luminosa di quasi 27 secondi d’arco.
Febbraio 2025
L’asteroide (29) Amphitrite: storia, caratteristiche e curiosità
Un’illustre scoperta nell’Inghilterra vittoriana
(29) Amphitrite fu individuato il 1º marzo 1854 da Albert Marth dall’osservatorio privato di George Bishop a Regent’s Park, Londra. All’epoca, l’Osservatorio di Bishop era già noto per alcune rilevanti scoperte, fra le quali (7) Iris nel 1847, individuato da John Russell Hind. Il nome “Amphitrite” (in italiano “Anfitrite”) richiama la figura mitologica della ninfa marina sposa di Poseidone, in linea con la tradizione ottocentesca di associare gli asteroidi a divinità greco-romane. Scoprire asteroidi nell’Inghilterra vittoriana era tutt’altro che semplice, a causa dello smog tipico della rivoluzione industriale e del clima spesso nuvoloso. L’osservatorio di George Bishop, tuttavia, disponeva di attrezzature per il tempo all’avanguardia e di un gruppo di astronomi, che riuscirono a ottenere risultati di grande rilievo.
Parametri orbitali: un’orbita quasi circolare
Le osservazioni e i dati raccolti dal Minor Planet Center e dal JPL Small-Body Database della NASA mostrano che Amphitrite si muove attorno al Sole con un semiasse maggiore di circa 2,55 UA, descrivendo un’orbita completata in circa 4,36 anni terrestri. L’eccentricità è di circa 0,07, un valore basso che evidenzia un’orbita quasi circolare. L’inclinazione del piano orbitale, di circa 6,1° rispetto all’eclittica, è relativamente modesta.
Caratteristiche fisiche: Un grande S-type
Amphitrite appartiene alla categoria degli asteroidi di tipo S, composti prevalentemente da silicati di ferro e magnesio e dotati di un’albedo media intorno allo 0,20, valore superiore rispetto a quello tipico degli asteroidi di tipo C (carbonacei). Il diametro medio di (29) Amphitrite è stato stimato in circa 212 km, mentre la magnitudine assoluta (H) si aggira intorno a 7,9, valori che ne fanno uno degli oggetti più luminosi e massicci fra i rocciosi presenti nella fascia principale. Queste caratteristiche lo rendono interessante sia sotto il profilo astronomico sia sotto quello planetologico, poiché gli asteroidi di notevoli dimensioni possono fornire informazioni preziose sulla composizione e sull’evoluzione primordiale del Sistema Solare. A differenza dei frammenti più piccoli, che possono essere stati distrutti o profondamente alterati da collisioni e processi termici, gli asteroidi massicci sono in grado di conservare al loro interno tracce dei processi di accrezione e differenziazione avvenuti miliardi di anni fa.
Un esempio notevole è (4) Vesta, uno degli asteroidi più grandi della fascia principale, il cui studio (anche grazie alla missione Dawn della NASA) ha rivelato prove di una parziale fusione interna e della formazione di un nucleo ferroso. Tali evidenze suggeriscono che, quando un corpo raggiunge certe dimensioni, può trattenere abbastanza calore da innescare processi di differenziazione (separazione di materiali più pesanti verso l’interno e di quelli leggeri verso la superficie). Gli strati così formati—nucleo, mantello e crosta—rimangono come “registro geologico” di eventi verificatisi nelle prime fasi di vita del Sistema Solare.
Confrontando la composizione chimica, la mineralogia e le firme isotopiche dei grandi asteroidi, con quelle riscontrate nei meteoriti (molti dei quali sono frammenti distaccatisi nel tempo proprio da corpi maggiori), diventa possibile ricostruire i meccanismi di formazione planetaria, i tempi in cui si sono verificati i diversi processi termici e la sequenza degli impatti che ha caratterizzato la fascia principale e questo fornisce indizi fondamentali sulla distribuzione iniziale degli elementi e sul graduale assemblaggio dei protopianeti, facendo luce sull’evoluzione complessiva del nostro Sistema Solare.
Curve di luce, periodo di rotazione e forma
Dalle molteplici campagne osservative emerge che (29) Amphitrite possiede un periodo di rotazione di circa 5,39 ore. Le curve di luce indicano un’ampiezza di variazione compresa in genere fra 0,2 e 0,4 magnitudini, a seconda dell’angolo di fase e delle condizioni di osservazione. Tale regolarità suggerisce che l’asteroide ruoti in maniera abbastanza uniforme, pur lasciando spazio a possibili irregolarità superficiali. L’analisi fotometrica, infatti, da sola non è sufficiente a definire con esattezza la morfologia del corpo, tuttavia può fornire buoni indizi su forma e orientamento dell’asse di rotazione attraverso il processo di inversione delle curve di luce.
L’inversione delle curve di luce è una tecnica di analisi fotometrica che permette di ricostruire la forma tridimensionale e l’orientamento dell’asse di rotazione di un asteroide utilizzando una serie di misurazioni di luminosità raccolte in differenti apparizioni e da diversi osservatori. Come ben sappiamo, quando un asteroide ruota, la quantità di luce che riflette (ossia la sua magnitudine apparente) varia leggermente in funzione dell’angolo di visione e della geometria lluminazione/osservatore. Registrando queste variazioni (le “curve di luce”) e combinandole con un appropriato modello matematico, si riesce a risalire alla geometria della rotazione ed alla forma generale del corpo. Per ottenere un modello accurato servono osservazioni fotometriche in più fasi orbitali (idealmente anche distribuite su diverse opposizioni), in modo che l’asteroide venga “visto” sotto molteplici angoli. Le procedure di inversione consentono di stimare gli assi principali di un eventuale ellissoide (o poliedro) che meglio approssima il corpo reale e di individuare il polo di rotazione in coordinate eclittiche.
Nel caso di (29) Amphitrite, la forma ricostruita non risulta eccessivamente irregolare; i modelli attuali descrivono Amphitrite come un solido triaxiale con rapporto fra gli assi abbastanza vicino a 1: in altre parole, non è un corpo estremamente “piatto” o “allungato”, ma presenta comunque differenze di dimensione misurabili fra un asse e l’altro. Le soluzioni di inversione, disponibili in database come il DAMIT (Database of Asteroid Models from Inversion Techniques) e citate in articoli pubblicati sul Minor Planet Bulletin, indicano inoltre che l’asse di rotazione di Amphitrite è inclinato di diversi gradi rispetto all’eclittica, con un valore di longitudine e latitudine del polo che rientra in un range di soluzioni molto simili tra loro.
Come e quando osservarlo
In occasione di opposizioni particolarmente favorevoli, Amphitrite può arrivare a magnitudini di circa 8, valore sufficiente per consentire l’osservazione con telescopi di piccola o media apertura e, a volte, persino con binocoli di buona qualità.
(29) Amphitrite sarà in opposizione il 12 Febbraio. In questo frangente raggiungerà la massima brillantezza con una magnitudine di 9.2. Il suo moto sarà di 0,63 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (29) Amphitrite trasformarsi in una bella striscia luminosa di 25 secondi d’arco.
Riferimenti bibliografici
Le informazioni citate derivano dai dati ufficiali riportati dal Minor Planet Center (https://minorplanetcenter.net/), dal JPL Small-Body Database (https://ssd.jpl.nasa.gov/tools/sbdb_lookup.html#/) e dai lavori di fotometria pubblicati sul Minor Planet Bulletin. Dati relativi alle composizioni e alle classificazioni degli asteroidi di tipo S e dei meteoriti condriti ci sono disponibili presso i database della NASA (PDS) e della USGS.
Mondi in miniatura – Asteroidi del mese di Gennaio 2025
Il mese di gennaio 2025 offre un’opportunità unica per osservare alcuni dei più affascinanti asteroidi visibili nel nostro cielo. Con condizioni favorevoli e momenti di opposizione ideali, diversi corpi celesti si mostrano al massimo della loro brillantezza, rendendosi accessibili anche agli astrofili dotati di strumentazione amatoriale. Tra i protagonisti del mese troviamo il carbonaceo (79) Eurynome, il massiccio (14) Irene e l’interessante NEA (887) Alinda, che effettuerà un passaggio ravvicinato alla Terra. Questo articolo ti guiderà alla scoperta delle loro caratteristiche e dei momenti migliori per osservarli, con utili suggerimenti tecnici per ottimizzare le tue osservazioni. Prepara il telescopio e scopri insieme a noi il fascino di questi piccoli giganti del sistema solare.
(79) Eurynome
Asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.400 giorni (3.83 anni) ad una distanza compresa tra le 1.98 e le 2.91 unità astronomiche (rispettivamente, 296.203.784 Km al perielio e 435.329.804 Km all’afelio). Deve il suo nome Eurinome, spesso identificata come una divinità o una ninfa che, unendosi a Zeus, generò le Cariti (o Grazie). Scoperto il 14 settembre 1863 dall’astronomo James Craig Watson presso l’Osservatorio di Ann Arbor (Michigan, USA), (79) Eurynome misura all’incirca 70 Kilometri di diametro ed è classificato come un asteroide di tipo C (carbonaceo) o X, a seconda delle diverse classificazioni: ciò indica probabilmente una composizione ricca di carbonio e/o di composti metallici. (79) Eurynome sarà in opposizione il 7 di Gennaio. In questo frangente raggiungerà la massima brillantezza con una magnitudine di 10.3, il suo moto sarà di 0,65 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (79) Eurynome trasformarsi in una bella striscia luminosa di 26 secondi d’arco.
(79) Eurynome Crediti: https://in-the-sky.org/
(675) Ludmilla
Sempre il 7 di gennaio avremo in opposizione (675) Ludmilla, un asteroide di fascia principale di circa 70 Km che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.680 giorni (4.60 anni) ad una distanza compresa tra le 2.20 e le 3.33 unità astronomiche (rispettivamente, 329.115.316 Km al perielio e 498.160.909 Km all’afelio). L’origine del nome non è certa, ma “Ludmilla” (o “Ljudmila”, “Ludmila”) è un nome femminile slavo piuttosto diffuso. Potrebbe riferirsi a Santa Ludmilla di Boemia (una santa ceca del IX-X secolo) o semplicemente al significato del nome slavo (spesso tradotto come “cara al popolo”). E’ stato scoperto da J. H. Metcalf il 30 Agosto del 1908. Al momento dell’opposizione raggiungerà la massima luminosità brillando di magnitudine di 11.2. Il suo moto sarà di 0,64 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (675) Ludmilla trasformarsi in una bella striscia luminosa di 26 secondi d’arco.
(675) Ludmilla Crediti: https://in-the-sky.org/
(14) Irene
(14) Irene è un asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.520 giorni (4.16 anni) ad una distanza compresa tra le 2.16 e le 3.02 unità astronomiche (rispettivamente, 323.131.401 Km al perielio e 451.785.570 Km all’afelio). Deve il suo nome a Eirene, Divinità personificazione della pace. Scoperto da John Russel Hind il 19 Maggio 1851, questo grande asteroide (all’incirca 152 Kilometri di diametro) è classificato come asteroide di tipo S, caratterizzato da una composizione ricca di silicati ferrosi, nichel e ferro metallico. Sarà in opposizione il 10 di Gennaio. In questo frangente raggiungerà la massima brillantezza con una magnitudine di 9.7. Il suo moto sarà di 0,66 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (14) Irene trasformarsi in una bella striscia luminosa di 26 secondi d’arco.
(14) Irene Crediti: https://in-the-sky.org/
(51) Nemausa
(51) Nemausa è un grande asteroide di fascia principale di circa 150Km che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.330 giorni (3.64 anni) ad una distanza compresa tra le 2.21 e le 2.52 unità astronomiche (rispettivamente, 330.611.294 Km al perielio e 376.986.634 Km all’afelio). Deve il suo nome alla città francese di Nîmes. E’ stato scoperto da Joseph Jean Pierre Laurent il 22 Gennaio 1858. Studi fotometrici e spettroscopici suggeriscono che possa rientrare tra i tipi carbonacei (C/G), con un albedo piuttosto basso tipico di questo tipo di asteroidi. (51) Nemausa raggiungerà l’opposizione il 17 Gennaio, momento nel quale raggiungerà magnitudine 10.7. Il suo moto sarà di 0,67 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini, anche in questo caso, potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 4/5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (51) Nemausa trasformarsi in una bella striscia luminosa di 27 secondi d’arco.
(51) Nemausa Crediti: https://in-the-sky.org/
(887) Alinda
(887) Alinda è un asteroide NEA (Near Earth Asteroid) appartenente al gruppo Amor, scoperto il 3 gennaio 1918 dall’astronomo tedesco Max Wolf presso l’Osservatorio di Heidelberg, in Germania. Deve il suo nome all’antica città di Alinda, situata nella storica regione della Caria, nell’odierna Turchia. È noto per aver dato il nome al gruppo Alinda, un insieme di asteroidi accomunati da specifiche caratteristiche orbitali legate a una risonanza orbitale con Giove. L’orbita di (887) Alinda ha un semiasse maggiore di circa 2,5 unità astronomiche e un’eccentricità piuttosto elevata. Questo lo pone vicino alla risonanza 3:1 con Giove, un fenomeno per cui il rapporto fra i tempi di rivoluzione di Alinda e del pianeta gigante è pari a tre a uno. Tale risonanza tende a far aumentare l’eccentricità dell’asteroide nel tempo, portandolo progressivamente a intersecare le orbite dei pianeti interni, compresa quella della Terra. Sebbene ciò non lo classifichi come un oggetto immediatamente pericoloso, rappresenta comunque un interessante esempio di come l’influenza gravitazionale di Giove possa modificare l’orbita di un corpo minore con il passare dei millenni. Dal punto di vista della composizione, Alinda è considerato un asteroide di tipo S, prevalentemente roccioso, composto da silicati ferrosi e nichel-ferro. Il suo diametro stimato è di circa 4.2 chilometri, abbastanza grande da renderlo osservabile anche con strumentazione amatoriale nei periodi di migliore visibilità.
(887) Alinda Crediti: https://in-the-sky.org/
L’8 di gennaio (887) Alinda effettuerà un passaggio ravvicinato transitando a 0.082 unità astronomiche dalla terra, poco più di 12 milioni di kilometri, raggiungendo la nona magnitudine e rimanendo osservabile anche nei giorni successivi. I giorni precedenti il passaggio il NEA viaggerà intorno ai 6 secondi d’arco al minuto, per poi accellerare fino a raggiungere gli 8.4 arcosecondi al minuto. Per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini, dovremo quindi utilizzare utilizzare tempi di esposizione non superiori ai 20 secondi.
Le effemeridi per il proprio sito osservativo potranno essere calcolate utilizzando il Minor Planet Ephemeris Service:
Mondi in miniatura – Asteroidi del mese di Dicembre 2024
Con l’arrivo di dicembre, il cielo ci regala un’opportunità imperdibile per osservare alcuni tra gli asteroidi più affascinanti della fascia principale, che raggiungono la loro opposizione durante questo mese quindi si trovano, rispetto alla Terra, nel punto opposto al Sole che può così illuminarli per l’interezza.
La rubrica “Asteroidi” vi guida attraverso gli appuntamenti del mese, fornendo dettagli sulle caratteristiche e le curiosità di questi corpi celesti. Con mappe stellari, consigli per le osservazioni e specifiche tecniche di ripresa, potrete seguire il moto degli asteroidi e, magari, catturare la loro traccia luminosa con una lunga esposizione.
Di seguito, il calendario degli asteroidi in opposizione a dicembre, ognuno con una storia affascinante e caratteristiche uniche. Preparate telescopi e fotocamere per vivere un viaggio attraverso il Sistema Solare, restando seduti comodamente sotto il cielo invernale. Buone osservazioni!
(13) Egeria
Asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.510 giorni (4.13 anni) ad una distanza compresa tra le 2.36 e le 2.80 unità astronomiche (rispettivamente, 535.050.973 Km al perielio e 418.874.036 Km all’afelio). Deve il suo nome a Egeria, Divinità protettrice delle nascite e delle acque sorgive. Scoperto da Annibale de Gasparis il 2 Novembre 1850, questo grande asteroide, che misura all’incirca 220 Kilometri di diametro, appartiene alla classe spettrale G. Gli asteroidi di questo tipo sono ricchi di materiali carboniosi e silicati idrati, indicando una possibile presenza di acqua. (13) Egeria sarà in opposizione il 4 di Dicembre. In questo frangente raggiungerà la massima brillantezza con una magnitudine di 10.1. Il suo moto sarà di 0,71 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (13) Egeria trasformarsi in una bella striscia luminosa di 28 secondi d’arco.
Il percorso e la posizione dell’asteroide (13) Egeria in dicembre nella Costellazione di Perseo. Mappa https://in-the-sky.org/
(15) Eunomia
Asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.570 giorni (4.30 anni) ad una distanza compresa tra le 2.15 e le 3.14 unità astronomiche (rispettivamente, 321.635.421 Km al perielio e 469.737.312 Km all’afelio). E’ il membro più grande dell’omonima famiglia di Asteoridi e deve il suo nome a Eunomia, antica divinità Greca. Una delle Ore, Figlia di Zeus e di Temi, Eunomia era la personificazione della legalità e del buon governo. Scoperto da Annibale de Gasparis il 29 Luglio 1851, questo imponente asteroide misura circa 250 Km di diametro ed appartiene al tipo S, composto principalmente da silicati, nichel e ferro. (15) Eunomia sarà in opposizione l’8 Dicembre, momento nel quale raggiungerà la massima luminosità brillando di magnitudine di 8.2. Il suo moto sarà di 0,66 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5/6 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (15) Eumonia trasformarsi in una bella striscia luminosa di 26 secondi d’arco.
La posizione e la traiettoria dell’asteroide (15) Eunomia nel mese di dicembre nella Costellazione dell’Auriga. Mappa https://in-the-sky.org/
(69) Hesperia
Asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.880 giorni (5.15 anni) ad una distanza compresa tra le 2.47 e le 3.48 unità astronomiche (rispettivamente, 369.506.741 Km al perielio e 520.600.590 Km all’afelio). Deve il suo nome a Esperia, antico nome dell’Italia datole originariamente dai Greci per via della sua posizione occidentale. Scoperto da Giovanni Schiapparelli il 29 Aprile 1861, questo grande asteroide (110 Kilometri di diametro) appartiene al tipo M, una classificazione che suggerisce una composizione ricca di metalli, come nichel e ferro, e talvolta anche di silicati. La sua natura metallica lo rende un interessante oggetto per gli studi sulla differenziazione planetaria, suggerendo che potrebbe essere un frammento del nucleo di un antico protopianeta. (69) Hesperia sarà in opposizione il 15 Dicembre brillando di magnitudine 10.7. Il suo moto sarà di 0,56 secondi d’arco al minuto, quindi, utilizzando tempi di esposizione fino a 5 minuti manterremo l’oggetto di aspetto puntiforme. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (69) Hesperia trasformarsi in una bella striscia luminosa di 22 secondi d’arco.
La posizione e la traiettoria dell’asteroide (69) Hesperia nel mese di dicembre nella Costellazione di Orione. Mappa https://in-the-sky.org/
(116) Sirona
Asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.680 giorni (4.60 anni) ad una distanza compresa tra le 2.38 e le 3.16 unità astronomiche (rispettivamente, 356.042.932 Km al perielio e 472.729.271 Km all’afelio). Prende il nome da una dea celtica della salute, della guarigione e delle sorgenti. Nella mitologia celtica, Sirona era spesso associata a pozzi e fonti sacre, simboli di purificazione e rinnovamento. Scoperto l’8 settembre 1871 dall’astronomo canadese-americano Christian Heinrich Friedrich Peters, con i suoi “soli” 71 Kilometri di diametro non è certamente tra i più grandi asteroidi ad oggi conosciuti. E’ un asteroide di tipo S, con una composizione prevalentemente rocciosa e silicatica con presenza di nichel e ferro, caratterizzato da una superficie di medio albedo. (116) Sirona sarà in opposizione il 24 di Dicembre brillando ad una magnitudine di 11.2. Il suo moto sarà di 0,60 secondi d’arco al minuto, quindi, con tempi di esposizione fino a 5 minuti ne preserveremo l’aspetto puntiforme. Volendo ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (116) Sirona trasformarsi in una bella striscia luminosa di 24 secondi d’arco.
La posizione e la traiettoria dell’asteroide (116) Sirona nel mese di dicembre nella Costellazione dei Gemelli. Mappa https://in-the-sky.org/
Mondi in miniatura – Asteroidi del mese di Novembre 2024
(11) Parthenope
Asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.400 giorni (3.83 anni) ad una distanza compresa tra le 2.21 e le 2.70 unità astronomiche (rispettivamente, 330.611.293 Km al perielio e 403.914.249 Km all’afelio). Deve il suo nome a Parthenope, una delle Sirene nella mitologia Greca che, si narra in una tarda leggenda, morì gettandosi in mare assieme alle sorelle per l’insensibilità del prode Ulisse al loro Canto. Fu scoperto l’11 maggio 1850 dall’astronomo italiano Annibale de Gasparis presso l’Osservatorio Astronomico di Capodimonte a Napoli. Si tratta dell’undicesimo asteroide catalogato, da cui deriva il numero 11 nel suo nome. Dal punto di vista fisico Parthenope misura 149 kilometri di diametro ed è composto prevalentemente da silicati di ferro e magnesio, con un albedo relativamente alto tipico degli asteroidi di tipo S. Quest’anno sarà in opposizione il 13 Novembre brillando di magnitudine 9.8. Il suo moto sarà di 0,65 secondi d’arco al minuto, quindi, con tempi di esposizione fino a 5 minuti ne preserveremo l’aspetto puntiforme. Per ottenere invece una traccia di movimento dovremo esporre (od integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (11) Parthenope trasformarsi in una bella striscia luminosa di 26 secondi d’arco.
Il percorso dell’asteroide (11) Parthenope nella Costellazione del Toro nel mese di novembre. Crediti in-the-sky.org
(36183) 1999 TX16
Asteroide Near Earth di classe Amor scoperto dal progetto LINEAR (Lincoln Near-Earth Asteroid Research), un programma gestito dal Laboratorio Lincoln del MIT, in collaborazione con l’Aeronautica degli Stati Uniti e la NASA. La scoperta è avvenuta presso il sito di Socorro, New Mexico, nel 1999. LINEAR è uno dei principali contributori alla ricerca sugli asteroidi, responsabile dell’identificazione di una grande quantità di asteroidi NEA-EARTH dagli anni ’90 in poi. Questo asteroide di circa 2,3 chilometri di diametro completa un’orbita attorno al Sole in 706 giorni, con una distanza minima di 1.04 unità astronomiche ed una massima di 2.07 (rispettivamente, 155.581.786 Km al perielio e 309.667.592 Km all’afelio). Il suo periodo di rotazione è di circa 5,61 ore. Ha un’albedo relativamente bassa, con una superficie scura e scarsamente riflettente. La classe spettrale a cui appartiene suggerisce la presenza di materiali organici e possibili composti primitivi. (36183) 1999 TX16 effettuerà un passaggio ravvicinato il 13 novembre 2024 alle ore 12:57UT, a una distanza di circa 20 milioni di chilometri dalla terra raggiungendo magnitudine 13.2. Il suo moto angolare sarà di 12,95 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto risulti puntiforme nelle nostre immagini, dovremo utilizzare tempi di esposizione non superiori a 15 secondi.
Il percorso dell’asteroide (36183) 1999 TX16 nella Costellazione del Toro nel mese di novembre. Crediti in-the-sky.org
Mondi in miniatura – Asteroidi del mese di Ottobre 2024
(39) Laetitia
Asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.680 giorni (4.60 anni) ad una distanza compresa tra le 2.46 e le 3.08 unità astronomiche (rispettivamente, 368.010.760 Km al perielio e 460.761.440 Km all’afelio). Deve il suo nome alla divinità Romana Laetitia, personificazione della gioia. Scoperto da Jean Chacornac l’8 Febbraio 1856, (39) Laetitia misura 179 Kilometri di diametro ed ha un’albedo relativamente alto, consueto negli asteroidi di tipo S composti principalmente da silicati di ferro e magnesio, con una possibile presenza di metalli. Quest’anno sarà in opposizione il 7 Ottobre raggiungendo la magnitudine di 9.1. Il suo moto sarà di 0,60 secondi d’arco al minuto, quindi, utilizzando tempi di esposizione fino a 5 minuti manterremo l’oggetto di aspetto puntiforme. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (39) Laetitia trasformarsi in una bella striscia luminosa di 24 secondi d’arco.
Il percorso dell’asteroide (39) Laetitia nel mese di ottobre fra la costellazione dei Pesci e quella della Balena
(19) Fortuna
Asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.390 giorni (3.81 anni) ad una distanza compresa tra le 2.06 e le 2.83 unità astronomiche (rispettivamente, 308.171.612 Km al perielio e 423.361.972 Km all’afelio). Deve il suo nome alla divinità Romana Fortuna, dea del caso e del destino. Scoperto da John Russell Hind il 22 Agosto 1852, con i suoi 225 Kilometri di diametro è più tra i più grandi asteroidi ad oggi conosciuti. È un asteroide di tipo C, composto principalmente da carbonio e materiali primitivi, caratterizzato da una superficie scura dal basso albedo. Sarà in opposizione il 16 di Ottobre brillando ad una magnitudine di 9.3. Il suo moto sarà di 0,61 secondi d’arco al minuto, quindi, con tempi di esposizione fino a 5 minuti ne preserveremo l’aspetto puntiforme. Volendo ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (19) Fortuna trasformarsi in una bella striscia luminosa di 24secondi d’arco.
Il percorso dell’asteroide Fortuna nel mese di Ottobre nella costellazione dei Pesci
(10) Hygiea
Quarto asteroide per massa e volume e con i suoi di 434 KM di diametro si stima che da solo contenga il 3 % della massa complessiva dell’intera fascia principale. Deve il suo nome alla divinità Greca Hygiea, personificazione della sanità fisica e intellettuale. Scoperto da Annibale Gasparis il 12 Aprile 1849, Hygiea è il quarto Asteoroide della fascia in ordine di grandezza ed il progenitore dell’omonima famiglia che si ritiene nata dall’impatto con un oggetto di grandi dimensioni, avvenuto all’incirca 2 miliardi di fa. La sua superfcie è molto scura, caratteristica questa tipica dei corpi asteoridali di tipo C composti da materiali carbonacei e primitivi. Questo suo basso albedo comporta che nonostante le sue considerevoli dimensioni Hygiea risulti sempre piuttosto debole, raggiungendo la nona magnitudine esclusivemente durante le opposizione più favorevoli. Alcune immagini della sua superficie riprese nel 2017 dal Very Large Telescope hanno rivelato la presenza di due grandi crateri, rispettivamente di 180 e 90 KM di diametro, e di un’area sensibilmente più chiara risultante dell’esposizione di materiale sub-superficiale, probabilmente emerso a seguito di un’impatto. (10) Hygiea sarà in opposizione il 21 Ottobre, brillando ad una magnitudine di 10.5. Il suo moto sarà di 0,51 secondi d’arco al minuto, quindi, anche in nel suo caso, con tempi di esposizione fino a 5 minuti ne preserveremo l’aspetto puntiforme. Volendo ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (10) Hygiea trasformarsi in una bella striscia luminosa di 21 secondi d’arco.
Il percorso dell’asteroide Hygiea nel mese di ottobre fra le costellazioni dei Gemelli e Ariete
(511) Davida
Il più grande e il più massiccio asteroide della fascia principale ad oggi noti. Compie un’orbita intorno al Sole ogni 2.050 giorni (5.61 anni) ad una distanza compresa tra le 2.56 e le 3.76 unità astronomiche (rispettivamente, 382.970.549 Km al perielio e 562.487.994 Km all’afelio). E’ stato così chiamato in onore di David Peck Todd, astronomo che ha guidato numerose spedizioni internazionali per osservare e documentare le eclissi solari negli anni che vanno dal 1878 al 1919. Scoperto il 30 maggio 1903 dall’astronomo Raymond Smith Dugan, questo imponente asteroide (misura all’incirca 300 Kilometri di diametro) presenta anch’esso una superficie scura, ricca di carbonio, con l’albedo molto basso tipico degli asteroidi di tipo C. (511) Davida sarà in opposizione il 31 di ottobre, momento in cui raggiungerà la magnitudine di 10.4. Il suo moto sarà di 0,53 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto risulti puntiforme nelle nostre immagini, potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (511) Davida trasformarsi in una bella striscia luminosa di 21 secondi d’arco.
Il percorso dell’asteroide Davida nel mese di ottobre sotto la costellazione della Balena
Mondi in miniatura – Asteroidi del mese di Settembre 2024
(194) Prokne
Asteroide di fascia principale compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.550 giorni (4.24 anni) ad una distanza compresa tra le 2.00 e le 3.24 unità astronomiche (rispettivamente, 299.195.741 Km al perielio e 411.394.144 Km all’afelio). Deve il suo nome a Prokne, mitica figlia di Pandione re di Atene, sorella di Filomela. Scoperto il 21 marzo 1879 da Christian Heinrich Friedrich Peters, (194) Prokne è un asteroide con un diametro stimato di circa 150 chilometri ed è classificato come un asteroide di tipo C. Gli asteroidi di tipo C sono noti per avere una bassa albedo (riflettività), il che significa che riflettono solo una piccola frazione della luce solare che ricevono a causa della loro superficie scura, ricca di materiali carboniosi. (194) Prokne sarà in opposizione il 2 di Settembre, quando raggiungerà magnitudine 9.5. Il suo moto sarà di 0,88 secondi d’arco al minuto, quindi, con tempi di esposizione fino a 4 minuti ne preserveremo l’aspetto puntiforme. Volendo ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (194) Prokne trasformarsi in una bella striscia luminosa di 35 secondi d’arco.
(20) Massalia
Asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.370 giorni (3.75 anni) ad una distanza compresa tra le 2.06 e le 2.75 unità astronomiche (rispettivamente, 308.171.612 Km al perielio e 411.394.143 Km all’afelio). Massalia è un asteroide di tipo S, a composizione prevalentemente silicatica. Gli asteroidi di tipo S sono composti principalmente da silicati ferrosi e nichel-ferro ed hanno una superficie relativamente brillante con un’albedo (riflettività) relativamente alta. (20) Massalia è membro della famiglia di asteroidi Masssalia che popola le regioni interne della fascia principale. Si ritiene che la famiglia asteroidale sia nata a seguito di una antica collisione che ha frammentato un corpo progenitore più grande. L’evento catastrofico ha generato numerosi pezzi che hanno poi assunto tutti caratteristiche orbitali simili, e Massalia, con i sui 145 Km di diametro, è il resto più grande. Scoperto da Annibale Gasparis il 19 Settembre 1852, questo grande asteroide raggiungerà l’opposizione il 29 Settembre, momento nel quale raggiungerà magnitudine 9.2. Il suo moto sarà di 0,65 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini, anche in questo caso, potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (20) Massalia trasformarsi in una bella striscia luminosa di 26 secondi d’arco.
Il percorso durante il mese di settembre dei due asteroidi: Massalia (traccia arancione in alto a sinistra) e Prokne (traccia in basso a destra).
Mondi in miniatura – Asteroidi del mese di Agosto 2024
(16) Psyche
Asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.830 giorni (5.01 anni) ad una distanza compresa tra le 2.53 e le 3.32 unità astronomiche (rispettivamente, 378.482.611 Km al perielio e 496.664.928 Km all’afelio). Deve il suo nome alla mitologica figura di Psyche. Scoperto da Annibale Gasparis il 17 Marzo 1852, questo grande asteroide che misura 226 Kilometri di diametro è composto principalmente da ferro e nichel, con piccole quantità di silicio e altri elementi (Tipo M). il 13 Ottobre 2023 è stata lanciata una sonda robotica che avrà il compito di esplorare (16) Psyche, con arrivo previsto nel 2029. La missione, denominata “Psyche”, ha l’obiettivo di studiare la composizione, la topografia, la gravità e il magnetismo dell’asteroide. (16) Psyche sarà in opposizione il 5 di agosto, momento in cui raggiungerà la magnitudine di 9.7. Il suo moto sarà di 0,54 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto risulti puntiforme nelle nostre immagini, potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (16) Psyche trasformarsi in una bella striscia luminosa di 22 secondi d’arco.
(7) Iris
Asteroide di fascia principale, il quarto in ordine di luminosità, che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.350 giorni (3.70 anni) ad una distanza compresa tra le 1.84 e le 2.94 unità astronomiche (rispettivamente, 275.260.082 Km al perielio e 439.817.740 Km all’afelio). Deve il suo nome al personaggio mitologico Iride, figlia di Taumante e di Elettra, personificazione dell’arcobaleno e messaggera degli dei. Scoperto dall’astronomo John Russell Hind il 13 Agosto 1847, questo imponente asteroide di circa 200 Km di diametro ha un’albedo relativamente alta e si ritiene che sia composto principalmente da silicati di ferro e magnesio, con una possibile presenza di metalli (Tipo S). L’alta riflettività della sua superficie lo rende il quarto oggetto più luminoso nella fascia degli asteroidi dopo Vesta, Cerere e Pallade, e nelle opposizioni vicino al perielio, Iris può raggiungere una magnitudine di 6.7, brillando quanto Cerere nei suoi momenti di massima luminosità. (7) Iris sarà in opposizione il 6 Agosto, momento nel quale raggiungerà magnitudine 8.3. Il suo moto sarà di 0,66 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (7) Iris trasformarsi in una bella striscia luminosa di 26 secondi d’arco.
(737) Arequipa
Asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.520 giorni (4.16 anni) ad una distanza compresa tra le 1.96 e le 3.22 unità astronomiche (rispettivamente, 293.211.827 Km al perielio e 481.705.144 Km all’afelio). Deve il suo nome in onore della città peruviana di Arequipa, sede dell’Osservatorio Boyden di Harvard fino al 1927. La sua superficie è composta principalmente da silicati e metalli (Tipo S), simile a quella di molti altri asteroidi della fascia principale. Scoperto dall’astronomo americano Joel Hastings Metcalf il 7 dicembre 1912, questo grande asteroide di circa 47 km sarà in opposizione il 7 di Agosto, e in questo frangente raggiungerà la magnitudine 11. Il suo moto angolare sarà modesto, 0,59 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (737) Arequipa trasformarsi in una bella striscia luminosa di 24 secondi d’arco.
(44) Nysa
Asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.380 giorni (3.78 anni) ad una distanza compresa tra le 2.06 e le 2.78 unità astronomiche (rispettivamente, 308.171.614 Km al perielio e 415.882.081 Km all’afelio).
Deve il suo nome alla mitica montagna di Nysa alle cui Ninfe fu affidato il compito di allevare il piccolo Dioniso. Scoperto dall’astronomo Hermann Goldschmidt il 27 Maggio 1857, questo grande asteoride classificato di tipo E (la sua superficie mostra la presenza di enstatite) é il membro principale della famiglia Nysa ed è stato oggetto di studio da parte della missione Hayabusa nel 2003 e della missione Dawn nel 2018. (44) Nysa sarà in opposizione il 27 Agosto, momento nel quale raggiungerà la magnitudine 10.1. Il suo moto sarà di 0,63 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (44) Nysa trasformarsi in una bella striscia luminosa di 25 secondi d’arco.
Il percorso seguito dagli asteroidi (16) Psyche, (7) Iris, (737) Arequipa e (44) Nysa nel mese di Agosto. Crediti inthesky.org
Mondi in miniatura – Asteroidi del mese di Luglio 2024
(1) Ceres
(1) Ceres è il più grande asteroide della fascia principale tanto che da solo costituisce il 40% della massa stimata dell’intera cintura degli asteroidi. Compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.680 giorni (4.60 anni) ad una distanza compresa tra le 2.55 e le 2.99 unità astronomiche (rispettivamente, 381.474.570 Km al perielio e 447.297.633 Km all’afelio). La sua superficie è composta principalmente da silicati con la presenza di minerali carbonati e argille e di significative quantità di ghiaccio d’acqua, specialmente nelle regioni più ombreggiate e nei crateri profondi. Una delle scoperte più sorprendenti della missione Dawn è stata la presenza di depositi di sali, in particolare solfati di sodio, come l’hexahidrite, e cloruri. Questi sali sono particolarmente visibili nelle macchie luminose del cratere Occator, che sono interpretate come depositi di materiale salino lasciato dall’evaporazione di acqua salmastra che si è sublimata o evaporata. La missione Dawn ha inoltre rilevato la presenza di materiali organici, molecole a base di carbonio, i costituenti fondamentali della vita sulla Terra. Ceres ha un un diametro medio di 939 km ed una ha una superficie tormentata e fortemente craterizzata dove il più grande cratere è costituito dal bacino di Kerwan, che si estende in larghezza per oltre 280 km. La regione polare nord presenta un numero maggiore di crateri rispetto alla regione equatoriale e si conoscono almeno tre grandi bacini poco profondi che si pensa siano i resti di antichi crateri da impatto, dei quali il più esteso, la Vendimia Planitia, con i suoi 800 km di diametro, rappresenta la più grande struttura geografica ad oggi conosciuta. (1) Ceres sarà in opposizione il 5 di Luglio, di certo l’ateroide le mese più interessante In questo frangente raggiungerà la magnitudine di 7.3, il suo moto sarà di 0,58 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (1) Ceres trasformarsi in una bella striscia luminosa di 23 secondi d’arco.
Asteroidi del mese – Il percorso di (68) Leto in Giugno. Crediti: in-the-sky.org.
(40) Harmonia
(40) Harmonia è un asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.250 giorni (3.42 anni) ad una distanza compresa tra le 2.16 e le 2.37 unità astronomiche (rispettivamente, 323.131.401 Km al perielio e 354.546.954 Km all’afelio). E’ stato scoperto dall’astronomo e pittore Hermann Mayer Salomon Goldschmidt il 31 Marzo 1856 e deve il suo nome a Armonia figlia di Ares e Afrodite, Dea della concordia e personificazione dell’ordine morale e sociale. Questo grande asteroide ha un diametro di circa 107 Km ed una superficie composta in prevalenza da silicati e metalli (Tipo S). (40) Harmonia sarà in opposizione il 20 Luglio, momento nel quale raggiungerà la massima luminosità brillando di magnitudine di 8.9. Il suo moto sarà di 0,66 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (40) Harmonia trasformarsi in una bella striscia luminosa di 26 secondi d’arco.
Mondi in miniatura – Asteroidi del mese di Giugno 2024
(68) Leto
(68) Leto è un asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.700 giorni (4.65 anni) ad una distanza compresa tra le 2.27 e le 3.30 unità astronomiche (rispettivamente, 339.587.165 Km al perielio e 493.672.971 Km all’afelio). E’ stato scoperto il 29 Aprile 1861 dall’astronomo tedesco Karl Theodor Robert Luther. Deve il suo nome a Leto, madre di Apollo e di Artemide. Questo grande asteroide ha un diametro di circa 122 Km con una superficie che riflette relativamente bene la luce solare, indicando una composizione di silicati e metalli (Tipo S). (68) Leto sarà in opposizione il 19 Giugno, momento nel quale raggiungerà la massima luminosità brillando di magnitudine di 10.3. Il suo moto sarà di 0,58 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (68) Leto trasformarsi in una bella striscia luminosa di 23 secondi d’arco.
Asteroidi del mese – Il percorso di (68) Leto in Giugno. Crediti: in-the-sky.org.
(42) Isis
(42) Isis è un asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.390 giorni (3.81 anni) ad una distanza compresa tra le 1.90 e le 2.99 unità astronomiche (rispettivamente, 284.235.954 Km al perielio e 447.297.633 Km all’afelio). Scoperto dall’astronomo inglese Norman Robert Pogson il 23 maggio 1856 presso l’Osservatorio Radcliffe a Oxford, prende il nome dalla dea egizia Iside, ma anche dalla figlia di Pogson, Elizabeth Isis Pogson. Questo grande asteroide di circa 100 Km di diametro ha una composizione superficiale di silicati e metalli (Tipo S) ed il suo spettro rivela una forte presenza del minerale olivina, una rarità nella fascia degli asteroidi. (42) Isis sarà in opposizione il 27, momento nel quale raggiungerà la massima luminosità brillando di magnitudine di 9.4. Il suo moto sarà di 0,67 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (42) Isis trasformarsi in una bella striscia luminosa di quasi 27 secondi d’arco.
(471) Papagena
(471) Papagena è un asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.790 giorni (4.90 anni) ad una distanza compresa tra le 2.23 e le 3.55 unità astronomiche (rispettivamente, 333.603.252 Km al perielio e 531.072.441 Km all’afelio). E’ stato così chiamato in onore di Papagena, un personaggio dell’opera “Il flauto magico” di Mozart. La sua superficie è composta prevalentemente di rocce silicatiche e metalli (Tipo S) il che lo rende simile a molti altri corpi della fascia principale. Scoperto da Max Wolf il 7 di Giugno del 1901, questo grande asteroide di circa 149 Km di diametro sarà in opposizione il 30, momento nel quale raggiungerà la massima luminosità brillando di magnitudine di 10.6. Il suo moto sarà di 0,59 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (471) Papagena trasformarsi in una bella striscia luminosa di quasi 24 secondi d’arco.
Asteroidi del mese – Il percorso di (42) Isis e (471) Papagena in Giugno. Crediti: in-the-sky.org.
Chi segue la nostra rubrica supernovae avrà notato che lo scorso mese non siamo andati online ed il motivo purtroppo è dovuto all’assenza di scoperte amatoriali o di altre supernovae luminose esplose in belle galassie. Ad essere sinceri però nel mese di ottobre abbiamo avuto tre scoperte amatoriali da parte degli incredibili cinesi del programma XOSS, ma si trattava di deboli possibili supernovae scoperte oltre la mag.+19 esplose in piccole galassie anonime e prive di conferma spettroscopica. Non valeva pertanto la pena dare un approfondimento se non ai soli fini statistici.
Questi astrofili cinesi raggiungono infatti la fantastica quota di ben 33 supernovae scoperte nel 2025. In questo mese di novembre invece la situazione va leggermente migliorando e possiamo focalizzare la nostra attenzione su una interessante scoperta amatoriale ottenuta da un altro gruppo di astrofili cinesi, che merita un approfondimento.
Non si tratta di una supernova luminosa ed anche la galassia che la ospita non è niente di eclatante, però siamo di fronte ad una supernova tutta amatoriale a partire dalla scoperta fino ad arrivare alla classificazione. Stiamo parlando della SN2025aceh scoperta il 1° novembre dagli astrofili cinesi Ziyang Mai, Bozhang Shi e Jiaze Fu del Sumdo Observatory, nella piccola galassia a spirale UGC640 posta nella costellazione dei Pesci e distante circa 520 milioni di anni luce.
Immagine di scoperta della SN2025aceh in UGC640 realizzata dal team del Sumdo Observatory con un telescopio Celestron 11 Edge HD F.10.
Telescopio Celestron 11 Edge HD F.10 all’interno del Sumdo Observatory con il quale è stata realizzata la scoperta della SN2025aceh in UGC640.
Il team del Sumdo Observatory con questa supernova raggiunge quota 5 scoperta nel 2025 e si posiziona subito dietro agli altri cinesi del programma XOSS e davanti al nostro Giancarlo Cortini che con 3 scoperte nel 2025 occupa il terzo gradino del podio. Tornando a questa supernova, al momento della scoperta mostrava una luminosità pari alla mag.+18,5 e nei giorni seguenti è aumentata di luminosità fino a raggiungere il massimo intorno alla mag.+17.
Immagine della SN2025aceh in UGC640 realizzata da Riccardo Mancini con un telescopio Newton da 250mm F.5 esposizione di 68 minuti.
Immagine della SN2025aceh in UGC640 realizzata dall’astrofilo spagnolo Carlos Segarra con un telescopio da 200mm F.4 somma di 25 immagini da 240 secondi.
Arriviamo adesso all’aspetto che ci interessa da vicino: nella notte del 10 novembre il nostro Claudio Balcon (ISSP) è stato il primo a riprendere lo spettro del nuovo transiente, classificandolo come una supernova di tipo Ia scoperta circa due settimane prima del massimo di luminosità, con i gas eiettati dall’esplosione che viaggiano ad una velocità di circa 10.500 km/s. Con questa classificazione il bravo astrofilo bellunese raggiunge quota 195 supernovae classificate per primo nel TNS – Transient Name Server. Un record a livello mondiale davvero incredibile e difficilmente eguagliabile. Abbiamo contattato Ziyang Mai del Sumdo Observatory, che ci ha riferito che a breve amplieranno la loro strumentazione dedicata alla ricerca di supernovae con un altro telescopio da 30cm, che sarà affiancato all’attuale telescopio da 28cm. Inoltre ci ha rivelato un interessante metodo operativo che stanno utilizzando con successo: i programmi professionali di ricerca supernovae limitano la loro attività nei giorni prossimi alla Luna Piena ed è pertanto questo il periodo più favorevole per gli astrofili, per cercare supernovae senza la scomoda concorrenza dei professionisti. Un giusto suggerimento da prendere in buona considerazione.
Immagine della SN2025aceh in UGC640 posta nella fenditura dello spettrografo autocostruito da Claudio Balcon, prima di iniziare la ripresa dello spettro, e applicato al telescopio Newton da 410mm F.5
Spettro della SN2025aceh in UGC640 che tramite il programma Gelato, che contiene nei suoi archivi moltissimi spettri, ha evidenziato la perfetta somiglianza con lo spettro la SN1994D, una supernova di tipo Ia ripreso circa 3 giorni prima del massimo di luminosità.
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RUBRICA SUPERNOVAE COELUM N. 137
Nella rubrica dello scorso mese non avevamo fatto a tempo ad inserire un’altra scoperta amatoriale realizzata nel mese di agosto. A metterla a segno è stato l’astrofilo russo Filipp Romanov, che nella notte del 17 agosto ha individuato una debole stellina di mag.+19,6 in una piccola galassia denominata SDSS J004819.14+075856.8 posta nella costellazione dei Pesci all’incredibile distanza di oltre 2 miliardi di anni luce. Non ne abbiamo la certezza, ma molto probabilmente si tratta della supernova più lontana mai scoperta da un astrofilo.
Filipp Romanov.
Filipp Romanov ha 28 anni, è di Mosca, nato a Nakhodka, nella Krai del Primorsky. Ha iniziato ad interessarsi all’astronomia dall’età di 12 anni, diventando la sua principale passione. Anche se giovane, possiamo considerarlo come un astrofilo molto evoluto. Ha infatti scoperto altre due supernovae nel 2022 nell’ambito della collaborazione con il Catalina CRTS, confermate spettroscopicamente ed altre tre possibili supernovae (due tramite il DSS Plate Finder ed una collaborando con Pan-STARRS durante la campagna di ricerca asteroidi) che invece non hanno avuto una conferma spettroscopica. Filipp ha scoperto anche 3 Novae in M31, 9 asteroidi e 82 variabili. Il suo “capolovaro” però è stato realizzato proprio con questa ultima scoperta e vediamo perché. Ha scelto dei campi di ripresa sull’equatore celeste nella costellazione dei Pesci alla ricerca di supernovae, variabili cataclismiche e pianetini, ottenendo cinque immagini in remoto da 300 secondi utilizzando un riflettore di 51cm F.6,8 posto in Australia al Siding Spring Observatory. Poi analizzando attentamente la ripresa centrata sulla galassia NGC257 ha individuato questa debole stellina vicina ad una piccola galassia situata ad appena 12” sul bordo Sud dell’immagine. Dopo i dovuti controlli del caso ha perciò inserito la scoperta nel TNS. Filipp però non si è fermato qui ed infatti il 19 agosto sempre in remoto utilizzando il famoso Liverpool Telescope da 2 metri di diametro dalle Isole Canarie ha ripreso un’immagine di conferma, con la supernova che in realtà mostrava una luminosità pari alla mag.+20,3. Infine il 20 agosto, sempre utilizzando il Liverpool Telescope, ha ottenuto lui stesso uno spettro di conferma. La SN2025umq è una supernova di tipo Ia scoperta circa una settimana dopo il massimo di luminosità. Ci congratuliamo pertanto con questo giovane astrofilo, che ha al suo attivo un palmares da vero veterano dell’astronomia.
Immagine di scoperta della SN2025umq nella galassia SDSS J004819.14+075856.8 ottenuta in remoto da Filipp Romanov con un riflettore di 51cm F.6,8 posto in Australia somma di 5 immagini da 300 secondi.
Immagine di conferma della SN2025umq nella galassia SDSS J004819.14+075856.8 ottenuta in remoto da Filipp Romanov con il Liverpool Telescope da 2 metri di diametro dalle Isole Canarie somma di 3 immagini da 60 secondi.
Intanto chi continua ad inanellare successi sono i soliti cinesi del programma XOSS capitanati da Xing Gao e Mi Zhang, che nel mese di settembre hanno messo a segno altre quattro scoperte raggiungendo quota 29 in questo 2025 che per loro è sicuramente da record. Tre di queste quattro supernovae sono molto deboli ed individuate in piccole galassie anonime. Soffermiamo invece la nostra attenzione sulla SN2025wwk scoperta la notte del 3 settembre nella galassia ellittica NGC83 posta nella costellazione di Andromeda ad una distanza di circa 280 milioni di anni luce.
Immagine della SN2025wwk in NGC83 ottenuta dall’astrofilo spagnolo Carlos Segarra con un telescopio da 200mm F.4 somma di 30 immagini da 180 secondi.
La galassia ospite è immersa in un campo ricco di galassie fra cui troneggiano, oltre ad NGC83 anche altre due galassie ellittiche NGC80 e NGC85 e tre galassie a spirale NGC90, NGC93 e IC1546. Al momento della scoperta la nuova stella mostrava una luminosità pari alla mag.+17,75 e nei giorni seguenti è aumentata fino a raggiungere il massimo intorno alla mag.+15,5 / +16,0 a metà settembre. I primi a riprendere lo spettro di conferma sono stati gli astronomi americani del Palomar Observatory in California utilizzando il telescopio da 60 pollici (1,5 metri). Si tratta di una classica supernova di tipo Ia scoperta circa due settimane prima del massimo di luminosità. Questa è la seconda supernova conosciuta esplosa in NGC83. La prima fu la SN2016eoa anch’essa di tipo Ia, scoperta il 2 agosto 2016 dal team di astrofili capitanati dai famosi Tim Puckett e Jack Newton. Il campo di ripresa intorno a NGC83 è molto bello e ricco di galassie con svariate forme, che permette di ottenere immagini molto interessanti. Peccato che la supernova, anche se luminosa, è situata molto vicino al nucleo della galassia ospite. Nelle riprese a lunga posa che mettono in evidenza i bracci delle spirali ed i tenui aloni delle ellittiche, la supernova viene inglobata dalla luminosità del nucleo di NGC83. Dobbiamo pertanto trovare il giusto compromesso nella posa, che permetta di evidenziare la supernova senza togliere i particolari più deboli delle parti periferiche delle galassie.
Immagine della SN2025wwk in NGC83 ottenuta da Gianluca Masi con un telescopio da 250mm F.4,5 somma di 11 immagini da 300 secondi.
Crop ingrandita dell’immagine precedente della SN2025wwk in NGC83 ottenuta da Gianluca Masi con un telescopio da 250mm F.4,5 somma di 11 immagini da 300 secondi, che evidenzia la supernova ben separata dal nucleo della galassia NGC83.
Immagine a colori della SN2025wwk in NGC83 ottenuta da Riccardo Mancini con un telescopio da 250mm F.5 esposizione di 60 minuti.
Leggi le altre puntate dedicate alle Supernovae qui
Il nuovo mese si apre col nostro satellite in fase di 10,6 giorni alle ore 00:00 dell’1 Dicembre 2025 già pronto a mostrarsi telescopicamente nell’infinita varietà dei suoi panorami.
Il Plenilunio è previsto per le ore 00:14 del 5 Dicembre 2025 in fase di 14,7 giorni alla distanza di 351318 km dalla Terra, con diametro apparente di 34.01’ ad un’altezza di +74°. Una delle formazioni geologiche che possiamo osservare in Luna Piena è proprio Bailly, che con i suoi 303 km di diametro e pareti in alcuni punti terrazzate alte circa 4300/4500 mt è il più esteso cratere visibile sull’emisfero lunare rivolto verso il nostro pianeta nonostante si trovi in prossimità del confine con l’altro emisfero, tenendo presente che l’osservazione viene condizionata dalla librazione più o meno favorevole e con una visione decisamente “ovalizzata”, deformazione prospettica che affligge le strutture lunari posizionate lontane dal centro geometrico del disco della Luna. Per la sua formazione è necessario risalire al periodo geologico Nettariano collocato a 3,9 miliardi di anni fa. Non essendo stato invaso dal materiale lavico, il fondo di Bailly si presenta notevolmente irregolare e ricco di linee di creste e numerosi crateri di varie dimensioni mentre non sono presenti rilievi montuosi e nemmeno un picco centrale. Considerate le dimensioni, Bailly si rende visibile anche in un piccolo strumento in librazione favorevole.
DICEMBRE 2025 – BAILLY – Fase LUNA PIENA
Iniziata la fase calante contestualmente al Plenilunio, in modo speculare e contrario rispetto alla fase crescente, la porzione lunare illuminata dal Sole si ridurrà sempre più fino ad allontanarsi dalle comode ore serali raggiungendo alle ore 21:52 dell’11 Dicembre 2025 la fase di Ultimo Quarto a -23° sotto l’orizzonte. Chi intendesse orientare il telescopio verso questa sempre spettacolare fase lunare dovrà attendere solo qualche ora infatti, pochi minuti dopo la mezzanotte del giorno 12 (precisamente alle 00:07), la Luna sorgerà in fase di 21,7 giorni perfettamente visibile fin verso l’alba.
Le ore 02:43 del 20 Dicembre 2025 segneranno il culmine della fase calante col Novilunio, infatti la Luna Nuova si manifesta quando il nostro satellite nel moto di rotazione attorno alla Terra viene a trovarsi tra il nostro pianeta ed il Sole, con l’emisfero vicino completamente in ombra e l’altra faccia in piena luce solare. Alla Luna Nuova segue contestualmente la fase di Luna crescente in cui viene gradualmente incrementata la porzione lunare illuminata dal Sole, raggiungendo progressivamente di sera in sera le migliori condizioni osservative.
Infatti alle ore 20:10 del 27 Dicembre 2025 la Luna sarà in Primo Quarto in fase di 7,7 giorni ad un’altezza di +42°, pronta a farsi ammirare e perfettamente visibile fino a poco oltre la mezzanotte seguente (00:28 del 28) quando scenderà sotto l’orizzonte. Volendo effettuare osservazioni col telescopio c’è solo l’imbarazzo della scelta. Nel caso specifico si potrebbe orientare il telescopio sul settore sudest del mare Nubium in direzione del vasto Deslandres, una spettacolare e antichissima struttura crateriforme di 235 km di diametro contornata da un sistema di pareti che raggiungono i 5000/5400 mt di altezza la cui origine viene ricondotta al periodo geologico Pre-Nectariano collocato da 4,5 a 3,9 miliardi di anni fa. Nella sua sterminata platea, anche in questo caso non colmata a suo tempo dalla risalita di materiale magmatico fluido, si possono osservare numerosissimi crateri di ogni dimensione, dai più minuscoli fino ai 63 km del cratere Lexell con le sue pareti di 3600 mt. In Deslandres non sono presenti particolari rilievi montuosi ma numerose linee di creste, depressioni e gruppi di basse colline. Immediatamente a sud è possibile osservare l’altrettanto spettacolare complesso costituito dai crateri allineati in semicerchio e parzialmente sovrapposti Orontius, Huggins, Nasireddin e Miller, oltre al vicino e caratteristico Saussure. Siamo arrivati ormai nella parte finale di Dicembre mentre il progredire della Luna crescente porta il nostro satellite nell’ultima serata del mese, la sera del fatidico 31…., in fase di 12 giorni, visibile nel cielo occidentale fino alla notte seguente quando, mostrandosi per la prima volta all’inizio del nuovo anno, alle 05:41 dell’1 Gennaio 2026 scenderà sotto l’orizzonte. Osservazioni molto probabilmente limitate dalle avverse condizioni meteo di una stagione invernale ormai avanzata, anche se i postumi delle abbondanti libagioni di una serata così particolare potranno avere un ruolo non indifferente nel “vedere” o “non vedere” la Luna.
DICEMBRE 2025 – DESLANDRES ORONTIUS – Fase PRIMO QUARTO
Congiunzioni e Occultazioni Notevoli
Occultazione Luna – M45
Alle ore 04:40 del 4 Dicembre 2025 la Luna quasi piena in fase di 13,8 giorni ad un’altezza di +21° occulterà parzialmente l’ammasso aperto delle Pleiadi M45 ad iniziare dal bordo occidentale del nostro satellite. Questo interessante evento avrà termine poco dopo le ore 06:00 con la Luna sempre più bassa sull’orizzonte andando così a tramontare alle 06:52.
Occultazione Luna-Regolo
Il 10 Dicembre 2025 la Luna in fase di 20,6 giorni ad un’altezza di +38° alle ore 08:54 inizierà ad occultare la stella Regolo col suo bordo ovest-nordovest con egresso dall’opposto bordo orientale alle ore 09:50.
Le FALCI lunari di Dicembre
Primo appuntamento per le falci di Luna calante nella tarda nottata del 16 Dicembre 2025 con una falce di 26 giorni che sorgerà alle ore 04:17 sulla cui superficie illuminata sarà possibile ammirare il notevole contrasto fra le chiare rocce anortositiche degli altipiani rispetto alle più scure rocce basaltiche dell’immensa distesa dell’oceanus Procellarum, mentre si renderanno visibili anche i crateri Aristarchus e Grimaldi i cui dettagli sono inseriti ai due estremi della Scala di Elger. Il 17 Dicembre 2025 sorgerà alle ore 05:20 una più sottile falce di 27 giorni seguita dal pianeta Mercurio ma con una porzione illuminata decisamente inferiore rispetto alla notte precedente. Una falce ancora più sottile sorgerà alle ore 06:21 del 18 Dicembre 2025 in fase di 28 giorni sulla cui superficie non sarà possibile scorgere dettagli. Per la Luna crescente alle ore 17:44 del 21 Dicembre 2025 tramonterà una sottile falce di 1,63 giorni ma in questo caso avremo solo il tempo per qualche veloce ripresa fotografica con la Luna già in corrispondenza dell’orizzonte. La successiva serata, il 22 Dicembre 2025, una più larga falce di 2,6 giorni tramonterà alle ore 18:49 consentendo già discrete possibilità di osservazioni sulla sua superficie lungo tutto il bordo orientale del nostro satellite. Per questa tipologia di osservazioni, oltre agli ormai noti parametri osservativi, risulterà determinante disporre di un orizzonte il più possibile libero da ostacoli. Sarà inoltre di fondamentale importanza evitare nel modo più assoluto di intercettare la luce solare al fine di prevenire gravi danni, anche irreversibili, alla propria vista.
La distanza fra la Terra e la Luna in Km è geocentrica e non topocentrica.
L’istante in T.U.(Perigei e Apogei) rappresenta quello segnato dagli orologi sul Meridiano di Greenwich (London).
A questo istante aggiungere 1ora per il Tempo Medio dell’Europa Centrale; 2 ore se è in vigore l’ora
Tutti i valori vengono calcolati con formule rilevate dal libro ‘Astronomical Algorithms’ di Jean Meeus
LIBRAZIONI di DICEMBRE
Si precisa che, per ovvi motivi, non vengono indicati i giorni in cui i punti di massima Librazione si discostano dalla superficie lunare illuminata dal Sole.
– 03 Dicembre: Regione Polare Meridionale – 04 Dicembre: Regione Polare Meridionale – 05 Dicembre: Regione Polare Meridionale
La Luna del Mese di NOVEMBRE è pubblicata in Coelum 277
Un fotogramma tratto da un video realizzato Un fotogramma tratto da un video realizzato con un drone mostra il Site 31/6, una rampa di lancio del cosmodromo di Baikonur in Kazakistan, insieme ai danni riportati in seguito al decollo del nuovo equipaggio diretto alla Stazione Spaziale Internazionale il 27 novembre 2025. (Crediti immagine: Roscosmos).
Da molti decenni il Baikonur Cosmodrome è la base di lancio fondamentale per l’esplorazione spaziale. La sua costruzione ebbe inizio intorno al 1955 e già nel 1957 portò al primo lancio orbitale di un satellite artificiale, lo Sputnik 1 — l’evento che segnò l’inizio dell’era spaziale.
Nel corso degli anni Sessanta, da Baikonur decollarono storiche missioni: la prima orbita umana attorno alla Terra, con Yuri Gagarin nel 1961, e poco dopo quella della prima donna astronauta, Valentina Tereshkova nel 1963.
Nel tempo il sito si è espanso considerevolmente: oggi Baikonur copre un’area vastissima, con numerose rampe di lancio, strutture di assemblaggio, depositi carburante e altri impianti ausiliari che rendono il complesso capace di sostenere decine di lanci all’anno.
Tra le rampe attive c’è la Site 31/6 — spesso indicata come “Site 31” — che dal 14 gennaio 1961 è stata utilizzata per decolli sia sperimentali sia operativi.
Con la dismissione nel 2019 della storica “Gagarin’s Start” (Site 1/5), la Site 31/6 è diventata l’unica rampa attiva per le missioni con equipaggio umano. Fino ad oggi da Site 31/6 sono stati effettuati 444 lanci.
Proprio da Site 31/6 è decollata il 27 novembre 2025 la missione Soyuz MS-28, con a bordo due cosmonauti russi e un astronauta della NASA: un lancio riuscito, che ha portato il veicolo in orbita e ha permesso l’arrivo sicuro dell’equipaggio alla stazione spaziale.
Tuttavia, subito dopo il lancio è emersa una notizia ben più preoccupante: la rampa di lancio ne è uscita danneggiata. Le immagini diffuse dall’agenzia spaziale russa (Roscosmos) mostrano che la piattaforma di servizio mobile, fondamentale per le operazioni di preparazione del razzo, è collassata nella “flame trench” sotto la rampa stessa. In pratica, la struttura che consente l’accesso tecnico al razzo per ispezioni e controllo è precipitata in un canale destinato ad allontanare i gas di scarico: un danno che compromette temporaneamente la funzionalità della rampa.
Un fotogramma tratto da un video realizzato Un fotogramma tratto da un video realizzato con un drone mostra il Site 31/6, una rampa di lancio del cosmodromo di Baikonur in Kazakistan, insieme ai danni riportati in seguito al decollo del nuovo equipaggio diretto alla Stazione Spaziale Internazionale il 27 novembre 2025. (Crediti immagine: Roscosmos).
Secondo Roscosmos, i pezzi di ricambio necessari per la riparazione sono disponibili e i lavori inizieranno a breve; ma al momento la situazione rende incerto se e quando la struttura tornerà pienamente operativa.
Questo incidente assume un peso particolare non solo per la sua natura tecnica, ma per le conseguenze che potrebbe avere sul futuro dei voli spaziali russi: la Site 31/6, come detto, era diventata l’unica rampa attiva per lanciare equipaggi verso la International Space Station. Senza di essa operativa, i lanci con equipaggio (e probabilmente anche alcune missioni cargo) potrebbero subire ritardi o sospensioni, almeno fino a quando le riparazioni non saranno completate in modo sicuro ed efficiente.
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Foto di gruppo dei partecipanti ai Prisma Days di Teramo
Il 7 e 8 novembre 2025 si sono svolti a Teramo i Prisma Days: un appuntamento dedicato al Progetto Prisma (Prima Rete Italiana per la Sorveglianza sistematica di Meteore e Atmosfera) che, dopo gli stop legati alla crisi Covid, si ripete con cadenza annuale. Quest’anno la località scelta è stata la città di Teramo, e il ruolo di host locale è andato alla sede INAF dell’Osservatorio Astronomico d’Abruzzo.
A far da padroni di casa, oltre allo staff dell’Osservatorio coordinato dal direttore Mauro Dolci, il team di ricercatrici e ricercatori della rete PRISMA.
I lavori sono iniziati alle 14 del venerdì 7, per tutto il pomeriggio, e sono proseguiti il sabato mattina fino alle 13. I numerosi interventi hanno toccato svariate tematiche:
Stato dell’arte del Progetto Prisma, oramai verso i 10 anni di attività, con analisi relative sia alla tecnica che alla gestione generale, non ultima la comunicazione e il potenziamento dell’outreach
La ricaduta del progetto nella divulgazione e nella didattica dell’astronomia
Sviluppi futuri del network: dal monitoraggio dell’inquinamento luminoso a osservazioni “multimessaggere” dove la parte ottica trova un valido complemento nelle onde radio e nel rilevamento di infrasuoni e onde di pressione
Gli argomenti sono stati sviluppati, a vario livello e a vario titolo, da astronomi ricercatori, da astrofili, e da giovani impegnati nelle loro carriere di studio con tesi e dottorati di ricerca: una rosa di testimonianze di vite messe a frutto nella scienza che ho trovato esaltante.
Nel tardo pomeriggio del venerdì 7 è stata offerta ai partecipanti la visita all’Osservatorio di Abruzzo, già Collurania: un luogo caro ai cultori della storia dell’astronomia e del formidabile periodo dell’osservazione di Marte a cavallo fra ‘800 e ‘900.
A completare le attività, il sabato pomeriggio ci siamo trasferiti presso l’auditorium dell’Istituto Alessandrini-Marino-Pascal-Comi-Forti per le attività del progetto Erasmus + Stand.
Stand è un acronimo che sta per Students As Planetary Defenders, un progetto europeo a cui concorrono enti scientifici di Italia, Grecia, Francia, Germania e Portogallo, che offre attività di formazione per i docenti e percorsi di formazioni per le scuole.
Abbiamo assistito e partecipato attivamente a una attività didattica sull’utilizzo della triangolazione applicata alle immagini Prisma per individuare il punto di caduta delle meteoriti, alla presentazione di una interfaccia software che consentirà di esplorare i dati Prisma, attualmente criptici per i non addetti, e infine ci è stato presentato un kit con tutti gli attrezzi per raccogliere, selezionare e classificare micrometeoriti metalliche. Non tutti sanno infatti che le polveri che si raccolgono presso le caditoie e gli scoli dell’acqua piovana sono ricche di micrometeoriti che si possono raccogliere e classificare: una attività del tutto alla portata delle nostre studentesse e dei nostri studenti.
Da segnalare l’organizzazione impeccabile: dalla sede dei lavori nella sala multimediale di un lussuoso hotel (che ha offerto il pernottamento a costi vantaggiosi), agli spostamenti in pullman, alla visita all’osservatorio storico, alla cena conviviale, ai coffee break.
Ci siamo infine soffermati a ricordare due grandi assenti dell’entourage Prisma: Umberto Repetti, fondatore e animatore di Meteoriti Italia, ricordato sentitamente e affettuosamente dal figlio.
E la cagnetta Pimpa, protagonista del ritrovamento della meteorite di Cavezzo, guest star di molti Prisma Days e onorata con l’intitolazione di un asteroide (peraltro individuato e studiato con gli strumenti della sede di Campo Imperatore dell’Osservatorio di Abruzzo).
Durante alcuni momenti di autentica commozione ci siamo stretti nel loro ricordo.
Un appuntamento stimolante, all’insegna della miglior citizen science, che non ha mancato di fornire occasioni di approfondimento scientifico e stimoli per attività legate alla divulgazione e alla didattica dell’astronomia.
Umberto Repetti e Pimpa, i grando assenti del meeting Il rifrattore storico (400 mm di diametro e 6 metri di focale) dell’osservatorio astronomico di Collurania. Uno strumento dei passaggi, parte della collezione storica dell’osservatorio Daniele Gardiol, Coordinatore Nazionale della rete PRISMA, osserva soddisfatto il lavoro di astronomi, astrofili e docenti durante l’incontro dedicato al progetto StAnD.
Castel Gandolfo, 31 ottobre 2025 — La Specola Vaticana, in collaborazione con la Johns Hopkins University e lo Space Telescope Science Institute, ha inaugurato la mostra Incantati dalla Meraviglia (Wonder Bound), un percorso immersivo che celebra la bellezza dell’universo attraverso le straordinarie immagini dei telescopi spaziali Hubble e James Webb.
L’evento si inserisce tra le iniziative del Giubileo 2025 ed è la prima esposizione ospitata nel nuovo Centro Visitatori della Specola Vaticana, presso l’edificio delle cupole nelle Ville Pontificie (Cupole Barberini) di Castel Gandolfo.
La cerimonia di apertura si è svolta alla presenza di fratel Guy Consolmagno, direttore emerito della Specola Vaticana; p. Richard D’Souza, attuale direttore; Massimo Stiavelli, astrofisico dello Space Telescope Science Institute; e Ray Jayawardhana, rettore della Johns Hopkins University. Dopo i saluti istituzionali del Segretario Generale del Governatorato dello Stato della Città del Vaticano, Giuseppe Puglisi-Alibrandi, si sono susseguiti gli interventi dei relatori, che hanno ripercorso il valore scientifico e umanistico delle missioni spaziali.
L’apertura della cerimonia di inaugurazione della mostra Incantati dalla Meraviglia, sotto lo storico porticato degli Osservatori Barberini a Castel Gandolfo. L’ambiente fu realizzato per volontà di Papa Pio XII, come ricorda la targa: PIVS XII PM AMBVLATIONEM AB IMBRIBVS TVTAM FIERI IVSSIT. I saluti istituzionali del Segretario Generale del Governatorato dello Stato della Città del Vaticano hanno dato inizio all’evento.
Prima dell’inizio della conferenza, fratel Consolmagno ha presentato ai presenti la nuova statua in bronzo dell’artista canadese Timothy Paul Schmalz, già fissata e in corso di allestimento nel giardino antistante la Specola. L’opera, di forte impatto simbolico, raffigura figure umane che contemplano il cosmo, con angeli alle estremità — uno dei quali suona una tromba — in un chiaro riferimento agli arcangeli e alla dimensione trascendente della conoscenza umana.
La mostra, che aprirà ufficialmente al pubblico il 3 novembre 2025, propone una selezione di immagini in alta risoluzione e in grande formato dei telescopi Hubble e James Webb, accompagnate da testi curati dai ricercatori della Johns Hopkins University e dello Space Telescope Science Institute. Le fotografie — tra cui le aurore di Giove, le regioni di formazione stellare e gli ammassi galattici lontani — coniugano arte e scienza, invitando a una riflessione sul mistero e sulla bellezza della creazione.
Fratel Consolmagno ha commentato:
“Queste immagini spettacolari ti fanno sentire immerso nelle nebulose e nelle galassie stesse. Mostrarne la bellezza, e le meravigliose scoperte scientifiche a esse collegate, è un modo per rendere gloria al loro Creatore.”
Il Cielo e la Meraviglia: la scienza nella storia
La giornata è poi proseguita nella suggestiva Chiesa di Sant’Ignazio di Loyola a Roma, con il convegno Il Cielo e la Meraviglia, che ha tracciato il solco storico della ricerca astronomica e della meraviglia come esperienza umana e conoscitiva.
Il dibattito, moderato da fratel Guy Consolmagno, ha visto la partecipazione di Ileana Chinnici (INAF), Massimo Stiavelli e Ray Jayawardhana. Nel suo intervento, Ileana Chinnici ha magistralmente collegato il lavoro pionieristico di Padre Angelo Secchi, S.J., padre dell’astrofisica moderna, alle odierne ricerche del James Webb Space Telescope, mostrando come le intuizioni del gesuita nel XIX secolo abbiano gettato le basi della spettroscopia e dell’imaging astronomico.
Nella suggestiva cornice della Chiesa di Sant’Ignazio di Loyola a Roma — sede storica dell’Osservatorio Astronomico Vaticano diretto da Padre Angelo Secchi nel XIX secolo — i relatori del convegno Il Cielo e la Meraviglia rispondono alle domande del pubblico. Da sinistra: Ileana Chinnici (INAF), Ray Jayawardhana (Johns Hopkins University), fratel Guy Consolmagno (direttore emerito della Specola Vaticana e moderatore del dibattito) e Massimo Stiavelli (Space Telescope Science Institute).L’arte che contempla il cosmo. La dimensione trascendente della conoscenza umana si fa scultura. Nei giardini antistanti le Cupole Barberini, sede del nuovo Centro Visitatori della Specola Vaticana a Castel Gandolfo, è in fase di installazione la statua The Saints of Station 13 dell’artista canadese Timothy Paul Schmalz. L’opera, di forte impatto simbolico, raffigura arcangeli, santi e figure religiose di ogni epoca e luogo che circondano Cristo mentre il Suo corpo viene deposto dalla croce (Tredicesima Stazione della Via Crucis). Una fusione tra fede e scienza che celebra la meraviglia del Creato.
Fondata nel XVII secolo, la Chiesa di Sant’Ignazio è uno dei capolavori del barocco romano, celebre per l’incredibile affresco della volta di Andrea Pozzo, che con un raffinato gioco prospettico simula la cupola prevista nel progetto originario ma mai realizzata. Proprio sopra la chiesa, nell’area destinata a quella cupola, Padre Angelo Secchi trasferì nel XIX secolo il primo Osservatorio Astronomico Vaticano, dopo che la sede originaria del Collegio Romano, nella Torre Calandrelli, si era rivelata instabile a causa delle oscillazioni che compromettevano la precisione del telescopio. Questa scelta fece della Chiesa di Sant’Ignazio un punto di riferimento per l’osservazione del cielo e un simbolo del dialogo tra fede e scienza.
L’autore dell’articolo e il direttore emerito della Specola Vaticana. Un momento di confronto tra Adriano Lolli (autore del testo) e fratel Guy Consolmagno (direttore emerito della Specola Vaticana e moderatore del convegno Il Cielo e la Meraviglia).
Dalle riprese telescopiche alla derotazione delle immagini: come creare proiezioni polari ad alta risoluzione del gigante gassoso.
WinJUPOS è un software gratuito sviluppato per l’analisi e la misura delle immagini planetarie, ampiamente utilizzato in ambito amatoriale e professionale per lo studio dei pianeti del Sistema Solare. Il programma consente di effettuare misure di longitudine e latitudine delle formazioni superficiali, di calcolare rotazioni e derotazioni, e di creare diverse rappresentazioni proiettive della superficie planetaria.
Nel caso di Giove, una delle funzioni più utili è la generazione di proiezioni prospettiche dei poli, che permette di visualizzare le regioni polari, normalmente difficili da osservare nelle riprese dirette, in modo chiaro e dettagliato.
Per utilizzare questa funzione è necessario disporre di immagini telescopiche del pianeta elaborate e orientate correttamente. Ogni immagine deve essere denominata in modo coerente, poiché WinJUPOS riconosce automaticamente data e ora di acquisizione (UTC) dal nome del file; ad esempio: 2025-10-18-0215_5-giove. Denominazioni non conformi possono impedire l’importazione corretta o la sincronizzazione temporale delle immagini.
Il primo passo consiste nella creazione del file di misura (.ims), che contiene tutte le informazioni geometriche e temporali relative all’immagine: data e ora esatte, orientamento, scala d’immagine e posizione del disco planetario. Questo file viene generato nella sezione Recording → Image Measurement di WinJUPOS, sovrapponendo la sagoma del pianeta al bordo visibile dell’immagine finché la corrispondenza risulta precisa. Il file .ims non è un’immagine, ma una scheda dati che collega la fotografia originale ai parametri orbitali e rotazionali del pianeta.
Quando si dispone di più immagini acquisite nello stesso intervallo temporale (ad esempio durante una sessione di alcune decine di minuti), è possibile creare più file .ims, uno per ciascuna ripresa. Successivamente, la funzione Tools → De-rotation of Images consente di combinare queste misure in un’unica immagine derotata. In questo modo, le variazioni dovute alla rapida rotazione di Giove vengono compensate, e l’immagine finale risulta molto più nitida e ricca di dettagli. Questo processo è fondamentale per ottenere mappe o proiezioni di alta qualità.
Una volta generata l’immagine derotata, e creato il file o i files .ims, si può accedere alle varie modalità di visualizzazione offerte dal programma: • Proiezione cilindrica equatoriale, utile per creare mappe globali che mostrano in modo continuo l’intera superficie visibile del pianeta. • Proiezione polare, centrata sul polo nord o sul polo sud, che evidenzia vortici, ovali e strutture atmosferiche delle regioni polari. • Proiezioni ortografiche o prospettiche, che simulano l’aspetto tridimensionale del pianeta visto da specifici punti di osservazione.
Il processo di creazione del prospettico polare è semplice: nella sezione Analysis → Map Computation, selezionando come tipo di proiezione “Polar” e scegliendo il polo desiderato, WinJUPOS genera automaticamente l’immagine corrispondente, che può essere salvata in diversi formati. È possibile regolare la risoluzione, il diametro del disco e il contrasto, oltre a sovrapporre griglie di longitudine e latitudine per analisi scientifiche più approfondite.
Le proiezioni ottenute possono essere confrontate nel tempo per studiare l’evoluzione delle strutture atmosferiche, oppure utilizzate come base per animazioni e mappe complete del pianeta. In particolare, le visualizzazioni polari offrono una prospettiva unica sulle dinamiche delle regioni circumpolari, oggi di grande interesse anche per missioni spaziali come Juno.
Invito a leggere la sezione Help del software dove sono presenti descrizioni dettagliate di ogni funzione.
Grazie alla combinazione di immagini derotate, misure precise e diverse modalità di proiezione, WinJUPOS si conferma uno strumento potente e insostituibile per chi desidera analizzare in profondità la complessa atmosfera di Giove, unendo rigore scientifico e risultati di grande impatto visivo.
La galassia a spirale NGC 4378 appare particolarmente luminosa in questo estratto da immagini catturate dall'Osservatorio Vera C. Rubin dell'NSF-DOE. La galassia è nota per avere un solo braccio a spirale.
Credit: RubinObs/NOIRLab/SLAC/NSF/DOE/AURA.
ABSTRACT
La galassia a spirale NGC 4378, ripresa dal Vera C. Rubin Observatory in Cile, si presenta con un aspetto sereno e armonioso, ma cela un nucleo estremamente energetico: un buco nero supermassiccio di circa cento milioni di masse solari che inghiotte materia circostante, generando intensa radiazione. Tale attività colloca NGC 4378 tra le galassie di Seyfert II, caratterizzate da nuclei luminosi e getti di plasma ad alta energia. L’immagine evidenzia il rigonfiamento centrale giallastro, popolato da stelle antiche, e un singolo braccio a spirale che si estende per circa 130.000 anni luce, costellato di giovani stelle blu e regioni di gas ionizzato. Si ritiene che la struttura asimmetrica sia frutto di un’interazione gravitazionale con una galassia minore, coerente con la posizione di NGC 4378 all’interno dell’Ammasso della Vergine, a circa 60 milioni di anni luce. La ripresa fa parte delle osservazioni preliminari del Rubin Observatory, che si prepara ad avviare il Legacy Survey of Space and Time (LSST), un’indagine decennale destinata a rivoluzionare la nostra conoscenza del cielo australe e dei fenomeni transienti.
NGC 4378 Galassia Spirale
La luminosa galassia a spirale NGC 4378 ha un aspetto tranquillo ed elegante in questa magnifica ripresa effettuata dal Vera C. Rubin Observatory, situato sul Cerro Pachón, in Cile. Tuttavia, annidato al centro di questo intenso bagliore si nasconde un cuore oscuro: un mostruoso buco nero divora avidamente materia, ingoiando gas e polveri circostanti e generando così un’immensa quantità di energia. Il piccolo centro di NGC 4378, estremamente brillante, è un indizio evidente dell’appartenenza dell’oggetto alla classe delle galassie di Seyfert II. I nuclei di queste galassie sono molto vivaci e luminosi ed ospitano buchi neri supermassicci attivi, circondati da un disco di accrescimento rotante, che rilascia immensa potenza sotto forma di getti di plasma e radiazione ad alta energia. Si ritiene che il vorace buco nero nel cuore di NGC 4378 abbia una massa pari a un centinaio di milioni di volte quella solare. Gran parte delle galassie di Seyfert, se osservate in luce visibile, appaiono come normali galassie a spirale con un centro piuttosto luminoso, ma, se analizzate in differenti lunghezze d’onda, i loro nuclei sono spesso tanto brillanti da sovrastare la luce dell’intera galassia che li ospita. Il nucleo attivo di NGC 4378 è particolarmente energetico, specie nel dominio infrarosso. Nell’immagine il rigonfiamento centrale della galassia risplende in toni giallastri, per l’addensarsi di stelle più vecchie, mentre verso l’esterno un singolo braccio a spirale, strettamente avvolto, forma quasi un ovale attorno alla galassia, estesa per circa 130.000 anni luce. Sebbene in maniera non paragonabile con il centro, anche il braccio a spirale è molto luminoso e appare punteggiato da innumerevoli macchioline blu brillante, che rivelano la presenza di stelle giovani e massicce. La potente radiazione di queste stelle neonate ionizza il gas circostante, che si illumina di conseguenza di un bagliore rosato.
La galassia a spirale NGC 4378 appare particolarmente luminosa in questo estratto da immagini catturate dall’Osservatorio Vera C. Rubin dell’NSF-DOE. La galassia è nota per avere un solo braccio a spirale. Credit: RubinObs/NOIRLab/SLAC/NSF/DOE/AURA.
Alcuni studi hanno suggerito che il singolare braccio della galassia potrebbe essersi formato per interazione gravitazionale, in seguito al passaggio radente di una piccola compagna. In effetti NGC 4378 non è una galassia isolata, ma appartiene al più ricco ammasso di galassie vicino al nostro Gruppo Locale, a circa 60 milioni di anni luce di distanza dalla Terra, l’Ammasso della Vergine. In simili ambienti cosmici affollati le interazioni tra galassie sono piuttosto frequenti. L’ammasso comprende circa 2.000 galassie, la più famosa delle quali è la gigantesca ellittica M87, protagonista della prima immagine mai ottenuta di un buco nero. L’immagine di NGC 4378 è solo un estratto di riprese molto più vaste dell’intero Ammasso della Vergine effettuate dal Vera C. Rubin Observatory, nell’ambito di un progetto congiunto del NOIRLab della National Science Foundation (NSF) e dello Slac National Accelerator Laboratory del Dipartimento dell’Energia degli Stati Uniti (DOE). Presto l’innovativo telescopio Rubin inizierà la sua missione principale, il Legacy Survey of Space and Time (LSST): esplorerà il cielo australe ogni notte nel corso di 10 anni, effettuando una mappatura continua e osservando fenomeni transienti in altissima definizione, per catturare con precisione ogni cambiamento visibile.
Mappa del cielo alle ore (TMEC): 01 NOV> 23:00 15 NOV> 22:00 30 NOV> 21:00
Il cielo di novembre 2025 promette un mese denso di eventi astronomici. La Luna offrirà spettacolari condizioni osservative, con il Plenilunio del 5, l’Ultimo Quarto il 12, il Novilunio il 20 e il Primo Quarto il 28, ideali per esplorare crateri come Walther e le Alpi lunari. Tra gli asteroidi in opposizione spiccano (12) Victoria, (471) Papagena e (68) Leto, tutti intorno alla nona–decima magnitudine. In cielo brillano le costellazioni di Perseo e Triangolo, ricche di ammassi e galassie come M33. Le comete protagoniste saranno C/2025 A6 Lemmon, visibile a occhio nudo, la SWAN e la K1 ATLAS, mentre la 3I/ATLAS interstellare offrirà un’occasione unica. Numerosi anche i transiti luminosi della ISS, con punte di magnitudine -3.8 il 2 e 29 novembre, e congiunzioni planetarie evidenziate nel diario mensile.
COSTELLAZIONI NEL CIELO DEL MESE DI NOVEMBRE 2025
In un viaggio attraverso il cielo di novembre, incontriamo la mitologica costellazione di Perseo, un’affascinante figura nell’emisfero boreale. Nota come radiante dello sciame meteorico delle Perseidi e per il suo spettacolare Ammasso Doppio (NGC 869 e NGC 884) , Perseo si estende tra Andromeda e Auriga. La sua stella più celebre, Algol (Beta Persei), è il prototipo delle variabili a eclisse, con una luminosità che oscilla in meno di tre giorni. Questa costellazione, legata al mito dell’eroe che sconfisse Medusa e salvò Andromeda , è ricca anche di nebulose come M 76 e la vasta Nebulosa California (NGC 1499). Poco più a Sud di Perseo, è visibile la costellazione del Triangolo, una figura poco estesa e poco luminosa, ma riconoscibile per la sua forma. Nonostante la sua lontananza dalla Via Lattea, il Triangolo ospita una delle galassie a spirale più note, ovvero M33 o Galassia del Triangolo, una delle galassie più vicine alla Via Lattea.
I principali eventi di Novembre 2025 (pubblicati nell’Almanacco 2025 vedi Coelum 271)
Data Ora Cosa Come
01/11/25 05:29 Congiunzione Venere Spica 3.8°N 01/11/25 18:46 Luna Nodo Ascendente 02/11/25 11:54 Congiunzione Luna Saturno 3.6°N 02/11/25 18:05 Congiunzione Luna Nettuno 2.8°N 03/11/25 14:09 Massimo delle 05/11/25 14:19 Luna Piena 05/11/25 23:28 Luna Perigeo 356831 km 06/11/25 17:01 Congiunzione Luna Pleiadi 0.8°N 06/11/25 18:10 Congiunzione Luna Urano 5.2°N 09/11/25 19:52 Mercurio Stazionario Moto Retrogrado 10/11/25 08:18 Congiunzione Luna Polluce 2.7°S 10/11/25 08:55 Congiunzione Luna Giove 4.0°N 11/11/25 07:04 Congiunzione Luna Presepe 1.7°N 11/11/25 16:07 Giove Stazionario Moto Retrogrado 12/11/25 06:28 Ultimo Quarto 12/11/25 19:45 Congiunzione Mercurio Marte 1.3°S 13/11/25 00:31 Congiunzione Luna Regolo 1.0°N 14/11/25 07:38 Luna Nodo Discendente 17/11/25 11:54 Congiunzione Luna Spica 1.2°S 17/11/25 17:45 Congiunzione Marte Antares 4.1°N 18/11/25 14:32 Massimo delle Leonidi 19/11/25 09:34 Congiunzione Luna Venere 5.7°S 20/11/25 03:47 Luna Apogeo 406691 km 20/11/25 07:47 Luna Nuova 20/11/25 10:19 Mercurio Congiunzione Inferiore 20/11/25 10:28 Congiunzione Luna Mercurio 5.5°S 21/11/25 08:02 Congiunzione Luna Antares 0.4°S 21/11/25 13:29 Congiunzione Luna Marte 4.4°S 21/11/25 13:32 Urano Opposizione 23/11/25 12:26 Mercurio Perielio 0.30749 A.U. 25/11/25 01:46 Congiunzione Urano Pleiadi 4.4°S 25/11/25 05:51 Congiunzione Mercurio Venere 1.1°N 28/11/25 07:58 Primo Quarto 28/11/25 22:33 Luna Nodo Ascendente 29/11/25 18:54 Mercurio Stazionario Moto Diretto 29/11/25 20:17 Congiunzione Luna Saturno 3.7°N 30/11/25 03:08 Congiunzione Luna Nettuno 3.0°N
TABELLE EFFEMERIDI DEL SOLE E DELLA LUNA
La parte dell’articolo con le tabelle delle effemeridi dei pianeti e i loro moti, è disponibile per i lettori abbonati alla versione digitale o al cartaceo.
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RA
Ascensione Retta
DEC
Declinazione
SUNDIST
Distanza Sole
EADIST
Distanza Terra
ELONG
Elongazione Massima
MAG
Magnitudine
DIAM
Diametro
PHASE
Fase
RISE
Orario Sorgere
TRAN
Orario al Meridiano
SET
Orario Tramonto
NAME
RA
DEC
EADIST
ELONG
MAG
DIAM
PHASE
RISE
TRAN
SET
1 Sole
14:25:35.0
-14:25:34.3
0.99262
0.0
-26.7
1933.5
100.0
06:45
11:54
17:02
2 Sole
14:29:30.2
-14:44:39.8
0.99235
0.0
-26.7
1934.0
100.0
06:47
11:54
17:01
3 Sole
14:33:26.1
-15:03:30.9
0.99209
0.0
-26.7
1934.6
100.0
06:48
11:54
16:59
4 Sole
14:37:22.9
-15:22:07.2
0.99184
0.0
-26.7
1935.1
100.0
06:49
11:54
16:58
5 Sole
14:41:20.4
-15:40:28.4
0.99158
0.0
-26.7
1935.5
100.0
06:51
11:54
16:57
6 Sole
14:45:18.8
-15:58:34.1
0.99134
0.0
-26.7
1936.0
100.0
06:52
11:54
16:56
7 Sole
14:49:18.0
-16:16:23.8
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-26.7
1936.5
100.0
06:53
11:54
16:54
8 Sole
14:53:18.1
-16:33:57.3
0.99085
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-26.7
1937.0
100.0
06:55
11:54
16:53
9 Sole
14:57:19.1
-16:51:14.2
0.99061
0.0
-26.7
1937.4
100.0
06:56
11:54
16:52
10 Sole
15:01:20.9
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0.99038
0.0
-26.7
1937.9
100.0
06:57
11:54
16:51
11 Sole
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-17:24:56.3
0.99015
0.0
-26.7
1938.3
100.0
06:58
11:54
16:50
12 Sole
15:09:27.0
-17:41:20.8
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0.0
-26.7
1938.8
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11:55
16:49
13 Sole
15:13:31.4
-17:57:27.0
0.9897
0.0
-26.7
1939.2
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16:48
14 Sole
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0.0
-26.7
1939.7
100.0
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11:55
16:47
15 Sole
15:21:42.8
-18:28:42.9
0.98927
0.0
-26.7
1940.1
100.0
07:04
11:55
16:46
16 Sole
15:25:49.8
-18:43:51.8
0.98905
0.0
-26.7
1940.5
100.0
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11:55
16:45
17 Sole
15:29:57.6
-18:58:40.9
0.98884
0.0
-26.7
1940.9
100.0
07:06
11:55
16:44
18 Sole
15:34:06.3
-19:13:09.8
0.98863
0.0
-26.7
1941.3
100.0
07:07
11:56
16:43
19 Sole
15:38:15.8
-19:27:17.9
0.98842
0.0
-26.7
1941.7
100.0
07:09
11:56
16:42
20 Sole
15:42:26.2
-19:41:05.1
0.98822
0.0
-26.7
1942.1
100.0
07:10
11:56
16:42
21 Sole
15:46:37.3
-19:54:30.8
0.98801
0.0
-26.7
1942.5
100.0
07:11
11:56
16:41
22 Sole
15:50:49.3
-20:07:34.8
0.98781
0.0
-26.7
1942.9
100.0
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11:57
16:40
23 Sole
15:55:02.1
-20:20:16.7
0.98761
0.0
-26.7
1943.3
100.0
07:14
11:57
16:40
24 Sole
15:59:15.6
-20:32:36.0
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0.0
-26.7
1943.7
100.0
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11:57
16:39
25 Sole
16:03:29.9
-20:44:32.5
0.98723
0.0
-26.7
1944.1
100.0
07:16
11:57
16:38
26 Sole
16:07:44.9
-20:56:05.8
0.98704
0.0
-26.7
1944.5
100.0
07:17
11:58
16:38
27 Sole
16:12:00.7
-21:07:15.6
0.98685
0.0
-26.7
1944.8
100.0
07:18
11:58
16:37
28 Sole
16:16:17.1
-21:18:01.5
0.98667
0.0
-26.7
1945.2
100.0
07:20
11:58
16:37
29 Sole
16:20:34.3
-21:28:23.2
0.98649
0.0
-26.7
1945.5
100.0
07:21
11:59
16:36
30 Sole
16:24:52.1
-21:38:20.4
0.98631
0.0
-26.7
1945.9
100.0
07:22
11:59
16:36
NAME
RA
DEC
EADIST
ELONG
MAG
DIAM
PHASE
RISE
TRAN
SET
1 Luna
22:33:42.8
-10:05:13.1
376972
117.5
-11.1
1909.7
73.2
14:54
20:43
01:27
2 Luna
23:23:16.4
-03:39:28.2
370734
130.3
-11.5
1948.6
82.4
15:16
23:46
02:41
3 Luna
00:13:48.9
03:09:50.9
365117
143.6
-11.9
1985.0
90.3
15:38
21:56
03:58
4 Luna
01:06:34.8
10:01:18.8
360651
157.2
-12.3
2015.1
96.1
16:02
22:23
05:18
5 Luna
02:02:45.9
16:27:55.6
357790
170.7
-12.6
2035.2
99.3
16:33
23:18
06:42
6 Luna
03:03:10.9
21:58:02.8
356833
-172.7
-12.7
2042.6
99.6
17:12
00:16
08:08
7 Luna
04:07:42.9
25:59:22.9
357863
-159.3
-12.3
2036.3
96.8
18:02
01:20
09:32
8 Luna
05:14:51.1
28:06:33.3
360731
-145.4
-12.0
2017.6
91.2
19:05
02:26
10:45
9 Luna
06:21:51.6
28:09:30.2
365090
-131.8
-11.6
1989.1
83.4
20:18
03:31
11:45
10 Luna
07:25:52.5
26:16:44.6
370471
-118.5
-11.2
1954.6
74.0
21:34
04:33
12:30
11 Luna
08:25:06.0
22:50:17.9
376368
-105.7
-10.8
1917.8
63.6
22:49
05:29
13:03
12 Luna
09:19:09.3
18:16:36.2
382314
-93.3
-10.5
1881.6
53.0
–:–
06:19
13:30
13 Luna
10:08:41.6
12:59:43.1
387933
-81.3
-10.1
1848.2
42.5
00:00
07:05
13:51
14 Luna
10:54:49.8
07:18:54.5
392957
-69.6
-9.8
1818.7
32.7
01:08
07:48
14:10
15 Luna
11:38:47.9
01:29:04.1
397229
-58.3
-9.5
1793.9
23.8
02:13
08:28
14:27
16 Luna
12:21:46.4
-04:17:48.1
400677
-47.2
-9.2
1773.8
16.1
03:16
09:08
14:45
17 Luna
13:04:49.7
-09:51:06.8
403302
-36.2
-8.9
1758.4
9.7
04:19
09:49
15:04
18 Luna
13:48:54.2
-15:00:29.4
405141
-25.5
-8.6
1747.3
4.9
05:24
10:31
15:25
19 Luna
14:34:46.5
-19:35:00.5
406251
-15.0
-8.3
1740.2
1.7
06:28
11:15
15:50
20 Luna
15:22:57.4
-23:22:59.3
406682
-5.8
-8.1
1737.0
0.3
07:33
12:02
16:21
21 Luna
16:13:35.1
-26:12:31.4
406461
8.8
-8.1
1737.5
0.6
08:35
12:51
16:59
22 Luna
17:06:18.4
-27:52:48.8
405587
18.9
-8.4
1741.7
2.7
09:34
13:43
17:46
23 Luna
18:00:17.0
-28:16:02.6
404030
29.5
-8.7
1749.9
6.5
10:25
14:35
18:42
24 Luna
18:54:23.5
-27:19:03.6
401742
40.4
-9.0
1762.3
12.0
11:08
15:26
19:45
25 Luna
19:47:34.0
-25:03:56.2
398677
51.4
-9.3
1779.2
18.9
11:43
16:16
20:52
26 Luna
20:39:07.8
-21:37:10.1
394814
62.7
-9.6
1800.8
27.2
12:11
17:04
22:01
27 Luna
21:28:56.6
-17:08:05.2
390183
74.2
-9.9
1827.3
36.5
12:35
17:50
23:11
28 Luna
22:17:22.7
-11:47:28.0
384890
86.0
-10.3
1858.3
46.6
12:57
18:35
–:–
29 Luna
23:05:12.6
-05:47:00.8
379141
98.2
-10.6
1893.1
57.2
13:17
19:21
00:21
30 Luna
23:53:30.6
00:40:05.3
373248
110.8
-11.0
1930.0
67.9
13:38
00:16
01:34
EQUAZIONE DEL TEMPO
GIORNO
Giorno Anno
Giorno Giuliano
Inizio Crepuscolo Astronomico
Inizio Crepuscolo Nautico
Inizio Crepuscolo Civile
Fine Crepuscolo Civile
Fine Crepuscolo Nautico
Fine Crepuscolo Astronomico
1 Sabato
305
2460980.5
05:09
05:42
06:16
17:32
18:05
18:38
2 Domenica
306
2460981.5
05:10
05:44
06:17
17:31
18:04
18:37
3 Lunedì
307
2460982.5
05:11
05:45
06:18
17:29
18:03
18:36
4 Martedì
308
2460983.5
05:13
05:46
06:19
17:28
18:02
18:35
5 Mercoledì
309
2460984.5
05:14
05:47
06:20
17:27
18:01
18:34
6 Giovedì
310
2460985.5
05:15
05:48
06:22
17:26
18:00
18:33
7 Venerdì
311
2460986.5
05:16
05:49
06:23
17:25
17:59
18:32
8 Sabato
312
2460987.5
05:17
05:50
06:24
17:24
17:58
18:31
9 Domenica
313
2460988.5
05:18
05:52
06:25
17:23
17:57
18:30
10 Lunedì
314
2460989.5
05:19
05:53
06:27
17:22
17:56
18:29
11 Martedì
315
2460990.5
05:20
05:54
06:28
17:21
17:55
18:28
12 Mercoledì
316
2460991.5
05:22
05:55
06:29
17:20
17:54
18:27
13 Giovedì
317
2460992.5
05:23
05:56
06:30
17:19
17:53
18:26
14 Venerdì
318
2460993.5
05:24
05:57
06:31
17:18
17:52
18:25
15 Sabato
319
2460994.5
05:25
05:58
06:33
17:17
17:51
18:25
16 Domenica
320
2460995.5
05:26
05:59
06:34
17:16
17:51
18:24
17 Lunedì
321
2460996.5
05:27
06:01
06:35
17:15
17:50
18:23
18 Martedì
322
2460997.5
05:28
06:02
06:36
17:15
17:49
18:23
19 Mercoledì
323
2460998.5
05:29
06:03
06:37
17:14
17:49
18:22
20 Giovedì
324
2460999.5
05:30
06:04
06:39
17:13
17:48
18:21
21 Venerdì
325
2461000.5
05:31
06:05
06:40
17:12
17:47
18:21
22 Sabato
326
2461001.5
05:32
06:06
06:41
17:12
17:47
18:20
23 Domenica
327
2461002.5
05:33
06:07
06:42
17:11
17:46
18:20
24 Lunedì
328
2461003.5
05:34
06:08
06:43
17:11
17:46
18:20
25 Martedì
329
2461004.5
05:35
06:09
06:44
17:10
17:45
18:19
26 Mercoledì
330
2461005.5
05:36
06:10
06:45
17:10
17:45
18:19
27 Giovedì
331
2461006.5
05:37
06:11
06:46
17:09
17:45
18:18
28 Venerdì
332
2461007.5
05:38
06:12
06:48
17:09
17:44
18:18
29 Sabato
333
2461008.5
05:39
06:13
06:49
17:09
17:44
18:18
30 Domenica
334
2461009.5
05:40
06:14
06:50
17:08
17:44
18:18
GIORNO
Sorgere
Transito
Tramonto
Durata Giorno
Durata Notte
1 Sabato
06:45
11:54
17:02
10:16:31
13:43:29
2 Domenica
06:47
11:54
17:01
10:13:54
13:46:06
3 Lunedì
06:48
11:54
16:59
10:11:18
13:48:42
4 Martedì
06:49
11:54
16:58
10:08:43
13:51:17
5 Mercoledì
06:51
11:54
16:57
10:06:10
13:53:50
6 Giovedì
06:52
11:54
16:56
10:03:39
13:56:21
7 Venerdì
06:53
11:54
16:54
10:01:09
13:58:51
8 Sabato
06:55
11:54
16:53
09:58:41
14:01:19
9 Domenica
06:56
11:54
16:52
09:56:14
14:03:46
10 Lunedì
06:57
11:54
16:51
09:53:50
14:06:10
11 Martedì
06:58
11:54
16:50
09:51:27
14:08:33
12 Mercoledì
07:00
11:55
16:49
09:49:06
14:10:54
13 Giovedì
07:01
11:55
16:48
09:46:48
14:13:12
14 Venerdì
07:02
11:55
16:47
09:44:31
14:15:29
15 Sabato
07:04
11:55
16:46
09:42:17
14:17:43
16 Domenica
07:05
11:55
16:45
09:40:05
14:19:55
17 Lunedì
07:06
11:55
16:44
09:37:55
14:22:05
18 Martedì
07:07
11:56
16:43
09:35:48
14:24:12
19 Mercoledì
07:09
11:56
16:42
09:33:44
14:26:16
20 Giovedì
07:10
11:56
16:42
09:31:42
14:28:18
21 Venerdì
07:11
11:56
16:41
09:29:43
14:30:17
22 Sabato
07:12
11:57
16:40
09:27:47
14:32:13
23 Domenica
07:14
11:57
16:40
09:25:53
14:34:07
24 Lunedì
07:15
11:57
16:39
09:24:03
14:35:57
25 Martedì
07:16
11:57
16:38
09:22:16
14:37:44
26 Mercoledì
07:17
11:58
16:38
09:20:32
14:39:28
27 Giovedì
07:18
11:58
16:37
09:18:51
14:41:09
28 Venerdì
07:20
11:58
16:37
09:17:13
14:42:47
29 Sabato
07:21
11:59
16:36
09:15:39
14:44:21
30 Domenica
07:22
11:59
16:36
09:14:09
14:45:51
Pianeti di Novembre
MERCURIO
01/11 Sorge: h 08:55 Tramonta: h 17:58 30/11Sorge: h 05:43 Tramonta: h 15:53
Nel novembre del 2025 Mercurio sarà protagonista di alcune affascinanti tappe astronomiche. Il 4 novembre si verificherà la sua dichotomia, momento speciale in cui il pianeta appare per metà illuminato, perfetto da osservare al crepuscolo. Dopo pochi giorni, il 12 novembre, Mercurio si avvicinerà visivamente a Marte in cielo, offrendo un’interessante occasione per ammirare entrambi i pianeti in prossimità apparente. Il 20 novembre sarà poi in congiunzione inferiore con il Sole, una fase in cui il pianeta è nascosto alla vista e si trova allineato tra la Terra e la stella. Poco dopo, il giorno 23, giungerà al perielio, la sua minima distanza orbitale dal Sole, caratterizzandosi per una posizione particolarmente ravvicinata. Nel frattempo, l’intero mese sarà segnato dal periodo di Mercurio retrogrado, che avrà inizio il 9 e terminerà il 29 novembre, periodo associato a significativi cambiamenti osservabili nelle sue posizioni apparenti.
NAME
RA
DEC
SUNDIST
EADIST
ELONG
MAG
DIAM
PHASE
RISE
TRAN
SET
1 Mercurio
15:58:44.8
-23:28:35.5
0.40585
0.9765
23.8
-0.1
6.9
58.4
09:00
13:27
17:54
2 Mercurio
16:02:23.3
-23:38:46.0
0.4005
0.9567
23.6
-0.1
7.0
55.9
09:01
13:27
17:52
3 Mercurio
16:05:45.6
-23:47:08.1
0.39502
0.9366
23.4
-0.1
7.2
53.3
09:01
13:26
17:51
4 Mercurio
16:08:49.4
-23:53:35.8
0.38942
0.91626
23.1
0.0
7.4
50.5
09:00
13:25
17:50
5 Mercurio
16:11:32.5
-23:58:02.2
0.38373
0.89575
22.7
0.0
7.5
47.6
08:59
13:23
17:48
6 Mercurio
16:13:52.3
-24:00:19.7
0.37797
0.87515
22.3
0.1
7.7
44.4
08:57
13:21
17:46
7 Mercurio
16:15:46.2
-24:00:19.8
0.37217
0.85458
21.7
0.2
7.9
41.1
08:55
13:19
17:44
8 Mercurio
16:17:11.2
-23:57:53.0
0.36636
0.83415
21.0
0.3
8.1
37.6
08:52
13:16
17:41
9 Mercurio
16:18:04.5
-23:52:49.2
0.36058
814
20.2
0.4
8.3
33.9
08:48
13:13
17:38
10 Mercurio
16:18:23.3
-23:44:57.4
0.35486
0.79432
19.2
0.5
8.5
30.1
08:44
13:09
17:35
11 Mercurio
16:18:04.8
-23:34:06.3
0.34925
0.7753
18.1
0.7
8.7
26.2
08:38
13:04
17:31
12 Mercurio
16:17:06.8
-23:20:04.7
0.34379
0.75716
16.8
1.0
8.9
22.3
08:32
12:59
17:27
13 Mercurio
16:15:27.8
-23:02:42.8
0.33852
0.74016
15.4
1.2
9.1
18.4
08:24
12:53
17:23
14 Mercurio
16:13:06.9
-22:41:53.3
0.3335
0.72457
13.7
1.6
9.3
14.5
08:16
12:46
17:18
15 Mercurio
16:10:04.9
-22:17:33.5
0.32878
0.7107
12.0
2.0
9.5
10.9
08:07
12:39
17:12
16 Mercurio
16:06:24.1
-21:49:47.2
0.3244
0.69884
10.0
2.5
9.6
7.6
07:57
12:31
17:07
17 Mercurio
16:02:08.6
-21:18:47.6
0.32043
0.6893
7.9
3.1
9.8
4.7
07:47
12:22
17:01
18 Mercurio
15:57:24.3
-20:44:59.2
0.31691
0.68236
5.7
3.7
9.9
2.4
07:35
12:14
16:54
19 Mercurio
15:52:19.3
-20:08:58.8
0.31389
0.67826
3.4
4.5
9.9
0.9
07:24
12:04
16:48
20 Mercurio
15:47:03.1
-19:31:35.9
0.31142
0.6772
1.1
5.4
10.0
0.1
07:12
11:55
16:41
21 Mercurio
15:41:46.0
-18:53:50.1
0.30952
0.67926
-1.5
5.2
9.9
0.2
07:00
11:46
16:35
22 Mercurio
15:36:38.7
-18:16:47.2
0.30824
0.6845
-3.8
4.3
9.8
1.2
06:48
11:37
16:29
23 Mercurio
15:31:51.2
-17:41:33.8
0.30758
0.69283
-6.1
3.5
9.7
3.0
06:37
11:29
16:23
24 Mercurio
15:27:32.2
-17:09:11.6
0.30757
0.70411
-8.2
2.8
9.6
5.6
06:26
11:21
16:17
25 Mercurio
15:23:48.9
-16:40:32.7
0.30819
0.71812
-10.2
2.2
9.4
8.9
06:17
11:14
16:12
26 Mercurio
15:20:46.1
-16:16:16.1
0.30945
0.73457
-12.1
1.7
9.2
12.7
06:09
11:07
16:07
27 Mercurio
15:18:26.9
-15:56:46.2
0.31132
0.75315
-13.7
1.2
8.9
17.0
06:02
11:01
16:02
28 Mercurio
15:16:52.4
-15:42:13.7
0.31377
0.77352
-15.1
0.9
8.7
21.5
05:56
10:56
15:58
29 Mercurio
15:16:02.2
-15:32:36.6
0.31677
0.79534
-16.4
0.6
8.5
26.2
05:50
10:52
15:54
30 Mercurio
15:15:54.7
-15:27:43.5
0.32027
0.81829
-17.5
0.3
8.2
30.9
05:46
10:48
15:51
VENERE
01/11 Sorge: h 05:18 Tramonta: h 16:29 30/11 Sorge: h 06:31 Tramonta: h 16:11
Il 1° novembre il pianeta entrerà in congiunzione con Spica, la stella più brillante della Vergine, a 3,8° di distanza, offrendo un suggestivo incontro visibile nelle prime ore del mattino. Il 19 novembre la Luna raggiungerà Venere con una separazione di circa 5,7° a sud, creando una piacevole coppia osservabile poco prima dell’alba. Verso la fine del mese, il 25 novembre, Venere sarà nuovamente in evidenza grazie alla stretta congiunzione con Mercurio, con appena 1,1° di separazione, un fenomeno interessante che potrà essere seguito nelle luci dell’aurora. Questi appuntamenti renderanno Venere uno dei protagonisti del cielo di novembre, visibile soprattutto nelle ore mattutine e in compagnia di luminose stelle e pianeti
NAME
RA
DEC
SUNDIST
EADIST
ELONG
MAG
DIAM
PHASE
RISE
TRAN
SET
1 Venere
13:25:29.4
-07:23:29.1
0.72003
1.61627
-16.3
-3.9
10.4
96.1
05:20
10:54
16:28
2 Venere
13:30:09.6
-07:51:50.7
0.72013
1.6191
-16.1
-3.9
10.4
96.2
05:22
10:55
16:27
3 Venere
13:34:50.4
-08:20:02.3
0.72024
1.62189
-15.8
-3.9
10.4
96.3
05:25
10:56
16:26
4 Venere
13:39:31.9
-08:48:03.3
0.72034
1.62463
-15.6
-3.9
10.4
96.5
05:27
10:57
16:25
5 Venere
13:44:14.2
-09:15:53.0
0.72045
1.62733
-15.3
-3.9
10.3
96.6
05:30
10:57
16:24
6 Venere
13:48:57.3
-09:43:30.5
0.72057
1.62999
-15.1
-3.9
10.3
96.7
05:32
10:58
16:23
7 Venere
13:53:41.2
-10:10:55.1
0.72068
1.6326
-14.8
-3.9
10.3
96.8
05:35
10:59
16:22
8 Venere
13:58:26.1
-10:38:06.0
0.7208
1.63516
-14.6
-3.9
10.3
96.9
05:38
11:00
16:21
9 Venere
14:03:11.8
-11:05:02.4
0.72092
1.63769
-14.3
-3.9
10.3
97.0
05:40
11:01
16:20
10 Venere
14:07:58.4
-11:31:43.6
0.72104
1.64017
-14.1
-3.9
10.3
97.1
05:43
11:01
16:19
11 Venere
14:12:46.0
-11:58:08.7
0.72116
1.6426
-13.8
-3.9
10.2
97.2
05:45
11:02
16:18
12 Venere
14:17:34.6
-12:24:16.9
0.72128
1.64499
-13.6
-3.9
10.2
97.3
05:48
11:03
16:17
13 Venere
14:22:24.2
-12:50:07.3
0.72141
1.64734
-13.3
-3.9
10.2
97.4
05:51
11:04
16:16
14 Venere
14:27:14.9
-13:15:39.2
0.72154
1.64964
-13.1
-3.9
10.2
97.5
05:53
11:05
16:16
15 Venere
14:32:06.6
-13:40:51.8
0.72167
1.6519
-12.8
-3.9
10.2
97.6
05:56
11:06
16:15
16 Venere
14:36:59.4
-14:05:44.2
0.7218
1.65411
-12.6
-3.9
10.2
97.7
05:58
11:07
16:14
17 Venere
14:41:53.3
-14:30:15.7
0.72193
1.65628
-12.3
-3.9
10.2
97.8
06:01
11:08
16:14
18 Venere
14:46:48.4
-14:54:25.3
0.72206
1.6584
-12.1
-3.9
10.1
97.9
06:04
11:09
16:13
19 Venere
14:51:44.5
-15:18:12.4
0.72219
1.66047
-11.8
-3.9
10.1
98.0
06:06
11:10
16:12
20 Venere
14:56:41.9
-15:41:36.0
0.72233
1.66251
-11.6
-3.9
10.1
98.1
06:09
11:11
16:12
21 Venere
15:01:40.4
-16:04:35.5
0.72246
1.66449
-11.3
-3.9
10.1
98.2
06:11
11:12
16:11
22 Venere
15:06:40.1
-16:27:09.9
0.7226
1.66644
-11.1
-3.9
10.1
98.2
06:14
11:13
16:11
23 Venere
15:11:40.9
-16:49:18.5
0.72273
1.66833
-10.9
-3.9
10.1
98.3
06:17
11:14
16:10
24 Venere
15:16:43.0
-17:11:00.6
0.72287
1.67019
-10.6
-3.9
10.1
98.4
06:19
11:15
16:10
25 Venere
15:21:46.3
-17:32:15.2
0.72301
1672
-10.4
-3.9
10.1
98.5
06:22
11:16
16:09
26 Venere
15:26:50.7
-17:53:01.6
0.72314
1.67377
-10.1
-3.9
10.0
98.5
06:24
11:17
16:09
27 Venere
15:31:56.3
-18:13:19.1
0.72328
1.67549
-9.9
-3.9
10.0
98.6
06:27
11:18
16:09
28 Venere
15:37:03.2
-18:33:06.9
0.72342
1.67717
-9.6
-3.9
10.0
98.7
06:30
11:20
16:09
29 Venere
15:42:11.2
-18:52:24.2
0.72355
1.67881
-9.4
-3.9
10.0
98.8
06:32
11:21
16:08
30 Venere
15:47:20.4
-19:11:10.3
0.72369
1.68041
-9.1
-3.9
10.0
98.8
06:35
11:22
16:08
MARTE
01/11 Sorge: h 08:21 Tramonta: h 17:54 30/11 Sorge: h 08:12 Tramonta: h 17:14
Innanzitutto, il giorno 12 novembre, si verificherà una congiunzione tra Mercurio e Marte, i due pianeti condivideranno la stessa ascensione retta (molto simile), separati di circa 1°18′ nella costellazione dello Scorpione: Mercurio sarà di magnitudine 1.1, Marte di circa 1.4. Sebbene troppo bassi all’orizzonte al tramonto per essere visibili in molte località, potranno essere individuati ad occhio nudo o con binocoli, se le condizioni lo permetteranno. Poi, il 30 novembre, Marte raggiungerà il suo apogeo, ossia il punto più lontano dalla Terra nel corso della sua orbita, a circa 2,42 AU. In questa fase apparirà particolarmente lontano e piccolo, con un diametro angolare di soli 3,9″ e magnitudine approssimativa 1.3, posizionato nella costellazione dell’Ofiuco. Tuttavia, l’angolo di separazione dal Sole sarà ridotto, attorno ai 10°, rendendone l’osservazione pratica assai difficile.
NAME
RA
DEC
SUNDIST
EADIST
ELONG
MAG
DIAM
PHASE
RISE
TRAN
SET
1 Marte
15:40:16.3
-19:58:10.5
1.50257
2.40903
18.7
1.5
3.9
98.9
08:25
13:08
17:51
2 Marte
15:43:13.3
-20:08:23.6
1.50126
2.41005
18.4
1.5
3.9
98.9
08:25
13:07
17:49
3 Marte
15:46:10.8
-20:18:26.4
1.49995
2.41103
18.1
1.5
3.9
98.9
08:24
13:06
17:48
4 Marte
15:49:09.0
-20:28:18.9
1.49865
2.41198
17.8
1.5
3.9
99.0
08:24
13:05
17:46
5 Marte
15:52:07.9
-20:38:00.8
1.49735
2.41288
17.5
1.5
3.9
99.0
08:24
13:04
17:44
6 Marte
15:55:07.3
-20:47:32.1
1.49604
2.41375
17.2
1.4
3.9
99.0
08:24
13:03
17:43
7 Marte
15:58:07.4
-20:56:52.5
1.49474
2.41458
17.0
1.4
3.9
99.1
08:23
13:02
17:41
8 Marte
16:01:08.1
-21:06:01.9
1.49344
2.41538
16.7
1.4
3.9
99.1
08:23
13:01
17:39
9 Marte
16:04:09.5
-21:15:00.2
1.49214
2.41614
16.4
1.4
3.9
99.1
08:23
13:00
17:38
10 Marte
16:07:11.4
-21:23:47.2
1.49085
2.41686
16.1
1.4
3.9
99.1
08:23
13:00
17:36
11 Marte
16:10:14.0
-21:32:22.7
1.48955
2.41755
15.8
1.4
3.9
99.2
08:23
12:59
17:35
12 Marte
16:13:17.1
-21:40:46.6
1.48826
2.4182
15.5
1.4
3.9
99.2
08:22
12:58
17:33
13 Marte
16:16:20.9
-21:48:58.6
1.48697
2.41881
15.3
1.4
3.9
99.2
08:22
12:57
17:32
14 Marte
16:19:25.2
-21:56:58.6
1.48568
2.41939
15.0
1.4
3.9
99.3
08:22
12:56
17:30
15 Marte
16:22:30.2
-22:04:46.5
1.48439
2.41994
14.7
1.4
3.9
99.3
08:22
12:55
17:29
16 Marte
16:25:35.7
-22:12:22.0
1.48311
2.42044
14.4
1.4
3.9
99.3
08:21
12:54
17:27
17 Marte
16:28:41.9
-22:19:45.1
1.48183
2.42091
14.1
1.4
3.9
99.3
08:21
12:54
17:26
18 Marte
16:31:48.6
-22:26:55.5
1.48055
2.42135
13.9
1.4
3.9
99.4
08:21
12:53
17:25
19 Marte
16:34:55.9
-22:33:53.1
1.47927
2.42175
13.6
1.4
3.9
99.4
08:20
12:52
17:23
20 Marte
16:38:03.7
-22:40:37.8
1478
2.42211
13.3
1.4
3.9
99.4
08:20
12:51
17:22
21 Marte
16:41:12.1
-22:47:09.4
1.47673
2.42244
13.0
1.4
3.9
99.4
08:20
12:50
17:21
22 Marte
16:44:21.0
-22:53:27.8
1.47546
2.42274
12.7
1.4
3.9
99.5
08:20
12:50
17:19
23 Marte
16:47:30.5
-22:59:32.8
1.4742
2.42299
12.5
1.4
3.9
99.5
08:19
12:49
17:18
24 Marte
16:50:40.5
-23:05:24.2
1.47294
2.42322
12.2
1.4
3.9
99.5
08:19
12:48
17:17
25 Marte
16:53:50.9
-23:11:02.0
1.47168
2.42341
11.9
1.4
3.9
99.5
08:19
12:47
17:16
26 Marte
16:57:01.9
-23:16:26.0
1.47042
2.42357
11.6
1.4
3.9
99.5
08:18
12:46
17:14
27 Marte
17:00:13.4
-23:21:36.1
1.46917
2.42369
11.4
1.4
3.9
99.6
08:18
12:46
17:13
28 Marte
17:03:25.3
-23:26:32.1
1.46793
2.42378
11.1
1.4
3.9
99.6
08:18
12:45
17:12
29 Marte
17:06:37.7
-23:31:13.8
1.46669
2.42385
10.8
1.4
3.9
99.6
08:17
12:44
17:11
30 Marte
17:09:50.5
-23:35:41.2
1.46545
2.42387
10.6
1.3
3.9
99.6
08:17
12:44
17:10
GIOVE
01/11 Sorge: h 21:27 Tramonta: h 12:38 30/11 Sorge: h 19:51 Tramonta: h 10:43
il protagonista in cielo sarà il gigante gassoso – Giove – che si mostrerà in un incanto celeste per quasi tutta la notte sorgendo dopo le 21:00. Giove come sempre è visibile a occhio nudo nelle ore notturne, culminando verso la seconda parte della notte. Il 10 novembre si verificherà una congiunzione spettacolare: la Luna, illuminata al 70 %, passerà vicino a Giove nella costellazione dei Gemelli, con una separazione di circa 4° (che si ridurrà a circa 3°51′ durante l’avvicinamento più stretto) . Questo avvenimento offrirà un’ottima occasione di osservazione a occhio nudo o con un semplice binocolo, permettendo anche di scorgere i principali satelliti galileiani da uno strumento telescopico. è il momento di dare sfogo agli scatti.
NAME
RA
DEC
SUNDIST
EADIST
ELONG
MAG
DIAM
PHASE
RISE
TRAN
SET
1 Giove
07:47:40.6
21:13:16.7
5.18964
4.86217
-103.8
-2.3
40.5
99.1
21:44
05:15
12:43
2 Giove
07:47:49.2
21:13:03.2
5.19001
4.8472
-104.8
-2.3
40.6
99.1
21:40
05:11
12:39
3 Giove
07:47:56.9
21:12:51.8
5.19037
4.83231
-105.8
-2.4
40.7
99.1
21:36
05:07
12:36
4 Giove
07:48:03.8
21:12:42.5
5.19073
4.81749
-106.7
-2.4
40.8
99.2
21:32
05:04
12:32
5 Giove
07:48:10.0
21:12:35.2
5.1911
4.80274
-107.7
-2.4
41.0
99.2
21:28
05:00
12:28
6 Giove
07:48:15.3
21:12:30.1
5.19146
4.78807
-108.7
-2.4
41.1
99.2
21:24
04:56
12:24
7 Giove
07:48:19.8
21:12:27.1
5.19183
4.77349
-109.7
-2.4
41.2
99.2
21:21
04:52
12:20
8 Giove
07:48:23.4
21:12:26.3
5.19219
4759
-110.7
-2.4
41.3
99.2
21:17
04:48
12:16
9 Giove
07:48:26.3
21:12:27.7
5.19256
4.74461
-111.7
-2.4
41.5
99.2
21:13
04:44
12:12
10 Giove
07:48:28.3
21:12:31.3
5.19292
4.73031
-112.7
-2.4
41.6
99.2
21:09
04:40
12:09
11 Giove
07:48:29.4
21:12:37.1
5.19329
4.71612
-113.7
-2.4
41.7
99.2
21:05
04:36
12:05
12 Giove
07:48:29.7
21:12:45.2
5.19365
4.70203
-114.7
-2.4
41.8
99.2
21:01
04:33
12:01
13 Giove
07:48:29.2
21:12:55.4
5.19402
4.68806
-115.7
-2.4
42.0
99.3
20:57
04:29
11:57
14 Giove
07:48:27.8
21:13:07.9
5.19438
4.67421
-116.7
-2.4
42.1
99.3
20:53
04:25
11:53
15 Giove
07:48:25.6
21:13:22.6
5.19475
4.66048
-117.7
-2.4
42.2
99.3
20:49
04:21
11:49
16 Giove
07:48:22.5
21:13:39.5
5.19511
4.64688
-118.7
-2.4
42.3
99.3
20:45
04:17
11:45
17 Giove
07:48:18.6
21:13:58.6
5.19547
4.63342
-119.7
-2.4
42.5
99.3
20:41
04:13
11:41
18 Giove
07:48:13.8
21:14:19.9
5.19584
4.6201
-120.8
-2.5
42.6
99.3
20:37
04:09
11:37
19 Giove
07:48:08.2
21:14:43.4
5.1962
4.60692
-121.8
-2.5
42.7
99.3
20:32
04:05
11:33
20 Giove
07:48:01.7
21:15:09.1
5.19657
4.59389
-122.8
-2.5
42.8
99.4
20:28
04:01
11:29
21 Giove
07:47:54.4
21:15:37.0
5.19693
4.58101
-123.9
-2.5
42.9
99.4
20:24
03:57
11:25
22 Giove
07:47:46.3
21:16:07.0
5.1973
4.5683
-124.9
-2.5
43.1
99.4
20:20
03:52
11:21
23 Giove
07:47:37.3
21:16:39.2
5.19766
4.55575
-126.0
-2.5
43.2
99.4
20:16
03:48
11:17
24 Giove
07:47:27.5
21:17:13.6
5.19803
4.54337
-127.0
-2.5
43.3
99.4
20:12
03:44
11:13
25 Giove
07:47:16.9
21:17:50.1
5.19839
4.53117
-128.1
-2.5
43.4
99.4
20:08
03:40
11:09
26 Giove
07:47:05.4
21:18:28.7
5.19875
4.51915
-129.1
-2.5
43.5
99.5
20:04
03:36
11:05
27 Giove
07:46:53.1
21:19:09.3
5.19912
4.50731
-130.2
-2.5
43.6
99.5
20:00
03:32
11:01
28 Giove
07:46:40.1
21:19:52.0
5.19948
4.49566
-131.2
-2.5
43.8
99.5
19:55
03:28
10:57
29 Giove
07:46:26.2
21:20:36.6
5.19985
4.48421
-132.3
-2.5
43.9
99.5
19:51
03:24
10:52
30 Giove
07:46:11.5
21:21:23.2
5.20021
4.47296
-133.4
-2.5
44.0
99.5
19:47
03:19
10:48
SATURNO
01/11 Sorge: h 15:25 Tramonta: h 03:05 30/11 Sorge: h 13:29 Tramonta: h 01:08
Il mese di novembre 2025 offrirà diverse occasioni d’osservazione legate a Saturno. All’inizio del mese, il 2 novembre, la Luna — illuminata per circa l’86% — si avvicinerà a Saturno nella costellazione dell’Acquario, a una distanza angolare di poco più di 3°, visibile ad occhio nudo o con binocolo. In seguito, il 29 novembre, si ripeterà un simile incontro, con la Luna al 66 % di illuminazione che tornerà a passare nelle vicinanze del pianeta (distanza simile), anch’esso osservabile nei Pesci/Acquario. Nel frattempo, nel corso del mese Saturno continuerà a mostrare i suoi anelli praticamente di taglio, rendendoli quasi invisibili dalla Terra, a testimonianza della particolare configurazione geometrica del sistema planitario. Ma novembre riserverà anche due momenti davvero rari: i transiti del satellite Titano sul disco di Saturno. Il 6 e il 22 novembre la luna maggiore attraverserà il disco del gigante gassoso, un fenomeno raro e spettacolare.
Il 21 novembre Urano raggiunge l’opposizione, risultando visibile tutta la notte nella costellazione del Toro, vicino alle Pleiadi, con magnitudine +5,6.
Il 2 novembre Nettuno si avvicinerà alla Luna illuminata all’88%, i due corpi celesti si avvicineranno a circa 2,8° nei Pesci. Il fenomeno si ripeterà il 30 novembre, con la Luna al 74% e una separazione simile, utile per localizzare il pianeta di magnitudine +7,8.
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LUNA
Nel mese di novembre 2025 la Luna offrirà spettacolari opportunità osservative: il Plenilunio del 5 novembre a 358.906 km inaugurerà la fase calante, seguita dall’Ultimo Quarto del 12 e dal Novilunio del 20. Il Primo Quarto del 28 permetterà di esplorare le Alpi lunari e la Valle Alpina. Non mancano le suggestive falci e le librazioni visibili a inizio mese.
L’articolo completo dedicato alla Luna è a cura di Francesco Badalotti e disponibile QUI
ASTEROIDI – PICCOLI MONDI
Nel mese di novembre saranno visibili tre asteroidi di grande interesse: (12) Victoria, nella fascia interna, di tipo silicaceo e nona magnitudine il 5 novembre; (471) Papagena, nella fascia esterna, anch’esso di tipo S e al massimo il 10 novembre; e (68) Leto, silicaceo della fascia centrale, decima magnitudine il 20 novembre. Tutti mostrano curve di luce complesse e orbite stabili.
L’articolo completo sugli asteroidi del mese di Novembre è a cura di Marco Iozzi e disponibile QUI
COMETE
Novembre è un mese di grande interesse cometario. La luminosa C/2025 A6 Lemmon passa al perielio l’8 novembre e sarà osservabile a occhio nudo (mag. 3.4) per circa metà mese prima di scomparire nella luce del Sole. Anche la C/2025 R2 SWAN (mag. 6-9) è un obiettivo interessante, comodamente osservabile in prima serata. La C/2025 K1 ATLAS sarà visibile per gran parte del mese (inizialmente mag. 10). Infine, l’interstellare 3I/2025 N1 ATLAS (mag. 11) sarà osservabile con telescopi di almeno 150/200 mm nella Vergine.
L’articolo completo sulle comete di Novembre è a cura di Claudio Pra e disponibile QUI
TRANSITI STAZIONE SPAZIALE INTERNAZIONALE
I Transiti maggiori nel nostro cielo della ISS International Space Station per il mese di Novembre a cura di Giuseppe Petricca disponibile QUI
Dopo avere chiuso Ottobre con la Luna in fase di 10 giorni, questo mese si apre col nostro satellite ancora nelle migliori condizioni osservative mentre la fase crescente giungerà al capolinea il 5 Novembre 2025 alle ore 14:19 col Plenilunio alla distanza di 358906 km dal nostro pianeta e con diametro apparente di 33.29’ ma a -19° sotto l’orizzonte. Pertanto per effettuare osservazioni telescopiche sarà necessario attendere le prime ore della sera, infatti sorgerà alle 16:36 rendendosi perfettamente visibile fin verso l’alba del mattino seguente quando tramonterà al sorgere del Sole.
Trovandosi anche al capolinea della fase crescente, inizierà pertanto contestualmente l’opposta fase calante riducendo sempre più la parte illuminata e riportando progressivamente la Luna nelle ore tardo serali e poi notturne, passando per l’Ultimo Quarto alle ore 06:28 del 12 Novembre 2025 ad un’altezza di +61° ed in culminazione col meridiano. Nel caso specifico nella precedente serata, 11 Novembre, la Luna sorgerà alle ore 22:56 e sarà visibile fin verso l’alba del mattino seguente garantendo un ampio spazio temporale per osservare col telescopio, ad esempio, l’antichissimo cratere Walther di 141 km di diametro circondato da pareti alte circa 4600 mt la cui origine risale al periodo geologico Pre Nectariano collocato da 4,5 a 3,9 miliardi di anni fa.
Novembre 2025 – Cratere WALTHER – Serata 11 Novembre Ultimo Quarto.
Le pareti intorno al cratere, nonostante la notevole altezza, appaiono seriamente danneggiate dai successivi impatti meteoritici con la formazione di numerosi crateri secondari sovrapposti ai suoi bastioni terrazzati. Il fondo di Walther appare cosparso anche da una miriade di minuscoli craterini oltre ad un sistema montuoso in posizione decentrata verso nordest. Proseguendo nella sua fase calante il nostro satellite sarà in Novilunio alle ore 07:47 del 20 Novembre 2025 pronto per la contestuale ripartenza di un ulteriore nuovo ciclo lunare con la fase crescente che ci mostrerà porzioni progressivamente sempre più ampie di suolo illuminato dalla luce del Sole come, ad esempio, nella fase di Primo Quarto prevista per le ore 07:59 del 28 Novembre 2025. Nell’occasione la Luna si troverà a -49° sotto l’orizzonte ma con un po’ di pazienza basterà attendere fino al tardo pomeriggio quando il nostro satellite, in fase di 8 giorni, dopo il transito in meridiano delle 18:30 a +36°, sarà visibile fin poco oltre la mezzanotte. Concentreremo pertanto la nostra attenzione sulle Alpi lunari situate nel settore nordest del mare Imbrium fra i monti Caucasus ed il cratere Plato.
Novembre 2025 – ALPI lunari – Serata 28 Novembre Primo Quarto.
Si tratta di una vasta regione montuosa estesa per circa 250 km la cui origine risale al periodo geologico Imbriano collocato da 3,8 a 3,2 miliardi di anni fa. Le vette più elevate (alte circa 4000/4500 mt) si trovano in prossimità del versante rivolto verso il mare Imbrium mentre la peculiarità di questa regione è costituita indubbiamente dalla Valle Alpina, una spettacolare struttura geologica di 130 km di lunghezza e mediamente 11 km di larghezza sul cui fondo è presente un lungo e sottile solco avente una larghezza intorno ai 700 mt, un target molto ambito da molti astrofili come valido test per i loro strumenti. Nelle ultime due serate del mese di Novembre la Luna offrirà il meglio di sé consentendo di spaziare in lungo e in largo sulla sua variegata superficie scegliendo fra un’immensa quantità di dettagli, osservazioni limitate dal seeing e purtroppo anche dalla stagione tardo autunnale ormai avanzata.
Congiunzioni e Occultazioni Notevoli
Congiunzione Luna-Nettuno
La sera del 2 Novembre 2025 alle ore 18:10 la Luna in fase crescente di 11,5 giorni sarà in congiunzione col pianeta Nettuno ad un’altezza di +27° con separazione di 2°50’.
Occultazione Luna-M45
Alle ore 17:13 del 06 Novembre 2025 la Luna in fase calante di 16 giorni andrà ad occultare l’ammasso aperto delle Pleiadi (M45) ad un’altezza di circa 7/8°. Segnalo che nella medesima serata la Luna sorgerà alle ore 17:17, pertanto solo pochi minuti dopo l’evento che comunque potrà essere seguito.
Congiunzione Luna-M45 Le Pleiadi alle 19:27 del 06 Novembre dalla città di Roma.
Congiunzione Luna-Giove
La Luna in fase calante di 20 giorni ad un’altezza di +36° sarà in congiunzione il 10 Novembre 2025 alle ore 08:57 col pianeta Giove con una separazione di 3°50’. Questo evento si verificherà però in orario diurno col Sole ad una distanza di circa 114° dai due oggetti, con la necessità di non intercettare la luce solare.
Congiunzione Luna Giove visibile dalle 10:27 del 10 Novembre dalla città di Roma.
Congiunzione Luna-Regolo
Congiunzione il 13 Novembre 2025 alle ore 00:34 fra la Luna in fase calante di 23 giorni e la stella Regolo, evento che si verificherà pochi minuti dopo il sorgere della Luna (sorge ore 00:06).La separazione fra i due oggetti sarà di 1°.
Congiunzione Luna-Saturno
Il 29 Novembre 2025 alle ore 20:20 la Luna in fase crescente di 9 giorni ad un’altezza di +42° sarà in congiunzione col pianetaSaturno con una separazione di 3°.
Le FALCI lunari di Novembre
Appuntamento per le falci di Luna in tarda nottata del 17 Novembre 2025 con una falce che alle ore 04:18 sorgerà in fase di 26,6 giorni, sulla cui superficie si potrà percepire la differenza di albedo fra le rocce anortositiche del settore sudovest in contrasto con le più scure rocce basaltiche dell’oceanus Procellarum. Sempre inconfondibile la macchia nera del cratere Grimaldi mentre la notte successiva, il 18 Novembre 2025, alle ore 05:20 sorgerà una più sottile falce di 27,6 giorni. Per quanto riguarda la Luna crescente, alle ore 17:53 del 22 Novembre 2025 tramonterà una falce di 2,4 giorni ma in questo caso per eventuali riprese fotografiche si renderà necessario attendere il completo tramonto del Sole e con la Luna ormai in prossimità della linea dell’orizzonte. Per questa tipologia di osservazioni, oltre agli ormai noti parametri osservativi, risulterà determinante disporre di un orizzonte il più possibile libero da ostacoli. Sarà inoltre di fondamentale importanza evitare nel modo più assoluto di intercettare la luce solare al fine di prevenire gravi danni, anche irreversibili, alla propria vista.
La distanza fra la Terra e la Luna in Km è geocentrica e non topocentrica.
L’istante in T.U.(Perigei e Apogei) rappresenta quello segnato dagli orologi sul Meridiano di Greenwich (London).
A questo istante aggiungere 1ora per il Tempo Medio dell’Europa Centrale; 2 ore se è in vigore l’ora
Tutti i valori vengono calcolati con formule rilevate dal libro ‘Astronomical Algorithms’ di Jean Meeus
LIBRAZIONI di NOVEMBRE
Si precisa che, per ovvi motivi, non vengono indicati i giorni in cui i punti di massima Librazione si discostano dalla superficie lunare illuminata dal Sole.
– 04 Novembre: Area crateri Phocylides, Bailly – 05 Novembre: Regione Polare Sud – 06 Novembre: Regione Polare Sud
La Luna del Mese di NOVEMBRE è pubblicata in Coelum 276
Le opere degli Astrofotografi premiati da Coelum Astronomia
Al Museo della Città di Rovereto
In collaborazione con Coelum Astronomia
Dal 19 novembre 2025 al 6 gennaio 2026, il Museo della Città di Rovereto, ospita una nuova mostra di astrofotografia realizzata in collaborazione con la redazione della rivista Coelum Astronomia.
L’esposizione presenta le dieci straordinarie immagini vincitrici della “Astronomy Picture of Coelum” (APOC), selezionate e pubblicate sulla rivista Coelum Astronomia nei numeri dal febbraio 2024 al luglio 2025 (dal n.266 al 275).
Le eccezionali fotografie, stampate in grande formato e accompagnate da testi di approfondimento, raccontano al pubblico la bellezza e la complessità del cielo, offrendo uno sguardo affascinante sull’universo attraverso l’occhio e la sensibilità dei migliori astrofotografi italiani che da anni collaborano con la rivista.
Il 29 novembre si terrà, presso la sede museale, la cerimonia di consegna delle targhe celebrative agli autori delle immagini premiate, alla presenza della direttrice Molisella Lattanzi di Coelum Astronomia.
Questa iniziativa si inserisce nella continuità delle mostre e dei concorsi di astrofotografia “L’Universo in una foto” organizzati dalla Fondazione Museo Civico di Rovereto insieme al Sichardt Café, in attesa della prossima edizione del concorso prevista per il 2026.
La mostra valorizza anche il ruolo che il Museo svolge da sempre nel campo della divulgazione scientifica e astronomica. La sezione di Astronomia è infatti attiva tutto l’anno con programmi educativi, laboratori, osservazioni pubbliche e percorsi didattici rivolti a scuole e famiglie al Planetario del Museo intitolato ad Angioletta Coradini e all’Osservatorio Astronomico di Monte Zugna, dove si tengono regolarmente serate osservative e attività di approfondimento per il pubblico.
In questo contesto si inseriscono anche i lavori realizzati in chiave creativa dagli alunni e dalle alunne della Scuola primaria “Francesco Cavallin” di Vallarsa, che hanno sviluppato un percorso didattico dedicato all’esplorazione dello Spazio, con il supporto dell’Area Astronomia della Fondazione.
La mostra sarà visitabile a ingresso gratuito per tutta la durata dell’esposizione negli orari di apertura del Museo.
Vi aspettiamo al Museo di Rovereto!
Trovi tutti i vincitori della serie “Astronomy Picture of Coelum” a questo LINK
La Lemmon sopra Cortina all'alba del 18/10. Reflex su astroinseguitore.
Ci siamo, lo spettacolo sta per toccare il suo apice!
A fine ottobre la cometa C/2025 A6 Lemmon passerà alla minima distanza dalla Terra e l‘8 novembre transiterà al perielio, il punto della sua orbita più vicino al Sole.
Il fatto che i due momenti siano molto ravvicinati non può che essere un fattore positivo per la visibilità dell’oggetto, che già il 17/10 sono riuscito a scorgere, seppure a fatica, a occhio nudo. Un piccolo binocolo 10×50 mi ha invece permesso di ammirare oltre un grado di coda.
La Lemmon sopra Cortina all’alba del 18/10. Reflex su astroinseguitore. Crediti Claudio Pra.
Questo testimonia l’ottima salute dell’ “astro chiomato” che nei prossimi giorni, aumentando la sua luminosità fino alla terza/quarta magnitudine, dovrebbe mostrarsi piuttosto facilmente senza strumenti, ovviamente da siti bui. La Lemmon è già seguita da tempo dagli esperti ma in questo periodo sarà alla portata anche degli appassionati più tiepidi e dei semplici curiosi.
Per cercarla occorrerà guardare a nord ovest dopo il tramonto, non appena fa buio, scegliendo un sito preservato dall’inquinamento luminoso e dall’orizzonte piuttosto aperto. L’aspetto molto compatto dell’oggetto dovrebbe comunque agevolare le osservazioni.
Non dimentichiamo di dare anche uno sguardo alla C/2025 R2 SWAN, altra bella cometa di sesta magnitudine, osservabile in questo periodo sempre dopo il tramonto verso sud ovest, più alta sull’orizzonte rispetto alla Lemmon.
La SWAN il 17/10 in piena Via Lattea vicina alla Eagle Nebula e alla Swan Nebula. Reflex su astroinseguitore. Crediti Claudio Pra.
In un anno molto avaro di soddisfazioni abbiamo l’opportunità di rifarci. Non perdiamo quindi l’occasione, tutti sotto al cielo confidando nel meteo favorevole e in uno spettacolo da ricordare.
L’idea nasce da Nicoletta Iannascoli, vicepresidente della Lattanino-Cupolino, economista e divulgatrice, già autrice di Coelum, che da anni intreccia astronomia, cultura e umanità. Dietro il suo sorriso e la sua energia, però, c’è anche una storia personale. Da bambina, Nicoletta ha vissuto un lungo periodo di ricovero in ospedale. Un’esperienza che le ha lasciato cicatrici, ma anche un dono prezioso: la consapevolezza di quanto la gentilezza, l’ascolto e un piccolo gesto di luce possano cambiare il modo di vivere la sofferenza. “So cosa significa passare giorni interi in ospedale, lontano da casa e dagli amici,” racconta, “ricordo il silenzio, la paura, e anche la forza che nasce quando qualcuno ti regala un sorriso.“
Forse è da lì che è nato tutto questo: il desiderio di portare ai bambini un pezzo di cielo, una scintilla di speranza. “Quando guardi le stelle, anche dietro un vetro, capisci che la vita continua a brillare.”
Con Astronomia in corsia, Nicoletta realizza un sogno che unisce la scienza alla solidarietà. “Portare le stelle in ospedale significa donare ai bambini un momento di stupore, di magia, di scoperta. Le stanze diventano luoghi dove la mente può viaggiare anche se il corpo resta fermo. Guardare la Luna o il Sole, immaginare pianeti lontani, può restituire ai bambini la libertà di sognare.”
ABIO – Associazione per il Bambino in Ospedale nasce nel 1978 con una missione semplice e straordinaria: rendere gli ospedali luoghi più accoglienti, umani e a misura di bambino.
I volontari ABIO accolgono ogni giorno i piccoli pazienti e le loro famiglie, portando giochi, libri, ascolto e colori nei reparti pediatrici. A Napoli, ABIO Napoli è una realtà viva e attiva che opera in diversi ospedali, sempre con la stessa dolcezza e lo stesso obiettivo: far tornare un sorriso anche dove c’è paura.
Tra i tanti volontari che animeranno l’iniziativa c’è Mariangela Sofia, 35 anni, di Rofrano.
Nella vita si occupa di comunicazione e fotografia, ma il suo tempo più prezioso lo dedica da undici anni ai bambini ricoverati, come volontaria ABIO Napoli. “Il desiderio di fare volontariato è nato quando ero bambina,” racconta, “in undici anni ho vissuto centinaia di momenti che porto nel cuore. Quello che resta più impresso sono gli sguardi: quelli pieni di gratitudine delle mamme e quelli pieni di gioia dei bambini, che appena ci vedono arrivare sanno che con noi possono giocare e divertirsi.“
L’8 novembre, i corridoi del Policlinico di Napoli si riempiranno di luce: telescopi, racconti, disegni di pianeti e stelle. I bambini potranno osservare il cielo, toccare i modelli della Luna, ascoltare storie e viaggiare con la fantasia.
In questo incontro tra scienza e solidarietà, Stelle in corsia diventa un viaggio doppio: verso l’universo e verso l’animo umano. “La meraviglia è una forma di cura,” dice Nicoletta.
Perché il cielo è di tutti, anche di chi lo osserva da un letto d’ospedale. E a volte basta una stella — o una mano tesa — per accendere la speranza
Anche quest’anno Coelum Astronomia partecipa alla Fiera dell’Astronomia di Cesena – Astroshow 2025, in programma sabato 8 e domenica 9 novembre, confermando il proprio sostegno a un evento che, fin dalla prima edizione, si è affermato come il luogo di incontro e di confronto che il settore dell’astrofilia italiana attendeva da tempo.
L’edizione 2025 si preannuncia come la più grande e vivace di sempre, con un padiglione ampliato e ben 36 espositori tra aziende specializzate, associazioni e professionisti della divulgazione scientifica. Dopo le numerose richieste del pubblico e degli espositori, Astroshow introduce quest’anno anche un ricco programma di conferenze dedicate all’approfondimento e alla divulgazione, che si alterneranno per tutta la durata della manifestazione.
Coelum Astronomia: incontri, autori e dirette dalla fiera
Come ogni anno, Coelum Astronomia sarà presente con un proprio stand dedicato agli appassionati, ai lettori e agli abbonati, offrendo un punto di incontro diretto con la redazione e con gli autori. Sarà possibile incontrare la direttrice editoriale Molisella Lattanzi, conoscere le attività editoriali della rivista e ritirare gli omaggi esclusivi realizzati appositamente per il pubblico della fiera.
Accanto alla redazione sarà presente anche Luca Reggiani di Latitude 44.5, che esporrà una breve mostra fotografica dedicata all’astrofotografia e collaborerà con Coelum nella realizzazione di interviste, riprese e reportage per raccontare in tempo reale l’atmosfera della manifestazione e i suoi protagonisti.
Le conferenze: Coelum cura lo slot di domenica mattina
Tra le principali novità di questa edizione figura il nuovo ciclo di conferenze (programma completo allegato), che arricchirà l’offerta culturale della manifestazione. Coelum Astronomia curerà in particolare l’ultimo slot della mattinata di domenica, dalle ore 11:00 alle 12:30, in cui si alterneranno quattro autori della redazione, ciascuno con il proprio contributo divulgativo:
Aldo Zanetti – “Shara”
Laura Saba – “Favole tra le stelle”
Luigi Civita – “Einstein gioca a dadi”
Alessandro Ravagnin – “Oltre i limiti: gravità e fili di luce”
Durante l’incontro sarà possibile porre domande agli autori, che resteranno poi a disposizione presso lo stand di Coelum per proseguire la conversazione con il pubblico.
Novità 2025: ospite d’eccezione Sabrina Mugnos
Grande novità di quest’anno è la presenza di Sabrina Mugnos, geofisica, saggista e divulgatrice scientifica tra le più seguite in Italia. Autrice di numerosi testi di divulgazione, protagonista di conferenze e attività didattiche in tutta la penisola, sarà ospite dello stand di Coelum per incontrare il pubblico e firmare le copie del suo nuovo libro, “L’Universo che sussurra” (Il Saggiatore).
📚 Firma copie
Sabato 8 novembre dalle 15:00 alle 17:00
Domenica 9 novembre dalle 10:00 alle 12:00
🎙️ Intervista esclusiva Sabato pomeriggio, presso lo stand di Coelum, si terrà una intervista pubblica con Sabrina Mugnos, un momento di approfondimento sul suo percorso professionale, le sue esperienze di divulgatrice e i temi centrali del suo ultimo libro.
Astroshow: la fiera che unisce passione, tecnologia e divulgazione
Organizzata da Idealfiere Srls, Astroshow 2025 si conferma come una delle manifestazioni più attese del panorama astronomico nazionale. Oltre ai numerosi espositori, l’evento offrirà attività divulgative, dimostrazioni pratiche, laboratori per bambini e osservazioni solari, oltre a uno spettacolare planetario operativo per tutta la durata della fiera.
Come ogni anno, Coelum Astronomia sarà media partner ufficiale della manifestazione, seguendo in diretta l’evento, realizzando interviste e reportage e offrendo copertura sui propri canali e piattaforme digitali.
ASTROSHOW 2025
📍 Fiera di Cesena – Via Dismano 3845 (Uscita A14 Cesena Nord) 📅 8–9 novembre 2025 🎟️ Biglietto: € 5,00
Una nuova frontiera per comprendere l’Universo oltre la Relatività Generale
La Relatività Generale di Albert Einstein, formulata nel 1915, rappresenta una delle conquiste più profonde della scienza moderna. Essa descrive la gravità non come una forza nel senso newtoniano, ma come una manifestazione della curvatura dello spaziotempo, prodotta dalla presenza di massa ed energia. Questa visione ha spiegato con eleganza fenomeni che la fisica classica non riusciva a giustificare, come la precessione anomala del perielio di Mercurio, la deflessione della luce da parte del Sole e la dilatazione gravitazionale del tempo. Nel corso del XX e XXI secolo, la Relatività Generale è stata confermata da innumerevoli esperimenti, dalle osservazioni di lenti gravitazionali alle onde gravitazionali rilevate da LIGO e Virgo. Eppure, nonostante i suoi trionfi, la teoria di Einstein mostra dei limiti. Quando la si applica alla scala cosmologica, per spiegare l’accelerazione dell’espansione dell’Universo, occorre introdurre un’entità misteriosa chiamata energia oscura, la cui natura è ancora ignota. Allo stesso modo, la dinamica delle galassie e degli ammassi galattici sembra richiedere una forma di materia invisibile, chiamata materia oscura, che interagisce gravitazionalmente ma non emette né assorbe radiazione elettromagnetica. Queste due componenti, energia oscura e materia oscura, costituiscono oltre il 95% del contenuto energetico dell’Universo, ma restano non rilevate direttamente. Queste difficoltà hanno spinto la comunità scientifica a chiedersi se sia la gravità stessa a dover essere modificata. In altre parole, forse non occorre introdurre entità invisibili, ma piuttosto rivedere le leggi fondamentali che descrivono l’interazione gravitazionale, soprattutto su grande scala. Da questa riflessione è nata un’intera famiglia di teorie alternative alla Relatività Generale, chiamate genericamente teorie di gravità modificata. Queste proposte cercano di spiegare le osservazioni cosmologiche e astrofisiche partendo da principi diversi o ampliando quelli già noti.
Motivazioni per Modificare la Gravità
Le ragioni che spingono a studiare teorie di gravità modificata sono molteplici. Una delle principali è il problema dell’energia oscura: l’osservazione che l’Universo si espande in maniera accelerata, scoperta alla fine degli anni ’90 studiando supernovae di tipo Ia, è incompatibile con la sola materia visibile e con la gravità di Einstein in forma pura, a meno di introdurre una costante cosmologica di valore estremamente piccolo ma non nullo.
Il valore necessario per adattarsi ai dati appare, però, inspiegabilmente fine-tuned, ovvero regolato con una precisione difficile da giustificare dal punto di vista teorico.
Un secondo stimolo proviene dal problema della materia oscura. Le curve di rotazione delle galassie, le dinamiche degli ammassi e la formazione delle strutture cosmiche su larga scala sembrano indicare la presenza di una massa invisibile dominante. Ma dopo decenni di ricerche, nessuna particella candidata è stata ancora rilevata in laboratorio. È quindi lecito chiedersi se queste anomalie non siano invece dovute a un cambiamento del comportamento della gravità su scale galattiche e cosmologiche. Altri motivi nascono da problemi puramente teorici. La Relatività Generale, pur essendo estremamente elegante, non è compatibile con la meccanica quantistica in un quadro perturbativo standard: non è una teoria quantizzabile nel senso tradizionale, e questo la rende incompleta quando si cercano di descrivere fenomeni alle scale di Planck, come l’interno dei buchi neri o l’Universo primordiale.
Inoltre, la presenza di singolarità – punti in cui le grandezze fisiche diventano infinite – indica probabilmente che la teoria necessita di una forma di completamento. Infine, la ricerca di una teoria unificata che descriva tutte le forze fondamentali spinge a esplorare versioni della gravità derivate da quadri teorici più ampi, come la teoria delle stringhe o scenari di extra-dimensioni, in cui la Relatività Generale emerge come un limite approssimato.
La Gravità f(R)
La gravità f(R) rappresenta una delle estensioni più studiate della teoria di Einstein. L’idea di fondo è semplice: invece di considerare che l’azione gravitazionale dipenda linearmente dal solo scalare di curvatura R (noto anche come scalare di Ricci), come avviene nella Relatività Generale, si ipotizza che possa essere una funzione più generale di R.
Questa modifica introduce naturalmente nuovi gradi di libertà nella teoria, spesso interpretabili come un campo scalare aggiuntivo accoppiato alla gravità.
Uno dei motivi principali per cui questo approccio ha suscitato tanto interesse è la sua capacità di spiegare l’accelerazione cosmica senza ricorrere all’energia oscura tradizionale. Alcuni modelli specifici di f(R) riescono a produrre un’espansione accelerata su larga scala pur mantenendo un comportamento simile a quello della Relatività Generale su piccola scala, come nel Sistema Solare. Questo è possibile grazie a meccanismi di screening, come l’effetto camaleonte, che mascherano le deviazioni dalla gravità standard in ambienti ad alta densità.
Oltre alla cosmologia, la gravità f(R) offre scenari interessanti anche in astrofisica, modificando la struttura interna delle stelle di neutroni o influenzando la dinamica delle galassie. Tuttavia, la teoria non è priva di difficoltà: deve essere costruita con attenzione per evitare instabilità, comportamenti patologici e contraddizioni con i test gravitazionali locali. I modelli proposti vengono messi alla prova confrontandoli con dati di supernovae, radiazione cosmica di fondo, oscillazioni acustiche barioniche e formazione di strutture, cercando parametri che soddisfino simultaneamente tutti i vincoli osservativi. Oggi, la gravità f(R) è uno degli ambiti in cui missioni come Euclid e telescopi radio come SKA potranno dare contributi decisivi, misurando con grande precisione la crescita delle perturbazioni cosmiche e fornendo test diretti della validità di queste modifiche.
1. Gravità Teleparallelica e f(T)
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La gravità teleparallelica rappresenta un approccio alternativo, in cui la curvatura dello spaziotempo non è la quantità centrale, ma è sostituita dalla torsione. La torsione misura come i vettori cambiano direzione spostandosi nello spazio, offrendo una descrizione della gravità completamente equivalente a quella di Einstein nelle formulazioni standard, ma con nuove possibilità di estensione.
Le prime ipotesi di una formulazione teleparallela risalgono agli anni 1928-1930, quando Albert Einstein stesso cercò di unificare gravità ed elettromagnetismo attraverso la cosiddetta “teoria del teleparallelismo” (Fernparallelismus). Sebbene la sua proposta non abbia avuto seguito diretto, essa gettò le basi per le versioni moderne della teoria.
Nella gravità f(T), la Lagrangiana non dipende solo dalla torsione, ma da una funzione più generale, permettendo fenomeni nuovi a grandi distanze o in condizioni estreme. Questi modelli sono studiati soprattutto in cosmologia, dove possono descrivere l’espansione accelerata senza introdurre energia oscura, ma anche nello studio di buchi neri, stelle compatte e onde gravitazionali, influenzando caratteristiche osservabili come gli orizzonti e la propagazione delle onde.
Oggi, tra i maggiori ricercatori nel settore si distinguono Sebastian Bahamonde (FU Berlino), Yifu Cai (USTC, Cina), Manuel Hohmann (Università di Tartu), Laur Järv (Università di Tartu), Jackson Levi Said (Università di Malta), Christian G. Boehmer (UCL, Londra), Martin Krššák (Brno University), Fabrizio Bajardi (INFN Torino) e Rodrigo Sandoval-Orozco (UNAM, Messico). Le loro ricerche spaziano dalle estensioni cosmologiche alla formulazione hamiltoniana, fino ai test osservativi con onde gravitazionali e quasar.
Sebastián Bahamonde
Fisico teorico, attualmente postdoc presso il Kavli IPMU dell’Università di Tokyo, con esperienza precedente come ricercatore presso l’Università di Tartu. Si occupa di teorie modificate della gravità, in particolare teleparallelismo, torsione, f(T), cosmologia e buchi neri
Teleparallel Gravity: From Theory to Cosmology Sebastian Bahamonde, Konstantinos F. Dialektopoulos, Celia Escamilla-Rivera, Gabriel Farrugia, Viktor Gakis, Martin Hendry, Manuel Hohmann, Jackson Levi Said, Jurgen Mifsud, Eleonora Di Valentino, Last revised 21 Feb 2023 https://arxiv.org/abs/2106.13793
Le teorie f(R,T) estendono ulteriormente la gravità introducendo accoppiamenti diretti tra geometria e materia. Qui, la Lagrangiana dipende sia dallo scalare di Ricci R sia dalla traccia del tensore energia-impulso T, rendendo la forza gravitazionale sensibile alla distribuzione e alle proprietà della materia, come densità e pressione. L’idea fu introdotta nel 2011 da Tiberiu Harko, Francisco S. N. Lobo, Shynaray Nojiri e Sergei D. Odintsov, che proposero per la prima volta la formulazione di gravità f(R,T) come estensione della Relatività Generale capace di spiegare l’espansione accelerata dell’universo senza ricorrere all’energia oscura. Questa dipendenza permette di ottenere accelerazioni cosmiche senza energia oscura, di influenzare la dinamica delle stelle compatte e di modificare la crescita delle strutture cosmologiche. I modelli f(R,T) richiedono particolare attenzione alla conservazione dell’energia e alla coerenza delle equazioni, ma offrono uno strumento potente per esplorare la gravità oltre la Relatività Generale, mettendo in relazione materia, geometria e dinamica dell’Universo in modo diretto.
Tiberiu Harko
Professore di fisica teorica all’Università di Hong Kong. Autore di numerosi studi su gravità modificata, astrofisica relativistica e cosmologia, è tra i fondatori della teoria f(R,T) (2011) insieme a F. S. N. Lobo, S. Nojiri e S. D. Odintsov. https://arxiv.org/abs/1104.2669
f(R,T) Cosmological Models in Phase Space Hamid Shabani, Mehrdad Farhoudi Last revised 19 Aug 2013 https://arxiv.org/abs/1306.3164
3. Teorie di Brane e Randall–Sundrum Gravity
Le teorie con dimensioni extra hanno aperto nuove prospettive, e il modello Randall–Sundrum (RS) propone che il nostro Universo sia una brana a quattro dimensioni immersa in uno spazio-tempo più ampio, detto bulk, con una o più dimensioni aggiuntive. La gravità può propagarsi nel bulk, mentre la materia ordinaria resta confinata sulla brana. Il modello fu introdotto nel 1999 da Lisa Randall (Harvard University) e Raman Sundrum (Johns Hopkins University), in due celebri articoli che hanno rivoluzionato la fisica teorica collegando cosmologia, astrofisica e teoria delle stringhe. Questa impostazione spiega perché la gravità appare così debole rispetto alle altre forze, e introduce effetti importanti in cosmologia e astrofisica. La geometria del bulk influenza l’espansione cosmica, la formazione delle strutture e le caratteristiche dei buchi neri, modificando l’orizzonte e la propagazione delle onde gravitazionali. Inoltre, le teorie di brane si collegano naturalmente alla fisica delle alte energie e alla teoria delle stringhe, offrendo un ponte tra fenomeni cosmologici osservabili e fisica fondamentale.
Lisa Randall
Professoressa di fisica teorica ad Harvard. È una delle scienziate più influenti nella fisica delle particelle e cosmologia teorica. Con Raman Sundrum ha introdotto nel 1999 i modelli di brane RS, che hanno ridefinito lo studio delle dimensioni extra e della gravità.
Raman Sundrum
Fisico teorico alla University of Maryland. Si occupa di gravità, teoria delle stringhe e fisica delle particelle ad alte energie. Con Lisa Randall ha formulato nel 1999 i modelli di brana RS, che hanno aperto nuove prospettive sulle dimensioni extra e la gerarchia delle forze.
Quando si cerca di estendere la Relatività Generale a dimensioni superiori a quattro, la struttura matematica delle equazioni di campo si arricchisce di nuove possibilità. In quattro dimensioni, la curvatura dello spaziotempo può essere descritta interamente tramite combinazioni di termini come lo scalare di curvatura, i tensori di Ricci e di Riemann, e ogni tentativo di aggiungere contributi più complessi finisce per produrre equazioni equivalenti a quelle di Einstein, oppure instabilità indesiderate. Tuttavia, in dimensioni maggiori di quattro, esistono termini addizionali che possono essere inclusi mantenendo le equazioni di campo di secondo ordine, evitando quindi l’insorgere di patologie. Uno di questi è il termine di Gauss–Bonnet, che coinvolge una combinazione particolare di curvature quadratiche. In quattro dimensioni esso non ha effetti dinamici, ma in cinque o più dimensioni diventa rilevante, modificando la gravità su grande scala. La sua importanza deriva dal fatto che questo termine appare naturalmente nello sviluppo perturbativo della teoria delle stringhe, fornendo quindi un collegamento diretto tra la gravità classica e la fisica delle alte energie. La generalizzazione più ampia di questa idea porta alla gravità di Lovelock, che include una serie di termini polinomiali in Riemann, ciascuno dei quali diventa dinamicamente attivo solo a partire da una certa dimensione spaziale. Queste teorie forniscono soluzioni nuove e sorprendenti: buchi neri con orizzonti di forma non standard, cosmologie che si espandono o contraggono con leggi diverse da quelle di Friedmann, e perfino scenari in cui la singolarità iniziale può essere evitata. Nella ricerca moderna, il termine di Gauss–Bonnet è stato utilizzato anche in contesti a quattro dimensioni tramite meccanismi di riduzione dimensionale o accoppiamenti con campi scalari, generando modelli di gravità modificata con nuove proprietà. Questo ha portato a studiare, ad esempio, stelle compatte con struttura interna diversa, buchi neri con caratteristiche termodinamiche modificate e possibili effetti misurabili nelle onde gravitazionali.
David Lovelock (1938–2023)
Matematico e fisico britannico, introdusse nel 1971 la gravità di Lovelock, generalizzazione naturale della Relatività Generale in dimensioni superiori a quattro.
Le teorie scalari–tensoriali rappresentano una classe molto ampia di modifiche della gravità, in cui allo spaziotempo curvo si aggiunge uno o più campi scalari che interagiscono con la geometria. Il modello più semplice di questo tipo è la teoria di Brans–Dicke, proposta nel 1961 da Carl H. Brans e Robert H. Dicke (Phys. Rev. 124, 925), in cui la costante gravitazionale non è veramente costante ma dipende da un campo scalare che può variare nello spazio e nel tempo.
Questa idea si ispira al principio di Mach, secondo cui l’inerzia di un corpo è determinata dall’interazione con la massa complessiva dell’Universo. In un quadro scalare–tensoriale, la forza gravitazionale può assumere intensità diverse in epoche cosmiche diverse, modificando l’evoluzione dell’Universo e la formazione delle strutture. Versioni più moderne includono campi scalari con potenziali e accoppiamenti complessi, capaci di spiegare l’accelerazione cosmica senza energia oscura o di generare nuove interazioni deboli su grande scala. Questi modelli prevedono meccanismi di attenuazione delle deviazioni locali dalla Relatività Generale, come l’effetto camaleonte, che permettono loro di passare i test nel Sistema Solare pur mostrando comportamenti differenti su scala cosmologica. Le teorie scalari–tensoriali sono anche una piattaforma naturale per descrivere fenomeni come l’inflazione primordiale, dove un campo scalare (inflatone) guida una fase di espansione rapidissima. Inoltre, sono molto utilizzate per studiare la struttura interna di stelle compatte e per modellare possibili deviazioni nelle onde gravitazionali, in particolare nei tempi di arrivo e nella polarizzazione.
Carl H. Brans (1935–2020)
È stato professore di fisica teorica alla Loyola University di New Orleans. La sua ricerca ha spaziato dalla gravità scalare–tensoriale alla geometria differenziale, con contributi pionieristici sui legami tra costanti fondamentali e campi dinamici.
Robert H. Dicke (1916–1997)
È stato fisico a Princeton, celebre per i suoi studi in cosmologia osservativa e metrologia di precisione. Ha sviluppato tecniche sperimentali cruciali per testare la Relatività Generale e ha avuto un ruolo centrale nell’ideazione della teoria dell’inflazione cosmica primordiale.
Un’idea affascinante e controversa è che il gravitone, la particella ipotetica che medierebbe la forza gravitazionale, possa avere una massa diversa da zero. Nella Relatività Generale il gravitone è privo di massa e viaggia alla velocità della luce; introdurre una massa implica che la gravità abbia una portata finita e un comportamento modificato a grandi distanze. La gravità massiva è stata studiata sin dagli anni ’30, a partire dai lavori di Markus Fierz e Wolfgang Pauli (1939), che introdussero la prima formulazione lineare consistente. Tuttavia, per decenni queste teorie hanno sofferto di problemi teorici, come l’instabilità di Boulware–Deser e gradi di libertà indesiderati. Solo negli ultimi anni sono state formulate versioni consistenti, come la gravità massiva de Rham–Gabadadze–Tolley (dRGT) (2010–2011), che evitano tali difficoltà con un’azione non lineare ben definita. Queste teorie prevedono che la gravità possa indebolirsi su scala cosmologica, fornendo un’alternativa alla costante cosmologica per spiegare l’accelerazione dell’Universo. Se il gravitone avesse massa, le onde gravitazionali subirebbero dispersione, viaggiando a velocità leggermente diverse in funzione della frequenza. Questo effetto potrebbe essere rilevato confrontando l’arrivo di onde gravitazionali e segnali elettromagnetici da eventi astrofisici catastrofici, come le fusioni di stelle di neutroni. Fino ad oggi, le osservazioni hanno posto limiti molto stringenti alla massa del gravitone (inferiore a circa 10⁻²³ eV/c² con LIGO–Virgo), ma non l’hanno esclusa completamente.
Claudia de Rham
È professoressa di fisica teorica all’Imperial College London. È tra le maggiori esperte mondiali di gravità modificata e autrice della formulazione moderna della gravità massiva dRGT, che ha superato le instabilità dei modelli precedenti, collegando teoria e cosmologia.
Resummation of Massive Gravity Claudia de Rham, Gregory Gabadadze, Andrew J. Tolley 08 Nov 2010 https://arxiv.org/abs/1011.1232
7. Gravità Emergente
Un filone di ricerca più radicale considera la gravità non come una forza fondamentale, ma come un fenomeno emergente, simile alla pressione o alla temperatura in un gas. In questa visione, lo spaziotempo stesso potrebbe essere il risultato di gradi di libertà microscopici ancora sconosciuti, e le equazioni di Einstein rappresenterebbero un comportamento collettivo medio, valido solo su larga scala. Una delle proposte più note in questo senso è la gravità entropica di Erik Verlinde (2010), che interpreta la gravità come una forza entropica derivante da variazioni di informazione associate alla posizione della materia. Questo approccio cerca di spiegare fenomeni attribuiti alla materia oscura come conseguenze della modifica della gravità a grandi distanze, senza introdurre particelle esotiche. L’idea di gravità emergente è strettamente collegata alla termodinamica dei buchi neri (Bekenstein, Hawking), alla corrispondenza olografica AdS/CFT (Maldacena) e alla teoria dell’informazione quantistica. In queste prospettive, lo spaziotempo sarebbe una sorta di tessuto costruito a partire da entanglement quantistico, e fenomeni come la curvatura sarebbero legati alla distribuzione dell’informazione. Sebbene queste teorie siano ancora speculative e prive di un quadro definitivo, esse aprono la possibilità di comprendere la gravità in un modo completamente nuovo, forse più vicino a una vera teoria quantistica della gravità.
Erik Verlinde
È professore di fisica teorica all’Università di Amsterdam. Tra i più noti teorici delle stringhe, ha proposto la gravità entropica, in cui la gravità emerge come fenomeno termodinamico legato all’informazione, offrendo una nuova prospettiva sulla materia oscura.
On the Origin of Gravity and the Laws of Newton Erik P. Verlinde 06 Jan 2010.
Le teorie di gravità modificata costituiscono un campo di ricerca vivace e in continua evoluzione. Alcune di esse nascono per risolvere problemi osservativi concreti, come l’energia oscura e la materia oscura; altre derivano dalla necessità di superare limiti teorici della Relatività Generale o di connettersi a teorie più fondamentali, come la teoria delle stringhe o la meccanica quantistica. Ogni proposta porta con sé promesse e difficoltà: le teorie devono essere coerenti internamente, passare test rigorosi su scale locali e cosmiche, e spiegare contemporaneamente un’ampia gamma di fenomeni astrofisici. Le missioni spaziali e terrestri dei prossimi anni, dai grandi telescopi ottici e radio agli osservatori di onde gravitazionali, avranno un ruolo decisivo nel distinguere tra le diverse possibilità. Qualunque sarà la direzione in cui porteranno i dati, la ricerca in gravità modificata ci ricorda che la nostra comprensione dell’Universo è ancora incompleta e che, forse, le leggi fondamentali della natura attendono di essere riscritte in una forma più ampia e profonda.
Con il patrocinio di: INAF – Istituto Nazionale di Astrofisica e dell’ Università degli Studi di Napoli “Federico II”
Il XXXIII Convegno Nazionale del GAD (Gruppo di Astronomia Digitale) si è svolto dal 10 al 12 ottobre 2025 presso l’Osservatorio Astronomico di Capodimonte a Napoli. Un appuntamento che da anni riunisce astrofili, ricercatori e divulgatori da tutta Italia.
Più di 50 partecipanti hanno animato tre intense giornate di relazioni, osservazioni, visite e convivialità.
Il convegno inizia con i saluti istituzionali del Direttore dell’Osservatorio, Pietro Schipani, e del Presidente dell’UAN, Edgardo Filippone.
Successivamente si sono susseguiti interventi di alto livello scientifico:
Marcella Marconi, ex Direttrice dell’Osservatorio, ha aperto i lavori con una relazione dedicata alla variabilità stellare.
Salvo Pluchino, Presidente dell’UAI, ha tracciato un quadro aggiornato della radioastronomia amatoriale, settore in espansione grazie alle nuove tecnologie di ricezione e all’impegno dei gruppi di ricerca locali.
Clementina Sasso (INAF) ha sottolineato l’importanza del dialogo tra mondo professionale e comunità amatoriale, una collaborazione che arricchisce entrambi i fronti.
Giovanni Covone, docente dell’Università Federico II di Napoli, ha affascinato il pubblico con un intervento sulla ricerca di esopianeti e mondi abitabili, raccontando le più recenti scoperte e i progressi nell’individuazione di pianeti extrasolari simili alla Terra.
Claudio Lopresti, Presidente del GAD, ha presentato la nuova impostazione dell’Area Ricerca e Tecnica UAI, delineando le linee guida e le prospettive future del network.
Non sono mancati contributi di rilievo da parte dei soci dell’UAN, come Fabio Filippi sugli osservatori remotizzati, e Antonio Marino e Giulio Follero sui progetti di ricerca sugli esopianeti.
Quest’anno, l’Unione Astrofili Napoletani (UAN) ha avuto un ruolo centrale nell’organizzazione dell’evento, curando con dedizione la logistica e l’accoglienza di tutti i partecipanti.
Come ha spiegato Antonio Marino, responsabile della Sezione Esopianeti dell’UAN, l’obiettivo principale è stato duplice: da un lato offrire agli appassionati locali un’occasione preziosa per confrontarsi con esperti delle discipline trattate dal GAD; dall’altro creare un ambiente accogliente stimolante per tutti i partecipanti.
Un impegno non da poco, ma che – sottolinea Marino – “ha ripagato pienamente gli sforzi, grazie ai tanti apprezzamenti ricevuti da parte degli ospiti e al clima di collaborazione che si è respirato durante tutto il convegno”.
Fra i temi più vivi dell’edizione 2025 c’è stata senza dubbio la ricerca sugli esopianeti, ambito in cui l’Italia continua a distinguersi per partecipazione e competenza della comunità amatoriale.
Marino ha sottolineato come la ricerca stia vivendo una fase “straordinariamente dinamica”, in cui anche gli astronomi non professionisti contribuiscono in modo significativo ai progetti internazionali.
Programmi come ExoClock e TESS, infatti, dimostrano quanto sia prezioso il lavoro della citizen science e quanto le tecnologie moderne – telescopi, sensori e software di analisi – stiano rendendo sempre più accessibile un campo di studio che solo pochi anni fa sembrava riservato ai grandi osservatori professionali.
“È un percorso affascinante – ha spiegato Marino – e siamo solo all’inizio. La ricerca esoplanetaria rappresenta uno dei settori più entusiasmanti dell’astronomia contemporanea, capace di unire rigore scientifico e meraviglia per la scoperta.”
Un momento particolarmente significativo è stato il collegamento online con Molisella Lattanzi, direttrice della rivista Coelum Astronomia. In segno di vicinanza, la direttrice ha fatto distribuire ai presenti copie della rivista Coelum, dono simbolico che ha rappresentato l’unione tra ricerca amatoriale e comunicazione scientifica professionale.
Inoltre, uno degli aspetti più apprezzati del Convegno GAD resta la possibilità di incontro tra realtà diverse, accomunate dalla stessa passione per il cielo.
Per Marino, questo è proprio “il valore più grande di eventi come il GAD”: la capacità di creare connessioni tra esperienze e competenze distribuite su tutto il territorio nazionale, offrendo un terreno fertile per la nascita di nuove collaborazioni e idee di ricerca.
La forza del gruppo, aggiunge, risiede nel ritrovarsi periodicamente “per confrontarsi, ispirarsi e rafforzare la rete che unisce appassionati e ricercatori, in un dialogo continuo che arricchisce entrambi i mondi.”
Il messaggio che Marino rivolge a chi desidera avvicinarsi al mondo degli esopianeti è semplice ma profondo: iniziare insieme, mai da soli.
Avvicinarsi alle associazioni locali, partecipare alle attività dei gruppi di ricerca, condividere esperienze e tecniche di elaborazione fotometrica: sono questi, secondo lui, i primi passi per entrare in un campo che non smette di stupire.
“La condivisione delle competenze – afferma – è la chiave che apre le porte di questo mondo affascinante. È così che si cresce, come astrofili e come persone.”
Il Convegno GAD 2025 ha confermato ancora una volta quanto la collaborazione tra professionisti e appassionati rappresenti una delle risorse più preziose per l’astronomia italiana.
Napoli e l’Osservatorio di Capodimonte si confermano così luoghi di incontro privilegiati per chi guarda il cielo con curiosità e dedizione.
E come ricorda Marino, “ogni volta che ci ritroviamo, l’astronomia diventa non solo scienza, ma anche relazione, cultura e futuro condiviso.”
Grazie ad Antonio Marino Responsabile Sezione esopianeti e stelle variabili UAN
Nel cuore del nord-ovest dell’Arabia Saudita, un’area ricca di patrimonio archeologico ereditato da civiltà antiche, è oggi sede di un’importante iniziativa scientifica e tecnologica. AlUla è una terra famosa per i suoi siti storici come la città nabatea di Hegra, dichiarata Patrimonio dell’Umanità dall’UNESCO nel 2008, per i paesaggi mozzafiato e per le radicate tradizioni narrative. Presto ospiterà un osservatorio astronomico unico nel suo genere. L’Osservatorio di AlUla Manara, attualmente in fase di sviluppo, è concepito come una struttura scientifica multifunzionale, finalizzata non solo alla ricerca, ma anche alla valorizzazione culturale e alla formazione. Il progetto mira a integrare attività scientifiche, educative e divulgative in un unico contesto operativo, con una prospettiva di lungo termine. Su scala nazionale, AlUla Manara si inserisce negli sforzi dell’Arabia Saudita per ridurre la dipendenza dal petrolio, puntando su turismo, istruzione e ricerca. Il progetto vuole anche favorire innovazione, collaborazioni e dialogo internazionale. L’osservatorio però guarda oltre i confini del paese: nasce come spazio in cui astronomia, educazione, sostenibilità e identità culturale si intrecciano sotto uno dei cieli più limpidi del pianeta. In linea con la Vision 2030, l’obiettivo è diventare un punto di riferimento per la scienza e la comunità, aprendo l’accesso al cielo non solo ai ricercatori, ma anche agli astrofili, alle scuole e alle istituzioni di tutto il mondo.
Sito archeologico della antica città nabatea di Hegra, nei pressi di AlUla. Copyright: Experience AlUla.
Indice dei contenuti
L’Osservatorio di AlUla Manara
Il valore di AlUla Manara sta soprattutto nel suo cielo. L’osservatorio sorgerà su un altopiano naturale nel deserto, circa 74 chilometri a nord della città vecchia di AlUla e poco a ovest della Riserva Naturale di Gharameel. Nel 2024 l’area ha ottenuto il riconoscimento di International Dark Sky Park da parte di DarkSky International, entrando così in quel ristretto 5% di luoghi al mondo dove l’oscurità del cielo è davvero eccezionale.
Questo non è solo un titolo: significa che qui l’inquinamento luminoso è quasi assente, l’umidità è molto bassa e ci sono più di 280 notti limpide all’anno. A tutto ciò si aggiungono l’altitudine del plateau e la stabilità del clima, che rendono il sito uno dei migliori del Medio Oriente per osservazioni astronomiche.
Riserva Naturale di Gharameel, nei pressi di AlUla. Copyright: Gary Fildes.
Ma il legame con il cielo non è una novità. Per secoli le comunità di AlUla hanno usato le stelle per orientarsi, per misurare il tempo e come punto di partenza per racconti e tradizioni tramandate di generazione in generazione. L’arrivo di un osservatorio moderno non spezza questa continuità: la aggiorna, trasformando una curiosità antica in conoscenza scientifica.
AlUla Manara non sarà solo un centro di ricerca. Vuole aprirsi anche a insegnanti, studenti, turisti, artisti e appassionati, offrendo esperienze che uniscono scienza, paesaggio naturale e cultura locale. Un luogo in cui guardare il cielo diventa non solo osservazione, ma anche racconto e condivisione. “Manara”, in arabo faro, è il nome scelto per l’osservatorio: un simbolo di luce e orientamento, pensato per diventare un punto di riferimento nella ricerca e nella formazione.
L’idea alla base è semplice: far crescere le conoscenze astronomiche e allo stesso tempo dare impulso a nuove competenze, sia umane che tecnologiche.
Il progetto si inserisce nella cornice della Vision 2030 saudita, con l’ambizione di sostenere la diversificazione dell’economia, rafforzare l’istruzione e aprire sempre di più lo scambio culturale con il resto del mondo.
Ma AlUla Manara non è solo un osservatorio: è parte di un mosaico più grande, fatto di iniziative culturali, di progetti per la tutela del patrimonio e di attenzione all’ambiente, portati avanti dalla Royal Commission for AlUla.
Il sito archeologico della antica città nabatea di Hegra, nei pressi di AlUla, si accende con spettacoli di narrativa, teatro e musica dopo il tramonto. Crediti: Gianluca Lombardi.
La Strumentazione Modulare
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Il fulcro dell’osservatorio sarà un telescopio ottico e infrarosso di grandi dimensioni, progettato per rispettare gli standard della ricerca internazionale. La misura esatta dello specchio non è ancora stata comunicata: la configurazione finale verrà definita da un team internazionale e multidisciplinare, anche sulla base dei risultati della campagna di caratterizzazione del sito, ancora in corso.
Il luogo scelto, con clima secco e un’alta percentuale di notti fotometriche, offre condizioni ideali per osservazioni in bande ottiche e infrarosse. Lo strumento sarà pensato per studi sugli esopianeti (in particolare le atmosfere), sulle stelle variabili, sugli eventi transitori ad alta energia come i lampi gamma e sull’analisi delle galassie lontane. Potrà anche lavorare nel medio infrarosso, utile per osservare ambienti ricchi di polveri. Il design modulare, con stazioni focali predisposte per strumenti aggiuntivi e l’integrazione futura di ottica adattiva, permetterà di ampliare nel tempo le capacità del telescopio.
Oltre allo strumento principale sono previsti due telescopi ausiliari di medie dimensioni, con funzioni specifiche:
Il primo sarà dedicato alla formazione. Studenti, dottorandi, giovani ricercatori e appassionati avranno l’opportunità di imparare a osservare, raccogliere e analizzare dati in tempo reale, diventando parte attiva del processo.
Il secondo sarà destinato alla scienza a risposta rapida. In astronomia i fenomeni transienti – eventi che cambiano luminosità o caratteristiche in tempi brevi, da millisecondi ad anni – sono spesso legati a processi energetici estremi. Questo telescopio sarà configurato per reagire in pochi secondi ai segnali di allerta (trigger) provenienti da reti di monitoraggio globali, così da acquisire e documentare eventi che aiutano a comprendere l’universo dinamico.
Tutto l’osservatorio sarà concepito con un’architettura modulare e flessibile, pensata per integrare strumenti futuri, nuovi laboratori e linee di ricerca aggiuntive. Un’impostazione che punta a garantire non solo la funzionalità attuale, ma anche la capacità di crescere e aggiornarsi nei decenni a venire.
Caratterizzazione del sito Astronomico
Un’analisi preliminare condotta tra il 2023 e il 2024——1 ha studiato le caratteristiche geografiche e geologiche di diverse località all’interno dell’area del vasto plateau a Nord della città di AlUla concentrandosi in particolare sulla stabilità del terreno e sull’accessibilità del sito. Alla fine è stato identificato il terreno di AlUla Manara come sede del primo osservatorio astronomico dell’Arabia Saudita.
Alla scelta fa seguito una fase preliminare, spesso invisibile ma fondamentale, che ha l’obiettivo di misurare e comprendere con rigore scientifico le condizioni atmosferiche e ambientali che influenzeranno le prestazioni osservative.
Gianluca Lombardi e la stazione di monitoraggio del sito ad AlUla Manara a Marzo 2025. Da sinistra verso destra: il 24hSHIMM su una torre di 8 metri, il radiometro RPG-HATPRO e la torre meteorologica di 30 metri.
La strategia adottata combina analisi di remote sensing, modellistica climatologica e monitoraggio diretto in sito. I primi studi, pubblicati su riviste peer-reviewed2, si sono basati su dati di rianalisi ECMWF ERA5 e hanno fornito una valutazione iniziale delle condizioni medie di seeing, contenuto di vapore acqueo (PWV), copertura nuvolosa e stabilità termica.
Nel 2024 ha preso avvio la fase di monitoraggio strumentale avanzato, in linea con le best practice internazionali. Il fulcro della campagna di Site Monitoring è rappresentato dallo 24hSHIMM (24-hour Shack-Hartmann Image Motion Monitor), un prototipo sviluppato per fornire profili verticali di turbolenza atmosferica in continuo, incluso il seeing, sia di giorno che di notte. A differenza dei seeing monitor standard, il 24hSHIMM è un profiler, ovvero permette di monitorare la dinamica della turbolenza identificando la distribuzione verticale della forza delle componenti di disturbo provenienti dal suolo, dallo strato limite e dall’alta atmosfera e di due strati intermedi, ciò che tecnicamente chiamiamo Optical Turbulence Profile (OTP). Questo consente una valutazione diretta della compatibilità del sito con tecnologie di ottica adattiva e ad alta risoluzione.
Mappa dell’area geografica dell’Arabia Saudita occidentale con la città di AlUla e la posizione del sito astronomico di AlUla Manara.
Accanto al 24hSHIMM operano altri strumenti complementari:
Un contatore di particelle di polvere, progettato per quantificare la presenza di aerosol e valutare il rischio di scattering e deposizione ottica sulle superfici riflettenti.
Un radiometro RPG-HATPRO, in grado di misurare in tempo reale il contenuto colonnare di vapore acqueo (PWV) che influenza l’osservazione nel vicino e medio infrarosso.
Una rete verticale di sensori meteorologici calibrati, posizionati a diverse altezze su una torre meteorologica (2m, 10m, 20m, 30m), che rilevano con alta frequenza gradienti di vento, temperatura e umidità, in poche parole aiutano nello studio del microclima locale.
Gli strumenti, sebbene concepiti per usi altamente specializzati, sono già da ora anche il punto di partenza per attività divulgative e formative. L’intenzione è mantenere una comunicazione trasparente e accessibile, in modo che anche il pubblico possa comprendere il rigore e la complessità delle scelte progettuali che precedono la nascita di un grande osservatorio.
Sostenibilità come Attore Principale
Ad AlUla Manara la sostenibilità non è un optional: è la base su cui viene pensato tutto, dalle strutture ai servizi. Prima ancora di alzare le cupole e montare i telescopi, progettisti e ingegneri hanno dovuto affrontare una domanda chiara: come realizzare un’infrastruttura scientifica avanzata che non solo rispetti il paesaggio, ma contribuisca anche a valorizzarlo?
La risposta passa dall’unione tra tecniche tradizionali del deserto e tecnologie moderne a basso impatto. I materiali saranno locali, con colori e texture simili alle rocce di arenaria della zona. Gli edifici avranno sviluppo orizzontale e linee curve, integrate nel terreno, per ridurre l’impatto visivo e mantenere la continuità del paesaggio.
Un team della Royal Commission for AlUla durante una campagna di studio dell’estinzione atmosferica ad AlUla Manara.
Per limitare i consumi, si ricorrerà a sistemi di raffreddamento passivo, ispirati all’architettura vernacolare, così da ridurre la necessità di aria condizionata. Gli spazi saranno orientati per massimizzare ombra e ventilazione naturale. L’energia proverrà da impianti a risparmio energetico, l’acqua sarà gestita con attenzione e il paesaggio circostante verrà arricchito con piante autoctone resistenti alla siccità.
Un punto critico è l’illuminazione artificiale, che può danneggiare sia l’osservazione astronomica sia gli ecosistemi. Per questo l’intero sistema di luci sarà progettato con esperti ambientali: corpi illuminanti schermati, intensità minima, tonalità ambrate e direzionamento verso il basso, per ridurre la dispersione luminosa verso il cielo.
Gli sforzi di sostenibilità non riguardano solo l’osservatorio, ma l’intera regione di AlUla, già coinvolta in progetti di conservazione come il reinserimento della fauna selvatica nelle riserve di Gharameel e Sharaan, dove si lavora anche alla reintroduzione del leopardo arabo, specie a rischio estinzione.
Il plateau di AlUla Manara dove sorgerà l’osservatorio, al tramonto.
In questo contesto, AlUla Manara vuole dimostrare che sviluppo scientifico e tutela ambientale possono procedere insieme. L’osservatorio punta così a diventare un modello per il futuro: un luogo in cui l’uomo studia le stelle senza dimenticare di proteggere la Terra.
Un centro Per l’Educazione e il coinvolgimento Del Pubblico
AlUla Manara non sarà solo un luogo di ricerca per scienziati e strumenti all’avanguardia. Una parte importante del progetto è dedicata all’educazione e alla divulgazione, con l’idea di rendere il cielo accessibile a chiunque, senza limiti di età, formazione o provenienza.
Per questo è in fase di progettazione un centro visitatori, collocato in modo da non disturbare le condizioni di buio necessarie alle osservazioni scientifiche. Qui famiglie, turisti, scuole e appassionati potranno vivere esperienze interattive: mostre didattiche, osservazioni guidate e contenuti digitali pensati per spiegare concetti complessi in maniera semplice. Il centro offrirà anche simulazioni di realtà virtuale delle superfici planetarie, repliche di rover per esplorare “il suolo di Marte” e laboratori per creare mappe stellari con dati raccolti in tempo reale dai telescopi. Le piattaforme pubbliche di osservazione permetteranno a molti di vedere con i propri occhi oggetti celesti che spesso non hanno mai avuto occasione di osservare.
L’impegno non si fermerà alle mura dell’osservatorio. Sono previsti osservatori mobili e mostre itineranti per raggiungere comunità rurali e scuole isolate in tutto il Regno. L’idea è semplice: anche chi vive in un villaggio remoto deve poter guardare attraverso un telescopio con la stessa facilità di chi visita AlUla.
Un altro pilastro sarà la formazione accademica. Sono allo studio partnership tra università saudite e istituti internazionali per offrire tirocini, tesi e corsi pratici in campi come astronomia, ottica, ingegneria e data science. I giovani sauditi potranno lavorare accanto a esperti, partecipare a ricerche concrete e pubblicare su riviste scientifiche internazionali.
La programmazione non si limiterà alla scienza. Arte e cultura avranno un ruolo centrale: residenze per poeti, musicisti, fotografi e narratori inviteranno a raccontare il cielo notturno con linguaggi diversi. Le loro opere, esposte dentro e fuori AlUla, offriranno un modo alternativo di interpretare l’universo, non solo come fonte di dati, ma come spazio di immaginazione e creatività. In questo spirito, AlUla Manara vuole essere un luogo dove l’apprendimento non si esaurisce in un’aula o in un laboratorio, ma nasce da ogni esperienza e da ogni domanda. In un mondo in cui l’accesso alla conoscenza non è uguale per tutti, l’osservatorio punta a diventare uno strumento di apertura e condivisione, ricordando che il diritto a conoscere e a comprendere appartiene a tutti.
Architettura che onora il Territorio
AlUla Manara è progettato per non imporsi sul paesaggio, ma per fondersi con esso. Le strutture avranno volumi sobri e forme ispirate alle rocce di AlUla, con rivestimenti in materiali locali che riprendono colori e texture dell’arenaria. Le coperture seguiranno i profili naturali, così che da lontano l’osservatorio risulti poco distinguibile.
La planimetria del sito seguirà la topografia esistente, evitando livellamenti e proteggendo flora e suolo. Anche l’efficienza energetica è parte del progetto: alcuni edifici saranno parzialmente interrati, sfruttando il terreno per stabilizzare la temperatura e ridurre l’uso di raffreddamento artificiale, a beneficio sia delle apparecchiature che della sostenibilità.
Le aree operative – camere di alluminatura, sale di controllo, laboratori – saranno costruite con logica modulare, così da poter essere ampliate o riconfigurate. Astronomi, ingegneri e specialisti ambientali collaborano per garantire coerenza funzionale e rispetto del contesto.
Valle di Ashar, nei pressi di AlUla. Copyright: Experience AlUla.
Strade e percorsi interni saranno studiati per limitare polveri, riflessi e problemi di drenaggio, che in un ambiente arido possono compromettere il terreno e le infrastrutture. L’illuminazione notturna, regolata da sistemi automatici e dispositivi schermati secondo gli standard DarkSky International, ridurrà la dispersione luminosa e preserverà il cielo. Nel complesso, l’osservatorio vuole dimostrare che si può costruire un’infrastruttura scientifica di livello internazionale adottando criteri di sostenibilità e piena integrazione con il paesaggio.
Una Piattaforma Per la collaborazione Internazionale
Fin dall’inizio, AlUla Manara non è stato pensato come un osservatorio isolato, ma come parte di una rete internazionale. La missione è chiara: favorire cooperazione, scambio e partecipazione multilaterale.
Sono già attive collaborazioni con istituzioni in Europa, Nord America, Asia e Medio Oriente, che includono finestre osservative condivise, pubblicazioni congiunte e programmi di scambio. In questo modo i ricercatori sauditi potranno entrare in consorzi scientifici globali e contribuire a temi di interesse astrofisico internazionale. La Royal Commission for AlUla sta inoltre sviluppando partnership con organizzazioni di grande rilievo come il SETI Institute, ampliando così l’ambito scientifico del progetto. Un aspetto centrale sarà l’adesione a iniziative di open data science: parte dei dati non proprietari sarà resa pubblica e accessibile a ricercatori, insegnanti e citizen scientist in tutto il mondo. Una scelta che punta a dare maggiore risonanza alle scoperte, rendendole patrimonio collettivo e non solo riservato a pochi.
L’osservatorio ospiterà anche conferenze internazionali, simposi e programmi di borse di studio, coinvolgendo esperti di discipline diverse: dall’astrofisica alla sostenibilità, dalla comunicazione scientifica all’innovazione tecnologica. Questi incontri saranno un’occasione per creare nuove connessioni culturali e scientifiche.
AlUla Manara non nasce per competere con altri grandi osservatori come il Very Large Telescope in Cile o il Grantecan alle Canarie, ma per affiancarli. La sua posizione geografica permetterà di coprire una fascia osservativa ancora poco presidiata, arricchendo le reti globali di monitoraggio del cielo.
L’ingresso dell’Arabia Saudita nell’astronomia, rappresentato da questo progetto, non è pensato come un gesto simbolico, ma come un impegno concreto: un passo per assumere un ruolo attivo e riconosciuto nello sviluppo della ricerca astronomica internazionale.
Funzione Territoriale dell’osservatorio
I telescopi di AlUla Manara nasceranno per osservare l’universo, ma il loro impatto sarà concreto anche a livello locale. L’osservatorio non è solo un’infrastruttura scientifica: è pensato come strumento di sviluppo territoriale e modello di come la ricerca possa generare benefici per le comunità. Le opportunità di lavoro saranno ampie e diversificate: oltre al personale scientifico, ci sarà spazio per figure legate a ospitalità, logistica, costruzioni, telecomunicazioni, istruzione, gestione dati e accoglienza. Dall’ingegnere che mantiene i telescopi fino alla guida che accompagna i visitatori sotto il cielo stellato, l’impatto occupazionale sarà trasversale.
La struttura contribuirà anche a incentivare il turismo, soprattutto in ambiti come astroturismo, viaggi educativi e naturalistici. I visitatori interessati a scienza e cultura prolungheranno la loro permanenza, generando domanda per alloggi, trasporti, ristorazione, artigianato e visite guidate, e consolidando AlUla come meta internazionale. Per i residenti, l’osservatorio è già motivo di orgoglio: colloca la comunità in una rete scientifica globale e rafforza l’identità locale, stimolando formazione e partecipazione.
Ma AlUla Manara guarda anche al lungo termine. Tra dieci, cinquanta o cento anni, aspira a essere un centro stabile per la produzione di dati scientifici – esopianeti identificati, buchi neri monitorati, supernovae osservate con precisione – e allo stesso tempo un punto di riferimento per la formazione delle nuove generazioni. Le attività educative potranno influenzare scelte di studenti e insegnanti, mentre i progetti già in corso per individuare altre zone di cielo buio in Arabia Saudita aprono la strada a una rete nazionale di osservatori.
Il valore più grande, però, potrebbe andare oltre la scienza. L’osservatorio vuole diventare fonte di ispirazione: un bambino che osserva Saturno durante una gita potrà scegliere di diventare astronomo; un poeta troverà versi sotto un cielo limpido; un anziano racconterà di quando il deserto era abbastanza buio da permettere di sognare. In questo senso, l’eredità di AlUla Manara sarà duplice: produrre conoscenza e conservare emozioni, dal silenzio del deserto al passaggio di una meteora. In un mondo in cui la luce artificiale cancella sempre più le stelle, AlUla immagina un futuro diverso: un luogo dove il cielo resta visibile, rispettato e condiviso. Non sarà solo un osservatorio per trovare risposte, ma un posto che custodisce la capacità di porre nuove domande.
L’astrofotografia amatoriale è cambiata profondamente negli ultimi anni, e buona parte di questa evoluzione si deve alla crescita e al miglioramento degli strumenti software. In questo scenario, Siril ha conquistato un ruolo di primo piano: è un software open-source, potente e multipiattaforma, pensato appositamente per chi lavora con immagini astronomiche. Dalla calibrazione delle immagini con dark, bias e flat, alla registrazione (allineamento) e all’integrazione di centinaia di pose in un’unica immagine finale (stacking)1.
Siril offre agli astrofili tutto ciò che serve per trasformare i dati grezzi delle foto astronomiche in immagini pronte per l’analisi scientifica o la pubblicazione a scopi divulgativi o semplicemente da condividere con passione sui social.
Tuttavia, è importante ricordare che Siril offre molto più del semplice utilizzo di calibrazione e stacking delle immagini, il potenziale del software va ben oltre. Ad esempio, consente di:
analizzare le immagini in modo avanzato (Fig. 2), combinando criteri multipli per filtrare, ordinare o confrontare pose;
eseguire fotometria differenziale e curve di luce, utili per lo studio di esopianeti, stelle variabili o eventi transitori;
realizzare astrometria precisa, con riconoscimento automatico degli oggetti presenti nell’immagine;
integrare librerie esterne Python per operazioni scientifiche complesse, come la riduzione dati o la modellazione.
Figura 2 – Diverse possibilità di grafici realizzati con lo stesso set di immagini.
Un riconoscimento importante, che conferma quanto Siril, pur essendo gratuito, sia ormai uno strumento maturo e affidabile anche per la ricerca scientifica professionale.
Per sfruttare appieno tutte queste potenzialità, è necessario andare oltre la semplice esecuzione di script e immergersi nella documentazione ufficiale, nei tutorial disponibili e nella community.
Con la versione 1.4.0, Siril ha introdotto una novità importante: l’integrazione di un ambiente Python interno VENV (virtual environment)2 completamente gestito dal programma. Non si tratta solo di una nuova funzione, ma di una vera svolta, che apre le porte a un modo completamente nuovo di personalizzare e automatizzare il lavoro.
Python è un linguaggio di programmazione di alto livello, versatile e facile da leggere, pensato per essere chiaro e accessibile anche a chi non è uno sviluppatore professionista. Proprio grazie alla sua semplicità, negli anni è diventato lo strumento preferito in moltissimi ambiti scientifici e accademici.
Il vero punto di forza di Python risiede nel suo vastissimo ecosistema di librerie specializzate: moduli già pronti per ogni esigenza, che permettono di affrontare calcoli complessi o analisi dati senza dover reinventare tutto da zero.
Solo per citarne alcune:
NumPy e SciPy per il calcolo numerico ad alte prestazioni;
Matplotlib e Plotly per la visualizzazione dei dati;
OpenCV per l’elaborazione di immagini e computer vision;
e naturalmente Astropy, una libreria pensata appositamente per l’astronomia.
Quest’ultima consente, ad esempio, di gestire file FITS3, convertire coordinate celesti e molto altro ancora.
E per l’utente comune? Nessun incubo da installazioni o righe di comando. Non serve configurare nulla a mano: è Siril che fa tutto da solo. Se uno script ha bisogno di librerie esterne come NumPy o OpenCV, le scarica e le installa automaticamente nel suo ambiente Python VENV separato da tutto il sistema, senza toccare, compromettere o entrare in conflitto con il resto del sistema.
Una “zona sicura” dove gli script possono lavorare in modo isolato, senza correre il rischio di entrare in conflitto con altre versioni di Python già installate sul computer.
E se qualcosa dovesse andare storto (sempre e solo dentro l’ambiente Python VENV di Siril)? Nessun problema: basta un semplice comando da Siril per resettare tutto l’ambiente e ripartire da zero. Una funzione comoda che risolve in un attimo eventuali instabilità.
È un approccio davvero intelligente: semplice per l’utente, stabile per il sistema e sicuro per i dati.
Grazie a questa architettura, oggi anche chi non ha mai scritto una riga di codice può usare — o persino creare — strumenti su misura (è integrato in Siril un editor per script Python), automatizzare operazioni ripetitive o sperimentare con idee nuove. Un passo avanti enorme rispetto al passato, che ha reso possibile (almeno per quanto mi riguarda) lo sviluppo del set di strumenti presentati in questo articolo.
Il set comprende cinque tool, ognuno pensato per risolvere un problema specifico o per rendere più semplice una fase del flusso di lavoro. Si va dalla gestione dei file con “Sequence Deleter“, all’analisi diagnostica dei flat “Flat on Flat Analyzer“, passando per strumenti di elaborazione creativa come “Hubble Palette from OSC” e “Signature Tool“, fino ad arrivare al recupero di dati, grazie a “Satellite Trail Remover“, uno script avanzato per la rimozione semi automatica delle tracce di aerei o satelliti artificiali.
Sequences Deleter
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Un’utilità essenziale per la gestione del workflow, progettata per essere molto più di un semplice “cancellatore” di file. Durante una sessione di elaborazione (che sia deep sky, planetario o paesaggistica notturna), è comune creare numerose sequenze intermedie, di prova o anche errate. E quando si ha a che fare con file FITS provenienti da una camera astronomica con sensore APS-C (formato/dimensioni classiche di un sensore CMOS) i file FITS possono occupare dai 50MB ai 300MB ognuno.
Con un rapido calcolo, una sequenza di 50 immagini FITS da 300 MB ciascuna occupa già circa 15 GB. Tuttavia, durante l’elaborazione, a ogni passaggio verranno create copie di tutti e 50 i file: lo spazio occupato salirà così a 30 GB, poi a 45 GB, e così via.
Potrebbe sembrare un enorme spreco di spazio, ma è l’unico modo per conservare una “storia” delle operazioni effettuate e poter tornare indietro senza dover ricominciare da zero.
Del resto, ogni passaggio richiede notevoli risorse di sistema e, su macchine poco potenti, i tempi di attesa possono facilmente arrivare a 15 o 30 minuti.
Questo script nasce con l’obiettivo di semplificare il lavoro di “pulizia” dei file copia generati durante le fasi di elaborazione.
Figura 3 – Sequences Deleter
A questo punto, la domanda sorge spontanea (e vi assicuro che è stata posta più volte al team di Siril): perché Siril non include una funzione per cancellare automaticamente questi file copia?
La risposta breve è semplice: Siril non è pensato per ripulire l’hard disk.
Nel modello concettuale del software, lo spazio di lavoro è una directory isolata che può essere eliminata completamente una volta conclusa l’elaborazione.
I programmatori, comprensibilmente, concentrano i loro sforzi sul miglioramento degli algoritmi di elaborazione — che sono già molto complessi — piuttosto che su funzioni accessorie di gestione dei file.
Una scelta del tutto comprensibile, soprattutto considerando che Siril è un software gratuito, a differenza di molti altri strumenti simili che richiedono costosi abbonamenti o licenze.
Tuttavia, proprio da qui — e da numerose osservazioni raccolte durante i corsi di astrofotografia che teniamo in ATA — è nata l’idea di questo script.
Non tutti, infatti, dispongono di computer con prestazioni elevate o grandi capacità di archiviazione.
L’obiettivo è quindi fornire un piccolo strumento, sfruttando le nuove funzionalità offerte da Python in Siril, che permetta una pulizia mirata, senza dover eliminare l’intera directory, rimuovendo solo quei file copia che non servono più.
Lo script si rivolge anche agli utenti meno esperti nella gestione dei file, che spesso si trovano in difficoltà nel capire cosa sia sicuro eliminare e cosa no. La paura di cancellare per errore i file originali è molto diffusa — e più che giustificata. Sequences Deleter, non cancella i file basandosi su maschere 4 di nomi generiche, ma adotta un approccio molto più robusto e sicuro. Lo script è stato progettato ispirandosi alla gestione interna delle sequenze di Siril (definita nel file sorgente “seqfile.c”), ed esegue quindi un’analisi dettagliata del file .seq associato alla sequenza selezionata.
Attraverso il parsing 5 di questo file, lo script è in grado di determinare la natura esatta della sequenza: se si tratta di una sequenza regolare (con nomi file progressivi, es. light_0001.fit, light_0002.fit), di una sequenza variabile composta da file FITS specifici, o di una sequenza basata su container come file SER o AVI.
Una volta estratte le informazioni precise sui file che compongono la sequenza, procede alla loro eliminazione mirata. Questo metodo garantisce che vengano rimossi solo ed esclusivamente i file pertinenti, inclusi i file di conversione, prevenendo cancellazioni accidentali e mantenendo l’integrità della directory di lavoro.
A completamento del processo, lo script stampa nella scheda “Console” di Siril l’elenco dettagliato dei file eliminati, offrendo così all’utente una verifica immediata delle operazioni effettuate.
Signature Tool
Applicare una firma o un logo a una foto può sembrare un dettaglio, ma in realtà ha diversi scopi importanti, soprattutto se si condividono le immagini online o si lavora in ambito creativo.
Prima di tutto, serve a tutelare l’autore. Una firma o un piccolo logo in un angolo della foto dice chiaramente: questa immagine è mia, è frutto del mio lavoro, del mio tempo e della mia visione. In rete, dove le immagini viaggiano velocemente e possono essere scaricate, riutilizzate o persino spacciate per proprie da altri, avere una firma è un modo semplice per mantenere almeno un minimo di riconoscibilità.
Figura 4 – Signature Tool
Poi c’è l’aspetto della visibilità. Per chi pubblica foto per passione o per lavoro, avere un marchio riconoscibile aiuta a farsi notare. Se un’immagine gira su forum, social o siti, chi la guarda può risalire all’autore, visitare il suo profilo o sito, magari scoprire altri lavori. Infine, è anche una forma di stile personale. Alcuni fotografi disegnano firme minimali, altri usano loghi eleganti: è un dettaglio, ma contribuisce a dare un’identità visiva alle proprie immagini.
Ora, applicare una firma a un’astrofotografia potrebbe sembrare un’operazione semplice (dopo tutti i complicati processi che sono stati necessari per elaborarla): prendere un file PNG, gestire il suo canale di trasparenza e fonderlo con l’immagine ed il gioco è fatto. La realtà, tuttavia, nasconde complicazioni significative.
Il flusso di lavoro in Siril — come in molti altri software di elaborazione astronomica — deve gestire immagini con profondità di colore differenti: 8, 16 e persino 32 bit per canale.
Se l’8 bit è lo standard comune nella fotografia tradizionale e nell’uso generico dei software di grafica, le immagini astronomiche richiedono una profondità molto maggiore per preservare le deboli sfumature di luce, le strutture diffuse e i dettagli nascosti nei bassi livelli di segnale.
Le immagini a 16 bit offrono già 65.536 livelli di intensità per canale, contro i soli 256 dell’8 bit. Ma con l’uso di stack, elaborazioni lineari e operazioni matematiche complesse, è facile superare anche questa soglia, arrivando a lavorare a 32 bit. Tuttavia, la maggior parte dei software di fotoritocco non è in grado di gestire correttamente i file a 16 o 32 bit in virgola mobile.
Quando riescono ad aprirli, spesso li convertono silenziosamente a 8 bit o a un’intera gamma compressa, perdendo enormi quantità di informazioni — specialmente nei livelli più bassi, dove si annidano dettagli fondamentali dell’immagine astronomica.
Questa perdita non è banale: significa compromettere la dinamica originale, degradare i gradienti, introdurre banding, o peggio ancora, falsare i dati in modo irreversibile.
Per questo motivo, anche un’operazione apparentemente banale come l’aggiunta di una firma, se eseguita su file a 16 o 32 bit, deve necessariamente preservare l’integrità del dato, evitando qualsiasi ricampionamento, conversione di profondità o manipolazione che possa compromettere il contenuto scientifico dell’immagine.
Lo script risolve questo problema non alterando i dati dell’astrofotografia, ma adattando dinamicamente quella del logo per corrispondere al range dinamico dell’immagine di destinazione. Solo a questo punto viene calcolata correttamente l’opacità (se scelta dall’utente) per una fusione armonica.
Lo script consente di applicare una firma (in formato PNG con trasparenza) su qualsiasi immagine elaborata, con una serie di opzioni personalizzabili:
Posizionamento del logo in uno dei nove punti classici dell’immagine: sinistra, centro o destra per ognuna delle tre aree principali (alto, centro, basso).
Regolazione della dimensione del logo, espressa in percentuale rispetto alla risoluzione dell’immagine.
Controllo del margine (distanza dal bordo), anch’esso scalabile in percentuale.
Regolazione dell’opacità, per ottenere un effetto più o meno discreto, sempre in proporzione alla risoluzione.
Tutte le impostazioni sono pensate per adattarsi automaticamente a qualsiasi dimensione dell’immagine, garantendo coerenza visiva anche quando si applica la firma a serie di immagini con risoluzioni diverse. Come funzione extra particolarmente utile, per massimizzare l’efficienza, lo script permette di salvare e richiamare al volo dei profili di firma preconfigurati. La grande utilità di questo strumento risiede nel fornire una soluzione integrata, gratuita e totale, che evita all’utente di doversi appoggiare a software di fotoritocco a pagamento, o comunque complessi, per un’operazione così “comune”.
‘Hubble like’ Palette from Dual-Band OSC
Per capire come funziona lo script ‘Hubble like’ Palette from Dual-Band OSC, dobbiamo prima spiegare cosa sono i filtri a doppia banda stretta e perché vengono usati in astrofotografia.
Quando si fotografa il cielo profondo — in particolare le nebulose — non si ottengono colori “naturali” come in una normale foto.
Figura 5 – Hubble like Palette from Dual-Band OSC.
Questo perché le nebulose emettono luci debolissime e concentrate in bande molto strette dello spettro visibile, spesso invisibili all’occhio umano. Le più comuni sono:
Hα (idrogeno alfa): una luce rossa prodotta dall’idrogeno.
OIII (ossigeno doppio ionizzato): una luce verde-azzurra prodotta dall’ossigeno.
Per catturare solo queste luci e bloccare tutte le altre (compresa quella dei lampioni o della Luna, il nostro più acerrimo nemico l’inquinamento luminoso che sia di natura artificiale o naturale), si usano filtri a doppia banda stretta, che lasciano passare solo due specifiche lunghezze d’onda.
Nel nostro caso, i filtri sono progettati per far passare solo Hα e OIII (Fig. 6).
Figura 6 – Filtri-a-doppia-banda-stretta
Questi filtri sono particolarmente efficaci se utilizzati con una camera a colori (OSC – One Shot Color), cioè una fotocamera che acquisisce tutti i colori in un singolo scatto.
Quando si scatta con un filtro a doppia banda e una camera OSC, i segnali di Hα e OIII vengono registrati nei canali colore dell’immagine, anche se in modo parzialmente sovrapposto e “mescolato”.
Ed è proprio su questa caratteristica che agisce lo script Hubble like Palette: analizza il contenuto cromatico dell’immagine e separa i due segnali principali (Hα e OIII), per poi ricombinarli in una palette di colori suggestiva, ispirata a quella resa celebre dal telescopio spaziale Hubble.
Nota: tutto questo funziona solo se l’immagine è stata scattata con un filtro a doppia banda e con una camera a colori. Solo in questo caso lo script può “capire” quali zone dell’immagine corrispondono all’idrogeno e quali all’ossigeno, e assegnare loro i colori corretti.
Ma cosa significa “palette di colori”?
In astrofotografia, soprattutto quando si usano filtri a banda stretta, si applicano i cosiddetti “falsi colori”. Poiché i segnali catturati non hanno un colore visibile “naturale”, si sceglie come rappresentarli visivamente, assegnando colori specifici a ciascun tipo di emissione. Questo processo si chiama creare una palette. Ad esempio, una palette chiamata HOO indica che:
Hα viene mappato nel canale Rosso (R),
OIII viene duplicato nei canali Verde (G) e Blu (B)
Così, nelle nebulose le zone ricche di idrogeno appaiono rosse, e quelle con molto ossigeno tendono all’azzurro (o meglio ancora ciano un colore tra il blu e il verde, spesso descritto come un blu-verde chiaro o medio).
Un’altra palette molto famosa è la SHO, anche detta “Hubble Palette” (perché è stata usata “creata” per le foto realizzate con il telescopio spaziale Hubble):
S (zolfo) diventa il Rosso (R),
H (idrogeno) il Verde (G),
O (ossigeno) il Blu (B).
Il risultato sono immagini spettacolari, con nebulose dai colori dorati, verdi, turchesi o blu elettrico. Non si tratta quindi di “truccare” l’immagine, ma di rappresentare informazioni reali (le diverse componenti chimiche) in modo da farle risaltare visivamente.
Ora, Entrare nei dettagli del processo di creazione di queste palette oltre ad essere complicato esula dallo scopo di questo articolo. Tuttavia il programma ‘Hubble like’ Palette from Dual-Band OSC è pensato per venire incontro ad utenti non molto esperti, offrendo una soluzione semplice e automatica per trasformare i dati grezzi raccolti con filtri a doppia banda in immagini dai colori suggestivi, ispirati alla celebre palette del telescopio Hubble, senza richiedere conoscenze tecniche avanzate.
Attraverso una serie di formule (anche personalizzabili) applicate con il PixelMath6 di Siril, lo script separa i canali dell’immagine RGB per ottenere due componenti principali, Ha e OIII, per poi generare un terzo canale “sintetico” lo Zolfo SII (zolfo ionizzato una volta). Questi tre possono poi essere ricombinati in diverse configurazioni cromatiche (SHO, HSO, ecc.), dando vita a rappresentazioni artistiche ma coerenti delle nebulose.
Per garantire la massima flessibilità creativa, offre diversi preset di formule e la possibilità di salvare le proprie. Tra i preset inclusi troviamo:
Classica – semplice e diretta: simula una palette SHO base con un falso SII creato dalla media di Ha e OIII.
Improved – con pulizia del canale OIII: l’OIII è filtrato dalla contaminazione Ha. Il canale SII è sintetizzato come una versione attenuata dell’Ha.
Advanced – con compressione dinamica e mix pesato: l’OIII è “denoised”, e l’SII è un mix pseudo-spettrale calibrato per migliorare il contrasto tra zone Ha/OIII.
NonLinear S2 – curva SII (con pow) – per contrasto non lineare: l’SII è simulato con un’espressione non lineare che enfatizza le zone più luminose di Ha.
Va detto che questo non è il procedimento “corretto” in senso stretto (per la creazione delle palette), ma – come già accennato – si tratta di una scorciatoia pensata per utenti poco esperti, che vogliono sperimentare senza doversi addentrare nei dettagli tecnici dell’elaborazione a canali separati. In ulteriore aggiunta, non tutte le nebulose si prestano a combinazioni cromatiche così spinte o artificiali, ma proprio grazie a un sistema così automatizzato diventa semplice – e anche divertente – provare, confrontare e scoprire nuovi modi di valorizzare i propri dati.
Nota: Cos’è PixelMath in astrofotografia?
Immaginiamo di avere un’immagine astronomica sullo schermo: ogni punto (o “pixel”) ha un valore di luminosità, magari molto basso perché stiamo lavorando con dati grezzi provenienti da una nebulosa lontanissima, ora il nostro intento è chiaro: “vogliamo fare dei calcoli su questi pixel”, per modificarli o combinarli seguendo un approccio rigoroso e scientifico. Perfetto… PixelMath serve proprio a questo. Ci permette di scrivere delle formule, semplici o complesse, che il software applica a ogni singolo pixel dell’immagine. È un po’ come dire: prendi il valore di questo punto, moltiplicalo, somma un altro canale, applica una curva…, e così via. Può essere usato per: Combinare immagini (ad esempio, quelle ottenute con filtri diversi come H-alfa, OIII e SII), Creare nuovi canali (come uno sintetico SII se non l’hai davvero acquisito), Bilanciare i colori, Applicare trasformazioni personalizzate su contrasto, luminosità, o maschere. In pratica, è uno strumento potentissimo perché ci dà il controllo totale su come vengono trattati i dati dell’immagine. È come avere una calcolatrice dentro il software, ma che lavora su milioni di punti (i “pixel”) contemporaneamente.
Nota: Lo script va utilizzato su immagini non ancora stretchate7 (quindi in fase lineare) a cui sono state tolte le stelle.
Lo stretching e la fase lineare delle immagini astronomiche. Quando si scatta una foto astronomica, con strumenti come telescopi e camere dedicate, l’immagine che si ottiene inizialmente sembra quasi completamente nera. Questo succede perché la camera astronomica è uno strumento scientifico e registra la luce in modo lineare. Vuol dire che se un oggetto è due volte più luminoso di un altro, il suo valore sul sensore sarà esattamente il doppio. Il problema è che gli oggetti del cielo profondo sono incredibilmente deboli. La differenza di luminosità tra il fondo cielo, la parte più debole della nebulosa e la parte un po’ meno debole è minuscola. Tutti questi dettagli sono ammassati in una zona scurissima dell’immagine, quasi vicino al nero assoluto. Le stelle, invece, sono migliaia di volte più luminose e occupano l’estremo opposto della scala. I nostri occhi (e i nostri schermi) non funzionano così. Non riescono a percepire queste differenze minime nel buio. Ecco che entra in gioco lo stretching (in italiano potremmo dire “stirare” o “allungare”). Pensiamo a tutti i dati di luminosità di un’immagine astronomica come se fossero scritti su un elastico. A un’estremità ci sono i valori bassissimi della nebulosa: tutti ammassati, appiccicati, praticamente illeggibili. All’altra estremità, molto più lontano, ci sono i valori altissimi delle stelle. Fare lo stretching significa afferrare proprio la parte dell’elastico dove i dati sono compressi e stirarla con decisione. In pratica, stiamo dicendo al software: “Prendi tutte quelle piccole e quasi invisibili differenze tra i toni di grigio scuro… e amplificale!”. Così, un grigio che prima era quasi identico a un altro diventa visibilmente più chiaro. È proprio così che, da un fondo apparentemente nero, iniziano ad apparire i deboli filamenti di una nebulosa. Lo stretching, però, è un’operazione delicata: bisogna “stirare” le zone scure e intermedie senza esagerare con le parti più luminose. Altrimenti le stelle diventano delle palle bianche senza struttura: un effetto che in gergo si chiama bruciare le alte luci. In sintesi: l’immagine lineare è corretta dal punto di vista scientifico, ma troppo compressa per i nostri occhi. Con lo stretching la trasformiamo in qualcosa di visivamente leggibile e appagante, rivelando tutto ciò che era nascosto nel buio.
Esempio di utilizzo sulla nebulosa “IC 1396 – Proboscide d’elefante”
La Fig. 7 mostra l’immagine di partenza della IC 1396 – Proboscide d’elefante a cui sono state tolte le stelle. L’immagine presenta una colorazione naturale ma piuttosto piatta: le informazioni relative alla nebulosa sono già presenti, ma non ancora pienamente valorizzate. I dettagli strutturali sono visibili, ma poco contrastati, con dominante cromatica tipica dell’emissione H-alfa in rosso.
Figura 7
La Fig. 8 mostra il risultato della seguente combinazione:
Formula presets: NonLinear S2
Hubble Palette type: SHO
Figura 8
La Fig. 9 mostra il risultato ottenuto dopo una fase di stretching dei canali ed alcune semplici operazioni cosmetiche. In questo caso, non disponendo di un canale SII reale, è stato generato un falso SII tramite una trasformazione non lineare del segnale Ha.
Figura 9
Nello specifico, il canale SII è stato simulato con l’espressione NonLinear S2 – Curva SII (con pow) — una funzione di potenza che enfatizza le zone più luminose dell’idrogeno alfa, creando un effetto di contrasto selettivo nelle aree più energetiche.
Il risultato finale è un’immagine dai forti contrasti, in cui le strutture della nebulosa risultano molto più leggibili. Le tonalità oro e blu — pur non corrispondendo a emissioni reali — aiutano a distinguere le diverse componenti fisiche, come zone dominate da H-alfa, da OIII o regioni polverose.
Flat on Flat Analyzer
Quando fotografiamo il cielo con un telescopio e una camera astronomica, l’immagine che otteniamo non è mai “pulita”. Anche se sembra bella, in realtà è piena di piccoli difetti che l’occhio non nota subito, ma che diventano evidenti quando iniziamo a elaborarla. Uno di questi problemi è la luce non uniforme sull’intero sensore. Può dipendere da tante cose: polvere sulle lenti o sul sensore, vignettatura (cioè i bordi dell’immagine che risultano più scuri), piccoli difetti nell’ottica o nel treno fotografico. Ed è qui che entrano in gioco i flat.
Figura 10 – Flat On Flat Analyzer
I flat field sono foto speciali, scattate a una superficie bianca e uniforme (come il cielo all’alba o uno schermo piatto illuminato), con la stessa configurazione ottica usata per le foto al cielo. Servono per “fotografare/catturare” proprio quei difetti: le macchie di polvere, le zone più scure ai bordi, le piccole irregolarità, la vignettatura.
Una volta che abbiamo questo flat, il software lo usa per correggere ogni singolo pixel dell’immagine vera. È come se dicessimo al programma: “guarda che in questo punto c’è una macchia, non è colpa del cielo”. Così possiamo ripulire l’immagine e ottenere un risultato più fedele e uniforme. Senza i flat, anche la foto più bella può avere zone più scure, aloni strani o cerchi causati da polvere che rovinano tutto. Con i flat invece, tutto si livella, e quello che resta è davvero luce proveniente dallo spazio. Purtroppo, i flat sono un po’ la bestia nera degli astrofotografi. Che si sia alle prime armi o con anni di esperienza, il dubbio di non averli fatti bene è sempre dietro l’angolo.
Ma con un po’ di pratica e qualche test o strumento, diventa tutto più naturale e una volta che si impara a farli bene, non se ne può più fare a meno.
Qui entra in gioco il mio programma Flat on Flat Analyzer, uno strumento puramente diagnostico, pensato per valutare la qualità e la coerenza dei flat field: un passaggio cruciale, eppure spesso trascurato (come descritto prima, data la difficoltà nell’acquisirli), nel flusso di calibrazione delle immagini. Questo test è essenziale per verificare la stabilità del treno ottico e l’uniformità della sorgente di illuminazione (flat-box, lavagne luminose), sia tra sessioni diverse che all’interno della stessa notte.
Lo script applica la tecnica “flat-on-flat”: un metodo semplice ma poco conosciuto, particolarmente efficace nel far emergere problemi difficili da rilevare visivamente.
L’analisi si basa sulla divisione tra due master flat (uno di riferimento e uno da verificare), secondo la formula: (Flat_Verificato / Flat_Riferimento) × med(Flat_Riferimento)
Se il sistema è stabile e i flat sono coerenti, il risultato sarà un’immagine perfettamente uniforme. Al contrario, gradienti e artefatti metteranno subito in luce anomalie legate a flessioni meccaniche, variazioni nella luce di calibrazione o errori di acquisizione. Oltre alla valutazione visiva, lo script fornisce anche un’analisi numerica: la deviazione standard dell’immagine risultante funge da indice oggettivo di coerenza. Valori inferiori all’1,5% indicano generalmente un’elevata affidabilità del setup.
Come valore aggiunto, il risultato viene rappresentato in una mappa 3D interattiva, in grado di rendere evidenti anche le più sottili disuniformità.
Esempio di confronto tra due master flat ottenuti con due pannelli luminosi diversi e treno ottico uguale.
Master Flat di Riferimento Figura 11 perfettamente concentrico, questo sarà il nostro riferimento.
Master Flat da verificare Figura 12 ottenuto con un pannello più grande e molto decentrato.
Figura 11 – Flat di Riferimento
Figura 12 – Flat da verificare
Risultato del test di omogeneità (FigG. 13, 14 e 15)
L’esito del test di omogeneità è eccellente.
Vediamo perché:
Flat Iniziali: Sia il “Flat di Riferimento” (Fig. 11) che il “Flat da verificare” (Fig. 12) mostrano una deviazione standard (Std Dev) di circa 0.008. Questo valore rappresenta la disomogeneità totale, che include sia la vignettatura e la polvere (il segnale che vogliamo correggere) sia il rumore intrinseco del sensore. La forma a “cupola” del grafico 3D mostra chiaramente questa vignettatura.
Risultato Finale: L’immagine finale del test “Flat-on-Flat” (Fig. 13) ha una deviazione standard di appena 0.0007.
Figura 13 – X View
Questo crollo drastico della deviazione standard (da 0.008 a 0.0007, più di 10 volte inferiore!) è la prova che i due flat sono estremamente coerenti e il sistema è molto stabile. Tuttavia, un’analisi approfondita dei grafici ci consente di rivelare una storia più sottile e interessante, Fig. 14.
Figura 14 – Top View
La Mappa 2D (Figura 14) mostra la Causa
La mappa 2D e la superficie 3D ci mostrano la natura di questa differenza sistematica: si tratta di un gradiente molto debole su larga scala. Si può vedere, c’è una transizione fluida da valori leggermente più bassi (la zona viola) a valori leggermente più alti (la zona gialla), mentre non ci sono difetti evidenti come polvere o artefatti del sensore.
Figura 15 – 3d View
Sintesi della Diagnosi
Mettendo insieme le informazioni, possiamo concludere che: I due master flat sono quasi identici, ma presentano una lievissima differenza nella loro illuminazione su larga scala. Quando vengono divisi, questa piccola differenza di gradiente produce un’immagine risultante che non è perfettamente uniforme, ma che ha due “zone” principali di luminosità. Un gradiente così debole è spesso il risultato di Una minima variazione nell’illuminazione del flat panel. Considerando che il Master
Flat da verificare (Fig. 12) è stato acquisito con un pannello più grande e molto decentrato, la spiegazione torna e conferma l’utilità dello script.
Nota: I flat sono comunque di altissima qualità e la differenza rilevata è puramente accademica. Un gradiente così debole, quantificato da una deviazione standard di appena 0.0007, è assolutamente trascurabile e non avrà alcun impatto visibile sulle nostre immagini calibrate.
Valori di Riferimento per gli Utenti
Possiamo usare la deviazione standard (Std Dev)8 del risultato finale come un indice numerico per giudicare la qualità del test. Ecco una scala di riferimento semplice e pratica da usare:
Std Dev < 0.0015 (o 0.15%): Risultato Eccellente. I flat sono estremamente coerenti e il tuo sistema ottico è molto stabile. Qualsiasi disomogeneità residua è del tutto trascurabile e non influenzerà l’immagine finale.
Std Dev tra 0.0015 e 0.0030 (tra 0.15% e 0.3%): Risultato Buono/Accettabile. C’è una lievissima differenza tra i due flat, che potrebbe essere dovuta a una minima flessione o a una leggera variazione nell’illuminazione. È un risultato comunque molto buono e i flat sono perfettamente utilizzabili senza problemi.
Std Dev > 0.0030 (o 0.3%): Risultato da Investigare. Una deviazione standard superiore a questa soglia indica una differenza significativa tra i due flat. Non significa che siano da buttare, ma è un campanello d’allarme. L’utente dovrebbe verificare se ci sono state flessioni nel treno ottico, se il flat-box si è spostato, se la luce ambientale è cambiata durante l’acquisizione o se ci sono problemi nella calibrazione dei flat stessi (es. dark o bias non corretti).
Satellite Trail Remover
Ritengo questo strumento uno dei contributi più rilevanti della suite, sviluppato per affrontare uno dei problemi più frustranti dell’astrofotografia moderna: le tracce lasciate dai satelliti artificiali. Il fenomeno, un tempo sporadico, è oggi in forte aumento a causa del lancio di migliaia di satelliti appartenenti a mega-costellazioni come Starlink, OneWeb, Kuiper e altri progetti emergenti. Le pose lunghe — fondamentali per ottenere immagini profonde — sono sempre più a rischio di venire rovinate da queste scie luminose.
Nota: Secondo lo IAU Centre for the Protection of the Dark and Quiet Sky, il numero di satelliti artificiali in orbita è passato da circa 2.000 nel 2019 a oltre 9.000 nel 2025, con proiezioni che parlano di oltre 100.000 entro il 2030. Le osservazioni notturne sono già influenzate, con alcune esposizioni astro fotografiche che mostrano più di una decina di tracce satellitari visibili. Fonte: https://cps.iau.org
Figura 16 – Satellite Trail Removal
Recuperare una singola posa, magari da 5 o 10 minuti, rovinata dal passaggio di un satellite, è di un valore inestimabile.
Questo script fornisce un’interfaccia avanzata per affrontare il problema.
Ci sono due approcci:
Approccio Manuale
L’utente può tracciare manualmente una linea retta cliccando sul pulsante “Add”, selezionando un punto di inizio Fig. 17 – Primo Click e uno di fine Fig. 18 – Secondo Click.
Questa linea può poi essere convertita in una “spline” — una curva regolare, liscia e continua, definita da una serie di punti di controllo — semplicemente aggiungendo nuovi punti sull’anteprima dell’immagine.
Figura 17 – Primo ClickRemoval
Figura 18 – Secondo Click
Rilevamento Automatico
Utilizzare una funzione di rilevamento automatico basata su algoritmi di visione artificiale (l’algoritmo di Canny e la Hough Transform) per tentare di identificare le tracce. Una volta definita la maschera (la nostra linea o spline sopra le tracce dei satelliti), possiamo decidere come “riempirla”:
Con una stima avanzata dello sfondo (utilizzando l’algoritmo DAOPHOT MMM: media, mediana, moda);
Con nero puro (valore 0), (questo è un piccolo trucco, perché i pixel neri sono automaticamente esclusi dal calcolo dello stacking da tutti i software di stacking);
Con un’immagine di riferimento (in genere il fotogramma precedente o successivo) da cui vengono copiati i pixel per riempire l’area della traccia mascherata.
Questo è il funzionamento in linea di principio, ma ora entriamo nel dettaglio descrivendo gli algoritmi ed i passaggi chiave necessari per il riconoscimento automatico delle tracce satellitari. Per chi non ha familiarità con la visione artificiale, può sembrare sorprendente che un software riesca a “vedere” una traccia sottile in mezzo al rumore di fondo di un’immagine astronomica. In realtà, tutto si basa su alcuni algoritmi “intelligenti”, il primo dei quali è il Canny Edge Detector.
Canny Edge Detector: trovare i contorni.
Nell’elaborazione di immagini, l’algoritmo di Canny è un operatore per il riconoscimento dei contorni (edge detection) ideato nel 1986 da John F. Canny. Immaginiamo di avere un’immagine in bianco e nero leggermente sfocata (per ridurre il rumore e semplificare i contorni), con tanti dettagli deboli. Il Canny è un algoritmo che analizza l’immagine pixel per pixel per cercare i contorni netti, ovvero quei punti in cui c’è un cambiamento improvviso di luminosità. Detto in parole povere: trova i bordi.
Immagine in bianco e nero di esempio.
Figura 20: funzione “trova contorni”.
Nel caso di una scia satellitare, che è una linea chiara o scura che attraversa il fotogramma, il Canny riesce a isolare proprio quel bordo sottile rispetto al resto del cielo, creando un’immagine “filtrata” fatta solo di bordi. Non decide ancora se si tratti di una scia, ma mette in evidenza tutte le forme allungate e marcate.
La trasformata di Hough: riconoscere le linee.
A questo punto entra in gioco “la trasformata di Hough”. Questo nome complicato nasconde un’idea semplice ma geniale: tra tutte le linee possibili che si possono formare dai bordi trovati prima da Canny, l’algoritmo cerca quelle dritte, continue e ben definite. Matematicamente è semplicemente la trasformata di Radon nel piano, nota almeno dal 1917, ma la trasformata di Hough si riferisce al suo utilizzo nell’analisi delle immagini.
La trasformata di Hough, così come è universalmente utilizzata oggi, è stata inventata da Richard Duda e Peter Hart nel 1972, che la chiamarono “trasformata di Hough generalizzata” dopo il brevetto correlato del 1962 di Paul Hough. La trasformata è stata resa popolare nella comunità della visione artificiale da Dana H. Ballard attraverso un articolo di giornale del 1981 intitolato “Generalizing the Hough transform to detect arbitrary shapes”.
In pratica e molto banalmente, è come se prendesse l’immagine piena di contorni e dicesse: “fammi vedere se c’è una linea netta che attraversa da una parte all’altra”.
Nel nostro caso, se c’è una scia satellitare, questa ha proprio quella forma: una linea dritta, più o meno lunga, che attraversa il campo. E la trasformata di Hough è bravissima a trovarla, anche in mezzo al rumore.
Vantaggi della trasformata di Hough
Robustezza: è in grado di rilevare forme anche se parzialmente oscurate, degradate o immerse nel rumore.
Semplicità: è concettualmente semplice, il che la rende relativamente facile da comprendere e implementare.
Versatilità: può essere adattata per rilevare diverse forme geometriche, non solo linee ma anche cerchi ed ellissi.
Rilevamento globale: permette di identificare strutture nell’intera immagine, non solo in aree localizzate.
Svantaggi della trasformata di Hough
Elaborazione intensiva: può essere lenta e richiedere risorse computazionali elevate, soprattutto con immagini grandi o forme complesse.
Sensibilità ai parametri: richiede un’attenta regolazione di parametri come la risoluzione dello spazio dei parametri, per bilanciare precisione e prestazioni.
Sensibilità al rumore: in presenza di molto rumore può generare falsi positivi o rilevamenti errati. Quantizzazione: la natura discreta dello spazio dei parametri può introdurre una perdita di precisione nel rilevamento delle forme.
Esempio di applicazione di Canny ed Hough nella “visione artificiale” per la guida autonoma.
Passo 1, l’algoritmo di Canny ha evidenziato i contorni (fig. 21).
Figura 21 – Esempio di visione artificiale – Passo 1 Canny.
Passo 2, l’algoritmo di Hough ha “creato” delle linee (vettori con coordinate x, y) che ora possono essere “lette” ed analizzate dal software (fig. 22).
Figura 22 – Esempio di visione artificiale – Passo 2 Hough.
Questo è il cuore del riconoscimento automatico: prima si cercano i contorni con Canny, poi, tra quei contorni, si individuano le linee vere e proprie con Hough. Quando entrambi gli algoritmi trovano qualcosa che ha senso, lo script è in grado di proporre all’utente una traccia, che può essere corretta, confermata o scartata. Ora sorge un problema, le immagini astronomiche, per loro natura, sono molto deboli, rumorose e, in alcuni casi, dense di stelle, quindi piene di punti che possono allinearsi casualmente uno dietro l’altro. Questo fa sì che i falsi positivi nel riconoscimento delle scie satellitari siano piuttosto frequenti. Ed è proprio qui che entra in gioco l’algoritmo di fusione delle tracce da me scritto. La Concezione dell’Algoritmo L’idea fondamentale dietro questo algoritmo è di emulare il processo cognitivo umano: di fronte a una serie di piccoli trattini allineati, il nostro cervello non li percepisce come entità separate, ma li raggruppa istintivamente in una o più linee continue. L’algoritmo adotta un approccio “bottom-up”: parte dai più piccoli elementi disponibili (i segmenti di Hough) e li assembla in strutture più grandi e significative (le tracce complete). Il processo si articola in quattro fasi logiche fondamentali:
1. Filtro del Rumore: Eliminazione dei segmenti irrilevanti.
2. Raggruppamento per Prossimità: Identificazione dei segmenti che appartengono alla stessa traccia.
3. Unione e Analisi: Fusione dei segmenti raggruppati in un’unica linea e calcolo delle sue proprietà (come la larghezza).
4. Estrapolazione: Estensione della linea risultante per coprire l’intera immagine.
Messier 13 – Un esempio concreto
A seguire alcune indicazioni operative sull’uso dell’auto-detection, con un caso particolarmente ostico (fig. 23) ed il risultato di un “Find Trail with AI” (fig. 24).
Figura 23 – M13Figura 24 – Find Trail – con standard Value.
Questo “fallimento” nel riconoscimento delle tracce come già detto è frutto della natura particolare dell’immagine astronomiche. La grande presenza stellare di M13 ha concentrato molti punti sulle stelle che sono diventate linee per Hough. Grazie ai flag che inizialmente avevo usato solo per test, alla fine mi sono deciso a lasciarli attivi nel progetto finale in quanto li ho trovati incredibilmente utili per trovare e calibrare i corretti valori della “visione artificiale” e quindi avere un riconoscimento automatico della traccia abbastanza preciso (non infallibile).
Figura 25 – Risultato del “Find Trail” con il flag “Show Canny Edges” abilitato.Figura 26 – Risultato del “Find Trail” con i flag “Show Canny Edges” e “Show Hough Lines” abilitati.
È chiara la linea verde sulla traccia, ma ci sono anche molte linee verdi intorno al nucleo di M13. Come risolvere? Banalmente, con l’inserimento di una traccia manuale, oppure possiamo divertirci con la ricerca dei giusti parametri per l’auto detection.
Il primo approccio è selezionare un preset di AI Sensitivity tra “Low, Mid, Max”.
In questo caso abbiamo scelto “Low” bassa sensibilità e poi abbiamo anche diminuito notevolmente il parametro Hough MaxGap a “3”, cliccando su “Find Trails AI” con entrambi i flag di test attivi abbiamo ottenuto un’immagine molto “pulita” (fig. 27). Per verifica finale, togliamo i flag su “Show Canny Edges” e “Show Hough Lines”, quindi clicchiamo su “Find Trails AI” (fig. 28).
Figura 27.Figura 28
Le due linee sono praticamente sovrapposte, ne possiamo cancellare una ed allargare la rimanente per avere una sicura copertura della traccia (fig. 29).
Figura 29.
A questo punto, possiamo per verifica finale avere un’anteprima del corretto posizionamento cliccando su “Preview Trail” Per ultimo, non ci resta che scegliere come nascondere la traccia, con i metodi già elencati. Questo era un caso limite che ho scelto di affrontare passo passo come guida di utilizzo, in molti altri casi l’auto detection funziona molto bene ed al massimo si deve solo scegliere tra i preset di AI Sensitivity “Low, Mid, Max”. Satellite Trail Remover si è dimostrato uno strumento efficace e robusto per la rimozione di tracce satellitari, superando le sfide poste sia dal rilevamento di tracce deboli che dalla corretta fusione di segmenti multipli.
L’algoritmo di fusione delle tracce, ha fornito risultati eccellenti su un’ampia gamma di immagini campione. Possibili sviluppi futuri potrebbero includere:
L’implementazione di algoritmi di clustering più avanzati (es. HDBSCAN) per una maggiore robustezza.
L’addestramento di un semplice classificatore per distinguere le tracce satellitari da altri artefatti lineari (es. diffrazione stellare).
Conclusioni e ringraziamenti
Strumenti nati da esigenze reali, come quelli qui presentati, non solo semplificano il flusso di lavoro personale, ma possono essere condivisi per arricchire l’esperienza collettiva. La possibilità di automatizzare, diagnosticare e recuperare dati tramite script personalizzati cambia radicalmente l’approccio all’elaborazione: lo rende più efficiente, creativo e consapevole dal punto di vista scientifico. Spero che questo contributo possa ispirare altri astrofili a esplorare le potenzialità dello scripting in Python per Siril, partecipando attivamente alla crescita di questo straordinario progetto. Un ringraziamento speciale va al team di sviluppo di Siril, per l’instancabile lavoro e supporto tecnico, alla comunità dell’Associazione Tuscolana di Astronomia (ATA) per avermi fatto crescere in un ambiente fertile di confronto e crescita continua ed infine ai ragazzi con cui ho fondato il gruppo AstroBOH.
Lo stacking, quando si fotografa il cielo, soprattutto oggetti debolissimi come nebulose o galassie lontane, una sola foto non basta. Il segnale è troppo debole e il rumore — vale a dire quei disturbi fastidiosi che rendono l’immagine granulosa — è troppo alto. È qui che entra in gioco lo stacking. Lo stacking non è altro che un modo matematico per sommare o mediare tante foto dello stesso oggetto, scattate una dopo l’altra, per ottenerne una sola ma molto più pulita. In sintesi: lo stacking è il trucco principale che gli astrofotografi usano per tirare fuori il segnale nascosto nelle profondità del cielo. Senza, la maggior parte delle foto astronomiche sembrerebbero solo rumore grigio con qualche stellina.
In Python, gli ambienti virtuali sono una funzionalità importante per isolare le dipendenze e le configurazioni dei progetti. Un ambiente virtuale è una cartella che contiene una copia privata di Python e di tutti i pacchetti installati. Ciò significa che ogni progetto può avere la sua versione di Python e di pacchetti specifici, senza influire sugli altri progetti.
I file FITS (Flexible Image Transport System) sono un formato usato soprattutto in astronomia per archiviare immagini e dati scientifici. A differenza delle immagini comuni (come JPEG o PNG), i file FITS contengono non solo i pixel, ma anche molte informazioni aggiuntive. In pratica, un file FITS è un “contenitore” con: • L’immagine (spesso in bianco e nero, a 16 o 32 bit per pixel, anche con virgola mobile). • Un’intestazione con tutti i dati utili per capire cosa si sta guardando: quale telescopio ha scattato l’immagine, quando, con quale filtro, quanto è durato lo scatto, ecc. • Eventuali tabelle o grafici aggiuntivi (non solo immagini). È uno standard molto usato da osservatori professionali e amatoriali perché mantiene alta precisione e consente di fare analisi scientifica sui dati. Chi fa astrofotografia lo usa per elaborare le immagini e lo mantiene fino alla fine del processo di elaborazione per non perdere “informazioni”.
Ad esempio, una maschera come light_*.fit eliminerebbe tutti i file che iniziano con “light_” e terminano con “.fit”, senza distinguere se appartengano davvero alla sequenza corrente o a un’altra. L’asterisco (*) in una maschera di nomi file è un carattere jolly che sta a significare “qualsiasi cosa, anche nulla”. Nel contesto delle maschere usate nei file system o negli script, serve per selezionare più file che condividono una parte del nome, senza doverli elencare uno per uno. In dettaglio, la maschera light_*.fit significa: “Tutti i file che iniziano con light_ e finiscono con .fit, indipendentemente da cosa c’è in mezzo”. Quindi selezionerebbe: • light_0001.fit • light_finale.fit (PERICOLO!!!, potrebbe cancellare il file finale) • light_test.fit • light_.fit
PARSING, in pratica, significa leggere il file riga per riga seguendo delle regole precise, per capire cosa contiene e come è strutturato.
8. La deviazione standard (Std Dev), quando parliamo di un’immagine astronomica, misura quanto i pixel differiscono tra loro rispetto alla media. Se l’immagine è tutta uniforme (ogni pixel ha più o meno lo stesso valore), la deviazione standard è bassa. Se ci sono zone molto più chiare o scure di altre (vignettatura, polvere, gradienti, stelle), la deviazione standard è alta. È un po’ come dire: “quanto è irregolare il terreno?” Terreno piatto → valori simili → Std Dev bassa. Terreno con colline e valli → valori molto diversi → Std Dev alta.
Figura 5 - Vista interna del fotometro del 1976, che mostra la parte elettronica di controllo con condensatori, resistenze, diodi, transistor e l'integrato oscillatore CA 555.
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Le Origini della Misurazione dell’Inquinamento Luminoso
L’osservazione del cielo notturno, attività fondamentale dell’astronomia, è oggi seriamente minacciata dalla crescente illuminazione artificiale. Questo fenomeno, noto come inquinamento luminoso, rappresenta una sfida globale per gli astronomi. Misurare accuratamente la luminosità del cielo notturno è essenziale per quantificare l’inquinamento, comprenderne l’impatto e selezionare siti idonei per futuri osservatori. In tale contesto, lo sviluppo di strumenti dedicati è cruciale. Questo articolo descrive uno dei primi strumenti portatili specificamente progettato, costruito e testato dall’Osservatorio Vaticano e utilizzato nelle campagne di misurazione del 1971, il cui lavoro fu pubblicato nel 1973, e il cui rapporto è disponibile tramite il NASA Astrophysics Data System (ADS).
Nel corso dei decenni, la comunità scientifica ha costantemente avanzato metodologie e strumentazione per la quantificazione precisa della luminosità del cielo notturno. Dai primi tentativi basati su stime visive, laboriose e soggette a errori, si è passati a strumenti sempre più sofisticati. L’introduzione di fotomoltiplicatori e sensori CCD ha rappresentato avanzamenti fondamentali, consentendo una quantificazione della luce del cielo con un livello di dettaglio senza precedenti.
La storia dell’Osservatorio Vaticano, o Specola Vaticana, testimonia una lunga e ininterrotta tradizione di ricerca astronomica. Le sue origini risalgono alla fine del XVI secolo con la Torre Gregoriana in Vaticano. L’interesse della Chiesa per l’astronomia crebbe, portando alla fondazione ufficiale dell’Osservatorio nel 1774 presso il Collegio Romano. A seguito della presa di Porta Pia nel 1870, l’osservatorio fu trasferito all’interno delle Mura Leonine. Successivamente, a causa del crescente inquinamento luminoso che rendeva le osservazioni a Roma sempre più difficili, a partire dagli anni ’30 l’osservatorio fu spostato nella sua attuale sede di Castel Gandolfo. Questo trasferimento evidenzia la dedizione della Specola alla ricerca di alta qualità e la sua precoce consapevolezza dell’impatto negativo dell’illuminazione artificiale.
In questo contesto di crescente consapevolezza dell’importanza dei cieli bui, l’Osservatorio Vaticano ha dato un contributo significativo con lo sviluppo di un fotometro portatile, specificamente progettato per misurare la luminosità del cielo notturno in Italia. Il rapporto sulle misurazioni effettuate e lo strumento stesso, rappresentano un esempio pionieristico di equipaggiamento portatile.
La Legge di Propagazione
La ricerca del 1971 mirava a sviluppare una “legge di propagazione” della luce artificiale nel cielo notturno per mappare l’inquinamento luminoso su vaste regioni. Gli autori, Treanor e Bertiau, hanno studiato un modello che descrive come la luce di una città si diffonde nell’atmosfera, basandosi sulla seguente equazione:
Immagina di guardare il faro di un’automobile di notte. La luce che vedi è composta da due parti:
La luce diretta: il fascio luminoso che arriva dritto ai tuoi occhi.
La luce diffusa: il bagliore, o alone, che vedi intorno al faro, causato dalla luce che rimbalza sulle particelle di polvere o umidità nell’aria.
L’equazione di Treanor e Bertiau funziona in modo simile: il primo termine descrive il bagliore diffuso, e il secondo descrive il fascio di luce diretta che arriva dalla città.
In questa formula, I è la luminosità che rileva il fotometro nel cielo notturno (illuminazione zenitale), P è la popolazione della città e X è la distanza tra te e la città. Il funzionamento dell’equazione è determinato da tre costanti principali: A, B e k. Ecco cosa rappresentano:
Componente di Diffusione (A): rappresenta l’intensità del bagliore diffuso, come l’alone di luce che una città proietta nel cielo notturno. Un valore di A più alto indica un alone di luce più grande, a parità di altre condizioni.
Componente Diretta (B): rappresenta l’intensità della luce che viaggia direttamente verso l’osservatore. Descrive il contributo principale della luce che non viene dispersa.
Attenuazione (k): un parametro che descrive quanto rapidamente la luce, sia diretta che diffusa, viene indebolita mentre attraversa l’atmosfera. Un valore di k elevato indica che la luce svanisce più velocemente con la distanza.
Figura 1 – Rappresentazione schematica del modello semplificato di propagazione della luce artificiale nell’atmosfera, proposto da Treanor.
Le osservazioni utilizzate per calibrare questa legge furono condotte nell’estate del 1971, con oltre 5000 misurazioni effettuate in diverse località italiane. Tre città furono selezionate per lo studio: Roma (2.600.000 abitanti), L’Aquila (61.000 abitanti) e Teramo (48.000 abitanti), per testare il modello su scale urbane molto diverse. Le notti di osservazione furono scelte per la loro eccellente trasparenza e l’assenza di nuvole, garantendo la massima qualità dei dati.
I risultati di queste misurazioni sono visualizzati nella figura 2. Il grafico illustra chiaramente come l’inquinamento luminoso diminuisca all’aumentare della distanza dal centro abitato. L’asse orizzontale indica la distanza, mentre l’asse verticale rappresenta la magnitudine, che quantifica la perdita di visibilità stellare. Questi dati confermarono l’efficacia del modello di Treanor, dimostrando che l’inquinamento luminoso può essere misurato e analizzato in relazione alla distanza da una sorgente luminosa.
Ulteriori osservazioni sono state condotte a Castel Gandolfo, a Toppo di Castelgrande (sito di test per i gruppi di prospezione del Grande Telescopio Britannico e Italiano), sull’Isola di Ponza e nella campagna a sud di Lecce. Le osservazioni condotte nelle vicinanze di Roma, L’Aquila e Teramo hanno confermato che la legge empirica si adatta efficacemente ai dati. L’intensità della luce artificiale nel cielo, misurata rispetto al cielo naturale, è stata tracciata in funzione della distanza in chilometri. Si è notato che, oltre una certa distanza, l’intensità artificiale non cambiava più, permettendo di stabilire un punto zero locale per i contributi di inquinamento luminoso.
Figura 2 – Grafico dei risultati delle misurazioni dell’inquinamento luminoso nelle città di Roma, L’Aquila e Teramo. L’asse orizzontale indica la distanza dal centro abitato, mentre l’asse verticale mostra il valore della magnitudine, quantificando la perdita di magnitudine in base alla distanza dal centro città.
Per confrontare questi risultati con la legge empirica, è stato necessario considerare la popolazione delle città e le differenze nel loro sviluppo economico. Un fattore di scala basato sulla sola popolazione ha permesso di allineare i dati di Roma e L’Aquila su una curva comune. I valori per Teramo sono risultati inferiori a questa curva di circa il 23%, una differenza che riflette il suo minore sviluppo, un aspetto confermato da dati statistici. I risultati combinati, normalizzati per 100.000 abitanti, hanno mostrato un’ottima corrispondenza con la legge empirica di riferimento, grazie a un’adeguata calibrazione delle costanti. Ulteriori analisi e l’applicazione di formule successive hanno permesso di chiarire alcuni aspetti fondamentali:
Il modello mostra che a grandi distanze, la diffusione della luce nell’atmosfera è il meccanismo principale di propagazione.
Il modello non è preciso a distanze molto ravvicinate dalle città, dove l’approssimazione non è pienamente valida. Questo difetto è stato corretto assegnando una distanza minima di 5 km ai siti di osservazione che si trovano più vicini.
È emerso che il fattore di sviluppo economico è un parametro importante. Per l’Italia, si è trovata una correlazione con il numero di telefoni per abitante, che ha permesso di stimare questo fattore per le varie città, offrendo un metodo oggettivo per tenere conto delle differenze di sviluppo.
Questi risultati hanno dimostrato che è possibile modellare e prevedere l’inquinamento luminoso anche su larga scala, sebbene con alcune limitazioni dovute a fattori locali come l’altitudine dell’osservatorio, le irregolarità topografiche e la presenza di neve, che influenzano l’albedo superficiale.
Il Primo Fotometro
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Il primo fotometro, sviluppato nel 1971, era uno strumento compatto e portatile, ideale per le misurazioni sul campo, lontano dagli osservatori tradizionali. Le sue componenti principali erano:
Ottica: Un obiettivo di 42 mm di diametro focalizzava la luce del cielo su un diaframma circolare. La luce passava attraverso un filtro B e una lente di Fabry, che proiettava l’immagine dell’obiettivo su un fotomoltiplicatore.
Fotomoltiplicatore: È stato scelto un fotomoltiplicatore 1P21 per la sua elevata sensibilità e il basso rumore, qualità che hanno eliminato la necessità di un sistema di raffreddamento, non pratico per l’uso sul campo.
Elettronica: L’unità, alimentata da due batterie da 6V, includeva gli alimentatori, un amplificatore e un convertitore per fornire l’alta tensione al fotomoltiplicatore. Un microamperometro montato al contrario misurava il segnale in uscita.
Sistema di Puntamento e Lettura: L’operatore usava un sistema binoculare esterno per puntare lo strumento. Un occhio osservava la scala illuminata del microamperometro, mentre l’altro guardava il cielo attraverso un cannocchiale telescopico. Questo permetteva di sovrapporre la lettura del segnale direttamente al campo stellare.
Dopo il prototipo iniziale, nel 1976 fu sviluppato un modello di fotometro migliorato, che presentava modifiche significative per aumentarne la praticità e la precisione.
Figura 3 – Schema a blocchi del fotometro portatile del 1971, che illustra i componenti principali e il flusso del segnale.
Il Modello Migliorato
Il modello del 1976 abbandonava il sistema di puntamento binoculare esterno in favore di un cercatore interno. Questa innovazione permetteva all’osservatore di vedere contemporaneamente l’area di cielo inquadrata e la lettura del microamperometro, semplificando notevolmente il processo di misurazione.
Componenti e Funzionalità
Il fotometro del 1976 era un’unità completa, fornita con un paraluce in gomma, un jack per collegare strumenti di misurazione esterni, batterie e una chiave per i collegamenti. Una borsa rigida appositamente progettata garantiva un trasporto sicuro, come mostrato in una delle figure originali (fig. 4). Al suo interno, la parte elettronica di controllo era visibile, con i componenti organizzati per facilitare la gestione dello strumento. Le istruzioni per l’uso erano chiare: si doveva evitare di esporre l’obiettivo a luce intensa con il pulsante premuto, per proteggere il fotomoltiplicatore. Inoltre, per la sicurezza dello strumento, si raccomandava di riportare la manopola del filtro nella posizione “CHIUSO” quando non in uso e di rimuovere le batterie in caso di inutilizzo prolungato. Un LED rosso fungeva da pratico indicatore di batteria scarica, un’aggiunta utile per l’uso sul campo.
Figura 4 – Il fotometro del 1976 con la sua borsa rigida progettata per il trasporto sicuro.
Calibrazione e Risultati
Sia il modello del 1971 che quello del 1976 furono calibrati utilizzando una sorgente di trizio e stelle standard, con correzioni per l’estinzione atmosferica. Per isolare la luce artificiale da quella naturale, furono impiegati metodi basati su analisi di conteggi stellari e osservazioni in siti privi di inquinamento. Le prestazioni del fotometro furono valutate in diverse località italiane, fornendo dati che si sono dimostrati in buon accordo con stime basate su altre osservazioni astronomiche.
Figura 5 – Vista interna del fotometro del 1976, che mostra la parte elettronica di controllo con condensatori, resistenze, diodi, transistor e l’integrato oscillatore CA 555.
L’Inquinamento Luminoso in Italia (1971)
Uno degli obiettivi primari della ricerca iniziata nel 1971 fu la creazione di mappe dettagliate dell’inquinamento luminoso in Italia. Utilizzando la legge di propagazione calibrata e i dati demografici delle città, gli autori hanno calcolato l’intensità della luce artificiale su una griglia di 15 km x 15 km che copriva l’intera penisola italiana. Questo approccio ha permesso di visualizzare l’estensione e la gravità del fenomeno in diverse regioni.
Figura 6 – Mappa in bianco e nero della Sicilia e della Calabria, con riquadri di 15×15 km che indicano i valori di inquinamento luminoso pubblicati nel 1973, riflettendo l’intensità luminosa per ogni zona.
Le mappe prodotte mostrano chiaramente le aree più colpite dall’inquinamento luminoso, corrispondenti ai grandi centri urbani e alle zone industrializzate, e quelle che, all’epoca, godevano ancora di cieli relativamente bui. Questa rappresentazione visiva fu fondamentale per sensibilizzare la comunità scientifica e il pubblico sull’entità del problema.
Figura 7 – Mappa a colori dell’intera Italia, con reticolo di 15×15 km, che visualizza l’inquinamento luminoso. Ad ogni colore è stato associato il valore di perdita in magnitudine, mostrando rapidamente l’entità dell’inquinamento luminoso e la qualità del cielo notturno.
La pubblicazione del 1973 quantificò anche l’impatto dell’inquinamento luminoso sulla magnitudine limite, ovvero la stella più debole che può essere osservata da un dato sito, e associò i colori utilizzati nelle mappe a diverse classi di qualità del cielo. Queste informazioni, visualizzate nelle Figure 6 e 7, mostrano il danno concreto apportato alla capacità osservativa e hanno permesso di identificare le regioni più adatte per l’installazione di nuovi osservatori, come la Sardegna e alcune aree del Sud Italia, dove la perdita di magnitudine limite era inferiore a 0.1, indicando cieli ancora molto bui. Al contrario, in gran parte dell’Italia settentrionale e in Sicilia, la perdita superava 0.1, con valori significativamente più alti nei pressi delle grandi città. Questo sistema di classificazione visiva ha reso le mappe facilmente interpretabili e ha fornito un riferimento immediato per la valutazione della qualità del cielo.
Padre Patrick Treanor S.J.
Figura 8 – Ritratto di Padre Patrick Treanor S.J. (1921-1978), astronomo gesuita e direttore dell’Osservatorio Vaticano, figura chiave nello sviluppo del fotometro e nella ricerca sull’inquinamento luminoso.
Un ruolo fondamentale nello sviluppo del fotometro portatile descritto in questo articolo fu svolto da Padre Patrick Treanor S.J. (1921-1978), un astronomo gesuita irlandese. Dopo aver conseguito il dottorato in astrofisica presso l’Università di Chicago nel 1955, intraprese una prolifica carriera scientifica presso l’Osservatorio Vaticano a Castel Gandolfo. La sua ricerca si concentrò principalmente sulla spettroscopia stellare e sullo studio della luce zodiacale. Padre Treanor non fu solo un brillante ricercatore, ma anche un pioniere nello sviluppo di nuovi strumenti astronomici, dedicando le sue energie alla creazione di strumenti innovativi che avrebbero permesso agli astronomi di esplorare l’universo con sempre maggiore precisione. Fu direttore dell’Osservatorio Vaticano dal 1970 al 1978. I suoi contributi all’astrofisica osservativa hanno lasciato un segno indelebile nella storia dell’astronomia vaticana e non solo. In riconoscimento del suo lavoro, l’asteroide 483636 Treanor è stato chiamato in suo onore, un tributo duraturo al suo impatto sulla comunità astronomica.
L’importanza di questo tipo di studio, che quantificava l’impatto dell’inquinamento luminoso, fu ulteriormente sottolineata dalla decisione di costruire un nuovo osservatorio in un sito con basso inquinamento luminoso, lontano dalle luci della città. Negli anni successivi, l’Osservatorio Vaticano intraprese un ambizioso progetto: la costruzione del Vatican Advanced Technology Telescope (VATT) a Tucson, Arizona. Il telescopio, con la sua apertura f/1, ottiche avanzate e sito di osservazione ottimale, rappresenta un significativo passo avanti nella ricerca astronomica dell’Osservatorio Vaticano. Il VATT è un telescopio altazimutale con uno specchio primario di 1,8 metri di diametro e un’apertura relativa f/1. Questa caratteristica ottica, estremamente rara per un telescopio di queste dimensioni, permette al VATT di raccogliere una quantità eccezionale di luce, rendendolo particolarmente adatto per l’osservazione di oggetti celesti estremamente deboli situati ai margini dell’universo osservabile. La sua costruzione fu guidata da Padre George V. Coyne S.J., direttore dell’Osservatorio Vaticano dal 1978 al 2006, una figura di spicco nel panorama astronomico internazionale e un instancabile promotore della ricerca astronomica.
Conclusioni
significativo su diverse aree dell’astronomia. Innanzitutto, riduce il contrasto tra gli oggetti celesti e lo sfondo del cielo, rendendo più difficile l’osservazione di oggetti deboli come galassie lontane, nebulose e ammassi stellari. Questo limita la capacità degli astronomi di studiare la struttura e l’evoluzione dell’universo. Inoltre, l’inquinamento luminoso influisce sulla precisione delle misurazioni astrometriche e fotometriche, che sono fondamentali per determinare la posizione, la distanza e la luminosità degli oggetti celesti.
Infine, l’inquinamento luminoso può alterare lo spettro della luce del cielo, interferendo con le osservazioni spettroscopiche, che forniscono informazioni cruciali sulla composizione chimica e le proprietà fisiche degli oggetti celesti.
Lo studio dell’inquinamento luminoso è più importante che mai oggi. L’eccessiva illuminazione artificiale non solo compromette le osservazioni astronomiche, limitando la capacità degli astronomi di studiare il cosmo, ma ha anche gravi conseguenze per l’ambiente, alterando i ritmi biologici di molte specie, disorientando gli animali migratori e potenzialmente influenzando negativamente la salute umana (per una trattazione completa dei danni causati dall’inquinamento luminoso si veda Coelum n°258). Fortunatamente, la consapevolezza di questo problema è in crescita, e in molti paesi sono state promulgate leggi e iniziative per ridurre l’inquinamento luminoso attraverso l’uso di illuminazione pubblica più efficiente e mirata.
Lo strumento, una prova del talento e della dedizione degli astronomi dell’Osservatorio Vaticano, è attualmente esposto presso il museo astronomico del Palazzo Pontificio di Castel Gandolfo, dove può essere ammirato dai visitatori interessati alla storia dell’astronomia e alla lotta contro l’inquinamento luminoso.
Composizione SHO di Federico Vittorio Mantovani con scatti realizzati la sera del 29 giugno 2025 con Sky-Watcher 300mm/1200mm e ASI2600MM per un totale di 19 ore di integrazione. Nel riquadro in basso a sinistra è evidenziato l’oggetto che ha fatto scattare la scintilla. A destra nei due cerchi l'area compresa nel mirino a sinistra ingrandita come si mostrava nello scatto di Mantovani nel 2023 e come è apparsa nel 2025.
A volte basta poco per far partire un’indagine dal sapore scientifico anche in ambito prettamente amatoriale: uno scatto tradizionale, un dettaglio che non torna, una chiacchierata tra astrofili. È proprio quello che ci è successo nel mese di luglio scorso, quando Federico ha realizzato un normalissimo scatto sulla nebulosa Aquila (M16) e dopo aver notato una piccola sorgente luminosa, non così luminosa in una sessione da lui realizzata nel 2023, mi ha contattato per cercare di capire che stesse succedendo in quella piccola porzione di cielo. Da lì è scattata la scintilla. Confronti con immagini d’archivio, verifiche incrociate, qualche notte passata a paragonare frame e a scavare nei cataloghi scientifici… e il sospetto si è fatto via via più corposo: quella sorgente si è davvero accesa recentemente, o quantomeno ha mostrato un forte incremento di luminosità in una banda ben precisa, quella dell’Ossigeno terzo (OIII), normalmente ripresa con filtri narrowband per la composizione delle immagini in Hubble Palette. Questo articolo racconta passo dopo passo la nostra esperienza, non solo come caso scientifico, ma anche come stimolo per chi vuole trasformare una “semplice” sessione di astrofotografia in qualcosa di più: un’occasione per osservare in modo attivo, per cercare il nuovo nell’apparente già visto, per scoprire che dietro ogni frame si può nascondere una piccola sorpresa.
Indice dei contenuti
La Scoperta
Nelle notti della prima settimana di Giugno, Federico ha realizzato una serie di riprese multibanda della famigerata nebulosa Aquila, al cui centro ci sono gli ancora più famosi Pilastri della Creazione, una struttura di gas ionizzato, polveri e giovani oggetti stellari immortalati decine di anni fa in una delle più celebri immagini del Telescopio Spaziale Hubble. Durante il montaggio dell’immagine in Hubble Palette (combinazione di riprese coi filtri SII, H-alpha e OIII) con stelle RGB, Federico si è accorto di uno strano oggetto in una delle due ali dell’Aquila, che in una sua precedente ripresa non aveva lo stesso aspetto (fig. 1).
Composizione SHO di Federico Vittorio Mantovani con scatti realizzati la sera del 29 giugno 2025 con Sky-Watcher 300mm/1200mm e ASI2600MM per un totale di 19 ore di integrazione. Nel riquadro in basso a sinistra è evidenziato l’oggetto che ha fatto scattare la scintilla. A destra nei due cerchi l’area compresa nel mirino a sinistra ingrandita come si mostrava nello scatto di Mantovani nel 2023 e come è apparsa nel 2025.
L’oggetto in questione si trova nelle vicinanze della posizione RA 18h 20m 46.16s, DEC -13° 45′ 27.3″ (J2000), in un campo stellare abbastanza denso, immerso in emissioni di idrogeno ionizzato. Nella composizione RGB e nei singoli canali (R, G, B), la fonte luminosa appare debole ma è identificabile e sbilanciata verso il rosso. Nel canale OIII si osserva invece una maggiore e marcata luminosità se paragonata alle stelle del campo, mentre nei canali SII e Hα l’intensità è meno marcata. Le immagini in figura 2 rappresentano un confronto qualitativo tra le varie bande nelle osservazioni di Federico di giugno 2025.
Figura 2 – Pannello con canali RGB, R, G, B, SHO, SII, Hα, OIII realizzati da Federico Vittorio Mantovani la sera del 29 giugno 2025. Notare la sorgente in centro al FoV, molto brillante ed estesa nel canale OIII.
La Verifica
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Data l’esperienza maturata negli ultimi 3 anni con le riprese “deep” realizzate col gruppo ShaRA e usando i telescopi remoti cileni, Federico ha pensato di contattarmi per un supporto nell’analisi dell’oggetto. E a me queste sfide piacciono! Quindi mi sono subito reso disponibile iniziando dapprima a cercare l’oggetto nei cataloghi dei professionisti, poi cimentandomi nella ripresa dalla stessa porzione di cielo per fare una controverifica, e infine tentare una ripresa dello spettro. La controverifica fotografica in multibanda è stata eseguita la sera del 13 luglio con una sessione di 19 pose da 180s nei canali Hα e OIII (dalle ore 21.21 UTC alle ore 22.16 UTC) con un C11HD a focale piena. Ciò che è immediatamente balzato all’occhio è una differenza nella posizione tra le emissioni OIII e le emissioni della sorgente puntiforme (che poi vedremo catalogata come forte sorgente IR) nonché una forma leggermente più diffusa per l’oggetto in emissione OIII, con un core molto luminoso ed un apparente alone molto debole, al limite del rumore (fig. 3).
A valle di queste prime riprese, si è reso necessario il recupero di dati storici con l’obiettivo di verificare l’andamento nel tempo dell’intensità luminosa della sorgente, ed eventuali variazioni, e confermarne la natura transiente. Per fortuna i membri del gruppo ShaRA sono sempre molto reattivi e tramite il network non è stato difficile ottenere varie sessioni realizzate addirittura con gli stessi filtri usati da Federico. In figura 4 sono esposti alcuni di questi campioni: 2020 (Luca Fornaciari), 2023 (prima osservazione di Federico Vittorio Mantovani), 2024 (Simone Curzi) e 2025 (seconda osservazione di Federico Vittorio Mantovani e prima controverifica di Alessandro Ravagnin) dove si vede chiaramente l’incremento di intensità nel canale OIII nel 2025. Quindi di fatto su cosa è caduta l’attenzione di Federico? Di quale tipo di oggetto stiamo parlando?
Figura 4 –Sequenza riprese OIII (sopra) e Halpha (sotto) del 2023, 2024 e 2025.
Per continuare nell’indagine l’attenzione si è spostata sulla cattura dello spettro e sulla ricerca in letteratura e nei database scientifici di informazioni dettagliate ed attendibili su quella piccola porzione di cielo. Purtroppo lo spettro, tentato una sera di fine Luglio, non si è rivelato particolarmente utile a causa della strumentazione usata (C11HD e StarAnalyzer200) su un oggetto davvero poco luminoso. Altra sorte molto più positiva invece è toccata alla ricerca di documenti e analisi da cui abbiamo estratto informazioni molto interessanti.
La Ricerca
Dalle consultazioni in database astronomici scientifici, abbiamo appurato che la sorgente è associabile, quasi sovrapponibile, a diverse entità infrarosse e radio: GPSR5 17.223+0.395, IRC -10412, AGAL G017.222+00.396, tra gli altri. Alcune di queste sono classificate come potenziale oggetto giovane (Y*O), sorgente radio, o submillimetriche (smm), nonché potenziale nebulosa planetaria (PN).
Essendo una sorgente IR (infrarossa), ci siamo riferiti al portale IRSA della NASA destinato a raccogliere tutti i dati delle varie missioni focalizzate sugli infrarossi e sul campo submillimetrico. Sfogliando le varie pagine abbiamo estratto molti scatti utili creando un piccolo archivio di tutte le riprese del soggetto realizzate da varie survey
2MASS acronimo di Two Micron All-Sky Survey, ed è stato un grande programma di rilevamento astronomico condotto alla fine degli anni ’90 da un consorzio tra la NASA, la National Science Foundation (NSF) e tre istituti principali: l’University of Massachusetts (UMass), la NASA/IPAC Infrared Science Archive e il Infrared Processing and Analysis Center (IPAC) del Caltech;
WISE Wide-field Infrared Survey Explorer, una missione della NASA lanciata nel dicembre 2009;
SPITZER uno dei quattro Grandi Osservatori della NASA, lanciato nel 2003 e operativo fino al 2020. Telescopio spaziale con specchio da 85 cm, ottimizzato per l’infrarosso medio e lontano (da ~3 a 180 micron);
la classica DSS Digitized Sky Survey versione digitalizzata delle lastre fotografiche del cielo ottenute con i telescopi Schmidt di Palomar (USA) e UK Schmidt (Australia), tra anni ’50 e ’90.
N°
Identifier
Dist (arcsec)
Otype
ICRS (J2000) RA
ICRS (J2000) DEC
1
GPSR5 17.223+0.395
0.03
Rad
18 20 46.16
-13 45 7.3
2
IRC – 10412
1.20
LP?
18 20 46.1458
-13 45 26.1388
3
BGPSv2 G017.225+00.396
2.20
smm
18 20 46.109
-13 45 25.24
4
gpsr 017.222+00.396
3.23
Rad
18 20 46.10
-13 45 24.2
5
AGAL G017.222+00.396
5.15
Y*O
18 20 46
-13 45.5
6
BGPS G017.225+00.396
10.47
smm
18 20 46.3133
-13 45 17.095
Figura 5 e tabella– Elenco delle controparti catalogate nella regione, incluse YSO e sorgenti radio/smm da Database Simbad
In un ulteriore catalogo, ATLASGAL (APEX Telescope Large Area Survey of the Galaxy, una grande survey millimetrica della Via Lattea, realizzata con il telescopio APEX) sono state poi estratte informazioni importanti relative alla distanza (quasi 14kpc), massa, luminosità e classificazione, classificando l’oggetto misterioso come una potenziale PN (nebulosa planetaria).
In ultimo, per compensare con lo spettro mancante, esso è stato estratto dal database GAIA DR3. Nel grafico (fig. 8) si nota con facilità il forte sbilanciamento della radiazione emessa dalla sorgente verso gli infrarossi mentre, nella regione visibile il flusso misurato è praticamente 0. Con uno spettro nel solo dominio ottico, prima dell’accensione della sorgente in OIII, sarebbe risultato quasi impossibile confermarne la natura di nebulosa planetaria.
Nel database GAIA la sorgente è inoltre segnalata come variabile, caratteristica abbastanza in linea con quanto dedotto dalle nostre osservazioni.
Figura 6 – Immagini multi banda estratte da portale https://irsa.ipac.caltech.edu.
Oramai catturati dal mistero non ci siamo accontentati di scoprire la natura dell’oggetto ma volevamo sapere dove esso potesse essere collocato all’interno della nostra galassia e le sue dimensioni ipotetiche. La mappa della via Lattea di GAIA è tornata di nuovo utile e considerando la posizione di M16 (distante meno di 2kpc dal Sole), abbiamo cercato di ricostruire la posizione del target, stimato a quasi 14kpc dal Sole (come da informazioni del catalogo ATLASGAL), in pratica dall’altra parte, rispetto al centro, della nostra galassia, nel braccio del Perseo. Una giovane planetaria dovrebbe avere un diametro inferiore al parsec (da 0.1 a 0.3 parsec) e quindi dovrebbe sottendere a quella distanza una manciata di secondi d’arco, al limite quindi della nostra risoluzione ma in linea con le riprese effettuate.
Figura 7 – Immagini e tabella estratte da ATLASGAL https://atlasgal.mpifr-bonn.mpg.Figura 8 – Spettro GAIA DR3.
Figura 9 – Ricostruzione posizione sorgente nella Via Lattea da mappa polare GAIA.
Come ultima operazione abbiamo voluto verificare la posizione dell’emissione OIII, che si mostrava spostata rispetto le controparti RGB/H-alpha. Per procedere abbiamo sovrapposto l’immagine HOO del 2025 con l’immagine d’archivio di PanSTARRS confermando la differente posizione tra la sorgente IR e l’emissione OIII.
Considerazioni preliminari
Quella che sembrava una semplice anomalia in una classica fotografia astronomica si è rivelata il punto di partenza per un’indagine emozionante.
Nonostante le ricerche nei cataloghi e i dati raccolti suggeriscano che ci troviamo di fronte a un oggetto particolarmente energetico e distante, la sua vera natura rimane al momento incerta. Potrebbe trattarsi di una fase evolutiva transitoria legata a una nebulosa planetaria giovane, a un oggetto in fase di formazione, o a un altro tipo di fenomeno astrofisico ancora da inquadrare. Per poter comprendere meglio cosa stia effettivamente accadendo in quella remota regione del braccio del Perseo, saranno necessari ulteriori studi: in particolare, un’analisi spettroscopica ad alta risoluzione con un telescopio di grande diametro, e una raccolta di dati fotometrici su più epoche, potrebbero rivelarsi strumenti preziosi per chiarire l’origine e l’evoluzione di questa sorgente. In attesa di ulteriori dati, ci piace pensare che questa esperienza dimostri come anche un’attività amatoriale, se svolta con attenzione e curiosità, possa contribuire a sollevare interrogativi interessanti, capaci di attraversare i confini tra fotografia, osservazione e ricerca scientifica.
Figura 10 – Sovrapposizione immagine 2025 realizzata da Ravagnin (box in alto a sinistra, composizione HOO), con immagine estratta dal database PanSTARRS (box in basso a sinistra). La “pallina sfocata” di color ciano (il colore della radiazione OIII tipica delle Nebulose Planetarie) è fuori asse rispetto al centro della sorgente IR.
APPASSIONATI DI METEORE E METEORITI IN ABRUZZO PER LA 7° EDIZIONE DEL MEETING NAZIONALE
Il Progetto PRISMA (Prima Rete Italiana per la Sorveglianza sistematica di Meteore e Atmosfera) dell’Istituto Nazionale di Astrofisica convoca la sua comunità il 7 e 8 novembre a Teramo per fare il punto sui progressi della rete. La chiusura delle iscrizioni è fissata per il 22 ottobre.
Si terrà il 7 e 8 novembre 2025 a Teramo, presso l’Hotel Sporting, la settima edizione dei PRISMA Days. Il meeting annuale della Prima Rete Italiana per la Sorveglianza sistematica di Meteore e Atmosfera (PRISMA), sostenuto da Fondazione CRT e con il supporto della Direzione Scientifica dell’Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF), è l’appuntamento di riferimento in Italia per tutti coloro – appassionati, ricercatori, realtà educative e amatoriali – che operano nel campo di meteore e meteoriti.
Per la prima volta in Abruzzo, i PRISMA Days 2025 rappresenteranno l’occasione per aggiornare la comunità sullo stato dei lavori della rete, sulle novità e sui progressi scientifici e tecnologici raggiunti nell’ultimo anno. L’incontro è aperto a tutte le realtà attive sul territorio nazionale.
Il meeting è particolarmente rilevante per esperti che, in diversi ambiti, si occupano o sono interessati al monitoraggio di meteore e bolidi. La rete INAF del progetto PRISMA, infatti, non si limita all’astrofisica, bensì fornisce dati cruciali per la comprensione dell’atmosfera e per la localizzazione di eventuali ritrovamenti di meteoriti sul suolo nazionale. La rete PRISMA rappresenta un ponte unico tra lo spazio e la Terra, con implicazioni dirette per lo studio del nostro pianeta
Il progetto PRISMA si basa su una rete nazionale di camere all-sky che ha tre obiettivi principali: determinare le orbite degli oggetti che generano meteore brillanti (fireball e bolidi); delimitare le aree di caduta per il recupero delle meteoriti; raccogliere dati sistematici per la validazione di modelli meteorologici e per il perfezionamento dei modelli di interazione dei corpi cosmici con l’atmosfera terrestre.
A conclusione dei PRISMA Days, sabato 8 novembre, si terrà un importante evento di divulgazione e formazione: il Multiplier Event del progetto europeo Erasmus+ StAnD (StudenTs As plaNetary Defenders). Questo evento è specificamente rivolto ai docenti della scuola primaria e secondaria, ma è aperto a tutti gli interessati, con l’obiettivo di introdurre strumenti e attività per appassionare gli studenti alle materie STEM attraverso il tema degli asteroidi, delle comete e della difesa planetaria. L’evento è aperto a tutti fino a esaurimento dei posti. Si prega di segnalare il proprio interesse compilando il modulo dedicato: https://forms.gle/cb6eu6pAa7R7UXjG6
All’organizzazione del meeting e dell’evento formativo contribuiscono l’INAF-Osservatorio Astronomico d’Abruzzo e l’INAF-Osservatorio Astrofisico di Torino. Per informazioni scrivere a prisma_po@inaf.it
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La nuova frontiera per accelerare la trasmissione dati con i satelliti
Cosa ha a che vedere una delle piazze più belle d’Italia con un geniale polimata spagnolo e la crittografia quantistica? Ad una prima vista molto poco, ma un collegamento c’è, e per scoprirlo dovremo immergerci negli affascinanti progetti che proprio in questi anni si stanno sviluppando per connettere due isole nel mezzo dell’Atlantico, Tenerife e La Palma, con una rete di comunicazione ottica tra telescopi chiamata “IACLink”.
Ma procediamo con ordine: la nostra avventura inizia nell’anno 2000, quando viene inaugurata l’Optical Ground Station (OGS), un telescopio costruito per iniziativa dell’Agenzia Spaziale Europea con uno specchio da un metro nato con un obiettivo estremamente ambizioso. L’idea di fondo dell’ESA era quella di riuscire a dimostrare che era possibile sviluppare un innovativo sistema di comunicazione con i satelliti modulando un raggio laser. L’obiettivo ce lo spiega in dettaglio Iciar Montilla, ricercatrice dell’IAC, l’Instituto Astrofisico de Canarias: “Perché ci interessa la comunicazione ottica? Perché con i laser si ottiene una maggiore velocità di trasmissione: hanno più larghezza di banda e quindi si può passare da velocità nell’ordine dei megabit al secondo delle radiofrequenze a velocità di gigabit al secondo con i laser. Inoltre – ed è qualcosa che oggi è molto di tendenza – il segnale laser è meno divergente del segnale radio. Dunque, da un lato si richiede meno potenza per trasmettere i dati e, dall’altro – ed è questo l’aspetto oggi sulla cresta dell’onda – la comunicazione è punto-a-punto.”
L’Optical Ground Station OGS della ESA a Tenerife.
In effetti, la trasmissione di dati di un satellite o di una sonda interplanetaria utilizzando semplicemente segnali radio può durare mesi o addirittura anni. Un recente esempio eclatante? La sonda New Horizons, che ha potuto per la prima volta studiare con grande dettaglio il pianeta nano Plutone e il suo satellite Caronte, ha impiegato la bellezza di 15 mesi per inviare 50 gigabit riguardanti i dati raccolti durante il flyby del corpo celeste. Con comunicazioni laser la durata richiesta per le trasmissioni potrebbe essere enormemente minore.
“La questione della velocità non è una mania”, chiarisce Iciar. “È che il fattore, per le missioni spaziali ad esempio, è critico. Stiamo costruendo sonde e satelliti che montano fotocamere con risoluzione sempre migliore e quindi che producono una grande mole di informazioni, ma il problema è che continuiamo a trasmettere via radiofrequenza. Quindi i dati impiegano tantissimo tempo ad arrivare.”
“Per esempio, tra il 1963 e il 1973 furono lanciate le sonde della NASA Mariner dirette verso Venere, Mercurio e Marte. Ebbene, le loro fotocamere all’inizio avevano una risoluzione di 25 chilometri per pixel. Circa dieci anni dopo erano già a 230 metri per pixel. Poi, nel XXI secolo, per esempio, abbiamo risoluzioni di 25,17 metri.”
“Una delle ultime è stata la fotocamera HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment), installata sulla sonda Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) lanciata nel 2005. Questa fotocamera ha 50 centimetri per pixel. Allora qual è il problema? Se prendi HiRISE, la sua intenzione era mappare l’intera superficie di Marte. Il problema è che si produce una tale quantità di informazione che, alla velocità della radiofrequenza, un’immagine dell’intera superficie di Marte impiega quattro anni e mezzo. Usando i laser sarebbero bastate una settimana e mezza. Per le missioni spaziali, la differenza è drammatica, perciò la NASA è molto interessata alle comunicazioni ottiche e se vogliamo aumentare ancora di più la velocità e superare la barriera dei 10 gigabit al secondo, allora abbiamo bisogno dell’ottica, ma soprattutto dell’ottica adattiva”.
Ruben Sánchez dell’IACtec (il centro dell’IAC destinato allo sviluppo tecnologico degli strumenti per la ricerca), è uno dei ricercatori che sta portando avanti lo studio sulle tecnologie Free Space Optical Communications (FSOC) nel laboratorio dell’IACtec a Tenerife e mette in evidenza un altro aspetto vantaggioso essendo la tecnologia che utilizza comunicazione ottica nello spazio libero molto più leggera e meno ingombrante di quella tradizionale. Questo concetto prende il nome di “carico utile”: ogni chilo messo in orbita ha un costo enorme, e non c’è spazio per il superfluo.
Per dimostrare la fattibilità dell’uso di questa innovativa tecnica, l’ESA nel 2001 lanciò, con un Ariane 5, il satellite Artemis, che rimase operativo per 16 anni. Il satellite doveva riuscire a realizzare delle comunicazioni via laser con il telescopio dell’Optical Ground Station di Tenerife.
“Fino a quel momento l’impresa non era mai stata tentata. Ma l’ESA non si arrese e, effettivamente, la missione fu un successo. Funzionò molto bene e, di fatto, oggi le comunicazioni ottiche sono decisamente di moda. Ma il primo passo avvenne qui all’OGS, con la collaborazione dell’IAC.”
Una delle sfide che furono affrontate (e brillantemente risolte) nel caso della comunicazione tra l’OGS a terra e Artemis in orbita fu il problema di correggere i problemi legati alla densa atmosfera terrestre, che inevitabilmente portava a distorcere il segnale laser, rendendo difficile la trasmissione.
Esperimento del 2012 usando il JKT di La Palma e il OGS di Tenerife Nell’immagine il raggio laser trasmesso con l’informazione necessaria.
L’obiettivo della comunicazione laser, però, non è solamente una comunicazione tra satelliti e la base terrestre. L’interesse economico principale del progetto risiede anche sul fatto di implementare questa comunicazione all’interno di una rete di comunicazione che copra la superficie terrestre, sostituendo i cavi di comunicazione (fibra ottica) che attualmente sono collocati in fondo al mare.
La difficoltà delle comunicazioni ottiche via laser risiede nello sviluppare sistemi di ottica adattiva così raffinati da correggere l’effetto indotto dalla densa atmosfera terrestre. Se nell’invio di segnali ottici dai satelliti la turbolenza atmosferica risulta problematica solo per i primi chilometri, nell’adozione di questo sistema per le comunicazioni terrestri (cioè tra emettitore e ricevitore basati a terra) l’effetto si mostra molto più marcato.
Un altro problema da risolvere oltre alla distorsione atmosferica, prima di poter sostituire con la comunicazione laser i cavi sottomarini tra Europa e Stati Uniti o tra Asia e America su cui attualmente viaggiano i dati di internet, è quello della sicurezza: dobbiamo essere sicuri che le comunicazioni non vengano intercettate ed essere coscienti nel caso ci sia qualche soggetto terzo che stia ricevendo i dati. Anche per questo problema, la soluzione è particolarmente innovativa, e proviene nientedimeno che dalla fisica quantistica.
Il setup dell’esperimento che valse a Anton Zeilinger il premio Nobel del 2022 sul cosiddetto teletrasporto quantistico.
“Prendiamo l’esperimento che fu realizzato nel 2012 con Anton Zeilinger”, dice Ruben Sanchez “in quel caso si riuscì ad inviare un segnale laser tra il Jacobus Kapteyn Telescope (JKT) di La Palma e l’OGS di Tenerife. Si tratta di circa 143 chilometri di distanza. Normalmente, a fini di calcolo, si suole considerare che l’atmosfera sia alta circa 20 chilometri quindi una volta raggiunta tale soglia sopra le nostre teste il resto si può approssimare allo spazio vuoto ma La Palma-Tenerife è una distanza sette volte maggiore!”. Ruben si riferisce all’esperimento che nel 2012 venne eseguito tra il JKT di La Palma e l’OGS di Tenerife, e che ottenne il record di distanza nella tecnologia del cosiddetto “teletrasporto quantistico”. Al di là dell’esotico nome, forse un po’ fuorviante, quello che si osservò con l’esperimento che è valso ad Anton Zeilinger il premio Nobel nel 2022 è stata la diretta conseguenza delle leggi della meccanica quantistica in azione.
Il set-up dell’Esperimento e la sicurezza spiegati da Socas Negrín
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L’ingegnere a capo del progetto Jorge Socas Negrín ci accoglie all’IACtec per spiegare l’esperimento del 2012 nella sua raffinatezza: “Partiamo da La Palma, vicino al telescopio JKT. Prendiamo due fotoni e li mettiamo in un interferometro, in modo che risultino in uno stato entangled. In seguito uno viene inviato dal JKT all’OGS a Tenerife. Quando effettuiamo una misura di tipo Bell sul fotone di La Palma, immediatamente questo si distrugge, mentre a Tenerife appare un altro esattamente identico, previa riconciliazione delle basi attraverso una comunicazione di tipo ‘classico’.”
Questo esperimento così rivoluzionario e così interessante ha poi portato alla nascita del Canary Link tra le due isole, in modo tale che le due vette più alte dell’arcipelago fossero connesse per via ottica in maniera stabile. Socas Negrín punta molto sul sottolineare una questione fondamentale. Per realizzare una tecnologia realmente efficace, occorre raggiungere un livello di sicurezza tale da poter garantire la riservatezza delle comunicazioni:
“L’idea è semplice ma potente. Grazie alla fisica quantistica possiamo generare chiavi segrete tra due utenti in modo che, se qualcuno prova a spiarle, lo rileviamo immediatamente. Quando metti un osservatore in mezzo, chiamiamola ‘Eve’, tra Alice (che emette il segnale) e Bob (che riceve il segnale) e invii un fotone entangled, per le regole di monogamia dell’entanglement il fotone che arriva a Bob dopo che Eve ha effettuato la misura è un altro nuovo, non più entangled con Alice. Pertanto, lo stato che si genera è di nuovo casuale. E allora, quando fai la riconciliazione, ti accorgi che, dato che la riconciliazione la fanno Alice e Bob, il numero di passaggi da riconciliare risulta minore: ottieni un 25% invece di un 50% di successi.”
Per chiarire queste parole, immaginiamo il celebre esperimento mentale del gatto di Schrödinger: finché la scatola resta chiusa, il gatto è descritto da una sovrapposizione quantistica di stati (sveglio e addormentato allo stesso tempo). Solo quando apriamo la scatola – cioè effettuiamo una misurazione – il sistema “collassa” in una delle due alternative possibili. Qualcosa di analogo accade nella Quantum Key Distribution (QKD). La chiave segreta che Alice e Bob vogliono condividere è codificata in qubit (fotoni preparati in stati quantistici). Finché non vengono misurati, questi fotoni restano in sovrapposizione di stati, come il gatto nella scatola. Ma se un intruso, l’ipotetica Eve, prova a spiarli, la misura fa collassare i qubit in bit classici (0 o 1). In questo modo, le correlazioni quantistiche originali vengono distrutte e Alice e Bob se ne accorgono subito durante la fase di verifica.
Schema dell’architettura dell’esperimento Caramuel che testa la tecnologia laser per le cominicazioni abbinata al sistema di controllo con chiavi quantistiche per la sicurezza.
Ecco il punto cruciale: la QKD non serve a trasmettere messaggi segreti, bensì a generare chiavi sicure. Una volta che la chiave è condivisa, può essere usata per cifrare e decifrare i dati con metodi classici. La “magia” quantistica sta nel fatto che, se qualcuno tenta di intercettare i qubit, la “scatola del gatto” risulta già aperta e la chiave viene invalidata. Jorge Socas ci spiega come in questo momento si stiano anche studiando opzioni di crittografia quantistica che prescindono dall’utilizzo di fotoni entangled: “Per fare distribuzione di chiave quantistica (QKD) hai due modi. Si può procedere con fotoni entangled — se ne invia uno di ciascuna coppia a un estremo e si conserva l’altro — oppure con fotoni individuali preparati in certi stati di polarizzazione. Il protocollo più noto è il BB84, che è proprio quello che stiamo sviluppando in Spagna.” L’idea è quella di creare strumentazioni per la comunicazione laser e per la sua sicurezza via QKD sufficientemente leggere da poter essere messe in orbita ad un costo ragionevole.
Il nome BB84 ha delle peculiarità che lo rendono molto interessante per la sicurezza, in quanto permette la misurazione in ben quattro polarizzazioni. Se gli storici esperimenti (noti tecnicamente come “diseguaglianza CHSH”) eseguiti secondo il Teorema di John Bell vennero realizzati con tre polarizzazioni disposte a 120°, il protocollo BB84 dispone di quattro polarizzazioni: 0°, 90°, +45° e −45°. Un altro protocollo è B92, che ha solo due stati di polarizzazione. L’idea è che se l’entanglement tra due fotoni viene alterato da un osservatore terzo che effettua la misura, il risultato non sarà più quello di una misura di tipo Bell, ma avrà invece risultati totalmente casuali e non entangled tra La Palma e Tenerife. “Di fatto,” ricorda Jorge Socas, “il BB84 è quello che si sta ampliando proprio ora per la distribuzione di chiave quantistica nei 12 progetti di sviluppo di carico utile (payload) e satelliti che si stanno portando avanti in Spagna e che hanno avuto inizio con Hispasat. Ma ci sono molti problemi di carico utile da risolvere per poterli lanciare. Bisogna far sì che la tecnologia occupi il minor spazio possibile nei satelliti. In realtà i problemi sono diversi. Il primo è la massa e le dimensioni. Poi c’è un altro elemento aggiuntivo: i componenti che usi per lo spazio lavorano a certe temperature, per cui devono essere qualificati per lo spazio. Non puoi mettere un laser qualsiasi nello spazio, perché magari non funziona, per ragioni di temperatura. Quindi devono essere qualificati per lo spazio. Questo fa sì che non sia affatto semplice.”
Strategia Europea e scenario Globale
Per fare sì che le comunicazioni terrestri basate sui laser utilizzino su larga scala questa nuova tecnologia, bisogna realizzare ponti tra diversi luoghi del pianeta che impieghino satelliti. Il motivo per cui si preferisce la triangolazione via satellite tra due luoghi distanti sulla superficie del nostro pianeta è legato alla minore distorsione del laser: una maggiore distanza percorsa a bassa quota, caratterizzata da un’atmosfera più densa, significa un segnale molto meno efficace. Attualmente si procede alla definizione di una strategia comune europea perché l’Europa possa muoversi in modo coerente e unito, rispetto allo sviluppo di tecnologie simili in altre potenze concorrenti. Uno dei programmi di comunicazioni ottiche più sviluppati è quello della Cina, che nel 2016 ha lanciato il satellite Micius in orbita bassa (LEO), anche se Pechino sta già lavorando a un altro satellite in orbita alta geostazionaria (GEO). Si tratta di un progetto in cui fisica quantistica, spazio e geopolitica risultano, mai come in questo caso, strettamente intrecciati. Ed è meglio essere parte del gruppo che guida quel progetto che restare indietro, perché si tratta del futuro.
Il governo spagnolo, supportato dai fondi europei, ha pubblicato due bandi, circa un anno fa, per generare due esperimenti di comunicazione laser con tecnologia di sicurezza QKD e sistema di ottica adattiva: uno per un satellite in orbita bassa, LEO, e l’altro per un satellite geostazionario, GEO. Erano due gare alternative, cioè indipendenti, per realizzare carichi utili e testarne il funzionamento con un’altra stazione a terra, con un’OGS, per la distribuzione della chiave quantistica. Per l’orbita LEO il bando è stato vinto da SENER, SENER Aeroespacial mentre sul progetto GEO, guidato da Thales Alenia con il suo consorzio, noi partecipiamo sull’ottica adattiva e nelle prove che si faranno da dicembre di quest’anno a giugno del prossimo: “si installerà la strumentazione – come se si trattasse del payload da montare sul satellite – a La Palma, si installerà l’altra strumentazione presso il telescopio OGS qui a Tenerife e si effettueranno esperimenti di trasmissione per valutare la viabilità pratica, esattamente come se fosse effettuata via satellite. Il passo successivo sarà quello di ripetere l’operazione usando un satellite in orbita”.
Jorge Socas annuisce quando facciamo presente che al momento ogni Paese sta portando avanti progetti di comunicazione ottica in maniera piuttosto autonoma, e non pensando in ottica realmente “europea”. “Anche se qualcosa è migliorata con i Fondi di Difesa Europei”, afferma Jorge Socas. “Con gli EDF si tratta precisamente di far avanzare la comunicazione ottica, sia classica sia quantistica. I cavi sottomarini per la comunicazione tra continenti sono oggi degli obiettivi sensibili, potenzialmente soggetti ad attacchi militari: per questo si sta puntando a soluzioni innovative e intrinsecamente sicure come la comunicazione laser protetta dalla tecnologia QKD”.
Verso l’“Internet Quantistico”
Oltre alla tecnologia così importante a livello di sicurezza strategica, ciò a cui stiamo assistendo è una totale rivoluzione delle telecomunicazioni, che potranno godere di una larghezza di banda enormemente più grande: “Internet quantistico”. Ruben Sánchez ha le idee molto chiare in proposito: “A tutti noi Internet arriva a casa attraverso una fibra ottica, perché ha molta più larghezza di banda e meno interferenze di qualsiasi altro sistema che conosciamo al momento. Sia la radiofrequenza, sia i doppini di rame, sia altre tecnologie più tradizionali non possono offrire però la stessa larghezza di banda e il basso rumore tipici di una comunicazione ottica. Il problema oggi è che la fibra ottica va posata ma ciò non è possibile nelle comunicazioni a lunga distanza o in quelle fra satelliti, manca cioè un mezzo fisico per la propagazione. Allora, che si fa quando non hai un mezzo propizio alla propagazione della luce? La si propaga in un mezzo non propizio: l’atmosfera. L’obiettivo quindi diventa studiare come l’atmosfera è in grado di influenzare il fascio di luce, modificando il laser che abbiamo inviato, e proviamo, con l’ottica adattiva, ad eliminare tali cambiamenti”.
I vantaggi di una comunicazione ottica basata sui laser, resa sicura dall’utilizzo di chiavi QKD, sono secondo Ruben assolutamente evidenti già ora: “I vantaggi che avrebbe una comunicazione ottica rispetto a una comunicazione a radiofrequenza standard riguardano la larghezza di banda teorica. Stiamo ancora investigando, ma a priori si possono raggiungere larghezze di banda molto maggiori. Si sono già ottenute velocità dell’ordine del gigabit al secondo e si ritiene possibile — e credo lo vedremo molto presto — arrivare a due decine di gigabit al secondo. E non solo: anche lo spazio radioelettrico è sempre più congestionato. Conosciamo la tipica storia delle televisioni che cambiano i canali per ampliare lo spettro usato dalla telefonia mobile, ecc. Le comunicazioni ottiche hanno due vantaggi enormi rispetto a questo: se utilizzi differenti frequenze di luce — nello spettro visibile potremmo dire ‘colori’, ma ovviamente sono lunghezze d’onda — le puoi separare senza problemi, il che è un vantaggio. In più, sono univoche: la comunicazione ottica è da un punto a un punto. Si potrebbe persino dire che riduce l’inquinamento del segnale elettromagnetico. Se inviassimo parte dei dati che mandiamo oggi — e la necessità di inviare dati cresce sempre di più — tramite laser invece che via radiofrequenza, ci sarebbe meno pressione sulle bande, meno richiesta, meno competizione. Lo spettro radioelettrico è un bene scarso: non possiamo generarne di più, le frequenze sono quelle che sono. Mi piace paragonare la radiofrequenza al parlare: tu parli e tutti ti ascoltano; mentre le comunicazioni ottiche le paragono a un campo visivo: se guardi verso un angolo, non puoi guardare verso l’altro; devi guardare in una direzione. Occorre molta precisione per sfruttare appieno la finezza del fascio laser e creare così diverse comunicazioni tra coppie di punti che possono essere anche molto vicine tra di loro, con varie trasmissioni laser in contemporanea. Così hai molta più possibilità di riuso: potresti avere quattro laser anche alla stessa lunghezza d’onda, allo stesso ‘colore’, se parliamo dello spettro visibile, ma se puntano verso quattro siti diversi, non si disturbano.”
Attualmente i titoli della stampa sono tutti per i computer quantistici, che godono di un enorme finanziamento da parte del settore privato in cerca di benefici rapidi. Eppure, secondo Ruben Sánchez, la comunicazione ottica e le chiavi QKD sono molto più interessanti perché potrebbero raggiungere un livello di efficienza tale da essere utilizzate (e commercializzate) su grande scala persino nei prossimi decenni. “La computazione quantistica cambierà il mondo, lo cambierà davvero, ma molti chiedono: come? Perché? Il vantaggio nelle comunicazioni è che credo sia una di quelle applicazioni in cui si intravede chiaramente il beneficio dell’introduzione di soluzioni quantistiche”
Jorge Socas continua con grande entusiasmo: “In questo momento ci sono molte startup che nascono, soprattutto — per esempio — su sorgenti di fotoni singoli e in generale sulla realizzazione di componenti per lo spazio. L’importante è far avanzare la tecnologia e poi vedremo quali benefici se ne ricavano. Sono convinto che a un certo punto questa tecnologia maturerà e sarà commercializzabile. Nel breve periodo, sono molto attive le giovani imprese specializzate nei sottosistemi, per esempio nelle montature, negli autocoplatori, aziende specializzate nella logica del protocollo, nella logica di controllo del telescopio, nel pointing, acquisition and tracking per satelliti o per affrontare il problema dei detriti spaziali, che richiede misure di altissima qualità e precisione.”
“II progetto Caramuel consiste nello sviluppo completo di una soluzione di Distribuzione di Chiavi Quantistiche (QKD), basata su un payload (carico utile) ospitato che sarà trasportato su un satellite geostazionario. Il progetto è costituito da un consorzio di aziende di primo livello come Hispasat, Thales Alenia Space, Celestia, GMV, Telefónica e Sener Aeroespacial, tra le altre, e tra queste figura IACTEC-FSO. All’interno del progetto, IACTEC-FSO è inquadrata in diversi pacchetti di lavoro ed è incaricata di sviluppare l’ottica adattiva della stazione di terra, che compenserà la turbolenza atmosferica nel collegamento downlink (GEO-to-Ground). Inoltre fornirà supporto all’analisi del calcolo delle perdite di collegamento e al telescopio di terra insieme ai diversi partner coinvolti”
Caramuel: il Nome, la storia, la Piazza
Ritratto di Juan Caramuel vescovo di Vigevano realizzato da Nicolas Auroux Biblioteca Nazionale di Spagna.
Bene, ora vi chiederete: perché mai abbiamo iniziato questo articolo parlandovi di una bellissima piazza italiana e di un genio spagnolo sconosciuto ai più? E cosa c’entra con la crittografia quantistica? Ebbene, il collegamento si trova proprio nel nome scelto per l’esperimento: Caramuel. Juan Caramuel Lobkowitz (Madrid, 1606 – Vigevano, 1682) ancorché incomprensibilmente sconosciuto ai più fu una figura assolutamente unica nel panorama delle scienze e delle arti del XVII secolo: filosofo, matematico, astronomo, logico e architetto; la sua figura ricorda per certi versi quella di Leonardo da Vinci. Il suo nome fu scelto per l’esperimento dedicato alla tecnologia QKD tra i telescopi OGS e JKT per via dei suoi studi sulla crittografia e sul sistema binario, di cui fu uno dei precursori in Europa (nel 1670 ad esempio Caramuel y Lobkowitz pubblicò un saggio molto esaustivo su questo argomento dal titolo “Mathesis biceps”). “Il progetto Caramuel”, spiega Jorge Socas, “nacque circa quattro anni fa, spinto in parte da una fase A alla quale partecipò l’ESA e in cui abbiamo preso parte tutto il consorzio di imprese che poi ha continuato a sviluppare questo progetto. E quel progetto si basava nello sviluppo di un satellite geostazionario (costruito da Thales Alenia) per la distribuzione di chiavi quantistiche. In altre parole: si generava semplicemente la chiave perché poi quella chiave fosse applicata ai dati. È con quella chiave che si cifra. Cioè, con la distribuzione di chiave quantistica non si ottiene il messaggio già cifrato, bensì si ottiene una chiave che poi verrà utilizzata per cifrare il messaggio”. La suddivisione tra messaggio e chiave è fondamentale per la sicurezza: una buona spia non si fa mai trovare con un testo cifrato e il manuale per decrittare il messaggio. “Queste chiavi una volta generate, vengono archiviate”, prosegue Jorge Socas. “E quando un ente, una banca, uno Stato, un governo, un’ambasciata o altro, deve inviare dati a un altro punto B, richiede quelle chiavi. Richiede quelle chiavi, con quella chiave cifra il messaggio e lo invia all’altro estremo. Allora quella chiave sarà a disposizione di entrambi i lati, in modo che si possa inviare con quella chiave e con un cifrario applicato, diciamo… È un passo preliminare. Esattamente: la QKD non invia messaggi già cifrati. Cioè, non esiste — è un po’ curioso, no? — perché tutti pensano che la QKD o distribuzione di chiavi quantistiche sia già l’invio dell’informazione cifrata. No, no. Quello che fa la QKD è generare le chiavi. E poi quella chiave si applica al messaggio.”
Non risulta pertanto sorprendente che una tecnologia basata su qubit, bit e crittografia quantistica prenda il nome del grande studioso spagnolo, che tanto fece per lo studio della matematica del sistema binario su cui si basa il linguaggio dei bit odierni. In chiusura dell’articolo, prendiamoci un breve spazio per delineare un sintetico profilo del geniale intellettuale spagnolo. Caramuel, appartenente all’ordine Cistercense ma dal carattere decisamente “fuori dagli schemi”, era una personalità difficile da gestire per la rigida morale religiosa Controriformista dell’epoca, e nella sua carriera ecclesiastica venne destinato a luoghi molto lontani dalla sua Spagna natale: si trovò così a esercitare il suo ministero (e proseguire con i suoi studi) in Scozia, in Inghilterra, in Austria, in Boemia, in Germania e in Italia. A Roma in particolare divenne amico di Atanasius Kircher, studioso e creatore del celebre museo Kircheriano del Collegio Romano. Negli ultimi anni fu destinato alla città lombarda di Vigevano, di cui divenne vescovo. Fu lui a sistemare la stupenda Piazza Ducale con la facciata ellittica del Duomo, utilizzando le sue conoscenze matematiche e geometriche per dare un’impressione di compiutezza a una piazza che era in realtà piuttosto irregolare nel lato orientale. Le ellissi, le parabole e le iperboli (e in generale le coniche) erano, a fine Seicento, funzioni geometriche oggetto di un profondo studio: erano oggetto di indagine in matematica, grazie agli studi -tra gli altri- di Buonaventura Cavalieri, in astronomia grazie a Keplero, e infine in architettura, come dimostrano le creazioni di Gian Lorenzo Bernini al Colonnato di San Pietro, attentamente studiato da Caramuel nei suoi libri (molto significativo è ad esempio il suo saggio “Architectura civil recta y obliqua” del 1678). Insomma, la crittografia quantistica, la comunicazione ottica nello spazio libero e le tecnologie innovative non nascono dal nulla, ma hanno solide radici che affondano nel fertile terreno delle arti e della conoscenza antica. “Se ho visto lontano”, diceva Newton, “è perché stavo sulle spalle dei giganti.” Questo ci insegna oggi il progetto Caramuel e i risultati straordinari che attendono nel prossimo futuro le tecnologie FSOC attualmente in studio con il Canary Link tra l’OGS di Tenerife e il JKT di La Palma.
Nel precedente appuntamento di queste cronache marziane abbiamo lasciato il rover Perseverance a Krokodillen, la regione al confine occidentale del Cratere Jezero dove era entrato a inizio giugno. Tra abrasioni superficiali alle rocce e un nuovo prelievo complicato, in questi ultimi due mesi il nostro emissario robotico ha proseguito lo studio di Marte macinando tanti altri chilometri e forse scoprendo processi geologici inediti. Vediamo quali analisi l’hanno tenuto impegnato, si parte!
Ritaglio del panorama acquisito da Perseverance nel Sol 1516. Nelle annotazioni sono indicate le distanze dei singoli rilievi che vanno da 12 a 65 km. NASA/JPL-Caltech/ASU/MSSS.
Un panorama Limpidissimo da Fallbreen
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Alcuni giorni dopo l’abrasione della roccia Fallbreen (eseguita il 23 maggio e documentata in Coelum Astronomia n. 275) e le successive analisi, Perseverance ha scattato un’ampia panoramica della regione nei dintorni impiegando le MastCam-Z, le camere zoom montate sulla sua “testa”. Il risultato è uno spettacolare mosaico assemblato magistralmente dagli esperti grafici del JPL e che potete ammirare come copertina di questo articolo: 96 singole fotografie mostrano il paesaggio attorno al rover a 360 gradi. A dare ulteriore valore a questa immagine, oltre al fascino, è l’atmosfera particolarmente trasparente che ha permesso di inquadrare per decine di chilometri verso ovest. La versione dell’immagine scelta mostra in colori esaltati, ovvero con le bande cromatiche processate separatamente per accentuare contrasto e differenze di tonalità, un cielo che appare con sfumature decisamente terrestri. Ma non bisogna farsi ingannare, in questo caso l’azzurro che vediamo è legato al processo di elaborazione e non all’occorrenza dello scattering di Rayleigh come avviene sul nostro pianeta. È altresì vero che ci sono dei momenti particolari in cui il cielo marziano può tingersi effettivamente di blu: è il caso delle albe e dei tramonti, ben documentati da Spirit nel 2005, dovuti al modo in cui le particelle di polvere diffondono la luce solare attraverso un percorso atmosferico più lungo.
Il Mars Exploration Rover Spirit osserva il tramonto del Sole su Marte, era il 19 maggio 2005. NASA/JPL/Texas A&M/Cornell.
In basso nell’immagine del panorama si distingue la macchia bianca dell’abrasione del 23 maggio, mentre sull’estremo bordo destro, a 4.4 metri dal rover, c’è un cosiddetto masso errante. Gli scienziati ritengono che esso sia giunto in questa regione come conseguenza di una frana, oppure spinto dall’acqua o dal vento, in un’epoca precedente alla formazione dell’increspatura sabbiosa grigia che lo circonda. Non sarebbe quindi poggiato sulla sabbia ma è probabile che giaccia direttamente sul basamento roccioso. Un altro dettaglio degno di nota, evidente anche in altre riprese mostrate in queste pagine, è la differente tonalità nelle rocce e il punto di contatto tra unità geologiche: le rocce chiare e piatte nei pressi del rover sono ricche di olivina, mentre quelle più lontane e scure sono le regioni dove le osservazioni orbitali hanno rilevato abbondanza di argille. Una lunga traccia lasciata dalle ruote di Perseverance testimonia lo spostamento di 92 metri che aveva portato il rover a Fallbreen il 22 maggio. Al termine delle foto e delle analisi chimiche in questa località, il robot NASA è tornato verso est per indagare i basamenti scuri di Krokodillen, confermare la presenza delle argille e prelevarne almeno un campione.
Ritaglio del medesimo mosaico ma in colori naturali, così come catturati dalle camere di Perseverance. Lo scorcio punta verso est in direzione di Krokodillen e di un rilievo che rivedremo più tardi. NASA/JPL-Caltech/ASU/MSSS.Mappa con il percorso di Perseverance e le attività principali descritte nell’articolo. NASA/JPL-Caltech/Piras.
Perché le Argille sono così Importanti?
Nell’ampia famiglia dei minerali fillosilicati rientrano anche i minerali argillosi, di grande interesse per gli scopi di Perseverance. I fillosilicati si formano dall’interazione tra rocce silicatiche (come i basalti) e acqua, dando origine a minerali con struttura cristallina a strati. Gli scienziati distinguono diversi sottogruppi, in base al modo in cui si dispongono questi strati: caoliniti, smectiti/montmorilloniti, illiti e cloriti. Tutti condividono la presenza di gruppi ossidrilici OH⁻ che ne influenzano le proprietà chimiche e fisiche. Riuscire a rilevare la presenza di fillosilicati confermerebbe l’antica presenza di acqua liquida ma non solo: questi minerali svolgono un’eccellente funzione di preservazione delle strutture organiche le quali, se presenti, vengono assorbite e incapsulate nei reticoli. La ricerca di argille a Krokodillen è iniziata a fine maggio ma già ad aprile, grazie ad analisi precedenti tra cui l’abrasione “Strong Island”, si è iniziato a sospettare che la firma spettrale delle argille fosse variabile nella regione. Per questo motivo gli scienziati hanno deciso di andare alla ricerca di una descrizione coerente nella geologia di queste aree con l’obiettivo di costruire una visione d’insieme. Perseverance ha così parzialmente ripercorso i propri passi e, due Sol dopo aver scattato il panorama da Fallbreen, si è diretto nuovamente nel cuore di Krokodillen alla ricerca di un target adatto per un prelievo individuato (apparentemente), nel Sol 1524 (3 giugno), nella roccia Kenmore. Il 5 giugno è stata effettuata un’abrasione superficiale, denominata Laknes. Cinque Sol più tardi, tutto sembrava procedere senza problemi quando il rover ha azionato nuovamente il trapano, a pochi centimetri di distanza, per eseguire un carotaggio e prelevare così un campione di roccia. Tuttavia, in modo simile a quanto accaduto nell’aprile precedente con il campione Bell Island, anche questa volta la punta ha iniziato a slittare durante la perforazione: la roccia, infatti, si è frantumata sotto la forza percussiva dello strumento. L’inconveniente ha prodotto un movimento laterale del sistema braccio-trapano, che di conseguenza ha portato al bloccaggio della punta nel terreno.
Sol 1531, al termine del tentativo di prelievo la punta di Perseverance resta incastrata nella roccia Kenmore. In basso a destra si nota l’abrasione “Laknes” eseguita alcuni giorni prima. NASA/JPL-Caltech/Piras.
Ancora una volta il problema è stato risolto grazie all’ingegnosità dei tecnici del JPL i quali, dopo tre giorni impegnati nella diagnosi del problema, al quarto Sol (14 giugno sulla Terra) hanno inviato a Perseverance il comando per sollevare il braccio robotico, operazione che ha inizio rilasciando la forza di precarico usata per stabilizzarlo. Il rover così ha estratto con successo l’estremità di foratura dal campione frantumato chiudendo di fatto l’emergenza. Anche in questa occasione non è stato necessario sacrificare la preziosa punta distaccandola e abbandonandola incastrata nel terreno. Perseverance è in ogni caso dotato di un ampio set di bit di foratura, adeguato sia per contrastare l’usura che potenziali inconvenienti come quello appena descritto. Un’ispezione visiva successiva della punta ha confermato che non ci sono stati danni agli apparati ma purtroppo ha rivelato anche come la fiala, predisposta per l’occasione, fosse rimasta vuota. Condizione successivamente confermata anche con le osservazioni della CacheCam. Il tentato prelievo non si rivela però un totale fallimento perché la fragilità della roccia Kenmore, ovvero proprio la causa dell’aborto dell’operazione, ha comunque portato alla luce interessanti frammenti chiari altrimenti celati. In un mondo extraterrestre dominato da tonalità grigie e scure, queste rocce appaiono sorprendentemente biancastre quasi un’anomalia, dato che, sulla superficie di Marte, le rocce chiare sono rare e, nel caso presenti, indicano spesso processi geologici legati alla presenza di acqua.
Sol 1539, ispezione delle rocce chiare portate in superficie durante il tentativo di prelievo del 10 giugno. Immagine acquisita con Left MastCam-Z a 110 mm di focale. NASA/JPL-Caltech/ASU/MSSS/Piras.
Gli scienziati ipotizzano che sul bordo del Cratere Jezero tali formazioni rocciose possano essere il risultato di antichi fenomeni idrotermali legati all’acqua calda o al vapore generati dall’impatto che diede forma al cratere stesso. In scenari simili la circolazione di fluidi può trasformare le rocce in due modi: o dissolvendo parte dei minerali e lasciando dietro di sé residui ricchi di silice i quali, con il tempo, si trasformano in quarzo, oppure concentrano la silice in fratture della roccia e formare vene di quarzo. Altre rocce bianche, già osservate in passato a Jezero, sembravano effettivamente simili a quarzo massiccio, compatibili con la seconda ipotesi. Quelle individuate nell’immagine appaiono invece diverse: non solidi blocchi solidi, ma piuttosto superfici ricoperte da un sottile strato più chiaro. Potrebbe trattarsi ancora di silice, ma non è da escludere che si tratti di altri minerali come solfati, per esempio gesso, anch’essi tipici di ambienti dove, in passato, l’acqua ha giocato un ruolo determinante. La presenza di altre rocce simili nella stessa area suggerisce che non si tratti di un fenomeno isolato, sebbene fosse sfuggito all’osservazione nel corso dell’abrasione precedente. Determinare con precisione la composizione di questi materiali sarà cruciale per risalire al processo che li ha generati, a tal fine gli strumenti a bordo del rover hanno già raccolto i dati necessari nei Sol successivi al carotaggio. Non ci resta a questo punto che attendere il lavoro di analisi degli scienziati e la pubblicazione dei relativi paper tra qualche mese. Ne renderemo sicuramente conto nelle pagine di Coelum di questa rubrica. Durante la permanenza nei pressi di Kenmore, Perseverance esegue anche un’estesa serie di analisi con i sensori fotografici e altri raffinati strumenti:
le MastCam-Z con i loro filtri a banda stretta;
la SuperCam, che grazie a impulsi laser permette di vaporizzare le rocce e analizzare la composizione chimica dei gas liberati;
gli spettrografi PIXL e SHERLOC, il primo a raggi X e il secondo che impiega l’effetto Raman.
Una straordinaria suite di strumenti che ha consentito agli esperti di confermare, già poco dopo le analisi, la presenza di argille. Viene individuato anche feldspato e, per la prima volta su Marte, un minerale di idrossido di manganese. Con le analisi su Kenmore completate e una quantità di dati sufficiente inviata verso Terra per successive indagini, Perseverance è pronto a proseguire la sua esplorazione sul bordo occidentale del Cratere Jezero.
Ritorno a Nord alla Ricerca di un campione
Il Sol 1540 di missione, corrispondente al nostro 20 giugno, ha visto il rover tornare verso nord e nel farlo esso ha percorso la maggiore distanza di sempre in modalità di auto-navigazione nel corso di un singolo spostamento, ben 411.7 metri, migliorando di 64 metri il precedente record stabilito il 3 aprile 2023. In effetti il viaggio sarebbe potuto proseguire ancora se il rover non fosse già giunto alla destinazione prestabilita: l’area, già visitata, chiamata “Main Topsail”. Ha percorso poi altri 10 metri per posizionarsi meglio su un affioramento della stessa unità geologica che aveva tentato di campionare oltre 400 metri più a sud. Tra i Sol 1545 e 1548 (25 e 28 giugno) Perseverance ha eseguito nuovamente delle abrasioni del terreno ma, a conferma della continuità geologica all’interno dell’area, anche qui le rocce hanno ceduto sotto la forza del trapano proprio come era già accaduto in precedenza.
Left NavCam, Sol 1540. Vista in direzione sud, direzione da cui Perseverance è giunto percorrendo più di 400 metri. Ben in evidenza le tracce lasciate dalle ruote del rover. NASA/JPL-Caltech/Piras.Sol 1548, la Left NavCam immortala il risultato di due tentativi di abrasione del basamento roccioso. NASA/JPL-Caltech/Piras.Strong Island” il 12 aprile (Sol 1474), immediatamente dopo aver eseguito l’abrasione. A destra il medesimo punto fotografato però il 1 luglio (Sol 1551). NASA/JPL-Caltech/ASU/MSSS/Piras.
Il giorno dopo la seconda abrasione il rover si è spostato per poco meno di 100 metri verso est in direzione della roccia “Salmon Point” sullo stesso basamento ove il 12 aprile, aveva eseguito l’abrasione “Strong Island” (vedi Coelum Astronomia 275). Durante il primo tentativo la roccia fresca portata alla luce aveva evidenziato una firma chimica significativa della presenza di argille. Visto l’esito per lo meno accettabile della vecchia abrasione, i tecnici hanno riportato il rover sul luogo del delitto sperando di trovare qui dei materiali più favorevoli a un prelievo. Il confronto tra le immagini scattate a mesi di distanza mostra inoltre quando il vecchio foro sia stato quasi cancellato dalla polvere spostata dal vento marziano. Fiduciosi i tecnici hanno tentato un nuovo carotaggio. Il trapano è azionato il 2 luglio su “Salmon Point” ma, non sorprendentemente, le rocce continuano a sbriciolarsi sotto la violenta azione dello strumento del rover lasciando numerosi frammenti sul terreno attorno al punto di foratura. Non tutto è andato perduto però perché nel tentativo almeno un sassolino è stato catturato all’imboccatura della punta, afferrato in modo fortuito dal meccanismo di ritenuta che, in condizioni nominali, frattura e distacca il cilindretto quando è ancora all’interno della roccia e ne assicura il prelievo. Una condizione anomala ma prevista e già studiata dai tecnici del JPL durante i test eseguiti anni fa nei laboratori sulla Terra. Il sassolino trattenuto all’estremità della punta in questi casi è detto “fungo”. Il trapano a seguire viene puntato verso l’alto con un’inclinazione di circa 45° azionando i meccanismi di rotazione e percussione. L’obiettivo dell’operazione è liberare la punta espellendo il frammento oppure facendo sì che lo stesso finisca per accomodarsi in modo sicuro all’interno della fiala.
Confronto tra l’inizio e la fine dell’operazione di carotaggio. Sol 1552, immagini della Front Left HazCam. NASA/JPL-Caltech.
Il “fungo”, piccolo sasso prelevato in modo poco ortodosso dalla roccia “Salmon Point” nel Sol 1552. NASA/JPL-Caltech/ASU/MSSS.
Il frammento roccioso fotografato da CacheCam nel Sol 1552 che costituisce il campione Gallants. Grazie a questa immagine, in cui vediamo il fondo della fiala, la dimensione verticale del sassolino è stata stimata in 1.91 cm. NASA/JPL-Caltech.
Nel tardo pomeriggio del medesimo Sol marziano il contenitore viene fotografato dalla CacheCam, la quale dà conferma che qualcosa, forse proprio quel sassolino, è stato trattenuto e si trova al sicuro all’interno del contenitore. Si tratta di Gallants ed è il 30esimo campione prelevato da Perseverance. Il nome viene scelto dal piccolo Joshua che, insieme a Madeline, a fine giugno è stato un visitatore speciale del JPL grazie al supporto della fondazione Make-a-wish. La fiala non sarà ancora sigillata in attesa di trovare un eventuale campione di maggior valore scientifico con cui sostituire Gallants. Questo fa parte della nuova strategia di gestione dei campioni voluta dalla NASA che deve far affrontare a Perseverance ancora vari anni di missione avendo a disposizione ormai poche fiale. Il 4 luglio, ricorrenza dell’Independence Day americano, innesca una breve pausa nelle attività su Marte. Qualche giorno prima il rover aveva fotografato alcune delle targhe affisse sulla propria struttura esterna, inquadrate per mezzo della camera WATSON montata sul braccio robotico. Le targhe immortalate sono quelle con il logo del Jet Propulsion Laboratory, il logo della NASA e anche una targa speciale dedicata a medici e infermieri che nell’estate nel 2020, periodo del lancio della missione Mars 2020, si trovavano a fronteggiare in prima linea il periodo più duro dell’emergenza mondiale legata a COVID-19. Sul fondo nero della targa troviamo il bastone di Asclepio sormontato dal globo terrestre. Una scia sottile orbita la Terra vicino all’equatore: si tratta della traiettoria stilizzata della capsula contenente Perseverance e Ingenuity che decolla da Cape Canaveral e giunge su Marte. Perseverance fotografa anche la bandiera statunitense, e chissà che questo atto patriottico non possa spingere l’attuale Amministrazione a recedere dai propositi di cancellazione di Mars Sample Return, l’ambizioso programma NASA-ESA che punta a portare sulla Terra nel prossimo decennio i campioni che il rover sta attualmente raccogliendo. La Camera dei Rappresentanti ha già mostrato di pensarla diversamente, destinando 300 milioni di dollari al progetto e chiedendo alla NASA di valutare partnership commerciali, anche per non lasciare il passo alla Cina che prepara una propria missione di ritorno campioni entro il 2028. Tuttavia i lavori del Congresso sono attualmente fermi, e la decisione definitiva sul futuro del programma resta in sospeso.
Collage con quattro immagini acquisite dalla camera WATSON tra i Sol 1545 e 1548. Crediti: NASA/JPL-Caltech/Piras.
Il soffio Distruttivo di Perseverance a Westport
Terminato il weekend delle festività nazionali, il rover percorre circa 180 metri verso ovest e l’8 luglio approda nella regione Westport. L’interesse è legato al punto di contatto tra le rocce argillose di Krokodillen, relativamente piatte e coperte di sabbia e ghiaia, e una formazione molto più rocciosa e inclinata a ovest ricca di olivina.
Left NavCam documenta il punto di contatto tra unità geologiche differenti in questa immagine del Sol 1560 (10 giugno): a sinistra Krokodillen e a destra un paesaggio roccioso profondamente diverso. Nel cerchio bianco è marcata “Holyrood Bay”, la prima roccia qui studiata dal rover. NASA/JPL-Caltech/Piras.
Secondo una delle ipotesi del team, queste rocce ricche di olivina potrebbero costituire un’unità ignea intrusiva, formatasi quando magma proveniente dall’interno del pianeta è risalito e si è raffreddato sotto la superficie. Westport potrebbe perciò conservare tracce di un evento geologico importante: l’intrusione di materiale fuso in rocce preesistenti. Intrusioni magmatiche di questo tipo possono alterare la geologia circostante tramite il metamorfismo da contatto. In questo caso il calore del magma riscalda le rocce vicine formando nuovi minerali e, potenzialmente, anche ambienti favorevoli alla vita microbica. Contemporaneamente il magma si raffredda rapidamente laddove entra in contatto con rocce solide preesistenti. A Westport l’obiettivo è cercare prove di entrambi i fenomeni: da una parte rocce di Krokodillen “cotte” al contatto e a ovest rocce oliviniche “raffreddate” ai margini. La linea di contatto è costellata di frammenti scuri irregolari e massi più grandi, chiari e lisci. Entrambe le tipologie di roccia si preannunciano complicate da analizzare, ma abbiamo visto che gli scienziati del JPL sono ricchi di risorse. Le prime analisi che Perseverance tenta riguardano i frammenti scuri, troppo piccoli per essere raschiati con la punta abrasiva ma che possono essere puliti superficialmente con un altro strumento: il gDRT, (gas Dust Removal Tool). Si tratta di un soffiatore ad azoto che rilascia piccoli ma potentissimi “sbuffi” di gas i quali, direzionati opportunamente verso le rocce, rimuovono la polvere superficiale. Potete trovare maggiori dettagli sul gDRT e il suo funzionamento nella News da Marte #19 pubblicata sul sito di Coelum a luglio 2023. Lo strumento viene impiegato nel Sol 1562 su “Holyrood Bay” producendo un risultato a dir poco più incisivo di quanto atteso: il getto supersonico di azoto frantuma parte della roccia, sparpagliando frammenti ad alcuni centimetri di distanza dal bersaglio. Vengono così portate alla luce porzioni chiare di materiale che offrono agli scienziati possibilità di studio inattese, a partire dalla considerazione che una tale fragilità della roccia potrebbe indicare alterazioni intense da parte dell’acqua. Anche il colore, con le macchie chiare, fa propendere per la presenza di argille anche se non si escludono carbonati, solfati o silice. Alcuni giorni dopo il rover si è spostato di pochi metri per studiare un masso chiamato “Drake’s Point”. Su di esso è stata anche tentata un’abrasione che è riuscita solo parzialmente, perché la combinazione tra la ridotta dimensione del masso e l’inclinazione del trapano ha fatto sì che la roccia si muovesse durante l’operazione di fresatura, che è stata quindi interrotta anticipatamente in modo automatico. Tuttavia l’attività ha raschiato una quantità di materiale sufficiente a esporre gli strati interni, che hanno confermato la presenza di olivina. Il puzzle iniziava a formarsi ed ogni tessera disposta giustamente, e così il rover è stato fatto subito tornare vicino ai frammenti della roccia osservata pochi Sol prima, “Holyrood Bay”, per svolgere analisi più approfondite. Le macchie chiare, probabili minerali di alterazione generati dall’interazione con calore e acqua, e la presenza di olivina nell’unità geologica adiacente, sono due potenti indizi che potrebbero confermare per la prima volta che su Marte ha effettivamente avuto luogo il metamorfismo da contatto.
Holyrood Bay” osservato dalla camera WATSON nel Sol 1562 (12 luglio). Vari pezzi di roccia, uno dei quali visibile sul bordo destro dell’immagine, sono stati espulsi dal getto di azoto lasciando esposte aree con chiazze chiare. NASA/JPL-Caltech.
L’abrasione su “Drake’s Point” nel Sol 1567 fotografata nel momento in cui è stata interrotta. Il masso è scivolato verso destra a causa del suo peso ridotto e dell’inclinazione del trapano. NASA/JPL-Caltech/Piras.
È un processo comune sulla Terra ma mai documentato sul Pianeta Rosso, ove è assente la tettonica a placche che invece da noi spinge in superficie rocce metamorfiche e corpi magmatici intrusivi, rendendoli osservabili. Su Marte il sollevamento di rocce intrusive sotterranee può però avvenire attraverso la formazione di crateri da impatto, lungo il bordo di uno dei quali, guarda caso, Perseverance si trova attualmente. Esistono anche altri scenari che avrebbero potuto produrre le osservazioni rilevate dal rover. Per esempio la presenza di olivina potrebbe essere dovuta a rocce ignee intrusive (rocce che si raffreddano dal magma in profondità), oppure la caduta di cenere piroclastica proveniente da un’eruzione vulcanica. Per questa ragione non è ancora possibile dare una conferma definitiva su quali processi geologici sia intervenuti qui, al confine occidentale del Cratere Jezero.
Il Rapido Bordo Est di Krokodillen
Concluse le analisi aggiuntive su “Holyrood Bay”, Perseverance si è rimesso in marcia verso sud-est diretto diretto a “Midtoya”, un affioramento roccioso situato in un’altra regione. Tra il 26 e il 28 luglio (Sol 1576-1578) percorre circa 550 metri e inizia a risalire un rilievo molto ripido con un’inclinazione di circa 22°. Una visuale di questo promontorio è disponibile nella panoramica scattata da Fallbreen di inizio articolo, in particolare nel ritaglio in colori naturali puntato posteriormente rispetto a Perseverance. In condizioni favorevoli questa salita sarebbe alla portata del rover, progettato per affrontare pendenze fino a 30°, ma il terreno si mostra friabile e ricco di ghiaia con il risultato che le ruote di Perseverance perdono trazione e scivolano. Questo è documentato dalle tracce a zig-zag che il rover lascia dietro di sé durante gli sforzi nella risalita. Ulteriori tentativi vengono fatti nel Sol 1579 (29 luglio) e poi 5 giorni dopo cercando un passaggio meno ripido, ma senza fortuna.
Immagine scattata con la Left NavCam nel Sol 1578. Ben in evidenza l’orizzonte pesantemente inclinato, a testimoniare la ripidità del rilievo scalato, e le tracce nella sabbia con frequenti correzioni di direzione. NASA/JPL-Caltech/Piras.Horneflya, il sasso ricoperto di sferule, viene fotografato nel Sol 1585 da MastCam-Z (sopra) e SuperCam. NASA/ JPL-Caltech/ASU/MSSS/Piras.
Il 5 agosto una roccia inusuale battezzata Horneflya, smossa dai tentativi di arrampicata di Perseverance e caduta verso valle, cattura l’attenzione degli scienziati come un altro sasso osservato mesi fa 540 metri più a nord (vedi Coelum 274). La roccia è ricoperta di piccole sferule da impatto, ovvero gocce di roccia fusa espulse durante un gigantesco impatto meteorico e poi ricadute al suolo, raffreddandosi rapidamente in volo. L’impatto che le ha generate è, con grande probabilità, proprio quello che ha prodotto il cratere che Perseverance sta esplorando. Dopo un’altra fallita incursione a est nel Sol 1590 (10 agosto), i piloti di Perseverance decidono di rinunciare all’osservazione della regione di contatto su questo versante del pendio. Si opta quindi per spostarsi ulteriormente verso sud-est percorrendo quasi 600 metri nel corso di alcuni Sol durante i quali attraversa il sito “Kerrlaguna” approcciando le formazioni sabbiose alte sino a un metro note come megaripple. Al termine dell’attraversata, il 17 agosto, il rover giunge in un’altra zona dai toni chiari, ben visibile anche dalle immagini orbitali, che taglia Krokodillen per un centinaio di metri da nord a sud. Al momento della chiusura dell’articolo le analisi su questa unità geologica sono in corso da un paio di Sol, vedremo tra due mesi quali altri importanti indizi saranno stati prodotti per capire meglio la storia di queste regioni marziane.
Quando gli astronomi raccontano i loro mondi preferiti
Rappresentazione artistica di Proxima Centauri b, uno dei pianeti in orbita attorno alla stella più vicina al Sole. Crediti: Ramon Andrade 3DCiencia/Science Photo Library
Trent’anni fa, nel 1995, due astronomi svizzeri – Michel Mayor e Didier Queloz – annunciarono la scoperta di 51 Pegasi b, il primo pianeta in orbita attorno a una stella simile al nostro Sole. Fu una rivoluzione che cambiò per sempre l’astronomia moderna. Oggi ne conosciamo oltre 5.600, e ogni mese se ne aggiungono decine.
Per celebrare questo anniversario, Nature ha chiesto a un gruppo di scienziati di scegliere i loro esopianeti del cuore, i mondi che più hanno ispirato, sorpreso o fatto sognare.
Ecco il risultati:
51 Pegasi b – L’inizio di tutto
È impossibile non partire da qui. 51 Pegasi b, scoperto nel 1995, è un pianeta gigante che orbita a distanza ravvicinata dalla sua stella, completando un giro in appena quattro giorni. All’epoca nessuno pensava che un gigante gassoso potesse trovarsi così vicino a una stella: i modelli teorici andavano riscritti da capo. Questo “Giove caldo” fu il primo segnale che l’universo è più creativo di quanto immaginiamo.
TRAPPIST-1e – Sette piccole sorelle
Nel 2017, il telescopio TRAPPIST annunciò la scoperta di un sistema con sette pianeti rocciosi, tutti delle dimensioni della Terra, che orbitano una stella fredda e compatta a soli 40 anni luce da noi. Tra questi, TRAPPIST-1e è il più promettente: riceve una quantità di luce simile a quella che la Terra riceve dal Sole e potrebbe ospitare acqua liquida. Il sistema TRAPPIST è diventato un simbolo della ricerca di mondi abitabili, ma anche un esempio di come la collaborazione tra osservatori e telescopi spaziali (dal JWST al futuro Ariel) stia cambiando il modo di esplorare il cosmo.
Kepler-16b – Il pianeta di Tatooine
Un’alba con due soli: Kepler-16b un vero pianeta circumbinario, che orbita attorno a due stelle. Scoperto nel 2011, ha un’orbita stabile e dimostra che i sistemi binari possono ospitare pianeti in equilibrio dinamico. Per gli astronomi, è una lezione di resilienza cosmica, anche in ambienti complessi, la natura trova modi sorprendenti per creare armonia.
HD 80606 b – L’inferno ellittico
Ci sono pianeti che sfidano la logica. HD 80606 b è uno di questi, la sua orbita estremamente eccentrica lo porta a passare da zone fredde a regioni roventi, con variazioni termiche di centinaia di gradi in poche ore. Ogni passaggio ravvicinato alla stella è una fiammata. Per gli astrofisici è un laboratorio naturale per studiare dinamiche estreme, venti supersonici e cicli termici che mettono a dura prova le teorie del clima planetario.
K2-18 b – Un mondo tra due categorie
Scoperto dal telescopio Kepler e osservato dal James Webb, K2-18 b ha incuriosito la comunità scientifica per la possibile presenza di vapore acqueo nella sua atmosfera. Non è una Terra, ma nemmeno un Nettuno, è un “sub-Nettuno” nella zona abitabile, un ibrido che ci costringe a ridefinire cosa intendiamo per “abitabile”. Nel 2023, il JWST ha individuato tracce di molecole organiche, tra cui il dimetilsolfuro (DMS), possibile segnale di processi biologici, sebbene ancora non confermato. E’ un promemoria che la vita, se esiste altrove, potrebbe manifestarsi in forme molto diverse da quelle che conosciamo.
Come scrive Nature, ogni astronomo ha un pianeta preferito per motivi diversi, ovvero la scoperta che lo ha ispirato, oppure il mistero che ancora lo sfida, o semplicemente la bellezza della sua storia. Ma tutti concordano su una cosa: la vera scoperta non è nei numeri o negli spettri, ma nell’emozione che accompagna ogni scoperta.
E invece qual è il tuo mondo preferito?
These alien planets are astronomers’ favourites: here’s why, Nature News, 2 ottobre 2025.
Ottobre 2025: Encelado ripreso dalla sonda Cassini
Quasi dieci anni dopo la fine della missione, i dati raccolti dalla sonda Cassini continuano ad essere analizzati e a mostrarci sorprese su Encelado, la piccola luna ghiacciata di Saturno. Una nuova analisi dei dati è stata pubblicata sulla rivista Nature Astronomy dal gruppo guidato da Nozair Khawaja (Institute of Geological Sciences, Berlino). Il lavoro ha rivelato la presenza di molecole organiche complesse nel suo oceano sotterraneo.
La scoperta rafforza l’idea che questo mondo piccolo e lontano, di appena 500 chilometri di diametro, possa ospitare forme di vita.
Cassini, missione congiunta NASA–ESA–ASI attiva fino al 2017, aveva effettuato numerosi sorvoli ravvicinati di Encelado, attraversando i getti di vapore e particelle ghiacciate che sgorgano dalle famose “tiger stripes”, le fratture del polo sud del satellite. Quei pennacchi sono generati dall’oceano liquido sotto la crosta ghiacciata.
Oggi, grazie a nuove tecniche di interpretazione, i ricercatori hanno identificato in quei dati tracce di molecole più complesse di quanto si pensasse e che sono considerate mattoncini fondamentali della vita, i precursori degli amminoacidi. I chimici classificano queste sostanze come composti alifatici ed anelli eterociclici.
Già in passato cassini aveva rilevato molecole organiche semplici, ma questa nuova analisi ha rivelato una complessità inattesa, indicando che i processi chimici nell’oceano di Encelado potrebbero essere simili a quelli che, sulla Terra primordiale, hanno favorito la comparsa della vita.
La scoperta ha implicazioni più ampie: conferma che anche corpi celesti relativamente piccoli possono ospitare oceani globali e una chimica complessa.
Gli ingredienti essenziali della vita – acqua liquida, energia e composti organici – sembrano dunque essere tutti presenti. Non è la prova definitiva di un ecosistema, ma un indizio potente che rende Encelado una delle mete più promettenti per la ricerca di vita oltre la Terra.
Dar Al Gani 670. Questa rarissima immagine mostra il meteorite al momento del ritrovamento, spezzatosi in tre parti nell’impatto e rimasto per lungo tempo sulla superficie desertica, esposto all’azione abrasiva della sabbia.
ABSTRACT
L’articolo di Flavio Castellani, “Cronache (di rocce) Marziane”, ripercorre la storia e le caratteristiche delle meteoriti marziane del gruppo SNC — Shergottiti, Nakhliti e Chassigniti — preziose testimoni della geologia e dell’evoluzione di Marte. Dalle prime cadute osservate, come Shergotty e Nakhla, fino alle recenti scoperte di Tissint e NWA 16788, l’autore racconta la loro composizione, origine e significato scientifico, includendo anche il celebre caso di ALH84001 e le ricerche italiane di Giorgio Tomelleri.
Storia, composizione e scoperte delle rare meteoriti marziane del gruppo SNC
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Delle circa 80.000 meteoriti ad oggi catalogate, l’86% è composto da corpi primitivi che non hanno subìto grandi modifiche nella loro struttura, rimasta pressoché invariata negli ultimi 4,5 miliardi di anni. Queste meteoriti, sono chiamate Condriti (Ordinarie o Carbonacee) per la presenza di piccole sferule di silicati, olivine e pirosseni presenti al loro interno. Goccioline, che si sono formate in assenza di gravità (da qui la forma sferica) nel disco protoplanetario.
Il rimanente 14% è composto dalle Acondriti, meteoriti che non hanno condrule e derivano da corpi differenziati, ovvero oggetti che hanno subìto processi di fusione interna, tali da separare crosta, mantello e nucleo, come accade nei pianeti. Poco meno di 1/3 di queste Acondriti sono sideriti; meteoriti composte da Fe-Ni, formatesi nei nuclei di corpi differenziati, come i grandi asteroidi. Un altro terzo è composto dal gruppo HED delle meteoriti di Vesta (Howarditi, Eucriti e Diogeniti), mentre altri gruppi minori (Pallasiti, Mesosideriti, PAC e non raggruppate) sommano poco più del 3%. Una frazione piccolissima, lo 0,6%, è rappresentato da rocce che provengono da corpi planetari maggiori come la Luna e Marte. Le meteoriti marziane sono circa 360, ovvero meno dello 0,5% del totale.
Le marziane appartengono a un gruppo noto come SNC, acronimo di Shergottiti, Nakhliti e Chassigniti, tre sottoclassi mineralogiche e petrologiche distinte, denominate a partire dalle prime meteoriti rappresentative ritrovate.
SHERGOTTY
la capostipite del gruppo delle shergottiti, cadde in India, nella regione del Bengala, presso Sherghati il 25 agosto del 1865. Alla caduta assistette un testimone, che la estrasse dal terreno e la consegnò alle autorità assieme ad una descrizione su ciò che aveva visto: “… una pietra cadde dal cielo, accompagnata da un boato fortissimo, su un altopiano appartenente a Mouzah Umjhiawar, conficcandosi nella terra fino al ginocchio. In quel momento il cielo era nuvoloso e di un colore cupo, l’aria calma e non pioveva”. Fortunatamente uno dei primi a vederla (un inglese che si occupava del commercio dell’oppio!), la riconobbe come meteorite. Considerata la sufficienza con la quale le autorità britanniche trattavano i locali, se non vi fosse stata questa precoce conferma, la storia di questo oggetto avrebbe potuto concludersi in qualche cantina polverosa.
Per molto tempo Shergotty fu considerata una meteorite basaltica. Solo negli anni 70 del secolo scorso emerse l’idea che i gas intrappolati in alcune meteoriti, fossero compatibili con l’atmosfera marziana, fatto successivamente confermato quando furono disponibili le prime analisi dei gas atmosferici effettuate dalle sonde Viking 1 e 2.
Tre esemplari di shergottiti marziane. Dar Al Gani 489 (1997), NWA 7387 (Acquistata in Marocco nel 2012) e Tissint (Caduta in Marocco il 18 luglio 2001).
Le shergottiti sono il gruppo più abbondante tra le meteoriti marziane. Composte principalmente da pirosseni e plagioclasi, rappresentano rocce basaltiche o leggermente più evolute, cristallizzate da magmi superficiali o sub-superficiali e mostrano tracce di shock dovuti a forti pressioni.
Non va infatti dimenticato che per lanciare nello spazio una roccia dalla superficie di Marte è necessario imprimerle una velocità di almeno 5 km/s. Solo un grande impatto asteroidale può generare una tale energia, ma ciò, fonde o vaporizza le rocce più prossime all’impatto. Più lontano, si trova la “spallation zone” dove la pressione è ancora sufficiente ad accelerare i materiali oltre la velocità di fuga ma non a fonderli. I segni di shock vanno da sistemi di fratture e microfratture, alla formazione di particolari materiali come la Maskelynite (identificato per la prima volta proprio in Shergotty).
Queste meteoriti sono relativamente giovani, con età comprese tra 150 e 600 milioni di anni, un dato che ha sollevato perplessità: se Marte è un pianeta geologicamente poco attivo, come può avere rocce vulcaniche così giovani? Alcuni studi hanno ipotizzato che le shergottiti possano in realtà essere molto più antiche, e che i metodi di datazione siano stati alterati dagli eventi di impatto che le hanno strappate dalla superficie del pianeta.
Grazie ai rover Spirit, Opportunity, Curiosity e Perseverance, oggi sappiamo che rocce basaltiche simili alle shergottiti sono presenti nelle pianure laviche marziane, come nella regione di Elysium Planitia. Le missioni hanno confermato composizioni mineralogiche e isotopiche compatibili, rafforzando l’idea che queste meteoriti siano effettivamente rappresentative di ampie porzioni della crosta marziana.
Nakhla
La meteorite “tipo” delle nakliti, cadde il 28 giugno 1911 alle 9 del mattino in Egitto, vicino al villaggio di El-Nakhla El-Bahariya, a quaranta km da Alessandria. Circa 10 chili di materiale in 30-40 frammenti, impattarono in un’area di 4 per 2 chilometri. Alcuni testimoni assistettero all’evento; leggenda vuole che uno dei frammenti abbia ucciso un cane ma non esistono certezze di ciò. Certo è invece che anche in questo caso, essendo in quel tempo l’Egitto un protettorato britannico, gli inglesi misero presto le mani su una parte dei frammenti per studiarli. Il primo articolo che riguarda questa meteorite, del Mineralogical Magazine è del 1912 e la classifica come roccia basaltica ricca di augite1 e olivina. Dagli anni ’80 Nakhla, è riconosciuta come meteorite marziana.
Frammento di Nakhla, appartenente alla collezione vaticana di meteoriti. Questo meteorite, caduto il 28/06/2011 in Egitto ha dato il nome al gruppo delle nakhliti.
Le nakhliti sono cristallizzate da magma ricco di augite, un pirosseno che si forma in condizioni vulcaniche. Risalgono a circa 1,3 miliardi di anni fa e mostrano evidenze di alterazione da fluidi acquosi. Alcune contengono minerali idrati, come carbonati e argille, che indicano l’interazione con acqua liquida dopo la formazione. Dimostrano quindi che acqua liquida era presente su Marte anche in epoche relativamente recenti, supportando l’ipotesi che condizioni ambientali favorevoli alla vita possano essere sopravvissute più a lungo del previsto.
Anche i rover hanno rilevato minerali simili nei depositi sedimentari di Gale Crater e in alcune fratture mineralizzate, compatibili con ambienti idrotermali. Le nakhliti costituiscono quindi un legame tra l’osservazione diretta su Marte e le analisi in laboratorio sulla Terra.
Chassigny
Il villaggio di Chassigny si trova nella Francia Nord Orientale, dipartimento dell’Haute-Marne. Il 3 ottobre 1815, numerosi testimoni udirono forti detonazioni “simili ad uno sparo” e videro una “palla di fuoco” attraversare il cielo e schiantarsi al suolo. Il meteorite si frantumò nell’impatto ma furono recuperati circa 4 chili di materiale per il repentino intervento di un medico che effettuò una vera e propria “caccia” dei frammenti caduti. Si trattò di un importante evento nella storia delle meteoriti, dato che il materiale fu esaminato da Jean-Baptiste Biot, fisico e astronomo francese che nel 1803 aveva studiato il caso di L’Aigle dimostrando l’origine extraterrestre dei meteoriti.
Le chassigniti, sono composte quasi esclusivamente da olivina, minerale tipico del mantello terrestre e planetario. La composizione dei gas intrappolati è diversa da quella delle shergottiti e nakhliti, suggerendo un’origine nel mantello marziano. Le chassigniti sono le più rare tra le SNC. ed al momento nel meteoritical bullettin se trovano catalogate soltanto tre. Questi oggetti offrono indizi sulla composizione interna del pianeta rosso. I dati della missione InSight, che ha studiato la sismologia marziana, hanno confermato che Marte possiede una struttura compatibile con quanto si desume dalla composizione delle Chassigniti.
Al di fuori delle SNC, ci sono alcune meteoriti sospette o marginali, la cui classificazione è ancora in discussione. Alcuni campioni presentano composizioni intermedie o molto antiche, che potrebbero rappresentare nuove categorie marziane, oppure provenire da corpi planetari oggi sconosciuti.
L’ultima meteorite marziana ritrovata è NWA 16788, scoperta nel Sahara, in Niger, nel 2023. Questa meteorite, del peso di 24,67 kg, è il più grande campione di Marte mai trovato. E stata classificata come Shergottite ed è stata venduta in asta da Sotheby’s ad un collezionista anonimo il 16 luglio 2025 per la “modica” somma di 5,3 milioni di dollari. NWA 16788 rappresenta una percentuale considerevole (6,5%) di tutto il materiale marziano conosciuto.
Ogni nuova marziana, o studi su meteoriti già conosciute effettuati con nuove tecniche, rappresentano una possibilità di rivedere classificazioni precedenti, conoscere meglio la storia di Marte o scoprire processi geologici sconosciuti.
Le classificazioni, infatti, non sono statiche: migliori analisi isotopiche o l’uso di tecniche avanzate (come la tomografia a raggi X o la spettrometria di massa a singolo atomo) possono cambiare la nostra interpretazione di una meteorite anche a distanza di decenni dalla sua scoperta.
Il caso ALH84001: segni di vita su Marte?
Una menzione speciale va alla meteorite ALH84001, scoperta in Antartide nel 1984. Non appartiene al gruppo SNC, ma è comunque considerata marziana, per via della composizione dei gas intrappolati, identici a quelli misurati su Marte dalle sonde Viking.
È una ortopiroxenite antica, datata circa 4 miliardi di anni e contiene carbonati formatisi in presenza di acqua. Nel 1996 la NASA annunciò che ALH84001 mostrava possibili microstrutture fossili, compatibili con batteri, e cristalli magnetici simili a quelli prodotti da alcuni microrganismi terrestri.
Questa notizia suscitò clamore mondiale, ma la maggior parte della comunità scientifica è rimasta scettica. Le strutture osservate possono formarsi anche in processi non biologici. Tuttavia, il dibattito è ancora aperto: ALH84001 resta una delle meteoriti più studiate e discusse nella storia della scienza planetaria.
Il meteorite Allan Hills 84001 (ALH84001) rinvenuto in Antartide nel 1984 e salito agli onori della cronaca nel 1986 quando la NASA annunciò la scoperta di possibili strutture fossili e molecole organiche nel meteorite. Anche se oggi i ricercatori propendono per un’origine abiotica di tali molecole, resta comunque importante la presenza di materiale organico nelle antiche rocce di Marte. Immagine: Nasa/Jsc/Stanford University.
Un Italiano e Due (Quasi Tre) Marziane
Un solo italiano può vantare al suo attivo la scoperta di due meteoriti marziane. Giorgio Tomelleri, veronese, da sempre appassionato di fossili e minerali, che fin dai primi anni 80 trattava nelle fiere del settore. Pian piano aveva iniziato ad interessarsi anche di meteoriti. Un amico tedesco lo aveva attirato verso questa ricerca, indirizzandolo verso le zone desertiche del Nord Africa ed in particolare la Libia. Bisogna considerare che all’epoca nel “Gran Deserto”, non esistevano cartelli stradali e orientarsi era difficile, ma molti libici, specie gli anziani, parlavano un po’ di Italiano e questo poteva essere un vantaggio. Nel 1997, Giorgio, acquistato un piccolo fuoristrada usato, partì, assieme alla moglie Lina, inseparabile compagna di avventure, per le prime ricerche di meteoriti, nella grande area di Dar Al Gani nel centro del deserto libico. A novembre 1997, nel corso della seconda spedizione, durante una sosta per il caffè, mentre Giorgio stava facendo due passi attorno alla Jeep sollevò con il piede un sasso, mezzo affondato nella sabbia. Non aveva apparentemente crosta di fusione, ma un aspetto strano ed una forma interessante. Vicino, ne vide un altro con le stesse caratteristiche.
Giorgio e Lina Tomelleri con il loro Toyota nel deserto africano.
Li raccolse entrambi e li mise nel Toyota. Un paio di giorni dopo durante un’altra sosta ne riprese in mano uno, studiandolo per un po’ e poi lo appoggiò, dimenticandolo, sul pianale del fuoristrada.
Un anno dopo un gruppo di amici tedeschi, anch’essi cacciatori di meteoriti lo chiamarono con la notizia di aver trovato una marziana di 2 kg, lungo le tracce lasciate dalla sua Jeep. Il nuovo meteorite era stato catalogato col nome di Dar Al Gani 476. A quel punto andò a prendere la pietra che aveva trovato e ne inviò un campione per la catalogazione, ricevendo la conferma che anche quella era una marziana; Dar Al Gani 489. Non c’è dubbio che l’inesperienza delle prime spedizioni abbia giocato a sfavore, ma prima di giudicare bisogna tener conto che una meteorite marziana, specie se priva di crosta di fusione è molto difficile da riconoscere, senza attente analisi.
Giorgio e Lina Tomelleri con il loro Toyota nel deserto africano.
La successiva scoperta del 1999 fu di tutt’altro tipo. Mentre procedevano adagio con la Jeep, cercando possibili meteoriti nella luce radente del tardo pomeriggio, videro qualcosa di scuro, che non cambiava, mentre si muovevano (un’ombra muta di forma che addirittura sparisce spostandosi) . Avvicinandosi furono certi che si trattava di una roccia, anche se forse un po’ troppo chiara. Scese Lina a guardare. Dopo un lungo silenzio Giorgio chiese. “Allora?” La risposta giunse con voce rotta dall’emozione “È un’altra Marte!”. DAG 670, il nome di questa shergottite da 1679 grammi, è uno dei pochi meteoriti marziani ad avere un’immagine “in situ” ed addirittura un filmato, ripreso dall’amico Romano Serra, anch’egli presente alla scoperta.
Da qualche anno Giorgio e Lina hanno smesso di andare a caccia di meteoriti nel deserto, ma non di amare quei paesaggi desolati e sterminati: “Paesaggi marziani” dice sorridendo.
1 L’augite è un minerale appartenente al gruppo dei pirosseni, con una composizione chimica che varia a seconda della presenza di calcio, magnesio, ferro, alluminio e altri elementi. Si trova nelle rocce magmatiche, come glabbri, dioriti e basalti.
L’ammasso stellare aperto all’interno di NGC 6820, è una piccola nebulosa a riflessione nella Costellazione della Volpetta. La nebulosa a riflessione e il cluster sono incorporati in una grande nebulosa a emissione debole chiamata SH2-86.
NOVOLI (LE) – ITALIA
Rifrattore Apocromatico Tripletto
Tecnosky 130/900 triplet
ASI 294MC PRO
L’ Ammasso Stellare Aperto di Cosimo Seclì entra nel WALL OF FAME di COELUM!
Ogni due mesi, Coelum seleziona l’Astronomical Photo of Coelum (APoC): la più caratteristica e affascinante immagine di astronomia tra quelle inviate alla redazione o caricate su PhotoCoelum, la nostra piattaforma dedicata alla fotografia astronomica.
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Il soggetto è un’esplosione di polveri interstellari: le nebulose a riflessione blu attorno a Rho e IC 4603, le emissioni Hα rosse nella “cresta” (IC 4604), le polveri dorate illuminate da Antares e un groviglio di nubi oscure.
La ripresa è stata effettuata in condizioni rare e fortunate: zero umidità, vento stabile, ottima trasparenza.
Lasco di Picio (territorio GRAG – Monte Romano, VT)
Altezza sull’orizzonte al momento della ripresa: ~18°–22°
Integrazione totale: 3 ore (36 pose da 300 secondi)
Ottica: Askar 180 mm f/4.5
Camera: Omegon veTEC 571C raffreddata
Filtro: Optolong L-Quad Enhance
Montatura: Losmandy G11 modificata con OnStep
La Regione di Rho Ophiuchi di Alessandro Casprini entra nel WALL OF FAME di COELUM!
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La Catena di Markarian è un gruppo striscia di galassie che costituisce parte dell’Ammasso della Vergine, posto a circa 70 milioni di anni luce dalla Terra. È chiamata “catena” per il fatto che, osservata dalla Terra, l’ammasso si dispone lungo una linea vagamente incurvata. Deve il suo nome all’astrofisico armeno Benjamin Markarian, che scoprì il loro moto comune nei primi anni 60. La regione include molteplici galassie, principalmente ellittiche, tra cui spicca la coppia NGC 4435-4438, chiamata “Gli Occhi della Vergine”. Nei riquadri all’esterno, sono indicati i nomi delle principali galassie visibili.
L’immagine è stata realizzata da Casalgrande, in Pianura Padana, una delle zone con più inquinamento luminoso d’Europa e ha richiesto circa 8h di integrazione.
Obiettivo: Nikon Nikkor 400mm f/2.8 (chiuso a f/4) – Camera di ripresa/guida: ZWO ASI 2600 MC Duo
Montatura: ZWO AM5N – Filtro: IDAS LPS D2
Pose: 230x120s
La Catena di Markarian di Alessandro Carrozzi entra nel WALL OF FAME di COELUM!
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Nebulose Testa di Cavallo e Nebulosa di Orione ripresa con rifrattore da 180 mm
e camera monocromatica. Si ringrazia Giovanni Pasquetto per il supporto dell’acquisizione dei dati. Circa 30 ore di segnale raccolto. Elaborazione Pixinsight e Photoshop.
11 Gennaio 2025
M42 di Nicola Bugin entra nel WALL OF FAME di COELUM!
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29 dicembre 2024 – Brillamento Solare da Maserà di Padova Italia
Il Brillamento Solare di Rossana Miani entra nel WALL OF FAME di COELUM!
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La cometa C/2023 A3 Tsuchinshan-Atlas nel suo passaggio nei pressi della Via Lattea.
L’immagine è stata realizzata a Castel Tesino, Loc. Celado.
Canon R8 non modificata su Avalon M-Zero
2 novembre 2024
Condizioni del Cielo SQM 20.70
Ficale 50mm – Obiettivo Samyang 50mm
Reflex Digitale
Cometa C/2023 A3 Tsuchinshan-Atlas e Via Lattea di Cristina Cellini entra nel WALL OF FAME di COELUM!
Astronomy Picture of Coelum n°6 pubblicata in COELUM 271
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Nel prossimo numero, in uscita a fine anno, chiuderemo il 2024 con una APoC speciale: una fotografia che celebra la bellezza del cielo notturno e l’ingegno dei suoi autori, appassionati astrofotografi come te.
Non perdere l’ultima APoC del 2024: lasciati ispirare dall’immensità dell’universo e dalla creatività della community di Coelum!
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Una serata quasi perfetta il 12-13 agosto a Sassotetto (MC – ITALY). Aurora SAR, Perseidi,
cielo favoloso e per finire.. l’ottica grandangolare (14mm su FF) ha catturato il
graffio della meteora più luminosa della notte. Sulla sinistra si nota il bagliore magenta
della SAR.
Serie di scatti realizzati con Reflex Full Frame modificata Baader, posa 60″, 1000 ISO,
ottica 14 mm F2,8.
Un colpo di fortuna sapientemente sfruttato dall’autore che immortala per sempre un momento forse più unico che raro. I complimenti della redazione per il lavoro eccellente!
“Una Serata quasi Perfetta” di Cristian Fattinnanzi entra nel WALL OF FAME di COELUM!
Astronomy Picture of Coelum n°4 pubblicata in COELUM 270
APOC Astronomy Picture of Coelum N°4
IN VOLO PER PRENDERE LA LUNA
DI KATIUSCIA PEDERNESCHI
Aeroporto di Fano (PU)
Olympus E-M10 mark III
F9 1/2000″ 171mm iso640
18 maggio 2024 ore 19.00
L’Astrofotografia racconta il Cielo in tutte le sue forma, anche diurne, anche in volo. Lo scatto di Katiuscia Pederneschi è un omaggio a tre passioni che si fondo: l’Astronomia, la fotografia e il paracadutismo. Tre sguardi diversi per raccontare un sogno: toccare la Luna con un dito.
Il “Volo per prendere la Luna” di Katiuscia Pederneschi entra nel WALL OF FAME di COELUM!
I complimenti della redazione all’autrice per il lavoro eccellente!
Astronomy Picture of Coelum n°4 pubblicata in COELUM 269
APOC Astronomy Picture of Coelum N°3
OCEANO DI CEFEO
DI CHRISTOPHER MASIA
Oceano di Cefeo – Nebulosa Squalo
29 Aprile 2024 alle 22:00
Filtri Utilizzati: IDAS LPS D1
Diametro del Telescopio: 62 mm (2″)
Focale di Acquisizone: 135 mm
Soggetti: Nebulosa Squalo LDN1235
Località Porto Pollo, nel Comune di Palau in Sardegna
La Nebulosa Squalo di Christopher Masia entra nel WALL OF FAME di COELUM!
I complimenti della redazione all’autore per il lavoro eccellente!
Il caricamento originale è pubblicato in PhotoCoelum QUI
Astronomy Picture of Coelum n°3 pubblicata in COELUM 268
APOC Astronomy Picture of Coelum N°2
Cometa 12P/Pons-Brooks
di Federico Pelliccia
12P/Pons-Brooks ripresa nella serata del 7 marzo 2024.
L’immagine è la somma di 44 immagini da 100 secondi ciascuna , per un totale di 73 minuti di esposizione. Grazie alla forte attività solare alla data degli scatti la coda si presenta particolarmente accesa e vivace.
Sony 600mm F/4 GM e una fotocamera Full-Frame Sony A7III modificata per astrofotografia, su montatura equatoriale Skywatcher EQ6.
Località: Appennino Umbro
La Cometa 12P/Pons-Brooks è la seconda ad entrare nel WALL OF FAME di COELUM! I complimenti della redazione all’autore per il lavoro eccellente!
La Cometa 12P/Pons-Brooks è pubblicata in PhotoCoelum QUI
Arp 273 (APG 273) è composta da due galassie interagenti e situata in direzione della costellazione di Andromeda alla distanza di 345 milioni di anni luce dalla Terra
Somma di 4 sessioni: 15-16-17-19 agosto 2023
Configurazione strumentale: Light 101X300″ 8 hours 25″, Filtro Optolong l-pro 2″, Telescope C11, 1680mm f6.3, Camera ASI 2600 MC Pro -10°, 100gain.
Località: Margine Rosso, Quartu, Sardinia, Italy
La Rosa Cosmica di Lorenzo Busilacchi è la prima ad entrare nel WALL OF FAME di COELUM! I complimenti della redazione all’autore per il lavoro eccellente!
La Società Italiana di Astrobiologia (SIA) ha annunciato l’elezione del nuovo Presidente, Giovanni Covone, astrofisico e docente presso l’Università degli Studi di Napoli Federico II. La nomina segna un passaggio importante nella continuità delle attività dell’associazione, che riunisce ricercatori e studiosi impegnati nello studio dell’origine e della diffusione della vita nell’Universo.
Il profilo scientifico di Giovanni Covone
Giovanni Covone è professore di astrofisica e cosmologia e svolge la propria attività di ricerca nei campi della cosmologia osservativa, dei pianeti extrasolari e della materia oscura. Oltre all’attività accademica, è autore di numerosi articoli scientifici e di testi di divulgazione. Tra questi, il volume Altre Terre. Viaggio alla scoperta di pianeti extrasolari (HarperCollins, 2023), che gli è valso il Premio Asimov 2024 per la divulgazione scientifica.
Covone è inoltre membro del Comitato Scientifico della SIA, ruolo che ha preceduto la sua elezione alla presidenza. Sul sito ufficiale Astrobiologia.it sono riportate le attività dell’associazione e i contributi del Comitato Scientifico, che coordina iniziative di ricerca e divulgazione nel campo dell’astrobiologia.
Il ruolo della SIA
La Società Italiana di Astrobiologia promuove lo sviluppo e la diffusione dell’astrobiologia in Italia, con particolare attenzione all’interazione tra discipline come astronomia, biologia, chimica e geologia. L’associazione favorisce la collaborazione tra enti di ricerca, università e istituzioni internazionali, oltre a sostenere attività di formazione e divulgazione scientifica.
Con la nuova presidenza, la SIA prosegue nel suo impegno di coordinamento e valorizzazione della ricerca nazionale nel settore, mantenendo come riferimento il sito ufficiale astrobiologia.it per comunicazioni e aggiornamenti sulle attività future.
Tre tipologie di telescopi sono necessarie per coprire l’intera gamma di energie del CTAO (20 GeV – 300 TeV): il Large-Sized Telescope (LST), il Medium-Sized Telescope (MST) e il Small-Sized Telescope (SST)— i telescopi grandi, medi e piccoli, rispettivamente. Sebbene i singoli telescopi possano differire per dimensioni e design, tutti sono costituiti da specchi segmentati che riflettono la luce Cherenkov verso una fotocamera ad alta velocità, che la cattura e la converte in dati digitali. Crediti: Gabriel Pérez Díaz, IAC.
Render CTAO-Sud: Questa immagine rappresenta il sito dell’emisfero sud del CTAO, denominato CTAO-Sud. L’array si trova a meno di 10 km a sud-est dell’attuale Osservatorio Paranal dell’European Southern Observatory (ESO) nel deserto di Atacama, in Cile, una delle regioni più aride e isolate della Terra – un vero paradiso per gli osservatori del cielo. Crediti: CTAO.
Padova, 06 ottobre 2025 – Oggi, presso la Sala dei Giganti dell’Università di Padova si è celebrato l’avvio delle attività del Cherenkov Telescope Array Observatory (CTAO) che, una volta completato, sarà il più grande e potente al mondo per l’osservazione dell’Universo nello spettro dei raggi gamma. La cerimonia, voluta dal Ministero dell’Università e della Ricerca, ha visto la presenza del Ministro Anna Maria Bernini e la partecipazione di autorità e delegati dei Membri Fondatori del CTAO. “Con l’avvio delle attività del Cherenkov Telescope Array Observatory – dichiara il Ministro dell’Università e della Ricerca, Anna Maria Bernini – celebriamo un momento di grande orgoglio per la ricerca e per l’Italia. Padova, la città dove Galileo trascorse gli anni più proficui per i suoi studi, segnando l’inizio di una nuova stagione per la scienza, oggi rafforza il suo ruolo di protagonista dell’innovazione grazie a questo progetto internazionale di straordinaria portata. Il CTAO conferma la capacità dell’Italia di essere centrale nella costruzione delle più avanzate infrastrutture di ricerca. Il nostro Paese non è soltanto tra i fondatori del CTAO ERIC, ma continua a offrire un contributo decisivo in termini di competenze e tecnologie. Il Veneto concorre così a rafforzare la competitività dell’intero sistema Paese, creando opportunità per i giovani ricercatori e aprendo nuove strade di collaborazione a livello globale. È così che onoriamo la nostra tradizione scientifica, da Galileo a oggi, guardando al futuro con la fiducia di chi sa che la conoscenza è la chiave del progresso”.
Il CTAO ERIC (acronimo di Consorzio Europeo di Infrastrutture di Ricerca CTAO, forma giuridica di diritto comunitario) vede il supporto internazionale di 10 Paesi e di un’organizzazione intergovernativa. Tra essi l’Italia, che, oltre a esserne tra i Membri Fondatori e anche il Paese che ha guidato e ospitato i negoziati per la sua costituzione, ospita la sede centrale del CTAO e contribuisce allo sviluppo tecnologico, alla costruzione e alle operazioni dell’Osservatorio.
Render CTAO-Nord: Questa rappresentazione artistica illustra il sito dell’emisfero nord del CTAO, denominato CTAO-Nord. Il sito ospita già un prototipo completo del Large-Sized Telescope (LST-1) (in alto a sinistra), mentre il progetto prevede la costruzione di quattro LST (attualmente in fase avanzata di realizzazione) e di diversi Medium-Sized Telescopes (MST) per coprire la gamma di energie bassa e media del CTAO. L’array si trova presso l’attuale sede dell’Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), l’Observatorio del Roque de los Muchachos, sull’isola di La Palma, nelle Isole Canarie (Spagna). Situato a 2.200 metri di altitudine, su un altopiano al di sotto del bordo di un cratere vulcanico estinto, il sito ospita attualmente numerosi telescopi operanti a differenti lunghezze d’onda, tra cui il Telescopio Nazionale Galileo (TNG) e il Gran Telescopio de Canarias (GTC), visibili nella parte superiore dell’immagine, oltre ai predecessori del CTAO, i telescopi MAGIC (Major Atmospheric Gamma-Ray Imaging Cherenkov, non raffigurati). Crediti: CTAO.
“Il CTAO è diventato un ERIC, un’organizzazione europea con una portata e un sostegno che si estendono oltre il continente. Con questo passo, siamo stati in grado di avviare attività di costruzione su larga scala nel nostro sito meridionale e di aumentare il nostro supporto per le attività del sito settentrionale. Tutto ciò è stato possibile solo grazie al sostegno di un numero sempre crescente di membri da tutto il mondo, ai quali siamo grati”, spiega Stuart McMuldroch, Direttore Generale del CTAO. “È un piacere essere qui oggi per celebrare questo progresso internazionale che porterà a importanti scoperte scientifiche”.
L’ambizioso progetto scientifico e tecnologico del CTAO prevede la costruzione di una schiera di oltre 60 telescopi di tre differenti dimensioni distribuiti in due siti, presso l’isola di La Palma (arcipelago delle Canarie, Spagna) per l’emisfero boreale e in Cile per quello australe. Presso il sito CTAO-Nord è attualmente in fase di collaudo il prototipo dei telescopi più grandi, cosiddetti Large-Sized Telescope o LST, che hanno uno specchio principale di 23 metri di diametro, insieme ad altri tre LST in diversi stadi di costruzione. Nei prossimi anni saranno costruiti altri tre LST e un telescopio di dimensioni intermedie (Medium-Sized Telescope, MST), con uno specchio principale di circa 12 metri. Presso il sito CTAO-Sud, presto inizieranno i lavori di installazione dei primi cinque telescopi di piccola taglia, denominati Small-Sized Telescopes (SST) e due MST, la cui consegna è prevista il prossimo anno. L’Osservatorio potrà gestire configurazioni intermedie di telescopi già a partire dal 2027. Queste sotto matrici della configurazione finale saranno già più sensibili di qualsiasi analogo strumento oggi operativo, avvicinando l’Osservatorio ai suoi primi risultati scientifici.
Il CTAO studierà le sorgenti cosmiche più violente dell’Universo, come buchi neri, pulsar e supernove, per comprendere i fenomeni fisici ad altissime energie che li governano e fornire una visione senza precedenti dell’Universo. Obiettivi che saranno raggiunti grazie allo sviluppo e all’utilizzo di tecnologie all’avanguardia e sistemi informatici di raccolta, analisi e archiviazione di enormi quantità di dati di ultima generazione.
“L’Istituto Nazionale di Astrofisica anche in questo caso fa gioco di squadra, sia nella collaborazione internazionale, sia con la continua e proficua collaborazione con Enti e Università italiane” dice Roberto Ragazzoni, Presidente dell’Istituto Nazionale di Astrofisica. “Di particolare menzione la collaborazione con l’INFN, coinvolgendo in maniera sinergica le diverse strutture dell’INAF, valorizzandone le specificità e le competenze guadagnate nel tempo. Questo nuovo osservatorio dedicato alla radiazione elettromagnetica di alta energia rappresenta un altro importante tassello nella creazione di infrastrutture con capacità multimessaggera”.
Il CTAO è anche un progetto che produrrà Big Data e genererà centinaia di Petabyte di dati in un anno. Basandosi sul suo impegno verso l’Open Science, il CTAO sarà il primo osservatorio di raggi gamma del suo genere a operare come osservatorio aperto, guidato da proposte, fornendo accesso pubblico ai suoi dati scientifici di alto livello e ai prodotti software. Il trattamento dei dati sarà gestito presso il suo Centro di Gestione dei Dati Scientifici in Germania.
Il CTAO è stato riconosciuto come “Punto di Riferimento” nella Roadmap 2018 del Forum Europeo Strategico sulle Infrastrutture di Ricerca (ESFRI) ed è stato classificato come la principale priorità tra le nuove infrastrutture da terra nella Roadmap 2022-2035 di ASTRONET. I membri del CTAO ERIC sono Austria, Croazia, European Southern Observatory (ESO), Francia, Germania, Italia, Polonia, Repubblica Ceca, Slovenia, Spagna e Svizzera. Altri Paesi (Australia, Brasile, Giappone, Stati Uniti e Sudafrica) sono attualmente impegnati nel processo di adesione al CTAO ERIC con lo status di Strategic Partner o Third Party.
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Un’idea affascinante e controversa è che il gravitone, la particella ipotetica che medierebbe la forza gravitazionale, possa avere una massa diversa da zero. Nella Relatività Generale il gravitone è privo di massa e viaggia alla velocità della luce; introdurre una massa implica che la gravità abbia una portata finita e un comportamento modificato a grandi distanze.
In un ulteriore catalogo, ATLASGAL (APEX Telescope Large Area Survey of the Galaxy, una grande survey millimetrica della Via Lattea, realizzata con il telescopio APEX) sono state poi estratte informazioni importanti relative alla distanza (quasi 14kpc), massa, luminosità e classificazione, classificando l’oggetto misterioso come una potenziale PN (nebulosa planetaria).
