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In aritmetica 1 è uguale a 1,000000. Se aggiungessi centomila zeri dopo la virgola, resterebbe sempre uguale a 1. In fisica invece no. Affermare che un tavolo è largo 1,000000 metri e non semplicemente 1 metro, significa infatti avere la piena conoscenza del fatto che esso è esattamente 1 metro fino alla precisione di sei zeri dopo la virgola, cioè un micron. Non solo, ma vuol dire anche che oltre la precisione di un micron non ho controllo di quanto sia largo il tavolo, che magari potrebbe essere 1,0000002 m o 1,00000047 m. Il tutto nasce dall’abitudine prettamente scientifica di quantificare l’incertezza con la quale si misura una certa quantità, che sia una lunghezza, una temperatura, una velocità, etc. Incertezza che dipende tipicamente dalla tecnica di misura e dai fattori esterni che possono influire sull’esito della misura. Questa storia delle cifre decimali significative e dell’incertezza associata alla misura si insegna alla prima lezione di laboratorio di fisica il primo anno di università, ma in genere la si conosce (o la si dovrebbe conoscere) già dalle scuole superiori. Però poi trovi in giro gente che, pur proponendosi come persone di scienza, questa regola che è alla base della scienza sperimentale, non la conosce proprio. È il caso di un’azienda di alcuni anni fa, che mise in vendita un oggetto che, stando alle specifiche della scheda tecnica, avrebbe dovuto avere proprietà incredibili: migliorare le performance atletiche, facilitare il recupero dopo lo sforzo, e incrementare l’equilibrio. Il tutto supportato da una lista di “esperti” a certificarne la validità scientifica. In particolare, il test per valutarne l’efficacia nel migliorare l’equilibrio consisteva nel far indossare il miracoloso braccialetto a un individuo, posizionarlo su una pedana stabilometrica, e misurarne l’equilibrio con e senza braccialetto. Ma la cosa veramente divertente era il risultato delle misure. Che a nessuno venga il dubbio che stessero barando, e che le loro affermazioni non fossero supportate da solide evidenze sperimentali! Infatti, dai risultati veniva fuori che lo spostamento medio del baricentro della persona sottoposta al test era – mettiamo – 12,574866329 cm nel caso in cui essa avesse addosso il braccialetto, e 14,450036413 cm senza braccialetto. Probabilmente quei numeri, nella mente di chi aveva scritto la brochure allegata al braccialetto, dovevano servire a sottolineare la grande validità scientifica dei risultati ottenuti: mica numeri così, approssimati un tanto al chilo, ma valori estremamente precisi, frutto di uno studio accurato e meticoloso! A questo punto, però, uno che ha la tara mentale imposta dalla laurea in fisica, la prima cosa che nota è il numero impressionante di cifre decimali dopo la virgola, per un valore espresso in centimetri. NOVE cifre decimali dopo la virgola! Infatti, secondo le comuni regole del metodo scientifico (che i nostri sperimentatori avrebbero dovuto conoscere) questo vuol dire che quei valori, espressi in centimetri con tutte quelle cifre, erano effettivamente noti fino a nove cifre decimali dopo la virgola. Infatti, nella scienza sperimentale, scrivere 1.000000000 invece che 1, non è la stessa cosa! E quindi dare i risultati espressi in cm con nove cifre significative dopo la virgola, significa che si ha piena conoscenza di quei valori fino a un miliardesimo di centimetro, che corrisponde a un decimo di Angstrom. In pratica si sta dicendo che si è misurato lo spostamento di una persona con una incertezza più piccola delle dimensioni di un atomo di Idrogeno. Che dire? Lascio a voi le conclusioni.
Il nuovo filtro per la dispersione atmosferica studiato e realizzato da Massimo D'Apice.
Le osservazioni astronomiche da terra sono inevitabilmente influenzate dall’atmosfera, che agisce come un prisma alterando la luce dei corpi celesti e causando dispersione cromatica, soprattutto per oggetti bassi sull’orizzonte. Negli ultimi anni, con l’avvento del digitale, sono comparsi dispositivi noti come ADC (Atmospheric Dispersion Corrector), capaci di compensare parzialmente questo effetto. L’articolo presenta un nuovo approccio, basato su una lamina ottica piano-parallela, semplice ed efficace, per correggere la dispersione atmosferica e migliorare le riprese in alta risoluzione.
È ben noto che le osservazioni astronomiche condotte da terra risentono inevitabilmente delle condizioni atmosferiche sovrastanti il sito. Come qualcuno ha osservato, e come tutti gli astrofili sperimentano costantemente, si può ben dire che la parte peggiore di un telescopio è l’atmosfera che si comporta, di fatto, come un mezzo rifrangente, anteposto allo strumento di osservazione, alterando la luce che la attraversa secondo le usuali leggi dell’ottica geometrica e fisica. Lo studio dei diversi aspetti del problema è stato da tempo ampiamente approfondito e dibattuto a livello professionale ed ha portato a diverse soluzioni tecnologiche altamente sofisticate. In campo amatoriale è invece solo relativamente recente l’introduzione di dispositivi atti a mitigare gli effetti negativi dell’atmosfera, specie nelle osservazioni in alta risoluzione dopo l’avvento della rivoluzione digitale. In questo ambito, negli ultimi anni è stata posta una particolare attenzione all’analisi degli effetti della dispersione spettrale atmosferica che ha portato alla comparsa sul mercato dei cosiddetti “correttori di dispersione atmosferica”, correntemente indicati con l’acronimo inglese ADC (Atmospheric Dispersion Corrector). La loro funzione, in sintesi, è quella di compensare in qualche misura il cromatismo indotto dalla dispersione della luce che attraversa gli strati di atmosfera prima di giungere a terra. Va da sé (secondo le leggi della fisica ottica) che l’effetto disperdente è tanto maggiore quanto più spessi e densi sono gli strati di atmosfera attraversati, ovvero quanto più bassi sull’orizzonte si vengono a trovare i corpi celesti, specie se osservati in condizioni di elevata umidità dell’aria. In questi casi l’atmosfera si comporta di fatto come un prisma, scomponendo la luce nelle sue componenti cromatiche essenziali, cosa che si traduce in uno sfalsamento verticale dei colori nelle immagini riprese a terra attraverso un qualsiasi dispositivo ottico.
Figura 1 – A sinistra, effetto della dispersione atmosferica in analogia con quella di un prisma [1]. A destra, immagine stellare affetta da dispersione [2].
Figura 2 – Dispersione atmosferica, in secondi d’arco, in funzione della distanza zenitale, in gradi, calcolata per il sito dell’osservatorio Keck a Mauna Kea. A riprova della non linearità dell’effetto, si noti come la dispersione, tra 3200 e 10000 Å, quasi raddoppi tra 60° e 70° dallo Zenith [3].
L’effetto, di per sé contenuto, diviene però particolarmente evidente nelle riprese attraverso un telescopio, per via dell’amplificazione dovuta all’ingrandimento, tanto da compromettere l’osservazione in alta risoluzione di Sole, Luna, pianeti e stelle doppie quando questi, nel loro moto apparente sulla volta celeste, si vengono a trovare ad una ridotta altezza sull’orizzonte. Va comunque precisato che la dispersione si manifesta teoricamente nell’osservazione di corpi celesti a qualsiasi altezza sull’orizzonte (ad esclusione dello Zenith, dove la dispersione è nulla), con un effetto in prima approssimazione variabile linearmente solo entro una distanza zenitale di circa 30°.
Occorre anche sottolineare, cosa a volte non del tutto evidente, che l’effetto della dispersione atmosferica non dipende in alcun modo dalla correzione cromatica dello strumento in uso, rifrattore acromatico, apocromatico o riflettore che sia, ma esclusivamente dalle condizioni fisico-geometriche degli strati atmosferici attraversati dalla luce prima di giungere al telescopio. Naturalmente ciò non toglie che un qualsiasi strumento introdurrà a sua volta le aberrazioni ottiche residue proprie della configurazione adottata, ma questo avverrà a prescindere dalla dispersione atmosferica e si potrà notare, ad esempio, anche nell’osservazione a distanza ridotta di oggetti a terra. Ciò detto, non è mia intenzione approfondire qui tutti gli aspetti teorico-pratici del funzionamento degli ADC, ottimamente trattati nella bibliografia che raccomando di esaminare [1] [2] [9], ma concentrarmi piuttosto sulle soluzioni ottiche e meccaniche adottabili praticamente per la compensazione della dispersione. In particolare, nel prosieguo descriverò una possibile soluzione, tuttora in via di sperimentazione, alternativa a quelle attualmente in commercio. Dovrebbe a questo punto essere chiaro che il sistema ottico di un ADC deve consentire di variare la compensazione in funzione dell’altezza sull’orizzonte dell’oggetto osservato. Questo comporta la necessità di variare il potere dispersivo del sistema ottico adottato nella sola direzione perpendicolare all’orizzonte, ovvero nella direzione in cui si manifesta la dispersione atmosferica. Nel caso in cui il sistema disperdente sia costituito da uno o più prismi, tale variazione può essere realizzata per via ottica oppure meccanica, come pure da una combinazione delle due. La variazione di tipo meccanico, valida in generale per tutti gli ADC prismatici, può essere ottenuta modificando la distanza che separa l’ADC dal piano focale del telescopio, parametro da cui dipende direttamente l’effetto di compensazione. Sul piano pratico si può ad esempio utilizzare un tubo estensibile elicoidale posto tra ADC e portaoculari, anche se questo richiederà la regolazione del fuoco ogni volta che si altera la distanza in questione. Diversamente, la variazione di tipo ottico comporta un qualche movimento/sostituzione degli elementi ottici inseriti nell’ADC, con effetti trascurabili o, comunque, in genere limitati sul fuoco del telescopio, ma con una sensibile traslazione verticale dell’immagine sul piano focale. Il sistema più semplice, utilizzato in alcuni dei primi ADC, è composto da un prisma ottico di forma isoscele con lo spigolo al vertice parallelo all’orizzonte, come illustrato in Fig. 3. Per variare la compensazione era prevista una batteria di prismi con diversi angoli al vertice, da scegliersi di volta in volta in base alle necessità, come quelli in Fig. 4 con angoli compresi tra 2° e 20°.
Figura 3 – Principio di funzionamento di un prisma compensatore della dispersione atmosferica; schema rielaborato da [2].
Figura 4 – Serie di prismi con angoli al vertice progressivi tra 2° e 20° (Leitz).
Il sistema, per quanto efficace, non permetteva però una variazione continua della compensazione, ma solo a gradini (step), anche se, combinando un treno ottico con due prismi, era possibile ottenere una variazione di fatto sufficientemente precisa. Per ovviare al problema si pensò quindi di utilizzare un sistema a due prismi retti, detti di Risley1, con angolo al vertice da 2° a 4°, ora universalmente adottato negli ADC commerciali, in cui la compensazione viene variata ruotando i prismi simmetricamente rispetto al piano verticale perpendicolare all’orizzonte passante per l’asse ottico del telescopio. Orbene, questo sistema non è esente da complicazioni pratiche in quanto, specie nei dispositivi più economici (come lo ZWO, 150€), la rotazione dei due prismi è indipendente e la simmetricità dell’orientamento è affidata a comandi manuali con controllo “a vista” rispetto ad una scala graduata non sempre facilmente leggibile nelle condizioni osservative notturne (Fig. 5).
Figura 5 – Schema di funzionamento di un ADC con la rotazione di due prismi di Risley [1]. A sinistra compensazione minima (nulla), al centro massima, a destra modello economico ZWO.
Per di più, il movimento di rotazione è piuttosto grossolano, in quanto non demoltiplicato, con conseguente rapida uscita dal campo di vista (specie se ad alto ingrandimento) dell’oggetto osservato, dovuta allo spostamento dei prismi. Va comunque segnalata la disponibilità di alcuni prodotti relativamente costosi (ad esempio quello della Pierro Astro mark 3, 500€) in cui il comando della rotazione dei prismi è affidato ad una singola manopola che agisce simmetricamente tramite un meccanismo interno. Infine, l’apertura utile degli ADC in commercio è generalmente limitata a 20-24mm, con l’eccezione di alcuni prodotti particolarmente costosi (5000ϵ) che possono arrivare a 28-30mm (APM). Questo aspetto, di per sé non molto rilevante per le osservazioni planetarie, può invece rivelarsi decisivo nelle riprese del disco lunare o solare completo con strumenti di lunga focale.
Figura 6 – 3 modelli ADC evoluti: a sn APM Professional con apertura di 28mm, al centro e a ds i Pierro Astro mark2, con due leve, e mark3, con comando unico, entrambi con apertura di 24mm.
A fronte delle caratteristiche e limitazioni dei prodotti commerciali, mi sono quindi chiesto se per un ADC fosse possibile adottare un sistema ottico alternativo che, oltre ad essere semplice ed efficace, fosse soprattutto operativamente conveniente nell’utilizzo pratico. Dopo alcune riflessioni, ho pensato di approfondire le proprietà disperdenti di una lamina ottica piano parallela di un certo spessore, per verificare se questa potesse fungere, da sola, da elemento disperdente in un ADC. Esaminiamo quindi in dettaglio le proprietà ottico-geometriche di un simile elemento.
Si terrà domenica 1 marzo 2026, presso il Teatro Comunale di Scheggia e Pascelupo, il Convegno Nazionale di Didattica dell’Astronomia, promosso dalla Commissione Didattica dell’Unione Astrofili Italiani (UAI) in collaborazione con l’Associazione Astronomica Umbra.
L’iniziativa è rivolta a docenti, operatori culturali, divulgatori scientifici, astrofili e studenti, con l’obiettivo di condividere esperienze, strumenti e buone pratiche per l’insegnamento e la diffusione dell’astronomia nelle scuole e nei contesti educativi.
Il convegno rappresenta un momento di confronto nazionale sui metodi didattici, sui progetti di ricerca partecipata e sulle attività educative promosse dalle realtà scientifiche e associative del territorio.
Un programma articolato tra formazione e divulgazione
I lavori si apriranno alle ore 9:00 con la registrazione dei partecipanti e l’introduzione ufficiale al convegno. Nel corso della mattinata sono previste presentazioni dedicate all’Osservatorio Astronomico di Scheggia, alle attività dell’Associazione Astronomica Umbra e alle esperienze didattiche sviluppate a livello locale e nazionale.
Nel pomeriggio verranno illustrati progetti di rilievo scientifico ed educativo, tra cui il progetto StAnD – PRISMA-INAf e le attività sulla misura della parallasse lunare. Seguiranno workshop differenziati per ordine di scuola e un briefing conclusivo.
L’evento prevede momenti di pausa e networking, favorendo lo scambio diretto tra relatori, docenti e partecipanti.
Iscrizioni e informazioni
La partecipazione al convegno è gratuita previa prenotazione, da effettuare online dal 20 gennaio al 20 febbraio 2026 tramite apposito link.
Per informazioni su iscrizioni e programma: m.montemaggi@uai.it – Tel. 348 0309900 amministrazione@uai.it – Tel. 06 94436469
Il Convegno Nazionale di Didattica dell’Astronomia si inserisce nel percorso della UAI volto a promuovere la cultura scientifica nelle scuole e a sostenere la formazione degli insegnanti attraverso attività strutturate, aggiornamento continuo e collaborazione con enti di ricerca.
il Rettangolo Rosso catturato dal Team ShaRA nel progetto #14
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Domenica 15 Febbraio 2026 alle ore 17:00 presso Spaziotempo Circolo Arci
inaugureremo la mostra di fotografia astronomica a cura di astrofotografi marchigiani provenienti da tutta la Regione (Roberto Volpini, Corrado Di Noto, Fantasia Stefano, Andrea Marinelli, Simone Curzi, Michele Guzzini, Marco Piccini Astrophotography e me).
Tempo permettendo, osserveremo Giove in compagnia di Cristian Fattinnanzi
Ma quest’anno non ci fermiamo qui: avremo il piacere di conversare con dei rinomati ospiti
Molisella Lattanzi: astronoma e direttrice editoriale di COELUM Astronomia, storica rivista di astronomia distribuita in tutta Italia. Da 10 anni si occupa esclusivamente di divulgazione scientifica organizzando corsi per le scuole in ambito STEM ed eventi aperti al grande pubblico come il Festival dell’Astronomia Galassica. Segue come inviata i principali congressi e simposi di approfondimento di astrofisica e space economy promossi da istituti e organizzazioni di ricerca a valore nazionale.
Cristian Fattinnanzi: astrofilo pluripremiato APOD Nasa e creatore del celebre Minitrack, un astroinseguitore meccanico per foto a largo campo. Da sempre appassionato di astronomia ottiene diversi riconoscimenti in tutta Italia e nel 2021 pubblica il Suo primo libro “Che Stella è?”, un manuale che accompagna il lettore dal riconoscimento delle costellazioni fino alla post produzione di foto astronomiche.
Andrea Marinelli: appassionato fotografo e astrofotografo. Nel 2020 crea la pagina social Passione.Astrofotografia che ad oggi conta quasi 80.000 follower. Unisce la sua passione per le escursioni naturalistiche all’astrofotografia grazie alla sua dimora a Frontignano di Ussita a 1350mslm.
Associazione Astrofili Forca Canapine: associazione di astrofili dediti all’osservazione visuale/fotografica e alla didattica grazie ai corsi di astronomia proposti. L’associazione nasce a tutela del sito osservativo Forca Canapine, caratterizzato da un’ottima qualità del cielo e che converge ben tre regioni italiane. Numerose foto dei soci fondatori sono state premiate APOD Nasa.
Infine, ma non per ultimo, Michele Guzzini interverrà con una piccola presentazione del neonato Centro Astronomico Gianclaudio Ciampechini
A seguire…
ALBAADIRATICA LIVE ELECTRONICS: Riccardo Cappelluti è un sound artist emergente di Pescara. Si è laureato in Ingegneria del Suono e attualmente è iscritto al biennio di Musica Elettronica presso il Conservatorio Luisa D’Annunzio ed è membro e fondatore del collettivo “STUDIO FONÈ”. La sua pratica artistica esplora la composizione e l’improvvisazione elettroacustica sviluppando sistemi espressivi attraverso la programmazione con Max MSP, il circuit bending e la musica per i media visivi.
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È morto all’età di 96 anni Antonino Zichichi, fisico e divulgatore scientifico specializzato nella fisica delle particelle, a cui ha dato contributi rilevanti nel corso di una lunga carriera internazionale. Nato a Trapani nel 1929, da un’antica famiglia di Erice, è stato anche tra gli ideatori dei Laboratori Nazionali del Gran Sasso e fondatore, nel 1963, del Centro di Cultura Scientifica “Ettore Majorana”.
La notizia della scomparsa è stata confermata ufficialmente alle ore 10.30 attraverso la sua pagina Facebook. Nel comunicato diffuso si legge: «Questa mattina si è spento nel sonno il professor Antonino Zichichi. Nato a Trapani nel 1929, da un’antica famiglia di Erice, è stato un grande scienziato e un punto di riferimento per la fisica italiana e internazionale». Nel corso della sua attività ha lavorato anche al CERN di Ginevra, dove contribuì alla scoperta dell’antideutone, ed è stato professore emerito di Fisica Superiore presso l’Università di Bologna.
Zichichi lascia tre figli, cinque nipoti e una pronipote. Con la sua scomparsa viene meno una figura centrale della fisica italiana del secondo Novecento, capace di unire ricerca di alto livello, formazione e impegno costante nella diffusione della cultura scientifica.
Con profondo rispetto per chi ai massimi livelli riesce a promuovere la ricerca scientifica affrontando gli innumerevoli ostacoli che progetti ambiziosi devono necessariamente affrontare, la Redazione di Coelum si unisce
Nel ricordo firmato da Francesco Vissani dirigente di ricerca presso i Laboratori Nazionali del Gran Sasso dell’INFN, emerge con forza la dimensione umana, culturale e civile della figura di Zichichi. La sua azione viene collocata nel contesto storico della Guerra Fredda, quando i Laboratori del Gran Sasso nacquero come spazio neutrale di cooperazione scientifica internazionale.
Vissani sottolinea l’energia personale dello scienziato, la dedizione assoluta alla ricerca e il rispetto verso i propri maestri, maturati anche nel lavoro comune nell’esperimento LVD, che contribuì allo studio dei neutrini da collasso stellare. Centrale, nel ricordo, è anche il riferimento al “Manifesto di Erice” come sintesi del suo impegno per una scienza orientata alla pace e al dialogo.
“Laboratori Nazionali del Gran Sasso, fortemente voluti da Antonino Zichichi, sono nati nel diffcile periodo della Guerra Fredda per offrire un territorio neutro di collaborazione tra scienziati di tutto il mondo, proprio come il CERN nacque dalle ceneri della Seconda Guerra Mondiale per riunire l’Europa. Per un giovane studente come me, scoprire alla ne degli anni ’80 che l’Italia stava realizzando un’impresa di tale portata fu motivo di profondo orgoglio e meraviglia. Sin da quando lo conobbi di persona, poco dopo il mio arrivo ai Laboratori, Zichichi mi trasmise l’impressione di una personalità dotata di un’energia inesauribile, animata da un rispetto ammirabile verso i propri maestri e da una dedizione assoluta a un’idea alta di scienza. Abbiamo lavorato insieme all’interno del suo gruppo nell’esperimento LVD (Large Volume Detector), dove ho avuto la fortuna di incontrare colleghi straordinari. Insieme abbiamo chiarito le aspettative sui neutrini emessi dal collasso gravitazionale delle stelle, inaugurando un fione di ricerca che mi è tuttora carissimo. Oggi, vorrei invitare tutti a rileggere il Manifesto di Erice che Zichichi stilò sulla scia del celebre manifesto Russell-Einstein. A mio avviso, rappresenta il suo lascito più attuale: un monito affinchè la scienza resti sempre al servizio della convivenza civile e il dialogo tra scienziati rimanga, come lui ci ha dimostrato, un prezioso strumento di pace, progresso e risoluzione delle crisi planetarie.” Francesco Vissani.
La scheda tecnica, sempre a cura di Vissani, ricostruisce in modo sistematico l’evoluzione scientifica di Zichichi, mostrando la coerenza interna di un percorso che attraversa più di sessant’anni di ricerca.
Linea Scienti ca / Progetto
Periodo
Contributi e Scoperte Principali
QED e Fisica del Muone
1960 – 1970
Misura del momento magnetico anomalo (g 2) e della vita media del muone; veri che dell’Elettrodinamica Quantistica.
Antimateria Nucleare
1965 – oggi
Scoperta dell’ antideuterio (1965); ricerca attuale di antielio e antinuclei con gli esper- imenti ALICE e AMS.
Struttura del Protone
1965 – 1985
Studi pionieristici sui fattori di forma \Time- like” del protone e annichilazione protone- antiprotone (pp).
Sviluppo Rivelatori (Elettroni/TOF)
1965 – 2010
Invenzione di telescopi per elettroni e sistemi TOF (Time-Of-Flight) con risoluzione tem- porale di 10-20 ps.
QCD e \E ective En- ergy”
1980 – oggi
Introduzione del concetto di Energia E ettiva per uni care la descrizione delle interazioni adroniche e leptoniche.
Fisica ad HERA (ZEUS/H1)
1990 – 2012
Studio della struttura profonda del protone e produzione di quark pesanti (beauty e charm) in collisioni e p.
Astroparticelle (LVD/AMS)
1990 – oggi
Ricerca di neutrini da supernova (Gran Sasso) e studio dei raggi cosmici nello spazio per la ricerca di materia oscura.
Progetto EEE (Scienza nelle Scuole)
2004 – oggi
Creazione di una rete nazionale di telescopi MRPC gestita da studenti delle scuole superi- ori per lo studio dei raggi cosmici.
LHC e Plasma di Quark (ALICE)
2008 – oggi
Studio del Quark-Gluon Plasma (QGP) e pro- duzione di particelle ad alte energie (TeV) in collisioni Pb Pb.
Complessità e New Physics
2005 – oggi
Saggi teorici e ri essioni sulla complessita a livello fondamentale e sulla logica della natura.
Nei primi anni della sua carriera, Antonino Zichichi si formò nell’ambito degli studi sui raggi cosmici. Nel 1956 conseguì la laurea a Palermo con una tesi dedicata a questo tema, sotto la guida di Mariano Santangelo, allora professore di fisica sperimentale. Il lavoro si concentrò sulla misura del flusso e sulla natura delle particelle cosmiche ad alta quota, attraverso una serie di esperimenti condotti al Laboratorio della Testa Grigia di Cervinia, a circa 3.500 metri di altitudine.
Quei risultati gli aprirono rapidamente le porte della collaborazione internazionale. Subito dopo la laurea, infatti, fu invitato a entrare nel gruppo di Patrick Blackett tra Londra e Manchester, un passaggio decisivo nella sua formazione scientifica, che lo portò poi ad approdare stabilmente al CERN di Ginevra, avviando una carriera destinata a svilupparsi nei principali centri mondiali della fisica delle particelle.
Un ruolo decisivo nella formazione scientifica di Zichichi fu svolto dal rapporto con Patrick Blackett, premio Nobel per la Fisica nel 1948. L’incontro con il fisico britannico rappresentò per lui una vera scuola di metodo e di visione scientifica. Da Blackett apprese l’idea che la ricerca non dovesse limitarsi a confermare teorie consolidate, ma puntare alla scoperta dell’“inaspettato”, un principio che avrebbe guidato tutta la sua attività, dalla scoperta dell’antideuterio alla continua ricerca di nuova fisica oltre il Modello Standard.
Il legame fu anche di natura tecnica e strumentale. Blackett, pioniere nell’uso delle camere a nebbia per lo studio dei raggi cosmici, trasmise a Zichichi l’attenzione per l’innovazione dei rivelatori, che lo scienziato italiano avrebbe poi sviluppato nelle tecnologie MRPC e nei grandi progetti sperimentali. Allo stesso tempo, entrambi consideravano i raggi cosmici un vero laboratorio naturale per indagare le leggi fondamentali, un approccio che Zichichi mantenne partecipando a esperimenti spaziali e terrestri.
Questo rapporto influenzò anche la sua visione culturale della scienza. Blackett fu tra i primi sostenitori del Centro di Erice e ispirò in Zichichi l’idea di unire ricerca d’avanguardia e diplomazia scientifica. Per lo scienziato trapanese, il maestro britannico rappresentò il passaggio dalla fisica “artigianale” alla grande scienza contemporanea, mantenendo però sempre l’umiltà e l’apertura verso l’imprevedibilità della natura.
Antonino Zichichi è stato una figura discussa, come spesso accade ai protagonisti della fisica moderna che hanno inciso in modo profondo e non allineato nel dibattito scientifico e pubblico. Una sorte che in passato ha riguardato numerosi nomi oggi unanimemente riconosciuti, le cui capacità e il cui contributo sono stati pienamente valutati solo a posteriori, insieme ai dovuti onori.
Al di là delle posizioni e delle controversie, resta il peso di un percorso scientifico che ha segnato istituzioni, progetti e generazioni di ricercatori. Per questo ci uniamo al cordoglio del mondo scientifico per la perdita di una voce autorevole, capace di esprimere un pensiero critico genuino e di interpretare la scienza come esercizio di responsabilità intellettuale e civile.
A cura della rete CARMELO
(Cheap Amatorial Radio Meteor Echoes LOgger)
Mariasole Maglione (GAV, Gruppo Astrofili Vicentini)
Lorenzo Barbieri (Rete CARMELO e AAB, Associazione Astrofili Bolognesi)
Bollettino di Gennaio
Introduzione
Il mese di gennaio si apre con il picco delle Quadrantidi (QUA), che è lo sciame principale e dominante di tutto il mese. Il picco delle Quadrantidi si è verificato tra il 3 e il 4 gennaio.
I dati del mese di Gennaio
I grafici che seguono sono tratti da questa pagina: nelle ascisse è rappresentato il tempo, che è espresso in UT (Universal Time, Tempo Universale) oppure in longitudine solare (Solar Longitude) e le ordinate rappresentano il tasso orario (hourly rate), calcolato come il numero totale di eventi registrati dalla rete nell’ora diviso per il numero di ricevitori in funzione.
In fig.1, l’andamento dei segnali rilevati dai ricevitori per il mese di gennaio.
Fig. 1: Andamento nel mese di gennaio 2026.
Le Quadrantidi
Tra le piogge meteoriche annuali, le Quadrantidi di gennaio si distinguono solitamente per la loro intensità, raggiungendo picchi di attività compresi tra 60 e 200 meteore all’ora. Nonostante ciò, rimangono meno conosciute rispetto ad altri sciami più celebri, come le Perseidi o le Geminidi. La loro minore notorietà è dovuta anche al brevissimo picco di attività, che dura circa 24 ore.
Il radiante delle Quadrantidi si trova nella costellazione di Boote, in una posizione piuttosto bassa nel cielo settentrionale, tra la testa del Dragone e il timone del Grande Carro. Il nome deriva da Quadrans Muralis, un’antica costellazione creata nel 1795 dall’astronomo francese Jérôme Lalande che includeva parti del Boote e del Dragone, e che non rientra nella lista delle 88 costellazioni stilata dall’Unione Astronomica Internazionale (IAU) nel 1922 e pubblicata nel 1930 (1).
L’origine di questo sciame resta un argomento dibattuto. Nel 2003, a seguito di una campagna osservativa sui corpi minori del Sistema Solare, l’astronomo Peter Jenniskens trovò un possibile corpo progenitore delle Quadrantidi nell’asteroide Near Earth (196256) 2003 EH1, un’ipotesi che le renderebbe uno dei pochi sciami meteorici derivanti da un asteroide e non da una cometa, analogamente alle Geminidi di dicembre (2). Da allora, 2003 E1 è considerato il corpo progenitore più probabile delle Quadrantidi. Esso potrebbe essere a sua volta un frammento della cometa C/1490 Y1 , che è stata osservata da astronomi cinesi, giapponesi e coreani poco più di 500 anni fa, nel 1490 (3).
Quest’anno, l’osservazione visuale delle Quadrantidi è stata ostacolata dalla presenza della Luna piena, e quella radio è stata penalizzata dal fatto che il picco massimo di attività dello sciame è avvenuto proprio quando il radiante era all’orizzonte. Nel grafico in fig. 2, che mostra il tasso orario nei giorni in cui c’è stata maggiore attività delle Quadrantidi, è ben visibile un primo filamento che presenta il suo massimo alla longitudine solare di circa 282.4° (prima freccia nera), mentre il secondo e ben più consistente massimo atteso alla longitudine solare di circa 283.1° (seconda freccia nera) avviene con l’altezza minima del radiante nella prima parte della serata del 3 gennaio. Il doppio filamento conferma anche le osservazioni di gennaio 2025 (4).
Fig. 2: Tasso orario di eventi registrati tra l’1 e il 7 gennaio, in funzione della longitudine solare. In blu, l’altezza del radiante in cielo. Le due frecce indicano il massimo in corrispondenza di due diversi filamenti.
Il passaggio dello sciame è visibile anche nella misura della potenza media dei segnali ricevuti (vedi fig. 3) che registra un aumento proprio nella notte tra il 3 ed il 4 gennaio con un valore massimo proprio centrato alla longitudine solare di circa 283.1°. Assai minore, invece, il dato relativo al primo filamento, un risultato che fa supporre un diverso indice di massa, con meteore più piccole e leggere rispetto al filamento principale.
Fig. 3: Potenza media dei segnali registrati tra l’1 e il 7 gennaio, in funzione della longitudine solare. In blu, l’altezza del radiante in cielo. La freccia indica il valore massimo, centrato alla longitudine solare di circa 283.1°, in corrispondenza del secondo filamento.
Per tutta la giornata del 17 gennaio, inoltre, dalle 9 UT alle 16 UT, la rete CARMELO ha registrato un debole aumento della potenza media dei segnali ricevuti (vedi fig.4). È possibile associare questo aumento medio a una debole attività di sciami diurni (daylight showers), quindi senza controparti osservative nel visibile. Tra questi, considerate le osservazioni degli anni passati, potremmo citare le Serpentis-Coronae Borealis (594 RSE) oppure le γ-Ursae Minoris (404 GUM).
Fig. 4: Potenza media dei segnali registrati tra la longitudine solare 280° e 312° circa, con un picco indicato dalla freccia nera tra le 9 UT e le 16 UT del 17 gennaio.
Bibliografia
1) Eugène Delporte (1930), IAU: “Délimitation Scientifique des Constellations”. At the University Press
2) Peter Jenniskens (2004): “2003 EH_1 and the Quadrantid shower”. WGN, Journal of the International Meteor Organization, vol. 32, no.1, p.7-10
3) Ki-Won Lee et al. (2009): “Orbital Elements of Comet C/1490 Y1 and the Quadrantid shower”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 400
4) Mariasole Maglione, Lorenzo Barbieri (2025): “Bollettino delle radiometeore di gennaio 2025”
Bollettino di Dicembre
Introduzione
Dicembre è il mese delle Geminidi (GEM), uno sciame originato dall’asteroide 3200 Phaeton. La massima attività delle Geminidi è stata registrata dalla rete CARMELO nella notte tra il 13 e il 14 dicembre. Non è stata invece registrata una particolare attività dallo sciame delle Ursidi, in analogia agli osservatori visuali.
I dati del mese di Dicembre
I grafici che seguono sono tratti da questa pagina: nelle ascisse è rappresentato il tempo, che è espresso in UT (Universal Time, Tempo Universale) oppure in longitudine solare (Solar Longitude) e le ordinate rappresentano il tasso orario (hourly rate), calcolato come il numero totale di eventi registrati dalla rete nell’ora diviso per il numero di ricevitori in funzione.
In fig.1, l’andamento dei segnali rilevati dai ricevitori per il mese di dicembre.
Fig. 1: Andamento nel mese di dicembre 2025.
Le Geminidi
Nel mese di dicembre il protagonista è lo sciame meteorico delle Geminidi (GEM), una pioggia che si sta evolvendo in maniera molto rapida e che in meno di un centinaio d’anni probabilmente sparirà del tutto.
Lo sciame delle Geminidi rappresenta un caso unico tra gli sciami meteorici: la loro origine non è legata a una cometa, ma a un asteroide, 3200 Phaethon (1). Scoperto nel 1983 con il satellite IRAS (Infrared Astronomical Satellite), 3200 Phaethon è un asteroide di tipo Apollo con un’orbita fortemente ellittica, che incrocia quelle di Marte, Terra, Venere e Mercurio e che lo porta molto vicino al Sole, più di qualsiasi altro asteroide conosciuto. Questo passaggio ravvicinato genera temperature estremamente elevate, capaci di superare i 750°C, abbastanza per provocare la sublimazione di alcuni materiali superficiali e il rilascio di detriti. Questi detriti costituiscono proprio il materiale che origina le Geminidi.
I modelli suggeriscono che i detriti vengano prodotti in quantità significative a ogni passaggio dell’asteroide vicino al Sole, e si distribuiscano lungo la sua orbita in una scia compatta e ben definita.
Le Geminidi sono solitamente attive dal 2 al 19 dicembre. Negli ultimi anni lo ZHR (Zenithal
Hourly Rate) si è mantenuto costante con 120-150 meteore registrate all’ora e un picco di attività tra il 13 e il 14 dicembre.
Il radiante dello sciame, ovvero il punto in cielo da cui sembrano provenire le meteore, è situato nella costellazione dei Gemelli, vicino alla luminosa stella Castore. Per i cieli dell’emisfero boreale, sorge verso le ore 18 UT e tramonta attorno alle 9 UT.
Fig. 2: Immagine di Davide Alboresi Lenzi, socio AAB (Associazione Astrofili Bolognesi) scattata a Medelana (BO, Italy) il 14/12/2025. 355 pose da 1 minuto, ISO 1600. F=16mm, f/3.5. Il radiante, situato vicino alla stella Castore, è collocato nel punto in cui è iniziata la sequenza delle fotografie e cioè intorno alle 19:30 locali. Da quel momento esso salirà in cielo fino a transitare quasi allo zenith, per poi riabbassarsi verso la mattina.
Durante il picco massimo di attività previsto per le Geminidi, una prima lettura dei dati della rete CARMELO potrebbe suggerire una sottostima dell’attività rispetto alle attese. In realtà, questa apparente discrepanza è riconducibile principalmente alla configurazione geometrica attuale della rete di ricevitori.
Al momento, infatti, la rete CARMELO presenta una distribuzione fortemente concentrata sul territorio italiano, con un punto di vista osservativo sostanzialmente omogeneo. Questo comporta un campionamento del cielo non isotropo, ma fortemente dipendente dalla geometria di ricezione rispetto alla posizione del radiante dello sciame. L’estensione internazionale della rete, attualmente in fase di implementazione con l’ingresso di nuovi osservatori in altri Paesi europei, permetterà in futuro una copertura più uniforme e una migliore ricostruzione tridimensionale dell’attività meteorica.
Nel caso specifico delle Geminidi, il radiante è localizzato in prossimità della stella Castore, con coordinate equatoriali R.A. = 07h 34m 36s e Dec = +31° 53′ 19″. Nelle notti tra il 12 e il 14 dicembre, per le latitudini italiane il radiante ha transitato al meridiano a una declinazione prossima agli 80°, quindi in prossimità dello zenit.
I ricevitori attualmente operativi nella rete CARMELO presentano un campo osservativo centrato mediamente su una declinazione di circa 40°, con un’apertura angolare di ±30°. Ne consegue che la sensibilità geometrica della rete nei confronti dello sciame delle Geminidi è risultata ottimale nelle fasi iniziali e finali della notte, mentre è risultata molto ridotta in corrispondenza del transito meridiano del radiante, ovvero nella fascia centrale della notte.
L’andamento del tasso orario registrato, visibile in fig. 3, riflette bene questa configurazione: si osserva un incremento nelle prime ore serali, seguito da una progressiva diminuzione fino a metà nottata, con un andamento compatibile con una dipendenza sinusoidale dall’angolo di incidenza del radiante rispetto al campo di vista dei ricevitori, e quindi un nuovo aumento verso le ore mattutine.
Sulla base di questa distribuzione geometrica, è possibile ipotizzare che il valore reale del tasso orario al momento del massimo fosse significativamente superiore a quanto direttamente misurato dalla rete (la freccia in fig. 3 e 4), in linea con quanto riportato dalle osservazioni radio e visuali su scala globale.
Fig. 4: Durata degli eventi registrati tra il 12 e il 17 dicembre, in funzione della longitudine solare. In blu, l’altezza del radiante in cielo. La freccia indica il probabile picco massimo.
Fig. 4: Durata degli eventi registrati tra il 12 e il 17 dicembre, in funzione della longitudine solare. In blu, l’altezza del radiante in cielo. La freccia indica il probabile picco massimo.
Un Confronto con il 2024
Questo è il primo bollettino del secondo anno di report mensili sull’attività registrata dalla rete CARMELO e sull’analisi qualitativa dei risultati. Possiamo quindi procedere a un breve confronto con i risultati riportati nel bollettino di dicembre 2024 (2).
Visivamente si nota subito la differenza tra i due grafici dei tassi orari registrati (fig.5), dovuta non al numero di eventi registrati, ma al diverso metodo di campionamento temporale. Nel 2024 i tassi orari erano calcolati su intervalli di un’ora, mentre negli ultimi mesi di quest’anno la risoluzione è stata modificata in intervalli di 15 minuti. I picchi risultano quindi più stretti e meno mediati, ma l’intensità complessiva dello sciame delle Geminidi risulta comunque confrontabile con quella dello scorso anno, se integrata su base oraria (tenendo conto delle considerazioni fatte in precedenza sulle rilevazioni).
Fig. 5: Sopra, andamento nel mese di dicembre 2024. Sotto, andamento del mese di dicembre 2025.
Un elemento che mostra invece una differenza reale rispetto al 2024 è il numero di conteggi registrati nei giorni precedenti e successivi al massimo dello sciame (sempre fig. 5), dominati in gran parte dalla componente sporadica. Nel 2025 questo fondo risulta sensibilmente più elevato, principalmente per tre motivi:
• Aumento del numero di stazioni operative nella rete;
• Introduzione dei nuovi processori P5 nei ricevitori di ultima generazione;
• Miglioramento degli algoritmi di rilevazione e classificazione del software.
Questi fattori hanno portato a un incremento della sensibilità complessiva del sistema e a una maggiore capacità di rilevare gli echi più deboli.
Bibliografia
1) Peter Jenniskens et al. (2006): “Meteor showers and their parent comets”. Cambridge University Press, 397-422
2) Mariasole Maglione, Lorenzo Barbieri (2024): “Bollettino delle radiometeore di dicembre 2024”
Bollettino di Novembre
Introduzione
Novembre è il mese delle Leonidi (LEO), ma quest’anno la rete CARMELO non ha registrato un’attività particolarmente intensa in corrispondenza del massimo previsto per lo sciame.
I dati del mese di Novembre
I grafici che seguono sono tratti da questa pagina: nelle ascisse è rappresentato il tempo, che è espresso in UT (Universal Time, Tempo Universale) oppure in longitudine solare (Solar Longitude) e le ordinate rappresentano il tasso orario (hourly rate), calcolato come il numero totale di eventi registrati dalla rete nell’ora diviso per il numero di ricevitori in funzione.
In fig.1, l’andamento dei segnali rilevati dai ricevitori per il mese di novembre.
Fig. 1: Andamento nel mese di novembre 2025.
Le Leonidi
Nel mese di novembre il cielo torna a ospitare lo sciame delle Leonidi (LEO), associato alla cometa periodica 55P/Tempel-Tuttle e legato al suo ciclo orbitale di circa 33 anni. Ogni volta che la cometa attraversa il perielio rilascia una nuova scia di detriti, responsabili delle spettacolari “tempeste” meteoriche osservate in epoche come il 1966 o, più recentemente, il 2001.
Negli ultimi anni tuttavia il “serbatoio” di polveri che la Terra incontra a metà novembre si è progressivamente impoverito. Fino al prossimo ritorno della cometa, atteso per il 2031, lo sciame continuerà a mostrare un’attività sempre più modesta. Secondo le stime dell’International Meteor Organization (IMO), quest’anno la Terra ha incrociato due segmenti della scia del 1699 nella serata del 17 novembre, con una frequenza prevista di circa 15–20 meteore l’ora (1). Tuttavia il radiante, situato nella costellazione del Leone, si è alzato solo intorno alle 23:30 in Italia, in coincidenza del massimo atteso, impedendo quindi di rilevare un numero elevato di eventi.
I modelli indicavano anche possibili incontri con scie più antiche: quella del 1167 (prevista il 9 novembre), del 1633 (15 novembre) e un primo passaggio nella scia del 1699. Tuttavia, come spesso accade per le Leonidi in questa fase povera di materiale, le previsioni restavano accompagnate da un ampio margine d’incertezza.
L’attività osservata quest’anno dalla rete CARMELO conferma il quadro di debolezza dello sciame. Anche nelle rilevazioni visuali, come indicato dalle osservazioni del Global Meteor Network (GMN, 2), lo ZHR si è mantenuto su valori molto bassi, senza variazioni significative nei momenti in cui erano previsti i massimi.
L’unico incremento leggermente più evidente tra i rilevamenti di CARMELO si nota nella mattina del 19 novembre, attorno alla longitudine solare 236.8° (vedi fig. 2, dove è stato riportato in blu il grafico dell’altezza del radiante).
Considerata l’elevata velocità delle Leonidi, di circa 72 km/s ci si attenderebbe di rilevare echi radio con marcati echi di testa e chiari spostamenti Doppler, che sono come delle impronte caratteristiche delle meteore più rapide. Anche sotto questo aspetto, però, i dati della rete indicano una presenza molto scarsa di eventi riconducibili a meteore ad alta velocità.
Fig. 2: Tasso orario di eventi registrati tra il 13 e il 23 novembre, in funzione della longitudine solare.
Ottobre è il mese delle Orionidi (ORI). La rete CARMELO ha registrato un moderato aumento dell’attività meteorica tra il 21 e il 22 ottobre, e un ulteriore aumento tra il 26 e il 27 ottobre.
I dati del mese di Ottobre
I grafici che seguono sono tratti da questa pagina: nelle ascisse è rappresentato il tempo, che è espresso in UT (Universal Time, Tempo Universale) oppure in longitudine solare (Solar Longitude) e le ordinate rappresentano il tasso orario (hourly rate), calcolato come il numero totale di eventi registrati dalla rete nell’ora diviso per il numero di ricevitori in funzione.
In fig.1, l’andamento dei segnali rilevati dai ricevitori per il mese di ottobre.
Fig. 1: Andamento nel mese di ottobre 2025.
Le Orionidi
Le Orionidi (ORI) sono uno sciame meteorico annuale originato dalla cometa 1P/Halley. La Terra incontra ogni anno il flusso di particelle lasciate dalla cometa lungo la sua orbita, dando origine allo sciame attivo tra inizio ottobre e i primi giorni di novembre. Il picco di attività si registra di solito intorno al 22 ottobre, con uno ZHR che può arrivare a circa 25 meteore all’ora, in condizioni favorevoli. Queste meteore sono piuttosto veloci: entrano nell’atmosfera terrestre a circa 67.5 km/s, producendo tracce rapide e sottili, a volte con meteore particolarmente luminose.
Le Orionidi hanno mostrato in passato anche episodi di incremento improvviso dell’attività (outburst). In particolare, nel 1993 si registrò un outburst inatteso nelle notti tra il 16 e il 18 ottobre, quindi qualche giorno prima del picco atteso. In quelle notti furono osservate anche meteore molto brillanti, in corrispondenza di longitudini solari intorno a 202°–205°. L’anno successivo il fenomeno non si ripeté (1).
Il radiante delle Orionidi si trova nella costellazione di Orione, vicino alla stella Betelgeuse. Questo significa che le meteore sembrano provenire da questa area del cielo. Per gli osservatori dell’emisfero settentrionale, come la rete CARMELO, il radiante sorge a tarda sera e raggiunge la massima elevazione nelle ore subito prima dell’alba. In fig.2, al tasso orario di segnali ricevuti nei giorni in cui è stato registrato un aumento del numero di meteore, compatibile con l’attività delle Orionidi, è sovrapposta una linea blu che indica l’elevazione del radiante.
Fig. 2: Tasso orario di eventi registrati tra il 17 e il 29 ottobre, in funzione della longitudine solare.
Quest’anno, la rete CARMELO ha rilevato un aumento apprezzabile nel tasso orario di eventi rilevati tra la longitudine solare 208° e 209°, quindi tra il 21 e il 22 ottobre. Tuttavia, proprio in corrispondenza del previsto passaggio della Terra nel massimo dello sciame delle Orionidi, il 22 ottobre, il radar Graves è stato spento per circa 4 ore.
Abbiamo notato anche un ulteriore aumento tra la longitudine solare 212° e 214°, ovvero tra il 26 e il 27 ottobre (vedi sempre fig.2).
Bibliografia: 1) P. Jenniskens (2006): “Meteor showers and their parent comets”. Cambridge University Press, pag. 301-302
Bollettino di Settembre
Introduzione
A settembre l’attività meteorica rilevata dalla rete CARMELO è stata moderata e non ha permesso di evidenziare picchi di attività di determinati sciami. Abbiamo perciò scelto di sfruttare l’occasione per una riflessione ragionata sulla possibilità di valutare, almeno qualitativamente, il comportamento degli sciami meteorici a partire dai dati della rete.
I dati del mese di Settembre
I grafici che seguono sono tratti da questa pagina: nelle ascisse è rappresentato il tempo, che è espresso in UT (Universal Time, Tempo Universale) oppure in longitudine solare (Solar Longitude) e le ordinate rappresentano il tasso orario (hourly rate), calcolato come il numero totale di eventi registrati dalla rete nell’ora diviso per il numero di ricevitori in funzione.
In fig.1, l’andamento dei segnali rilevati dai ricevitori per il mese di settembre.
Fig. 1: Andamento nel mese di settembre 2025.
Nel mese di settembre l’attività meteorica registrata dalla rete CARMELO è stata più o meno costante. Non si sono verificati picchi di attività associabili a qualche sciame in particolare.
Il comportamento degli sciami
L’osservazione delle meteore tramite radio meteor scatter in ambito amatoriale, come abbiamo già visto, soffre la grave limitazione di non poter definire le orbite. Di conseguenza è impossibile classificare le singole meteore.
All’opposto, come è noto, questo tipo di osservazione prescinde dalle condizioni meteo e dalla presenza o meno del Sole o della Luna. Può quindi essere di supporto nella valutazione, almeno qualitativa, del comportamento degli sciami. Proviamo quindi a ipotizzare un utilizzo dei dati di CARMELO con questo obiettivo.
Ipotizziamo che uno sciame meteorico, al momento della sua formazione, abbia una struttura omogenea, cioè che le particelle che lo compongono siano uniformemente distribuite all’interno del cilindro venutosi a creare dalla liberazione di materia dal corpo progenitore.
Come è noto, col passare del tempo questa omogeneità viene a perdersi a causa di alcune forze perturbanti. La più nota di queste è quella che va sotto il nome di effetto di Poynting Robertson. Questo effetto si spiega con il fatto che le particelle che vengono riscaldate dal Sole tendono a raffreddarsi riemettendo la stessa energia nell’infrarosso, in tutte le direzioni.
Prendendo in esame il comportamento medio di tutte le particelle, quindi attribuendo loro una simmetria sferica, se la particella fosse ferma, la radiazione emessa sarebbe la stessa in tutte le direzioni, con uguale quantità e uguale frequenza.
Tutte le particelle invece viaggiano nel Sistema Solare, e lo fanno a una velocità di circa 30 km/s, di conseguenza nella direzione di marcia la frequenza della radiazione emessa è più alta di quella emessa nella direzione inversa, a causa dell’effetto Doppler. (1)
Secondo la legge di Plank, la famosa legge alla base della meccanica quantistica:
Dove e è l’energia, h la costante di Plank e 𝜈 la frequenza.
L’energia rilasciata nella direzione di marcia è maggiore di quella rilasciata nella direzione opposta: ne consegue quindi che la particella subisce un’azione frenante. Tale azione frenante non sarà uguale per tutte le particelle, ma sarà proporzionale alla loro capacità di ricevere e riemettere calore e quindi, tra le altre grandezze, alla loro massa.
Più un corpo viene rallentato più la sua orbita si “stringe”, cioè gli assi dell’orbita divengono minori. Ne consegue quindi che particelle diverse vengono indotte dall’effetto Poynting Robertson a differenziare le loro orbite in ragione della loro massa (vedi fig. 2).
Fig. 2: Differenziazione delle orbite in funzione delle masse.
Lo sciame, con il passare degli anni viene a perdere sempre più la sua simmetria. Ci sono due parametri, derivati dall’osservazione visuale, che descrivono analiticamente questo fenomeno:
• La densità del flusso meteorico (meteoric flux density).
• L’indice di massa (mass index).
La densità del flusso meteorico (meteoric flux density) si indica con Q(m0) ed è definita come la quantità di meteoroidi di massa m0 nell’unità di tempo, in una unità di area perpendicolare alla direzione del moto.
Per esempio, per m0 = 10 mg potremo avere Q(m0) = 0.001 miliardesimi al metro quadro al secondo.
L’indice di massa (mass index) è l’esponente (s) in una distribuzione di potenza delle masse dei meteoroidi, un metodo per modellare il numero di meteoroidi di diverse dimensioni esistenti. La formula è:
dN/dM = N₀(M/M*)⁻ˢ
dove dN è il numero di meteoroidi in un intervallo di massa dM, N₀ è una costante, M* è una massa caratteristica e s è l’indice di massa. (2)
Nel grafico che segue è riportato il confronto tra Q(m0) ed s per uno sciame generico: sulle ascisse la longitudine solare, cioè il tempo.
Fig. 3: Confronto tra Q(m0) ed s in uno sciame generico. (2)
La differenza tra il massimo di Q(m0) e il massimo di s rappresenta il lasso di tempo che intercorre tra il massimo della densità di particelle e il massimo di particelle di maggior massa, ed è proporzionale all’età dello sciame: quanto più lo sciame è giovane, tanto più la lunghezza della freccia rossa in fig. 3 tende a zero.
A complicare le cose, occorre considerare l’inclinazione delle orbite, che cambia il modo in cui la Terra incontra lo sciame (vedi fig. 4).
Fig. 4a – Orbita a bassa inclinazione sull’eclittica.
Fig. 4b – Orbita ad alta inclinazione sull’eclittica.
Fig. 5: Confronto tra HR e durata, nel caso delle Quadrantidi.
Si tratta di uno sciame notoriamente “giovane”, ma già alla sua età uno sfasamento tra i due massimi è apprezzabile.
Ammettendo che queste considerazioni abbiano un fondamento scientifico nonostante le semplificazioni effettuate, potremmo anche spingerci a valutare un ordine di grandezza delle distanze in gioco.
Considerando che
s=v*t
e che la velocità v della Terra nel Sistema Solare è di circa 30 Km/s, in 9 ore lo spazio percorso sarà di:
s=30*9*60*60 = 972000 Km
Ovvero, lo scivolamento verso un’orbita interna da parte delle particelle più massicce ha comportato una distanza tra le orbite dell’ordine di grandezza di un milione di chilometri.
L’attendibilità del confronto che qui proponiamo andrà verificata in futuro con altri sciami.
Bibliografia: 1) P. Jenniskens (2006): “Meteor showers and their parent comets”. Cambridge University Press 2) O. Belkovich, D. Pajovic, J M. Wislez (2005): “Basic elements of meteor stream theory”. Proceedings of the radio meteor school 2005, p. 17 e seg. 3) O. Belkovich, Cis Verbeeck (2005): “The physics of meteoroid ablation and the formation of ionized meteor trails”. Proceedings of the radio meteor school 2005, p. 21 e seg.
Bollettino di Agosto
Introduzione
Agosto è il mese delle Perseidi. Quest’anno, nonostante lo sciame sia come sempre molto sparso, un picco di maggiore attività meteorica è stato registrato nella notte del 13 agosto.
I dati del mese di Agosto
I grafici che seguono sono tratti da questa pagina: nelle ascisse è rappresentato il tempo, che è espresso in UT (Universal Time, Tempo Universale) oppure in longitudine solare (Solar Longitude) e le ordinate rappresentano il tasso orario (hourly rate), calcolato come il numero totale di eventi registrati dalla rete nell’ora diviso per il numero di ricevitori in funzione.
In fig.1, l’andamento dei segnali rilevati dai ricevitori per il mese di agosto.
Fig. 1: Andamento nel mese di agosto 2025.
Le Perseidi
Le Perseidi (PER) sono uno degli sciami meteorici più noti e spettacolari dell’anno, attivo dalla fine di luglio fino a quasi la fine di agosto. Il massimo di attività si registra attorno alla metà del mese di agosto, ma lo sciame si distingue per la sua durata piuttosto estesa: le meteore possono essere osservate per diverse settimane, rendendolo un fenomeno diffuso e non circoscritto a una sola notte.
Le Perseidi sono originate dai detriti lasciati dalla cometa Swift-Tuttle, che la Terra incontra ogni anno in questo periodo. Il radiante si trova nella costellazione di Perseo, da cui lo sciame prende il nome. Le meteore sono particolarmente veloci, con una velocità d’ingresso in atmosfera di circa 61 km/s, e producono scie luminose brillanti e persistenti, spesso accompagnate da tracce di ionizzazione ben rilevabili anche tramite osservazioni radio.
Quest’anno, la rete CARMELO ha registrato la maggiore attività dello sciame nella notte del 13 agosto, per una durata di circa 5-6 ore, tra la longitudine solare 140.1° e 140.4°, come in fig. 2.
Fig. 2: Massimo di attività meteorica registrato tra la longitudine solare 140.1° e 140.4°.
Anche le osservazioni visuali dell’International Meteor Organization (IMO), in fig. 3, e, tramite le telecamere, del Global Meteor Network (GMN), in fig. 4, mostrano un picco di attività dello sciame in corrispondenza del 13 agosto (1), (2).
Fig. 3: Grafico dello ZHR (Zenithal Hourly Rate) registrato da IMO.
Fig. 4: Grafico del flusso di meteoroidi in atmosfera registrato dalle camere GMN.
Tornando ai nostri dati radio notiamo un aumento in corrispondenza delle ore 8-9 UT del 12 agosto, sia nel grafico della potenza ricevuta (in fig. 5) che nel grafico della durata degli echi meteorici (in fig. 6).
Sappiamo che la durata di un’eco radio dipende dal tempo impiegato dalla meteora a dissolversi (saturazione del cilindro): quanto maggiore è il numero degli atomi ionizzati, tanto più tempo dura il processo di deionizzazione. Il numero degli atomi ionizzati è anche proporzionale all’energia cinetica dei corpi impattanti contro le prime molecole della ionosfera: più lo scontro è energetico, più atomi si disintegrano, e quindi più la radiometeora è densa.
Dato che l’energia cinetica è data da:
Ec = mv2/2
e dato che tutte le meteore appartenenti a uno stesso sciame viaggiano alla stessa velocità v, se ne deduce che l’unico parametro che varia è m, cioè la massa.
Quindi possiamo ipotizzare che in corrispondenza delle 8-9 UT del 12 agosto, alla longitudine solare 139.57° si sia misurato un aumento di energia cinetica, il che ci fa supporre che probabilmente sono entrati in atmosfera meteoroidi di massa maggiore rispetto alla media delle altre Perseidi, e con un anticipo di una trentina di ore rispetto al massimo del tasso orario.
Fig. 5: Grafico della potenza degli echi meteorici con picco alla longitudine solare 139.57°.
Fig. 6: Grafico della durata degli echi meteorici con picco alla longitudine solare 139.57°.
Bollettino di Luglio
Introduzione
Nella prima metà del mese di luglio l’attività meteorica è stata moderata, principalmente dominata dallo sciame meteorico delle Psi Cassiopeidi (187 PCA).
I dati del mese di Luglio
I grafici che seguono sono tratti da questa pagina: nelle ascisse è rappresentato il tempo, che è espresso in UT (Universal Time, Tempo Universale) oppure in longitudine solare (Solar Longitude) e le ordinate rappresentano il tasso orario (hourly rate), calcolato come il numero totale di eventi registrati dalla rete nell’ora diviso per il numero di ricevitori in funzione.
In fig.1, l’andamento dei segnali rilevati dai ricevitori per il mese di luglio.
Fig. 1: Andamento nel mese di luglio 2025.
Le Psi Cassiopeidi
Le Psi Cassiopeidi (187 PCA) sono uno sciame meteorico attivo nella prima metà di luglio, con picco massimo attorno alla metà del mese. Si tratta di uno sciame minore, poco visibile a occhio nudo ma rilevabile tramite sistemi di osservazione radio, grazie alla velocità e alla frequenza delle meteore, specie nelle ore crepuscolari. Non è associato ad alcun corpo progenitore noto (1).
Il radiante dello sciame è localizzato nella costellazione di Cassiopea, vicino alla stella Psi Cassiopeiae, da cui prende il nome. Le Psi Cassiopeidi sono rapide, con una velocità d’ingresso in atmosfera di circa 58 km/s, e producono echi radio intensi e di breve durata.
Nel 2025, lo sciame delle Psi Cassiopeidi ha mostrato un’attività crescente nella prima metà del mese di luglio, e la rete CARMELO ha rilevato un tasso orario compatibile con il tracciamento dello sciame (fig. 2).
Fig. 2: Tasso orario tra il 4 e il 18 luglio 2025, con attività compatibile con il tracciamento dello sciame delle Psi Cassiopeidi.
Bibliografia:
(1) Peter Jenniskens et al. (2006): Meteor showers and their parent comets. Cambridge University Press
Bollettino di Giugno
Introduzione
A giugno la rete CARMELO ha registrato un’attività meteorica in crescente intensità, e nella prima metà del mese ha rilevato un’attività compatibile con lo sciame diurno delle Arietidi (171 ARI).
I dati del mese di Giugno
I grafici che seguono sono tratti da questa pagina: nelle ascisse è rappresentato il tempo, che è espresso in UT (Universal Time, Tempo Universale) oppure in longitudine solare (Solar Longitude) e le ordinate rappresentano il tasso orario (hourly rate), calcolato come il numero totale di eventi registrati dalla rete nell’ora diviso per il numero di ricevitori in funzione.
In fig.1, l’andamento dei segnali rilevati dai ricevitori per il mese di giugno.
Fig. 1: Andamento nel mese di giugno 2025.
Le Arietidi
Le Arietidi (171 ARI) sono uno sciame meteorico attivo da metà maggio a metà giugno. Si tratta del più intenso sciame meteorico diurno (daytime shower) dell’anno: il suo massimo avviene quando il Sole è già alto nel cielo, rendendone l’osservazione visuale estremamente difficile, con meno di una meteora visibile all’ora. Le meteore delle Arietidi sono tuttavia ben rilevabili con strumentazione radio.
Il radiante dello sciame si trova nella costellazione dell’Ariete, in una posizione circa 4 gradi a sud-est della stella 41 Arietis. Le meteore sono generalmente rapide, con una velocità d’ingresso in atmosfera di circa 42 km/s, corrispondente a una velocità media rispetto ad altri sciami, non alta (1).
Nel 2025, lo sciame delle Arietidi ha mostrato una attività crescente tra il 3 e il 13 giugno, e anche la rete CARMELO ha rilevato un tasso orario compatibile con un picco giornaliero dello sciame tra le 11:00 e le 12:00 UT (fig. 2).
Fig. 2: Tasso orario tra l’1 e il 15 giugno 2025, con attività compatibile con il tracciamento dello sciame delle Arietidi.
Spegnimento del radar Graves
Dalla fig. 1 che mostra l’andamento del tasso orario di meteore rilevate dalla rete CARMELO salta all’occhio l’interruzione dell’11 giugno, tra le 7:00 UT e le 10:00 UT, ovvero tra le longitudini solari 80.28° e 80.40° (vedi fig. 3). Essa corrisponde a uno spegnimento del radar Graves in Francia, probabilmente causata da una manutenzione della stazione.
Fig. 3: Tasso orario tra la fine di maggio e l’inizio di giugno 2025.
Durante lo spegnimento, durato circa tre ore, i ricevitori della rete CARMELO hanno registrato soltanto 4 eventi, tutti chiaramente identificabili come falsi positivi. In condizioni normali, nello stesso intervallo temporale, il sistema registra in media oltre 1000 eventi. Questo confronto porta a una considerazione interessante: se in assenza del segnale radar riceviamo solo 4 eventi spuri, significa che, in condizioni standard, circa il 99.6% delle registrazioni sono effettivamente meteore. Un risultato che conferma l’affidabilità del sistema di rilevamento automatico di CARMELO.
Bibliografia:
1Robert Lunsford (2025): Meteor Activity Outlook for 14-20 June 2025, eMeteorNews
Bollettino di Maggio
Introduzione
Nel mese di maggio la rete CARMELO non ha rilevato un’attività meteorica particolarmente intensa. All’inizio del mese si è verificato un picco, anche se non molto pronunciato, dello sciame delle Eta Aquaridi (ETA), nella notte tra il 5 e il 6 maggio. Segnaliamo inoltre il rilevamento di un outburst meteorico probabilmente legato alla cometa 73P/Schwassmann–Wachmann nei primi giorni di giugno.
I dati del mese di Maggio
I grafici che seguono sono tratti da questa pagina: nelle ascisse è rappresentato il tempo, che è espresso in UT (Universal Time, Tempo Universale) oppure in longitudine solare (Solar Longitude) e le ordinate rappresentano il tasso orario (hourly rate), calcolato come il numero totale di eventi registrati dalla rete nell’ora diviso per il numero di ricevitori in funzione.
In fig.1, l’andamento dei segnali rilevati dai ricevitori per il mese di maggio.
Fig. 1: Andamento nel mese di maggio 2025.
Le Eta Aquaridi
Le Eta Aquaridi (ETA) sono uno sciame meteorico attivo ogni anno tra metà aprile e fine maggio, con un picco di visibilità attorno al 6 maggio. Anche se meno appariscenti rispetto a sciami più noti, le Eta Aquaridi rivestono una certa importanza particolare per la loro origine: i frammenti che le compongono provengono dalla celebre cometa di Halley, la stessa che dà origine anche alle Orionidi di ottobre (1).
Il radiante dello sciame si trova nella costellazione dell’Acquario, nei pressi della stella Eta Aquarii, da cui prende il nome. Nelle nostre latitudini questo punto sorge poco prima dell’alba, intorno alle 3:30, rendendo le ultime ore della notte il momento più adatto per l’osservazione e la rilevazione. A causa della posizione bassa del radiante sull’orizzonte, il numero di meteore visibili in Italia è generalmente limitato a circa 30–40 l’ora. Nelle regioni australi, dove il radiante si alza molto di più sull’orizzonte, lo sciame offre invece uno spettacolo ben più intenso, con tassi orari allo zenit (ZHR) che possono superare le 50–60 meteore all’ora.
Le Eta Aquaridi si distinguono anche per l’alta velocità delle meteore, che possono raggiungere oltre 66 km/s. Questo rende le loro tracce nel cielo particolarmente luminose e persistenti, con scie che talvolta permangono per diversi secondi.
Nel 2025, il picco di attività dello sciame era atteso nella notte tra il 5 e il 6 maggio. La rete CARMELO ha registrato un’attività moderata, in particolare tra le 2:00 e le 5:00 del mattino del 6 maggio, dove il massimo conteggio è stato di 204 eventi alle 2:00 quando ancora il radiante era sotto l’orizzonte, e successivamente, nell’intorno dell’alba, si è aggirato tra i 170 e i 180 eventi, tra le longitudini solari 45.55° e 45.67°.
Fig. 2: Tasso orario tra il 5 e il 6 maggio 2025, con un’attività meteorica molto moderata.
Gli outburst del 31 maggio e 1 giugno
Il 6 giugno il Central Bureau for Astronomical Telegrams ha pubblicato il CBET 5561 (2), in cui si riportano due intensi outburst meteorici potenzialmente associati allo sciame minore delle Tau Herculids (61 TAH), generato da frammenti della cometa 73P/Schwassmann–Wachmann. Le osservazioni sono state condotte dal Croatian Meteor Network, che ha evidenziato due picchi ben distinti nel tasso orario di meteore, il secondo dei quali si è concluso bruscamente intorno alle 0:00 UTC del 2 giugno (longitudine solare 70.71°).
Quando una cometa come 73P/Schwassmann–Wachmann si frammenta (come è avvenuto in modo spettacolare nel 1995, con ulteriori rotture osservate nel 2006), rilascia materiale in grandi quantità: frammenti grandi e piccoli, polveri, e meteoroidi che vengono espulsi con velocità leggermente diverse tra loro. Queste differenze di velocità iniziale, anche minime, portano col tempo i meteoroidi a distribuirsi lungo l’orbita della cometa in modo non uniforme. Questo processo si chiama espansione differenziale: le particelle più veloci si allontanano in avanti, quelle più lente restano indietro. Dopo anni o decenni, queste “nuvole” si separano, generando pacchetti o filamenti che possono intersecare l’orbita terrestre in momenti precisi, dando luogo a outburst meteorici brevi ma intensi.
Nel caso della cometa 73P, diversi studi modellistici (3) hanno previsto che i detriti espulsi nei passaggi del 1995 e del 2006 — anni chiave per i suoi eventi di disgregazione — avrebbero potuto raggiungere la Terra intorno al 2022–2025. Il comportamento osservato in questi giorni è compatibile con l’arrivo di uno di questi filamenti di meteoroidi, confermando le simulazioni.
Osservando i dati della rete CARMELO, notiamo effettivamente un aumento del numero di echi meteorici rilevati tra l’1 e il 2 giugno, seguito da un improvviso calo proprio in corrispondenza alla longitudine solare 70.71° come indicato nel CBET.
Il radiante dello sciame associato alla cometa 73P transitava in meridiano proprio attorno a mezzanotte. Questo significa che al momento del calo non si era verificata alcuna variazione significativa nella geometria di osservazione. Il brusco calo dell’attività meteorica potrebbe quindi essere imputato alla cessazione del flusso di meteoroidi.
Fig. 3: Tasso orario tra la fine di maggio e l’inizio di giugno 2025.
Bibliografia:
(1) A. Egal et al. (2020): Activity of the Eta-Aquariid and Orionid meteor showers, Astronomy & Astrophysics, Vol. 640
(2) Two meteor shower outbursts with potential connection to comet 73P, Central Bureau for Astronomical Telegrams, CBET 5561
(3) A Egal et al (2023): Modelling the 2022 τ-Herculid outburst, The Astrophysical Journal, Vol. 949
(4) L. Barbieri et al. (2024): What CARMELO can observe, eMeteorNews, vol. 9, no. 4, p. 241-248
Bollettino di Aprile
Introduzione
Aprile è il primo mese primaverile a mostrare degli sciami meteorici prevalenti, come quello antico delle Liridi (LYR). Il picco di attività per il 2025 era previsto tra il 21 e il 22 aprile. La rete CARMELO ha osservato un’attività moderata, con un lieve aumento nella notte tra il 22 e il 23 aprile, all’orario in cui la Lira si trovava circa in meridiano.
I dati del mese di Aprile
I grafici che seguono sono tratti da questa pagina: nelle ascisse è rappresentato il tempo, che è espresso in UT (Universal Time, Tempo Universale) oppure in longitudine solare (Solar Longitude) e le ordinate rappresentano il tasso orario (hourly rate), calcolato come il numero totale di eventi registrati dalla rete nell’ora diviso per il numero di ricevitori in funzione.
In fig.1, l’andamento dei segnali rilevati dai ricevitori per il mese di aprile.
Fig. 1: Andamento nel mese di aprile 2025.
Le Liridi
Le Liridi sono uno sciame meteorico attivo ogni anno in aprile, con un picco solitamente attorno al 22 del mese. Si tratta di uno degli sciami più antichi mai osservati, e dello sciame con la più lunga documentazione storica continua, con osservazioni che risalgono almeno al 687 a.C. (1).
Il corpo progenitore è stato identificato nel XIX secolo nella cometa C/1861 G1 (Thatcher), che impiega circa 415 anni per compiere un’orbita attorno al Sole. Le meteore di questo sciame hanno come radiante la costellazione della Lira, vicino alla brillante stella Vega. Le Liridi si distinguono per la loro velocità (circa 49 km/s) e per la possibilità di produrre scie brillanti e persistenti in cielo.
Solitamente si possono vedere attorno alle 15–20 meteore all’ora, ma occasionalmente si sono registrati picchi molto più elevati, che si riteneva fossero associati alla vicinanza della cometa madre alla Terra. Tuttavia, studi condotti alla fine del XX secolo hanno smentito questa correlazione diretta e indicano che gli outburst potrebbero essere invece legati a risonanze dinamiche o a dense regioni di materiale all’interno della scia cometaria (1).
Uno degli eventi più intensi fu l’outburst del 1803, con un tasso orario stimato di circa 860, che suscitò grande interesse astronomico. Uno più recente avvenne nel 1982, quando si registrarono fino a 90 meteore/h (2).
Nel 2025 il picco delle Liridi era atteso nelle ore notturne tra il 21 e il 22 aprile. La rete CARMELO ha registrato un’attività moderata tra il 21 e il 23 aprile, con un tasso orario di rilevazioni maggiori il 23, e un picco massimo alle 01:00 UT del 23 aprile, alla longitudine solare 32.80°.
Fig. 2: Tasso orario tra il 21 e il 24 aprile 2025, con picco di attività meteorica il 23 aprile alla longitudine solare 32.80°.
La lacuna delle 6
Un’anomalia ricorrente nei dati raccolti dalla rete CARMELO, già riscontrata in passato con il sistema RAMBO, è il sistematico calo di meteore registrate attorno alle ore 6 locali in primavera, proprio quando ci si attenderebbe il massimo giornaliero teorico della frequenza meteorica.
Fig. 3: Tasso orario di meteore in funzione dell’ora del giorno, in prossimità dell’equinozio di primavera, che ci si aspetterebbe di osservare.
Questo fenomeno, da noi definito “la lacuna delle 6” (vedi fig. 4), rappresenta un apparente paradosso osservativo che trova una spiegazione interessante.
Fig. 4: A sinistra, andamento del tasso orario di eventi registrato da CARMELO nell’aprile 2025, con evidente la “lacuna delle 6”; in inverno; a destra, dati raccolti in inverno.
Secondo il modello sviluppato da Giovanni Schiaparelli nel 1867 (3), la quantità di meteore osservata non è costante nel corso della giornata né dell’anno, ma segue delle variazioni regolari. Questo accade per via del movimento combinato della Terra, che ruota su sé stessa e orbita attorno al Sole. Anche se le meteore arrivassero da tutte le direzioni dello spazio in modo uniforme (cioè con una distribuzione isotropa dei radianti), l’effetto combinato tra la velocità della Terra e quella delle particelle meteoritiche crea un’illusione di concentrazione: le meteore sembrano arrivare in numero maggiore da una direzione specifica nel cielo, detta apice del moto terrestre (vedi fig.5).
Questo punto attraversa ogni giorno la volta celeste con un movimento analogo a quello del Sole e raggiunge il meridiano locale attorno alle 6 del mattino (tempo solare vero), generando così un massimo giornaliero della frequenza osservata. Simmetricamente, il minimo si verifica attorno alle 18.
Fig. 5: Rappresentazione dell’apice del moto terrestre rispetto all’eclittica e alla posizione di un osservatore sulla Terra.
Nel corso dell’anno, l’apice percorre l’eclittica, oscillando in declinazione: raggiunge valori massimi in primavera e minimi in autunno. Proprio in primavera, quindi, l’apice si trova a quote elevate (70–80° sull’orizzonte) durante il suo transito meridiano mattutino.
Fig. 6: Andamento dell’altezza del radiante sopra l’orizzonte nel corso dell’anno.
Le antenne utilizzate nella rete CARMELO sono caratterizzate da una discreta direttività, ed essendo fisse hanno un guadagno massimo concentrato in una specifica porzione di cielo. In particolare, la zona in cui l’antenna ha più guadagno nel ricevere i segnali radio riflessi dalle meteore è generalmente su declinazioni comprese tra 30° e +40° rispetto all’orizzonte. Questo comporta il fatto che le antenne della rete hanno meno sensibilità per meteore che si verificano ad altezze molto elevate nel cielo. E di conseguenza, quando l’apice del moto terrestre culmina in cielo ad alte declinazioni (vedi fig.7), come in primavera ed alle ore 6, le meteore che arrivano da quella direzione vengono intercettate con meno efficacia, con una conseguente riduzione delle rilevazioni proprio nel momento in cui, secondo la geometria, ci si attenderebbe il massimo di attività.
L’effetto risulta più evidente in primavera per due motivi principali:
L’apice ha declinazioni più elevate.
Il contributo meteorico è dominato dalle sporadiche, che rendono più “pulito” l’andamento sinusoidale.
Fig. 7: Posizione dell’apice del moto terrestre in primavera e in autunno.
Marzo, come febbraio, è uno dei mesi meno attivi per quanto riguarda il passaggio di grossi sciami meteorici. In attesa del picco delle Liridi, previsto per la seconda metà di aprile, questo mese abbiamo concentrato la nostra attenzione su alcune considerazioni riguardanti il rumore radioelettrico.
I dati del mese di marzo
I grafici che seguono sono tratti da questa pagina: nelle ascisse è rappresentato il tempo, che è espresso in UT (Universal Time, Tempo Universale) oppure in longitudine solare (Solar Longitude) e le ordinate rappresentano il tasso orario (hourly rate), calcolato come il numero totale di eventi registrati dalla rete nell’ora diviso per il numero di ricevitori in funzione.
In fig.1, l’andamento dei segnali rilevati dai ricevitori per il mese di marzo.
Fig. 1: Andamento nel mese di marzo 2025.
Bollettino di Febbraio
Introduzione
Febbraio è uno dei mesi meno attivi dal punto di vista degli sciami meteorici. A differenza di gennaio, caratterizzato dal picco delle Quadrantidi, e di altri mesi con eventi più marcati, il periodo invernale centrale non presenta sciami di particolare rilievo. Tuttavia, l’osservazione radar permette di rilevare fenomeni altrimenti inosservabili, come i Daytime Showers, sciami meteorici il cui radiante è talmente vicino al Sole da non poter essere osservato con metodi ottici tradizionali. I dati raccolti dalla rete CARMELO nel mese di febbraio mostrano segnali compatibili con la presenza dello sciame delle χ-Capricornids (114 DXC).
I dati del mese di febbraio
I grafici che seguono sono tratti da questa pagina: nelle ascisse è rappresentato il tempo, che è espresso in UT (Universal Time, Tempo Universale) oppure in longitudine solare (Solar Longitude) e le ordinate rappresentano il tasso orario (hourly rate), calcolato come il numero totale di eventi registrati dalla rete nell’ora diviso per il numero di ricevitori in funzione.
In fig.1, l’andamento dei segnali rilevati dai ricevitori per il mese di febbraio.
Fig. 1: Andamento nel mese di febbraio 2025.
I Daytime Showers
I Daytime Showers sono sciami meteorici i cui radianti si trovano molto vicini alla posizione del Sole nel cielo, rendendoli impossibili da osservare con strumenti ottici. A differenza degli sciami notturni, che presentano radianti ben visibili sopra l’orizzonte nelle ore serali o notturne, i Daytime Showers possono essere rilevati quasi esclusivamente attraverso osservazioni radar (1, 2). I loro radianti si trovano tipicamente tra i 20° e i 30° a ovest del Sole e vengono identificati grazie alle tecniche di radio-forward scatter e radar.
L’assenza di osservazioni ottiche implica che le informazioni su questi sciami sono spesso limitate. Mentre gli sciami notturni più noti, come le Perseidi o le Geminidi, hanno tassi di attività ben documentati e parametri ben definiti, molti Daytime Showers restano ancora poco studiati. Alcuni di essi mostrano attività più elevate e sono stati rilevati anche da reti di video osservazioni, mentre altri hanno un’attività così debole da rendere difficile una loro caratterizzazione precisa.
Le osservazioni radar degli ultimi decenni hanno comunque permesso di mappare i principali sciami diurni e di riconoscerne l’attività in periodi specifici dell’anno. Tra i più noti (2) vi sono quello delle Arietids (171 ARI), attivo tra maggio e giugno (3), e quello delle Sextantids (221 DSX), attivo tra settembre e ottobre. Nel periodo invernale, invece, l’attività dei Daytime Showers è generalmente più bassa, con sciami minori che mostrano un’attività difficilmente distinguibile dal rumore di fondo.
L’analisi di questi sciami è però importante per comprendere meglio la distribuzione e le caratteristiche della popolazione di meteoroidi nel Sistema Solare. Sebbene la loro attività sia spesso inferiore rispetto agli sciami principali, il loro studio permette di affinare i modelli di flusso meteorico e migliorare la nostra comprensione della dinamica delle particelle interplanetarie.
Le χ-Capricornids (114 DXC)
Le χ-Capricornids (114 DXC) sono uno sciame meteorico diurno attivo tra il 29 gennaio e il 28 febbraio, con un massimo previsto intorno al 13 febbraio alla longitudine solare 324.5° (2). Questo sciame è stato individuato grazie a osservazioni radar, poiché la vicinanza del suo radiante al Sole ne impedisce la rilevazione ottica tradizionale. L’attività dello sciame è classificata come bassa, con una distribuzione di meteoroidi caratterizzata da masse ridotte e velocità relativamente basse.
Il radiante delle χ-Capricornids sorge intorno alle 6:30 e tramonta intorno alle 14:30 (ora locale in Italia), limitando così la finestra temporale utile per la loro osservazione radar. A causa della loro bassa attività, non si registrano aumenti significativi nell’intensità dei segnali radio né variazioni rilevanti nella durata degli echi rilevati. Tuttavia, le osservazioni condotte nel corso degli anni hanno mostrato che questo sciame è compatibile con i dati raccolti, suggerendo che una frazione delle meteore rilevate possa effettivamente appartenere alle χ-Capricornids.
Studi precedenti, tra cui quelli riportati da Jürgen Rendtel nel 2014 (2), indicano che la popolazione di meteoroidi appartenente alle χ-Capricornids potrebbe derivare da una sorgente progenitrice non ancora identificata con certezza. Il fatto che le meteore osservate abbiano una scarsa intensità e brevi echi radio suggerisce che i frammenti siano il risultato di un processo di erosione prolungato, piuttosto che di un evento di frammentazione recente.
I dati raccolti dalla rete CARMELO nel mese di febbraio mostrano segnali compatibili con la presenza del χ-Capricornids. Tuttavia, l’assenza di picchi significativi di intensità del segnale e di variazioni nella durata degli echi suggerisce che lo sciame, se effettivamente il segnale è presente, sia composto prevalentemente da meteoroidi di piccola massa e bassa velocità.
In fig.2, il rettangolo grigio evidenzia la finestra di visibilità del radiante sopra l’orizzonte in Italia.
Analizzando il tasso orario di eventi e la potenza massima del segnale (Max Power), si nota un’assenza di fluttuazioni marcate attorno al massimo atteso. Questo comportamento conferma la bassa attività dello sciame, ma la compatibilità dei dati con le previsioni suggerisce comunque che una parte delle meteore rilevate possa effettivamente appartenere al χ-Capricornids.
Fig. 2: Compatibilità delle osservazioni CARMELO con la presenza dello sciame delle χ-Capricornids.
Il Bollettino di Gennaio
Introduzione
Il mese di gennaio si apre con il picco delle Quadrantidi, che è lo sciame principale e dominante di tutto il mese, per il resto interessato solo dal passaggio di piogge minori. Il picco delle Quadrantidi si è verificato il 3 gennaio.
I dati del mese di gennaio
I grafici che seguono sono tratti da questa pagina: nelle ascisse è rappresentato il tempo, che è espresso in UT (Universal Time, Tempo Universale) oppure in longitudine solare (Solar Longitude) e le ordinate rappresentano il tasso orario (hourly rate), calcolato come il numero totale di eventi registrati dalla rete nell’ora diviso per il numero di ricevitori in funzione.
In fig.1, l’andamento dei segnali rilevati dai ricevitori per il mese di gennaio.
Fig. 1: Andamento nel mese di gennaio 2025.
Le Quadrantidi
Tra le piogge meteoriche annuali, le Quadrantidi di gennaio si distinguono solitamente per la loro intensità, raggiungendo picchi di attività compresi tra 60 e 200 meteore all’ora. Nonostante ciò, rimangono meno conosciute rispetto ad altri sciami più celebri, come le Perseidi o le Geminidi. La loro minore notorietà è dovuta anche al brevissimo picco di attività, che dura circa 24 ore.
Il radiante delle Quadrantidi si trova nella costellazione di Boote, in una posizione piuttosto bassa nel cielo settentrionale, tra la testa del Dragone e il timone del Grande Carro. Il nome deriva da Quadrans Muralis, un’antica costellazione creata nel 1795 dall’astronomo francese Jérôme Lalande che includeva parti del Boote e del Dragone, e che non rientra nella lista delle 88 costellazioni stilata dall’Unione Astronomica Internazionale (IAU) nel 1922 e pubblicata nel 1930 (1).
L’origine di questo sciame resta un argomento dibattuto. Nel 2003, a seguito di una campagna osservativa sui corpi minori del Sistema Solare, l’astronomo Peter Jenniskens trovò un possibile corpo progenitore delle Quadrantidi nell’asteroide Near Earth (196256) 2003 EH1, un’ipotesi che le renderebbe uno dei pochi sciami meteorici derivanti da un asteroide e non da una cometa, analogamente alle Geminidi di dicembre (2). Da allora, 2003 E1 è considerato il corpo progenitore più probabile delle Quadrantidi. Esso potrebbe essere a sua volta un frammento della cometa C/1490 Y1 , che è stata osservata da astronomi cinesi, giapponesi e coreani poco più di 500 anni fa, nel 1490 (3).
Quest’anno, il picco massimo delle Quadrantidi era previsto il 3 gennaio alla longitudine solare 283.2°, corrispondente alle 17 UT. A quell’ora tuttavia il radiante dello sciame si trovava troppo basso sull’orizzonte per un corretto rilevamento. La rete CARMELO ha rilevato la massima attività alle 3 UT del 3 gennaio alla longitudine solare 286.6°, quando il tasso orario è stato di 224, e il radiante delle Quadrantidi era alto in cielo a Nord-Est (fig.2, con evidenziate con i tratti neri in basso le ore del giorno in cui il radiante si trovava sufficientemente in alto sopra l’orizzonte per l’osservazione).
Fig. 2: Picco di massima attività dello sciame delle Quadrantidi il 3 gennaio rilevato alla longitudine solare 282.6°, e picco atteso a 283.2° quando il radiante era troppo basso sull’orizzonte.
La composizione delle Quadrantidi
Il grafico che segue in fig.3 è un confronto tra il tasso orario e la durata media degli echi meteorici nei giorni intorno al picco di attività delle Quadrantidi.
Si noti come i tre picchi del 3 e 4 gennaio nei due grafici siano molto diversi: il picco centrale, intorno alla longitudine solare 283° corrispondente alle ore 13 UT del 3 gennaio, ha echi molto più lunghi; la durata media raggiunge anche il mezzo secondo.
Fig. 3: Confronto tra il tasso orario e la durata media degli echi meteorici tra l’1 e il 6 gennaio.
Questa osservazione ci dice molto sulla composizione di questo sciame. Infatti, la durata di un’eco radio dipende dal tempo impiegato dalla meteora a dissolversi: quanto maggiore è il numero degli atomi ionizzati (ioni ed elettroni liberi), tanto più tempo dura il processo di deionizzazione. Il numero degli atomi ionizzati, o densità del plasma, è proporzionale all’energia cinetica dei corpi impattanti contro le prime molecole della ionosfera: più lo scontro è energetico, più atomi si disintegrano, e quindi più la radiometeora è densa.
Noi sappiamo che l’energia cinetica è data da: E = mv*v/2
e sappiamo che tutte le meteore appartenenti a uno stesso sciame viaggiano tutte alla stessa velocità v. Se ne deduce quindi che l’unico parametro che varia è m, cioè la massa.
Il grafico mostra quindi che lo sciame delle Quadrantidi può essere descritto come un cilindro avente all’esterno un “guscio” di meteore più piccole, e all’interno un filamento di meteore più grosse. Questa caratteristica è tipica degli sciami relativamente giovani (in tempi astronomici, ovviamente). Col trascorrere del tempo, infatti, questa composizione tende a cambiare, sia per l’effetto delle interazioni gravitazionali con i pianeti maggiori del Sistema Solare, sia per la pressione della radiazione solare che tende a spostare le particelle più massicce verso l’esterno dello sciame, generando quindi una conformazione non più simmetrica.
Da notare come nel grafico in basso in fig.3, il picco di aumento di densità verso la longitudine solare 284° (tra il 4 e il 5 gennaio) non sia un falso positivo, o un errore del sistema. Era presente anche al passaggio delle Quadrantidi nel gennaio 2023 e rilevato da CARMELO (4).
La strumentazione
La rete CARMELO è costituita da ricevitori radio SDR. In essi un microprocessore (Raspberry) svolge simultaneamente tre funzioni:
1) Pilotando un dongle, sintonizza la frequenza su cui trasmette il trasmettitore e si sintonizza come una radio, campiona il segnale radioelettrico e tramite la FFT (Fast Fourier Trasform) misura frequenza e potenza ricevuta.
2) Analizzando il dato ricevuto per ogni pacchetto, individua gli echi meteorici e scarta falsi positivi e interferenze.
3) Compila un file contenente il log dell’evento e lo spedisce ad un server.
I dati sono tutti generati da un medesimo standard, e sono pertanto omogenei e confrontabili. Un singolo ricevitore può essere assemblato con pochi dispositivi il cui costo attuale complessivo è di circa 210 euro.
Per partecipare alla rete leggi le istruzioni a questa pagina.
La rete CARMELO
La rete è attualmente composta da 14 ricevitori di cui 13 funzionanti, dislocati in Italia, Regno Unito, Croazia e USA. I ricevitori europei sono sintonizzati sulla frequenza della stazione radar Graves in Francia, pari a 143.050 MHz. Partecipano alla rete:
• Lorenzo Barbieri, Budrio (BO) ITA
• Associazione Astrofili Bolognesi, Bologna ITA
• Associazione Astrofili Bolognesi, Medelana (BO) ITA
• Paolo Fontana, Castenaso (BO) ITA
• Paolo Fontana, Belluno (BL) ITA
• Associazione Astrofili Pisani, Orciatico (PI) ITA
• Gruppo Astrofili Persicetani, San Giovanni in Persiceto (BO) ITA
• Roberto Nesci, Foligno (PG) ITA
• MarSEC, Marana di Crespadoro (VI) ITA
• Gruppo Astrofili Vicentini, Arcugnano (VI) ITA
• Associazione Ravennate Astrofili Rheyta, Ravenna (RA) ITA
• Akademsko Astronomsko Društvo, Rijeka CRO
• Mike German a Hayfield, Derbyshire UK
• Mike Otte, Pearl City, Illinois USA
• Yuri Malagutti, Comano (TI) CH
L’auspicio degli autori è che la rete possa espandersi sia quantitativamente che geograficamente, permettendo così la produzione di dati di miglior qualità.
Per rispondere alle numerose richieste di un servizio di consegna più affidabile e rapido rispetto a quello postale tradizionale, Coelum introduce la spedizione tramite corriere espresso InPost, con consegna presso il locker più vicino, selezionabile attraverso l’apposita mappa.
Questa nuova modalità rappresenta un significativo salto di qualità nella gestione delle spedizioni, garantendo tempi più brevi, maggiore tracciabilità e maggiore flessibilità per i lettori, in particolare per chi ha difficoltà a ricevere pacchi durante l’orario di lavoro. Il sistema dei locker consente infatti di organizzare il ritiro in piena autonomia, secondo le proprie esigenze.
Negli ultimi anni, grazie alle agevolazioni riservate ai piccoli editori, Coelum ha potuto assorbire interamente i costi delle spedizioni postali, offrendo di fatto un servizio gratuito ai propri abbonati. Questo è avvenuto nonostante l’assenza di aumenti sugli abbonamenti e l’incremento dei costi editoriali, legato al cambio di formato e all’ampliamento dei contenuti.
Con un prezzo di copertina di 14,90 euro bimestrali, Coelum ha continuato, nel corso dei decenni, ad aumentare la quantità e la qualità dei contenuti, mantenendo un costo mensile medio pari a circa 7,95 euro, significativamente inferiore a quello delle altre riviste di divulgazione scientifica attualmente in distribuzione.
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Figura 5 - Suevite a contatto con brecce colorate (Bunte Breccia) nella cava di Aumühle, vicino a Oettinge.
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Figura 3 - Setup Ultra Fast a quattro reflex completo di cavi di alimentazione corpi macchina e fasce anticondensa.
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Nell'immagine il modello Airbus Jet Blue 1230 individuato come coinvolto nell'allarme.
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Con l’inizio del 2026 prende avvio anche il nuovo “anno” di Coelum, che come i lettori più affezionati sanno comincia tradizionalmente con il numero di febbraio/marzo. Ci eravamo lasciati con un ampio approfondimento dedicato al progetto Lunar Gravitational Wave Antenna, una missione ambiziosa che colpisce soprattutto per la chiarezza e la linearità dell’impostazione: soluzioni essenziali che, come spesso accade, si rivelano anche particolarmente efficaci. Il contributo italiano è rilevante e Coelum continuerà a seguire da vicino l’evoluzione del progetto nei prossimi mesi. A proposito di aggiornamenti proprio mentre leggerete queste righe, nei primi giorni di febbraio, a Reggio Emilia si svolge il congresso annuale di Geologia Planetaria: un appuntamento fondamentale per fare il punto sulle ricerche in corso e intercettare nuove linee di studio. Anche quest’anno ne trarremo spunto per selezionare i lavori più significativi e raccontarli attraverso la voce diretta dei protagonisti.
Il contributo più prezioso di questo numero è il grande lavoro di ricostruzione storica e scientifica dedicato alla supernova SN1987A, firmato da Fabio Briganti e Riccardo Mancini. Un’indagine accurata sulle fonti che si arricchisce dell’intervista a Ian Shelton, uno dei protagonisti della scoperta, e di immagini inedite, in esclusiva per Coelum, da lui stesso realizzate nei giorni cruciali del 1987. Ne emerge un racconto coinvolgente, attraversato dall’entusiasmo e dalla consapevolezza di aver assistito a un evento irripetibile. In questo numero la sezione dedicata ai grandi telescopi è volutamente più contenuta: nuovi contributi sui grandi osservatori in costruzione stanno arrivando, ma per questa uscita abbiamo scelto di lasciare più spazio ad altre aree, in particolare a “Esplorazione” e “Astrofotografia e Tecnica”. La prima si arricchisce dell’intervista a Simonetta Di Pippo, referente nazionale per la Space Economy. A cura di Frida Paolella, l’intervista restituisce una visione concreta e positiva del futuro del settore, fondata su cooperazione internazionale e sviluppo tecnologico, un punto di vista che merita attenzione. La sezione Astrofotografia ospita come di consueto i lavori dello ShaRA Team, ma con una novità: accanto alle immagini trovano spazio le testimonianze dirette degli autori, una sorta di guida passo passo ai processi di elaborazione, utile per comprendere le differenze tra i risultati. Scrivono per Coelum anche gli amici di AstroBoh!, protagonisti di una scoperta inattesa grazie a uno sguardo attento e allenato. I consigli e suggerimenti tecnici sono affidati a Massimo D’Apice, che presenta una nuova soluzione per l’uso dei filtri nella lotta alla dispersione atmosferica. Ma nel numero 278 la sezione Astrofotografia segna anche il ritorno di una vecchia e graditissima conoscenza: Stefano Tognaccini, che propone l’ultima delle sue idee geniali. Una configurazione Ultra Fast, pensata per essere operativi in pochi minuti, riducendo al minimo la complessità tecnica senza rinunciare alla qualità del risultato. Un approccio che lascia più tempo all’osservazione e al piacere di vivere il cielo, prima ancora che di fotografarlo. Si conclude in questo numero “Le mie 200 comete” di Claudio Pra, un percorso durato cinque puntate e decenni di osservazioni. Non tutte le comete hanno trovato spazio nelle singole uscite: una scelta necessaria, anche se non facile. Stiamo però già lavorando a nuove modalità per dare visibilità all’intero catalogo osservativo. Ampio spazio, come sempre, è riservato a “Cielo e Cultura”, la sezione più ricca della rivista e forse quella che meglio rappresenta la missione di Coelum come progetto di divulgazione culturale. Oltre all’articolo dedicato alla SN1987A, troverete contributi esclusivi, tra cui l’intervista a John C. Mather, Premio Nobel per la Fisica, che racconta i nuovi progetti osservativi a cui sta collaborando, offrendo uno sguardo sugli investimenti scientifici dei prossimi anni. Per la prima volta scrive su Coelum Leandro Saracino, che ripercorre la storia delle ricerche sugli impatti lunari. Non manca uno spazio più ludico e creativo: con i LEGO, Lorenzo Montanari realizza strumenti per la divulgazione che coinvolgono bambine e bambini senza sosta. Fotografare il cielo resta un’emozione unica. Ma secondo noi di Coelum la tecnica, per quanto raffinata, e il risultato finale dovrebbero sempre trovare il giusto equilibrio con il tempo necessario per fermarsi, alzare lo sguardo e godere delle meraviglie del cielo. Meno competizione, meno ansia da prestazione, più ascolto e consapevolezza: un approccio forse più lento, ma certamente più umano, capace di restituire all’astronomia amatoriale il suo valore più profondo. Il resto lo lasciamo scoprire a voi. Buona lettura.
Il cielo non cambia. Cambiamo noi, per raccontarlo meglio.
La ricerca di mondi potenzialmente abitabili oltre il nostro sistema solare compie un passo significativo con il lancio del telescopio spaziale Pandora. Questa missione innovativa, guidata dalla NASA, è pensata per studiare in dettaglio le atmosfere degli esopianeti e capire meglio quali condizioni potrebbero rendere un pianeta ospitale per la vita. Pandora è un SmallSat, ovvero un satellite di piccole dimensioni ma con un obiettivo scientifico molto ambizioso: osservare i transiti di pianeti extrasolari davanti alle loro stelle e, da questi eventi, decodificare la composizione delle loro atmosfere. Durante un transito, parte della luce stellare filtra attraverso l’atmosfera del pianeta, e l’analisi di questa luce può rivelare la presenza di gas come vapore acqueo, metano, anidride carbonica o ossigeno, molecole di grande interesse per gli astrobiologi. Tuttavia, uno dei problemi principali nella ricerca delle atmosfere dei pianeti è la variabilità delle stelle. Macchie stellari, facole e attività magnetica possono confondere le osservazioni, mascherando o simulando segnali atmosferici.
Rappresentazione artistica della missione Pandora, qui senza la copertura termica che proteggerà la sonda, mentre osserva una stella e il suo esopianeta in transito. Crediti immagine: Goddard Space Flight Center/Conceptual Image Lab della NASA.
Pandora è progettato per monitorare simultaneamente la stella e il suo pianeta, separando i segnali luminosi per ottenere letture più affidabili. Pandora non vuole rispondere direttamente alla domanda “c’è vita su altri pianeti?”, ma è un passo cruciale per capire dove e come cercarla. Le informazioni che fornirà contribuiranno a una migliore comprensione di quali atmosfere planetarie sono compatibili con condizioni di abitabilità, di come l’attività stellare influisce sui segnali atmosferici; quali pianeti meritano studi più approfonditi con telescopi di nuova generazione. Il telescopio Pandora rappresenta una nuova frontiera nella caratterizzazione degli esopianeti: piccolo nel formato ma grande nel potenziale scientifico.
Integrando osservazioni multi-banda e strategie di analisi innovative, Pandora aiuta la comunità scientifica a decodificare l’universo dei pianeti extrasolari e a tracciare un percorso sempre più chiaro nella ricerca di mondi che potrebbero, un giorno, rivelarsi abitabili.
Esiste già una solida base di studi e paper scientifici che ndefiniscono obiettivi e metodologia di osservazione di Pandora. Un importante contributo scientifico è il paper “The Pandora SmallSat: Multiwavelength Characterization of Exoplanets and their Host Stars”, disponibile su arXiv e scritto da un team internazionale che include Elisa V. Quintana, Knicole D. Colón, Thomas Barclay e altri ricercatori. Questo lavoro descrive in dettaglio come Pandora sarà in grado di distinguerе il segnale della stella da quello del pianeta grazie a osservazioni multi-banda nel visibile e nel vicino infrarosso.https://arxiv.org/abs/2108.06438
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Nella rubrica del mese scorso avevamo lanciato un appello ai lettori per controllare se ne propri archivi fosse presente un’immagine della galassia NGC3556 più conosciuta come Messier 108 nel periodo dal 20 novembre al 20 dicembre 2025. Un’eventuale immagine di questa galassia, in questo periodo e se abbastanza profonda come magnitudine limite, poteva contenere un’importante prediscovery della supernova SN2025ahqr. Anche gli osservatori dell’ISSP hanno effettuato questo controllo e con un certo rammarico è stata infatti trovata un’immagine del 29 novembre realizzata dall’Osservatorio di Monte Agliale con la supernova ben visibile, anche un po’ debole a mag.+18,5. Il programma automatico di controllo immagini utilizzato dagli amici di Lucca non aveva disponibile un’immagine di confronto adeguata e pertanto aveva scartato la preziosa immagine. Chi ha letto la rubrica dello scorso mese ricorderà che questa supernova era stata scoperta dal programma professionale americano di ricerca supernovae denominato Zwicky Transient Facility (ZTF) su un’immagine il 23 novembre con la supernova molto debole a mag.+20, ma stranamente la comunicazione fu inserita nel TNS quasi un mese dopo e precisamente il 20 dicembre. Se ZTF avesse operato in maniera normale avrebbe inserito la scoperta nel TNS il 23 novembre o al più tardi il 24 novembre e l’immagine di Monte Agliale sarebbe arrivata in ogni caso in ritardo di sei giorni, ma poiché per un motivo, che ancora oggi non ci sappiamo spiegare, la comunicazione era stata effettuata solo il 20 dicembre, l’Osservatorio di Monte Agliale aveva avuto la possibilità (servita su un piatto d’argento dal ritardo di comunicazione di ZTF) per scoprire una supernova addirittura in una galassia Messier. Sarebbe stata per la precisione l’undicesima supernova italiana di tutti i tempi scoperta in una galassia del catalogo di Messier. È inutile piangere sul latte versato, ma resta la consolazione che questa immagine è comunque molto utile per affinare i modelli evolutivi delle rare supernovae di tipo Iax e dimostra che le strategie di ricerca portate avanti dagli osservatori dell’ISSP sono adeguate e con un pizzico di fortuna in più, porteranno presto alla tanto sospirata scoperta.
Immagine di prediscovery della SN2025ahqr in M108 ottenuta dal team dell’Osservatorio di Monte Agliale con il telescopio Newton da 51cm F.4,5 esposizione di 30 secondi.
Veniamo al nuovo anno e la prima scoperta amatoriale del 2026 è stata messa a segno dal gruppo cinese di ricerca supernovae denominato XOSS che è stato anche il più prolifico in fatto di scoperte nel 2025. In realtà questi incredibili cinesi hanno realizzato in gennaio già tre scoperte, ma soffermeremo la nostra attenzione sulla prima che si è rivelata anche la più interessante. Nella notte dell’8 gennaio i bravi astrofili cinesi hanno individuato una debole nuova stella di mag.+18,1 nella piccola galassia a spirale UGC3028 posta nella costellazione del Perseo a circa 240 milioni di anni luce di distanza, non lontana (circa 5°) dalla famosa Nebulosa California. I primi a riprendere lo spettro conferma sono stati gli astronomi cinesi del Yunnan Observatory con il Lijiang Telescope da 2,4 metri. La SN2026gm, questa la sigla definitiva assegnata, è una giovane supernova di Tipo Ia scoperta pochi giorni dopo l’esplosione. Nei giorni seguenti la scoperta, la luminosità del transiente dovrebbe essere aumentata fino a superare la mag.+16 intorno al 20-25 gennaio. Si tratta pertanto di un facile oggetto, visto anche la posizione periferica rispetto al centro della galassia, ma attenzione alla stella di mag.+6,2 posta a soli 5’ a Nord della galassia che potrebbe disturbare le riprese.
Immagine della SN2026gm in UGC3028 realizzata dall’astrofilo spagnolo Carlos Segarra con un telescopio da 200mm F.4 somma di 25 immagini da 180 secondi.
Sempre dalla Cina è arrivata la seconda scoperta amatoriale del 2026. A realizzarla sono stati gli astrofili cinesi del Sumdo Observatory, che come avevamo visto nella precedente rubrica si sono classificati al secondo posto nel 2025 in fatto di scoperte amatoriali di supernovae. Nella notte del 10 gennaio Ziyang Mai e Bozhang Shi hanno individuato una debole stella nuova di mag.+17,94 nei pressi della piccola galassia LEDA2320905 posta nella costellazione del Bootes alla notevole distanza di circa 900 milioni di anni luce. Nei giorni seguenti la scoperta la luminosità del debole oggetto è rimasta pressoché costante, per poi calare leggermente. Ad oggi nessun osservatorio professionale ha ripreso lo spettro di conferma e pertanto al transiente è stata assegnata la sigla provvisoria AT2026no. Vista l’enorme distanza della galassia, che ha un modulo di distanza di circa 37 e poiché le supernovae di tipo Ia raggiungono il massimo di luminosità alla magnitudine assoluta di -19 proviamo a sbilanciarci in una previsione sulla classificazione: 37-19=18 quindi possiamo ipotizzare che i bravi astrofili cinesi hanno individuato una supernova di tipo Ia proprio intorno al massimo di luminosità.
Immagine della AT2026no in LEDA2320905 realizzata dall’astrofilo spagnolo Carlos Segarra con un telescopio da 200mm F.4 somma di 20 immagini da 180 secondi.
Passiamo adesso alla supernova più luminosa di questo inizio 2026. Stiamo parlando della SN2026acd scoperta il 14 gennaio dal programma professionale americano di ricerca supernovae e pianetini denominato ATLAS Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System nella galassia ellittica NGC4168, posta nella costellazione della Vergine a circa 100 milioni di anni luce di distanza. Fu scoperta da Willian Herschel l’8 aprile 1784 ed è considerata una galassia Seyfert cioè con un nucleo attivo, caratterizzato dalla presenza di un massiccio buco nero al suo interno. NGC4168 è accompagnata in cielo dalla galassia a spirale NGC4165 posta a circa 190 milioni di anni luce di distanza e dalla più piccola, perché lontana, galassia ellittica NGC4164 posta a circa 800 milioni di anni luce di distanza.
Queste tre galassie formano un triangolo quasi perfetto e l’attuale supernova è posizionata proprio al centro di questo ipotetico triangolo. La supernova sembra perciò contesa dalle tre galassie, ma vista la sua notevole luminosità è chiaramente ospitata dalla galassia più vicina delle tre, appunto NGC4168. Al momento della scoperta il nuovo transiente mostrava una luminosità pari alla mag.+18,88 ma nei giorni seguenti è aumentata progressivamente fino a raggiungere il suo massimo alla notevole mag.+13,5 a fine gennaio. I primi a riprendere lo spettro di conferma sono stati gli astronomi del Gemini Observatory in Cile, nella notte del 15 gennaio, utilizzando il grande telescopio Gemini South da 8,1 matri. La SN2026acd è una giovane supernova di tipo Ia scoperta circa due settimane prima del massimo di luminosità.
Immagine della SN2026acd in NGC4168 realizzata da Riccardo Mancini con un telescopio Newton da 250mm F.5 esposizione di 35 minuti.
Immagine della SN2026acd in NGC4168 realizzata dall’astrofilo spagnolo Carlos Segarra con un telescopio da 200mm F.4 somma di 30 immagini da 120 secondi.
Chiudiamo la rubrica di questo mese con una bella notizia targata ISSP appena arrivata. Nella notte del 26 gennaio il team dell’Osservatorio di Monte Baldo composto da Flavio Castellani, Raffaele Belligoli e Vittorio Andreoli hanno individuato la loro prima Nova Extragalattica del 2026, immortalando una debole stellina di mag.+19,3 nella bella galassia a spirale Messier 81. Al momento in cui scriviamo, non abbiamo dati riguardo ad ulteriori osservazioni di follow-up, né di un eventuale spettro di conferma, non facile vista la debolezza del nuovo transiente. Al nuovo transiente è stata pertanto assegnata la sigla provvisoria AT2026blf.
Immagine di scoperta della AT2026blf in M81 realizzata dal team dell’Osservatorio di Monte Baldo con un telescopio Dall-Kirkham da 400mm F.7 somma di 15 immagini da 180 secondi.
Leggi le altre puntate dedicate alle Supernovae qui
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Davida fu scoperto da Raymond Smith Dugan il 30 maggio 1903 dall’osservatorio di Heidelberg, in Germania. Il nome è un omaggio a David Peck Todd, astronomo e professore all’Amherst College, di cui lo scopritore era stato allievo. L’uso del genere femminile fu imposto dalla ferrea consuetudine del tempo di assegnare ai pianetini nomi di donna, e per questo, Dugan fu costretto a declinare in tal modo il nome del suo mentore. Davida percorre un’orbita nella fascia principale esterna con semiasse maggiore di 3,16 Unità Astronomiche, eccentricità di 0,19 e una ragguardevole inclinazione di 15,9 gradi, completando una rivoluzione intorno al Sole in 5,6 anni.
Con un diametro medio stimato intorno ai 290 km, Davida è uno dei più grandi asteroidi della fascia principale, tra il quinto e il settimo per dimensioni. È classificato come asteroide di tipo C, caratterizzato da una superficie scura composta da materiali carbonacei primitivi. Questa composizione comporta un’albedo molto bassa, che lo rende meno luminoso rispetto ad altri asteroidi di dimensioni simili, ma che presentano una natura rocciosa o metallica.
Dal punto di vista fotometrico, l’analisi delle curve di luce ha permesso di determinare con precisione il periodo di rotazione in 5,13 ore. Le immagini prese dai grandi telescopi a terra descrivono un corpo dalla forma irregolare, con una superficie segnata da grandi crateri da impatto.
Come e quando osservarlo
Davida sarà in opposizione il 23 Febbraio, momento nel quale raggiungerà la magnitudine 10,6. Il suo moto sarà di 0,55 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 Davida trasformarsi in una bella striscia luminosa di 22 secondi d’arco.
(11) Parthenope
Parthenope fu scoperto da Annibale de Gasparis l’11 maggio 1850 all’Osservatorio di Capodimonte a Napoli. Il nome è dedicato alla sirena Partenope, figura mitologica strettamente legata alla fondazione della città partenopea, di cui è simbolo ed eponimo. Percorre un’orbita nella fascia principale interna con semiasse maggiore di 2,45 Unità Astronomiche, eccentricità di 0,10 e inclinazione di 4,6 gradi, completando una rivoluzione intorno al Sole in 3,84 anni.
Parthenope è un grande asteroide con un diametro medio di circa 150 km. Appartiene al tipo S, il che indica una composizione prevalentemente rocciosa e una superficie dotata di un albedo moderatamente alta, tipico dei corpi della fascia interna, a differenza degli asteroidi più scuri e carbonacei diffusi nella fascia esterna.
Dal punto di vista fotometrico, l’analisi delle curve di luce ha permesso di determinare un periodo di rotazione di 13,72 ore, con delle variazioni che suggeriscono una forma piuttosto irregolare.
Come e quando osservarlo
Parthenope sarà in opposizione il 25 febbraio, momento nel quale raggiungerà la magnitudine 10,2. Il suo moto sarà di 0,63 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 Parthenope trasformarsi in una bella striscia luminosa di 25 secondi d’arco.
(07) Iris
Iris fu scoperto da John Russell Hind il 13 agosto 1847 dall’Osservatorio di George Bishop a Londra (Regent’s Park). Il nome deriva da Iris, la dea greca dell’arcobaleno e messaggera degli dèi, incaricata di portare agli uomini gli ordini di Zeus e di Era. Iris fu il primo asteroide scoperto da Hind e il settimo in assoluto ad essere individuato. Percorre un’orbita nella fascia principale interna con semiasse maggiore di 2,38 Unità Astronomiche, eccentricità di 0,23 e inclinazione di 3,51 gradi, completando una rivoluzione intorno al Sole in 3,69 anni.
Iris è uno dei più grandi asteroidi di tipo S della fascia principale, con un diametro medio stimato di circa 200 km. La sua superficie è composta da roccia mista a metalli e presenta un’albedo molto elevata, che lo rende un oggetto eccezionalmente brillante anche in strumenti di piccolo diametro. Questa alta riflettività, unita alla vicinanza al Sole durante il perielio, fa sì che Iris possa diventare talvolta più luminoso persino di corpi assai più grandi come Vesta o Pallas.
Dal punto di vista fotometrico, l’analisi delle curve di luce indica un periodo di rotazione di 7,14 ore. Le osservazioni da terra hanno rivelato una forma piuttosto schiacciata, segnata da una grande depressione, forse generata a seguito di un impatto. E’ interessante notare come lo spettro di Iris coincida con quello di uno specifico tipo di meteoriti, le condriti ordinarie di tipo L. Questa speciale similitudine suggerisce che Iris possa essere il corpo progenitore di questa classe di meteoriti, frammenti espulsi proprio da quell’antico evento collisionale, poi caduti sulla Terra.
Come e quando osservarlo
Iris sarà in opposizione il 27 febbraio, momento nel quale raggiungerà la magnitudine 8,9. Il suo moto sarà di 0,66 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 Iris trasformarsi in una bella striscia luminosa di 26 secondi d’arco.
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Reggio Emilia dal 2 al 6 Febbraio 2026 nell’aula magna “Manodori” dell’Università degli studi di Modena e Reggio Emilia
La “Società Italiana di Scienze Planetarie – Angioletta Coradini” (SISP-AC) è lieta di annunciare che sta organizzando la XXI edizione del Congresso Nazionale di Scienze Planetarie. Il Congresso si svolgerà a Reggio Emilia dal 2 al 6 Febbraio 2026 nell’aula magna “Manodori” dell’Università degli studi di Modena e Reggio Emilia (UNIMORE). L’organizzazione dell’evento si avvale della collaborazione dell’Istituto Nazionale di Astrofisica e del Dipartimento di Scienze e Metodi dell’Ingegneria di UNIMORE.
Il Congresso Nazionale di Scienze Planetarie è un appuntamento che, ormai da più di vent’anni, riunisce la comunità scientifica e tecnologica nazionale, impegnata in attività osservative da Terra, nella partecipazione a missioni spaziali, nelle attività di laboratorio e nella modellistica teorica.
La comunità italiana ha avuto da sempre un ruolo di protagonista nell’ambito dei grandi progetti di esplorazione del Sistema Solare, quali Cassini, Rosetta, Juice, BepiColombo. La stessa comunità è ancora oggi coinvolta nelle sfide presenti e future delle Scienze Planetarie, quali l’esplorazione della Luna, di Marte e di Mercurio, la difesa del nostro pianeta dal rischio asteroidale, lo studio dei sistemi extrasolari e la ricerca astrobiologica.
L’obiettivo del Congresso è quello di proporre annualmente un aggiornamento sullo stato della ricerca planetologica italiana e di facilitare e stimolare la comunicazione e le collaborazioni tra i ricercatori, gli enti finanziatori e l’industria.
Di particolare rilevanza è l’impegno della SISP-AC nello stimolare la partecipazione al Congresso dei giovani ricercatori (laureandi, dottorandi, postdoc, ecc.), i quali rappresentano la miglior garanzia per lo sviluppo futuro delle Scienze Planetarie. A questo scopo, oramai da diversi anni, la SISP-AC mette a disposizione un budget sostanzioso per l’emissione di grants dedicati a giovani ricercatori, che possono quindi partecipare ai lavori del Congresso senza pagare la quota di iscrizione.
Le tematiche generali del Congresso sono le più ampie possibili, allo scopo di accogliere e dare spazio alla multiforme ricchezza delle attività e degli obiettivi della comunità scientifica di riferimento:
Pianeti e Satelliti– Analisi dati, Analisi di Superfici, Atmosfere, Esosfere, Magnetosfere, Modellistica.
Piccoli Corpi– Comete e Asteroidi.
Dinamica dei corpi celesti naturali ed artificiali.
Meteore, Meteoriti e Polvere interplanetaria.
Planetologia sperimentale e di laboratorio– Strumentazione e Simulazioni.
Astrobiologia e Astrochimica.
Pianeti e Sistemi planetari extrasolari– Esopianeti, Esocomete, Dischi di accrescimento, Modelli di origine ed evoluzione di sistemi planetari.
Sviluppo di strumentazione (da spazio o da Terra) e Software.
Divulgazione, Didattica e Comunicazione.
Alle tematiche generali si aggiungono le sessioni Focus, volte ad approfondire tematiche specifiche, ad affrontare in modo innovativo temi trasversali, o a mettere in evidenza temi scientifici legati a nuove progettualità.
I Focus selezionati per il XXI Congresso sono:
Water in the inner Solar System: seasonal and climatic processes.
The meteorites and impactites collections in Italy.
Atmospheric observation and spectral modeling in Planetary Science.
Volatile and refractory material emissions in planetary environments: a modeling perspective.
Planetary Systems. Formation and evolution of debris disks along with planets.
Advanced image processing and Artificial Intelligence/Machine Learning (AI/ML) for planetary exploration.
From orbital data to scalable landing-site frameworks: integrating automated mapping, AI feature extraction, and community standards.
Beyond the visible: uncovering interior composition and processes through tectonic and geodynamic lenses.
Da gennaio 2026 il programma del Congresso e gli abstracts saranno disponibili sul sito della SISP-AC ; successivi approfondimenti sui contenuti del Congresso saranno pubblicati sulla rivista COELUM nel corso del 2026.
Per ulteriori informazioni sul Congresso si consiglia di fare riferimento alla pagina web dedicata.
di Rocco Lico – Istituto di Radioastronomia (IRA-INAF)
Ma perché i buchi neri ci affascinano e incuriosiscono così tanto? I buchi neri sono oggetti così incredibilmente massivi da deformare lo spazio-tempo in modo estremo; per questo sono metaforicamente descritti come “buchi”. La loro forza gravitazionale è talmente intensa che persino la luce non può sfuggire dalle loro profondità, da qui il nome di “neri”. Il confine oltre il quale nessuna informazione può più raggiungere un osservatore esterno è chiamato orizzonte degli eventi. Una soglia che segna il punto di non ritorno dell’universo visibile. Come si potrebbe non rimanerne affascinati? Non tutti i buchi neri sono uguali però. Alcuni hanno masse enormi e crescono nel cuore delle galassie, divorando gas e stelle per miliardi di anni. Questi colossi cosmici, con masse milioni o miliardi di volte superiori a quella del Sole, sono chiamati buchi neri supermassicci (SMBH, dall’inglese supermassive black holes). Tutte le galassie massicce, compresa la nostra, ne ospitano uno al loro centro. E questi SMBH non sono solo spettatori: influenzano la formazione delle stelle, la distribuzione del gas e perfino l’evoluzione dell’intera galassia.
La nostra stessa galassia, la Via Lattea, custodisce un SMBH nel suo cuore oscuro a circa 27.000 anni luce da noi, in direzione della costellazione del Sagittario. Il suo nome è Sagittarius A* (SgrA*) e ha una massa di circa 4,3 milioni di Soli. La sua esistenza è stata inizialmente dedotta in modo indiretto, grazie agli effetti gravitazionali che produce sulle stelle circostanti. Le misure precise della posizione e della velocità di diverse stelle su orbite prossime al centro galattico possono infatti essere spiegate solo assumendo la presenza di un SMBH. Nel 2022, è arrivata la prima prova diretta dell’esistenza di SgrA* con la prima immagine su scala dell’orizzonte degli eventi realizzata dalla collaborazione internazionale Event Horizon Telescope (EHT). Questo risultato ha richiesto l’utilizzo di una rete di radiotelescopi sparsi in tutto il mondo – dalle Ande cilene alle Hawaii, fino all’Antartide – che attraverso la cosiddetta tecnica dell’interferometria su lunghissima base (VLBI, dall’inglese Very Long Baseline Interferometry) ha consentito di simulare un telescopio virtuale grande quanto la Terra. Ho avuto il privilegio di partecipare in prima persona a questo progetto e a tutte le fasi di ricostruzione dell’immagine: è stato uno dei viaggi più affascinanti all’interno delle sfide scientifiche e tecnologiche più avanzate dell’astrofisica moderna. È davvero sbalorditivo osservare quali traguardi gli esseri umani possano realizzare quando collaborano in perfetta sinergia.
Posizioni dei telescopi partecipanti all’Event Horizon Telescope (EHT; mostrati in blu) e al Global mm-VLBI Array (GMVA; mostrati in giallo) durante la campagna globale VLBI del 2017. Telescopi aggiuntivi che osserveranno dal 2020 sono mostrati in azzurro; il Greenland Telescope (GLT) si è unito anche alla campagna condotta nel 2018. I telescopi pianificati che potrebbero unirsi all’EHT in futuro sono mostrati in verde.
Una “Foto” un po’ sfocata…
L’immagine sembra un po’ mossa e si distingue chiaramente una regione centrale più scura circondata da un’emissione anulare brillante e asimmetrica formata dai fotoni che, a causa della gravità estrema, seguono orbite circolari instabili, compiendo più giri attorno al buco nero prima di essere inghiottiti o di sfuggire verso l’esterno. La regione centrale più scura non rappresenta il buco nero stesso, ma la sua “ombra”, proiettata dall’orizzonte degli eventi, il cui diametro è circa 2,5 volte quello dell’orizzonte degli eventi e ci fornisce una stima della massa del buco nero, stabilendo così la scala fisica dello spazio-tempo circostante La dimensione dell’ombra misurata di SgrA* è di circa 60 milioni di chilometri, un’estensione che rientrerebbe entro l’orbita di Mercurio, il pianeta più interno del Sistema Solare. Facendo un rapido calcolo ci rendiamo subito conto che la luce impiega pochi minuti per fare un giro completo attorno a SgrA*. Ciò implica che, nel corso delle osservazioni EHT, che durano diverse ore, SgrA* cambia configurazione in modo continuo, su scale temporali di pochi minuti. In pratica, era come cercare di fotografare un soggetto in continuo movimento. A complicare ulteriormente la sfida si aggiunge il fatto che SgrA* si trova a circa 27000 anni luce di distanza dalla Terra. E come se non bastasse, lungo questo percorso, la radiazione attraversa il plasma interstellare che diffonde e devia parzialmente il segnale, alterandone l’aspetto apparente. Tutto ciò rende la ricostruzione dell’immagine un processo estremamente complesso, e spiega perché la “fotografia” finale possa apparire leggermente sfocata.
Questa è la prima immagine di Sgr A*, il buco nero supermassiccio al centro della nostra galassia.
Una Questione di variabilità
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Ma come si può ottenere un’immagine statica di un oggetto che cambia continuamente aspetto? Innanzitutto, la variabilità presente nei dati osservativi non è interamente dovuta alla sorgente: una parte di essa deriva dalle fluttuazioni strumentali dei diversi radiotelescopi utilizzati. Per caratterizzare e distinguere la variabilità intrinseca di SgrA* da quella introdotta dagli strumenti, abbiamo utilizzato due sorgenti compatte e brillanti, note come NRAO530 e J1924−2914, di cui conosciamo bene sia la morfologia sia le caratteristiche di variabilità. Analizzando il loro comportamento, abbiamo potuto modellare le fluttuazioni strumentali di ciascun telescopio e successivamente sottrarle dai dati di SgrA*. In questa modo, siamo sicuri che la variabilità residua sia effettivamente intrinseca alla sorgente. Questa fase, che è stata il primo passo del complesso processo di ricostruzione dell’immagine di SgrA*, ha richiesto diversi mesi di lavoro ed è stato e il contributo di un team dedicato che ho avuto il piacere di guidare. Per tenere conto della variabilità residua nella produzione dell’immagine “statica”, abbiamo poi adottato due approcci indipendenti. Il primo, detto full-track imaging, consiste nello scomporre l’intero set di dati in una componente media, da cui si ricava un’immagine “media”, e una componente residua variabile nel tempo, che viene modellata rispetto all’immagine di riferimento. Il secondo, noto come snapshot imaging, suddivide invece il dataset in numerosi segmenti temporali di breve durata, in ciascuno dei quali la sorgente può essere considerata statica. Viene quindi generata un’immagine per ogni segmento, e infine si ottiene l’immagine finale mediando le ricostruzioni su tutti segmenti. Entrambi gli approcci sono stati applicati utilizzando diversi algoritmi indipendenti, ciascuno con una serie di parametri specifici. Ho coordinato uno dei gruppi coinvolti in questa fase, producendo milioni di immagini attraverso varie combinazioni di algoritmi e parametri, utilizzando supercomputer distribuiti tra Europa e Stati Uniti. Pur semplificando qui molti aspetti tecnici, il concetto fondamentale che voglio trasmettere è che l’immagine di SgrA* non rappresenta una singola ricostruzione, bensì la media di milioni di immagini, frutto di un’elaborazione complessa che condensa in un’unica visione la dinamicità di un oggetto in costante evoluzione.
Il Film di SgrA*
L’immagine statica di SgrA* rappresenta solo il punto di partenza. La fisica che governa la regione attorno a un buco nero è infatti dinamica e turbolenta, e nel caso di buchi neri di massa relativamente “bassa” come SgrA*, anche molto rapida. Per comprendere a fondo processi fondamentali come l’accrescimento di materia, l’evoluzione e il ruolo dei campi magnetici, non bastano singoli fotogrammi: servono sequenze temporali, veri e propri film ad alta risoluzione temporale. La collaborazione EHT sta già lavorando a questa nuova generazione di osservazioni, con l’obiettivo di passare dalle immagini ai filmati dell’attività attorno al buco nero. Riuscire a riprendere SgrA* In movimento significherà vedere in diretta la fisica estrema che regola queste regioni e ci permetterà di testare la Relatività Generale in condizioni mai esplorate prima. Per rendere possibile tutto questo, all’interno della collaborazione si stanno sviluppando nuovi algoritmi di imaging dinamico, capaci di integrare la variabilità intrinseca dei dati direttamente nel processo di ricostruzione. Queste tecniche permetteranno di seguire l’evoluzione della materia vicino all’orizzonte degli eventi e di misurare con maggiore precisione parametri fondamentali come la massa, lo spin e l’inclinazione del buco nero. Tali informazioni offriranno vincoli cruciali sui meccanismi di formazione dei buchi neri, sulla loro storia evolutiva e sul loro ruolo nell’equilibrio energetico e dinamico delle galassie.
Guadagni di ogni singola antenna della rete EHT ottenute sui due calibratori NRAO530 (indicate in blu) e J1924−2914 (in verde) attraverso il processo di auto-calibrazione. Le bande colorate indicano l’incertezza entro 1-sigma dei valori sui guadagni. Queste correzioni verranno poi applicate ai dati su SgrA* per isolare le fluttuazioni strumentali dalla variabilità intrinseca della sorgente. Maggiori informazioni su EHT Collaboration 2022, Astrophysical Journal 930, 2, L13.
Un Gigante Buono
Nell’immaginario collettivo, il buco nero è spesso visto come un “aspirapolvere cosmico” che inghiotte tutto ciò che gli si avvicina, un po’ come “dove passa Attila non cresce più l’erba”. In realtà, le cose sono molto diverse. SgrA*, per esempio, pur avendo una massa di oltre quattro milioni di soli, è sorprendentemente “tranquillo”. Le simulazioni numeriche basate sulle più recenti osservazioni di EHT indicano che accresce materia a un ritmo di circa 10⁻⁹ masse solari all’anno: in altre parole, impiegherebbe un miliardo di anni per accumulare una quantità di materia pari alla massa del nostro Sole. Tradotto in termini più quotidiani, allo stesso ritmo un essere umano impiegherebbe più di un miliardo di anni per mangiare una singola mandorla. Va però ricordato che questo è il tasso di accrescimento che osserviamo oggi o, più precisamente, com’era 27000 anni fa, il tempo che la luce impiega per raggiungerci dal centro della Galassia. Esistono tuttavia evidenze osservative che indicano come in passato SgrA* sia stato molto più attivo, con tassi di accrescimento decisamente superiori. Questi risultati forniscono indizi preziosi sui diversi scenari di formazione dei buchi neri supermassicci, che includono il collasso diretto di nubi di gas o di stelle molto massicce nell’universo primordiale, la fusione di più buchi neri o lunghi periodi di accrescimento sostenuto. Ma questa, come spesso accade in astrofisica, è un’altra storia, e meriterebbe un articolo a parte.
Il centro della gigantesca galassia ellittica M87, osservato con una risoluzione spaziale che copre sei ordini di grandezza. Le osservazioni a diverse lunghezze d’onda radio, realizzate con vari interferometri, rivelano in dettaglio la struttura del getto relativistico, fino a ingrandire la regione intorno al buco nero supermassiccio ripreso dalla collaborazione EHT.
Luce dalle Tenebre
Paradossalmente, pur essendo “invisibili”, i buchi neri illuminano l’universo come se fossero dei fari cosmici. In realtà la radiazione che vediamo non proviene dall’interno dell’orizzonte degli eventi, ma è il materiale che cade verso il buco nero che si riscalda fino a miliardi di gradi, emettendo radiazione in tutte le bande dello spettro, dai raggi gamma alle onde radio. In alcune galassie attive, come M87, di cui la collaborazione EHT ha prodotto la prima immagine in assoluto su scala dell’orizzonte degli eventi nel 2019, il buco nero lancia potenti getti di plasma relativistico che si estendono per migliaia di anni luce. Questi fenomeni sono tra le manifestazioni più energetiche dell’universo e rappresentano veri e propri laboratori naturali per studiare la fisica estrema. Ma come si formano esattamente questi colossali getti di materia ed energia? Le osservazioni e le simulazioni numeriche indicano che la loro origine è strettamente legata ai campi magnetici che permeano il gas in accrescimento. Il plasma caldo e ionizzato nel disco che circonda il buco nero genera intensi campi magnetici che, in particolari condizioni, riescono a canalizzare parte dell’energia rotazionale del buco nero o del disco stesso in due flussi opposti, proiettati lungo l’asse di rotazione. Questi flussi vengono accelerati fino a velocità prossime a quella della luce, dando origine ai cosiddetti getti relativistici. Il materiale all’interno dei getti è estremamente energetico: gli elettroni relativistici seguono un percorso lungo le linee del campo magnetico producendo radiazione che spazia dalle onde radio fino ai raggi X, un processo noto come emissione di sincrotrone. In molti casi, i fotoni generati in questo modo possono subire un ulteriore incremento di energia urtando contro elettroni ad altissima velocità, che trasferiscono loro parte della propria energia cinetica. Questo meccanismo, detto Compton inverso, spiega le intense emissioni di raggi gamma osservate in numerose galassie attive. La potenza di questi getti è tale da superare la luminosità combinata di tutte le stelle della galassia ospite. Quando impattano sul gas circostante, i getti possono depositare energia, riscaldare il mezzo interstellare e perfino regolare la formazione stellare: un delicato equilibrio cosmico tra distruzione e creazione. Comprendere nei dettagli i meccanismi che danno origine ai getti relativistici, e il modo in cui riescono a mantenere la loro struttura collimata e stabile per centinaia di migliaia di anni luce, rappresenta ancora oggi una delle grandi sfide dell’astrofisica moderna. Di recente, la collaborazione EHT ha pubblicato una nuova immagine di M87* ottenuta durante la campagna osservativa del 2021. L’analisi ha rivelato una marcata variabilità nella struttura del campo magnetico rispetto alle immagini del 2017 e del 2018, oltre a segnali dell’emissione estesa del getto in prossimità della sua base, direttamente collegata all’anello luminoso che circonda il buco nero. E proprio per cercare di rispondere a questi grandi interrogativi sui getti relativistici, la collaborazione EHT sta preparando per la primavera del 2026 una campagna osservativa multi-epoca di M87 e del suo getto. L’obiettivo è realizzare una vera e propria sequenza temporale, un “film” che seguirà l’evoluzione del sistema nell’arco di circa due mesi, permettendoci di osservare in tempo reale i processi fisici che avvengono nelle regioni più estreme dell’universo. Intanto, ogni nuova osservazione ad alta risoluzione aggiunge un tassello a questo intricato e affascinante enigma cosmico.
Luce dalle Tenebre
Studiare un buco nero significa esplorare i limiti della conoscenza. Lì, dove la gravità raggiunge la sua massima intensità e la curvatura dello spazio-tempo diventa estrema, la fisica classica si arresta e deve lasciare il posto a qualcosa di nuovo. Forse un giorno riusciremo a unire la relatività e la meccanica quantistica, e il mistero dei buchi neri sarà la chiave per comprendere la natura ultima dell’universo. Fino ad allora, continueremo a guardare oltre l’orizzonte: il film dei buchi neri sta per iniziare.
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Instituto de Astrofísica de Andalucía
L’Istituto de Astrofisica de Andalucía (IAA) è uno dei centri di ricerca spagnoli appartenente al Consejo Superior de Investigación Científica (CSIC). La sua missione è approfondire la conoscenza del cosmo e renderlo fruibile dalla società tutta, mediante ricerche all’avanguardia nel campo dell’Astrofisica e delle Scienze dello spazio, la promozione dello sviluppo tecnologico, con la costruzione di nuovi strumenti, e la diffusione dei risultati scientifici presso la comunità scientifica ed il grande pubblico, con attività di comunicazione e divulgazione. L’IAA-CSIC, fondato nel 1975, si è affermato come centro di riferimento nazionale e internazionale per la ricerca in Astrofisica, essendo oggi uno dei più grandi centri di ricerca del CSIC con più di 250 membri. Per la sua produzione scientifica, è il secondo centro spagnolo nel campo dell’Astrofisica e il settimo tra i centri CSIC di tutte le aree di ricerca. Le linee di ricerca dell’IAA coprono tutti i principali ambiti dell’astrofisica moderna, dalla gravità quantistica al sistema solare, passando per l’evoluzione delle galassie, la cosmologia, le componenti della nostra Galassia ed i pianeti extrasolari. L’attività dell’IAA si basa sui tre pilastri fondamentali dell’Astrofisica moderna: l’osservazione dei fenomeni celesti con mezzi più sofisticati, lo sviluppo di nuova strumentazione, lo studio teorico e l’implementazione di simulazioni numeriche.
Dalle radici dei Petruziani alle stelle di Collurania: sabato 24 gennaio 2026 torna l’incontro annuale dedicato all’astronomia e alla cultura scientifica, giunto alla sua settima edizione. L’evento, organizzato da Adriano Lolli, quest’anno cambia sede: il tradizionale appuntamento si svolgerà infatti a Montorio al Vomano, dopo l’edizione precedente ospitata a Roma. A condurre e coordinare gli interventi sarà Molisella Lattanzi di Coelum Astronomia.
Il programma della giornata si articolerà tra osservazione astronomica, approfondimenti tecnici e un percorso culturale che lega archeologia, storia e ricerca scientifica. La mattinata prenderà il via alle 10:30 a Montorio al Vomano, presso l’Osservatorio Astrakis, con un incontro tecnico dedicato all’“Anatomia di un osservatorio amatoriale”, focalizzato sulle soluzioni ottiche e meccaniche adottate. In caso di condizioni meteorologiche favorevoli, è prevista anche l’osservazione del Sole in H-Alpha, per l’analisi della cromosfera e delle protuberanze solari.
Alle 13:00 l’attenzione si sposterà a Teramo per un itinerario culturale intitolato Viaggio nell’Antica Interamnia. Il percorso comprenderà la visita al sito preromano di Petrut, risalente all’Età del Bronzo e legato alla civiltà dei Petruziani, oltre all’Anfiteatro Romano e al Duomo. Non mancherà un omaggio a Vincenzo Cerulli, con una visita alla sua dimora storica, luogo simbolo della ricerca che portò alla scoperta dell’asteroide (704) Interamnia.
Nel pomeriggio, alle 15:00, l’appuntamento proseguirà a Collurania, presso l’Osservatorio Astronomico “Vincenzo Cerulli”, con una visita guidata tra le cupole storiche e le eccellenze dell’ottica astronomica italiana.
I lavori del VII Simposio Nazionale inizieranno alle 17:00 a Montorio al Vomano, presso il Ristorante Vomano, con una cena conviviale (quota di partecipazione: 35 euro). Dopo cena è previsto il rientro all’Osservatorio Astrakis per una sessione osservativa notturna, subordinata alle condizioni del cielo, dedicata alla cometa 3I/ATLAS, all’asteroide 16 Psyche e al pianeta Giove.
Alcune attività indicate nel programma sono facoltative e tutte le osservazioni astronomiche dipenderanno dalle condizioni meteorologiche. Il presente programma definisce l’itinerario e gli orari della giornata; nella prossima settimana sarà diffusa una locandina tecnica con il dettaglio dei relatori e l’elenco delle relazioni che animeranno il Simposio.
La partecipazione è a prenotazione obbligatoria. Per riservare il proprio posto o proporre una relazione tecnica è necessario contattare l’organizzatore all’indirizzo: lolliadriano@libero.it.
Lunedì 12 gennaio a Roma, nella sede del Ministero dell’Università e della Ricerca (MUR), la presidente della Regione Sardegna, Alessandra Todde, e il Ministro della Scienza dello Stato libero della Sassonia, Sebastian Gemkow, hanno firmato una dichiarazione di intenti volta a rafforzare la collaborazione scientifica. L’obiettivo principale dell’accordo è sostenere il progetto Einstein Telescope (ET), futuro osservatorio per la ricerca di onde gravitazionali, che entrambe le regioni sono candidate a ospitare. La firma è avvenuta alla presenza del ministro Anna Maria Bernini e dei rappresentanti dell’Istituto nazionale di fisica nucleare (INFN) e del Deutsche Zentrum für Astrophysik (DZA).
La Sardegna si candida ad accogliere l’infrastruttura nell’area di Sos Enattos, nel Nuorese, mentre la Sassonia propone un sito nella regione della Lusazia. Un terzo sito candidato si trova nell’Euregio Mosa-Reno, al confine tra Paesi Bassi, Belgio e Germania. Attualmente la comunità scientifica sta valutando due possibili configurazioni per l’esperimento: una soluzione triangolare, con tre bracci di circa 10 chilometri da realizzare in un unico sito, oppure una configurazione composta da due interferometri a forma di elle (L), ciascuno con due bracci perpendicolari di circa 15 chilometri, da costruire in due siti distinti e geograficamente distanti.
Uno degli elementi centrali dell’accordo tra Sardegna e Sassonia è proprio il sostegno alla soluzione a “doppia L”, considerata particolarmente efficace in termini di impatto scientifico, fattibilità tecnica, efficienza dei costi e mitigazione dei rischi. Un’opzione sostenuta anche dal premio Nobel per la fisica Giorgio Parisi, presidente del comitato tecnico-scientifico istituito dal MUR a sostegno della candidatura italiana a ospitare ET, in un articolo pubblicato recentemente sul Tagesspiegel.
Più in dettaglio, la dichiarazione prevede l’avvio di una cooperazione scientifica strutturata tra le due regioni, con un coinvolgimento diretto delle università e degli enti di ricerca impegnati nel progetto ET (tra queste, le Università di Cagliari e Sassari, l’INFN, l’INAF, l’INGV, l’Università Tecnica di Dresda e il DZA). Tale collaborazione si concretizzerà attraverso lo sviluppo di progetti di ricerca e tecnologici congiunti, la condivisione dei dati geofisici, sismici e ambientali relativi ai due siti candidati e l’avvio di programmi formativi e post-laurea comuni nell’ambito dell’astrofisica e della fisica delle onde gravitazionali.
Mario Rigutti in una foto del 29 giugno 1979, crediti Osservatorio di Capodimonte
Ieri 12 gennaio 2026 a Firenze è scomparso il prof. Mario Rigutti, figura di riferimento dell’astrofisica italiana e protagonista del rinnovamento dell’Osservatorio Astronomico di Capodimonte. Aveva 99 anni.
Nato a Trieste nel 1926, Rigutti attraversò da giovanissimo gli anni difficili della guerra, mantenendo però intatta la passione per l’astronomia che lo avrebbe accompagnato per tutta la vita. Dopo gli studi tra Trieste e Firenze, si formò all’Osservatorio di Arcetri sotto la guida di Giorgio Abetti e Guglielmo Righini, distinguendosi per le sue ricerche sulla fotosfera solare e sulle bande molecolari del cianogeno. Negli anni Sessanta il suo percorso scientifico si aprì alla dimensione internazionale: prima al Dominion Observatory di Ottawa in Canada, poi all’Università di Berkeley in California dove entrò in contatto con alcuni dei protagonisti della fisica e dell’astrofisica solare del tempo. Fu protagonista di numerose spedizioni per l’osservazione di eclissi totali di Sole, contribuendo in modo decisivo alla conoscenza della corona solare. Fu in Canada (1963), in Grecia (1966), in Brasile (1966) e in Mauritania (1973). Da quest’ultima spedizione trasse ispirazione per il volume La scomparsa del Sole (Gianinni 2014), un racconto di viaggio e di culture nuove e di scienza.
Nel 1969 approdò a Napoli come Professore Ordinario di Astronomia all’Università Federico II e direttore degli Osservatori di Capodimonte e di Teramo. A Napoli, la sua guida, durata fino al 1992, segnò una stagione di profonda trasformazione scientifica, culturale e infrastrutturale.
«A lui si deve una profonda trasformazione scientifica e infrastrutturale dell’istituto» – commenta l’attuale direttore dell’Osservatorio, Pietro Schipani – «l’introduzione dell’indirizzo astrofisico all’Università di Napoli, la modernizzazione della strumentazione, la creazione del planetario didattico, dell’Auditorium e, nel 1991, del Museo dell’Osservatorio. Anche gli attuali astronomi di Capodimonte devono qualcosa al prof. Rigutti».
Instancabile divulgatore, autore di oltre 150 pubblicazioni scientifiche, Rigutti seppe parlare al grande pubblico con chiarezza e passione. Il suo libro Cento miliardi di stelle rimane un punto di riferimento per generazioni di lettori. Negli ultimi anni si dedicò anche alla narrativa e alla poesia, ottenendo numerosi riconoscimenti.
Nel 2019 il Minor Planet Center gli ha dedicato il pianetino (33823) Mariorigutti, un tributo alla sua lunga vita spesa a osservare e raccontare l’Universo.
Accanto alla scienza, coltivava l’arte del disegno a matita e un profondo amore per la musica classica che considerava una forma di armonia affine a quella del cosmo.
La comunità astronomica italiana perde oggi un protagonista appassionato e generoso, un uomo capace di unire rigore scientifico, visione culturale e un profondo impegno civile nella diffusione del sapere.
A cura di Mauro Gargano
Disegno a matita su carta dell’Osservatorio di Mario Rigutti del 1992, crediti Osservatorio di Capodimonte
Mappa del cielo alle ore (TMEC): 01 GEN> 23:00 15 GEN> 22:00 30 GEN> 21:00
Gennaio 2026 offre ottime opportunità di osservazione astronomica: la Luna attraversa tutte le fasi, dal primo giorno con 12 giorni di età fino al Plenilunio del 3 gennaio e al Novilunio del 18 gennaio, con dettagli geologici spettacolari come i crateri Schickard, Wargentin, Archimedes e Aristillus osservabili al telescopio. Numerose congiunzioni si verificano tra Luna, Giove, Saturno, Regolo e l’ammasso M45. La ISS offre passaggi visibili dal 13 al 29 gennaio. Il cielo invernale mostra costellazioni luminose come Toro e Auriga, con oggetti deep sky notevoli, tra cui le Pleiadi, la Nebulosa Granchio M1 e nebulose IC. Supernovae e Novae continuano a essere osservate, con scoperte in M31 e galassie distanti fino a 500 milioni di anni luce. Infine, la cometa 24P/Shaumasse raggiunge il perielio, visibile in gennaio per chi dispone di cieli scuri e strumenti adeguati.
COSTELLAZIONI NEL CIELO DEL MESE DI GENNAIO 2026
Nel cielo dell’inverno boreale sfavillante costellazioni luminose, ricche di oggetti e storie mitologiche. Due delle figure più importanti del mese di gennaio sono quelle del Toro e dell’Auriga.
01/01 Sorge: h 06:58 Tramonta: h 15:48 31/01 Sorge: h 07:58 Tramonta: h 17:52
La sua osservabilità peggiora drasticamente nel corso del mese a causa della rapida riduzione della sua distanza angolare dal Sole (elongazione). All’inizio del mese, l’elongazione è di -12.0° e la sua magnitudine è di circa -0.6, un periodo relativamente favorevole per l’osservazione prima dell’alba: il 1° gennaio, Mercurio sorge alle 06:58, circa 45 minuti prima del sorgere del Sole (07:43), offrendo una breve finestra di visibilità a est. Il giorno 6 gennaio il pianeta si trova all’Afelio (0.4667 A.U.), ma la sua traiettoria continua ad avvicinarsi alla stella madre. Il punto di non osservabilità viene raggiunto con la Congiunzione Superiore del 21 gennaio, quando si allinea con il Sole e diventa completamente indistinguibile nel suo bagliore, segnando la fine della sua apparizione mattutina. Nella parte finale del mese, Mercurio riemerge a ovest nel cielo serale; tuttavia, la sua elongazione al 31 gennaio è ancora modesta (7.5°). La congiunzione Luna-Mercurio si verifica il 26 gennaio (4.0°S) troppo vicini al Sole.
NAME
RA
DEC
SUNDIST
EADIST
ELONG
MAG
DIAM
PHASE
RISE
TRAN
SET
1 Mercurio
17:53:49.2
-23:59:45.7
0.46247
1.37724
-12.0
-0.6
4.9
94.9
06:58
11:23
15:48
2 Mercurio
18:00:30.6
-24:06:44.8
0.46387
1.38455
-11.4
-0.6
4.9
95.4
07:01
11:26
15:50
3 Mercurio
18:07:14.3
-24:12:29.6
0.46498
1.39131
-10.9
-0.6
4.8
95.8
07:05
11:29
15:53
4 Mercurio
18:14:00.0
-24:16:58.8
0.46582
1.39753
-10.4
-0.6
4.8
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07:08
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15:55
5 Mercurio
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-24:20:10.9
0.46638
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-9.9
-0.6
4.8
96.6
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15:58
6 Mercurio
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0.46667
1.40833
-9.4
-0.7
4.8
96.9
07:14
11:37
16:01
7 Mercurio
18:34:28.5
-24:22:39.4
0.46667
1.41293
-8.9
-0.7
4.8
97.3
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11:40
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8 Mercurio
18:41:21.4
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0.46639
1.41699
-8.3
-0.7
4.8
97.6
07:20
11:43
16:07
9 Mercurio
18:48:15.8
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0.46584
1.42052
-7.8
-0.7
4.7
97.9
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10 Mercurio
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0.4658
1.42352
-7.3
-0.8
4.7
98.2
07:25
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11 Mercurio
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-24:11:21.2
0.46389
1.42598
-6.7
-0.8
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98.4
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16:17
12 Mercurio
19:09:06.8
-24:05:02.6
0.4625
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-6.2
-0.9
4.7
98.7
07:30
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16:20
13 Mercurio
19:16:06.1
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-0.9
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14 Mercurio
19:23:06.4
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-0.9
4.7
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15 Mercurio
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1.4304
-4.6
-1.0
4.7
99.3
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16 Mercurio
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-4.1
-1.0
4.7
99.4
07:39
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16:36
17 Mercurio
19:44:12.0
-23:11:52.2
0.4515
1.42928
-3.6
-1.1
4.7
99.5
07:41
12:11
16:40
18 Mercurio
19:51:15.1
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0.4485
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-3.1
-1.1
4.7
99.7
07:43
12:14
16:45
19 Mercurio
19:58:18.6
-22:40:17.0
0.44525
1.42585
-2.6
-1.2
4.7
99.7
07:45
12:17
16:49
20 Mercurio
20:05:22.5
-22:22:14.3
0.44176
1.42323
-2.3
-1.2
4.7
99.8
07:47
12:20
16:54
21 Mercurio
20:12:26.5
-22:02:41.0
0.43801
1.42
-2.1
-1.3
4.7
99.8
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12:23
16:59
22 Mercurio
20:19:30.7
-21:41:36.6
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1.41613
2.1
-1.3
4.8
99.8
07:50
12:26
17:04
23 Mercurio
20:26:34.7
-21:19:00.9
0.42982
1.41161
2.3
-1.3
4.8
99.8
07:51
12:30
17:09
24 Mercurio
20:33:38.7
-20:54:53.7
0.42539
1.40641
2.6
-1.3
4.8
99.7
07:52
12:33
17:14
25 Mercurio
20:40:42.3
-20:29:14.9
0.42076
1.40053
3.1
-1.3
4.8
99.6
07:53
12:36
17:19
26 Mercurio
20:47:45.5
-20:02:04.5
0.41592
1.39393
3.6
-1.3
4.8
99.4
07:54
12:39
17:24
27 Mercurio
20:54:48.0
-19:33:22.8
0.41089
1.38658
4.2
-1.3
4.9
99.2
07:55
12:42
17:30
28 Mercurio
21:01:49.8
-19:03:10.2
0.4057
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4.8
-1.3
4.9
98.9
07:56
12:45
17:35
29 Mercurio
21:08:50.6
-18:31:27.4
0.40035
1.36957
5.5
-1.3
4.9
98.6
07:57
12:48
17:41
30 Mercurio
21:15:50.1
-17:58:15.3
0.39486
1.35983
6.2
-1.2
5.0
98.2
07:57
12:51
17:46
31 Mercurio
21:22:48.1
-17:23:35.1
0.38926
1.34924
6.8
-1.2
5.0
97.7
07:58
12:54
17:52
VENERE
01/01 Sorge: h 05:18 Tramonta: h 16:35 31/01 Sorge: h 07:52 Tramonta: h 17:47
Venere inizia gennaio 2026 in una fase di quasi totale inosservabilità visiva. Il pianeta, pur mantenendo la sua brillantezza (magnitudine circa -3.9), è in rapido avvicinamento al Sole nel cielo del mattino, come dimostra la sua elongazione che è solo di -1.5 all’inizio del mese. Già il 1° gennaio, Venere sorge alle 07:42, quasi contemporaneamente al Sole (07:43), rendendolo praticamente indistinguibile nel bagliore del crepuscolo. L’evento centrale che segna un punto di non osservabilità è la Congiunzione Superiore del 6 gennaio, quando Venere passa dietro al Sole scomparendo completamente dalla vista per diverse settimane, segnando la fine della sua apparizione mattutina e l’inizio della fase serale. Subito dopo, l’8 gennaio si verifica la stretta Congiunzione Venere-Marte (0.2N), anch’essa in luce diurna. Nella parte finale di gennaio, Venere riemerge debolmente come oggetto serale a ovest, ma la sua osservabilità resta estremamente difficile.
NAME
RA
DEC
SUNDIST
EADIST
ELONG
MAG
DIAM
PHASE
RISE
TRAN
SET
1 Venere
18:39:59.9
-23:37:28.0
0.72736
1.70994
-1.5
-3.9
9.8
100.0
07:42
12:09
16:35
2 Venere
18:45:29.3
-23:34:07.4
0.72744
1.7102
-1.3
-3.9
9.8
100.0
07:43
12:10
16:37
3 Venere
18:50:58.3
-23:30:02.9
0.72751
1.71042
-1.1
-3.9
9.8
100.0
07:45
12:12
16:39
4 Venere
18:56:26.9
-23:25:14.8
0.72758
1.7106
-0.9
-3.9
9.8
100.0
07:46
12:13
16:41
5 Venere
19:01:55.1
-23:19:43.3
0.72765
1.71075
-0.8
-3.9
9.8
100.0
07:47
12:15
16:43
6 Venere
19:07:22.8
-23:13:28.5
0.72771
1.71086
-0.7
-3.9
9.8
100.0
07:48
12:16
16:45
7 Venere
19:12:49.9
-23:06:30.7
0.72777
1.71093
0.7
-3.9
9.8
100.0
07:49
12:18
16:47
8 Venere
19:18:16.4
-22:58:50.2
0.72783
1.71096
0.8
-3.9
9.8
100.0
07:49
12:19
16:50
9 Venere
19:23:42.2
-22:50:27.3
0.72788
1.71095
1.0
-3.9
9.8
100.0
07:50
12:21
16:52
10 Venere
19:29:07.3
-22:41:22.3
0.72793
1.7109
1.1
-3.9
9.8
100.0
07:51
12:22
16:54
11 Venere
19:34:31.6
-22:31:35.7
0.72798
1.71082
1.3
-3.9
9.8
100.0
07:52
12:24
16:56
12 Venere
19:39:55.2
-22:21:07.7
0.72802
1.7107
1.5
-3.9
9.8
100.0
07:52
12:25
16:59
13 Venere
19:45:17.8
-22:09:59.0
0.72806
1.71053
1.8
-3.9
9.8
100.0
07:53
12:27
17:01
14 Venere
19:50:39.6
-21:58:09.8
0.72809
1.71033
2.0
-3.9
9.8
99.9
07:53
12:28
17:03
15 Venere
19:56:00.4
-21:45:40.8
0.72812
1.71009
2.2
-3.9
9.8
99.9
07:54
12:30
17:06
16 Venere
20:01:20.2
-21:32:32.5
0.72815
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2.4
-3.9
9.8
99.9
07:54
12:31
17:08
17 Venere
20:06:39.0
-21:18:45.3
0.72818
1.70948
2.7
-3.9
9.8
99.9
07:54
12:32
17:11
18 Venere
20:11:56.7
-21:04:19.9
0.7282
1.70912
2.9
-3.9
9.8
99.9
07:55
12:34
17:13
19 Venere
20:17:13.4
-20:49:16.9
0.72821
1.70872
3.1
-3.9
9.8
99.9
07:55
12:35
17:16
20 Venere
20:22:28.9
-20:33:36.8
0.72822
1.70827
3.4
-3.9
9.8
99.8
07:55
12:36
17:18
21 Venere
20:27:43.2
-20:17:20.4
0.72823
1.70779
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-3.9
9.8
99.8
07:55
12:38
17:21
22 Venere
20:32:56.4
-20:00:28.1
0.72824
1.70726
3.8
-3.9
9.9
99.8
07:55
12:39
17:24
23 Venere
20:38:08.4
-19:43:00.8
0.72824
1.7067
4.1
-3.9
9.9
99.8
07:55
12:40
17:26
24 Venere
20:43:19.1
-19:24:59.0
0.72824
1.70609
4.3
-3.9
9.9
99.7
07:55
12:41
17:29
25 Venere
20:48:28.6
-19:06:23.4
0.72823
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4.5
-3.9
9.9
99.7
07:54
12:43
17:31
26 Venere
20:53:36.9
-18:47:14.8
0.72822
1.70476
4.8
-3.9
9.9
99.7
07:54
12:44
17:34
27 Venere
20:58:43.9
-18:27:33.9
0.72821
1.70404
5.0
-3.9
9.9
99.7
07:54
12:45
17:37
28 Venere
21:03:49.6
-18:07:21.3
0.72819
1.70327
5.2
-3.9
9.9
99.6
07:54
12:46
17:39
29 Venere
21:08:54.1
-17:46:37.9
0.72817
1.70247
5.5
-3.9
9.9
99.6
07:53
12:47
17:42
30 Venere
21:13:57.3
-17:25:24.3
0.72814
1.70162
5.7
-3.9
9.9
99.5
07:53
12:48
17:44
31 Venere
21:18:59.3
-17:03:41.4
0.72811
1.70074
6.0
-3.9
9.9
99.5
07:52
12:49
17:47
MARTE
01/01 Sorge: h 07:57 Tramonta: h 16:49 31/01 Sorge: h 07:19 Tramonta: h 16:48
Marte è praticamente inosservabile per tutto gennaio 2026. L’evento chiave è la sua Congiunzione Solare del 9 gennaio, quando passa a soli 0 56′ dal Sole, scomparendo completamente nel bagliore per diverse settimane. Già all’inizio del mese, Marte sorge alle 07:57, dopo il Sole (07:43), e tramonta quasi in contemporanea. Anche la stretta congiunzione con Venere (0.2°) l’8 gennaio è preclusa alla vista. Dopo la Congiunzione, pur spostandosi nel cielo mattutino, la visibilità resta negata dalla ridotta elongazione: a fine mese sorge solo 7 minuti prima dell’alba (07:22), rimanendo troppo basso e immerso nel crepuscolo. Marte è anche alla massima distanza dalla Terra (2.40 A.U.), apparendo al suo minimo diametro (3.9”).
NAME
RA
DEC
SUNDIST
EADIST
ELONG
MAG
DIAM
PHASE
RISE
TRAN
SET
1 Marte
18:55:22.8
-23:43:21.6
1.42875
2.41073
2.3
1.2
3.9
100.0
07:57
12:23
16:49
2 Marte
18:58:42.9
-23:39:13.4
1.42772
2.40994
2.1
1.2
3.9
100.0
07:56
12:22
16:49
3 Marte
19:02:03.0
-23:34:49.2
1.4267
2.40912
1.9
1.2
3.9
100.0
07:55
12:22
16:49
4 Marte
19:05:23.0
-23:30:09.1
1.42568
2.4083
1.6
1.2
3.9
100.0
07:54
12:21
16:48
5 Marte
19:08:42.9
-23:25:13.2
1.42468
2.40745
1.5
1.2
3.9
100.0
07:53
12:21
16:48
6 Marte
19:12:02.7
-23:20:01.3
1.42368
2.40659
1.3
1.2
3.9
100.0
07:52
12:20
16:48
7 Marte
19:15:22.5
-23:14:33.7
1.42269
2.40571
1.1
1.2
3.9
100.0
07:51
12:19
16:48
8 Marte
19:18:42.1
-23:08:50.2
1.42171
2.40481
1.0
1.2
3.9
100.0
07:50
12:19
16:48
9 Marte
19:22:01.6
-23:02:51.1
1.42074
2.4039
0.9
1.2
3.9
100.0
07:49
12:18
16:47
10 Marte
19:25:21.0
-22:56:36.2
1.41978
2.40298
-1.0
1.2
3.9
100.0
07:48
12:17
16:47
11 Marte
19:28:40.2
-22:50:05.8
1.41883
2.40203
-1.0
1.2
3.9
100.0
07:47
12:17
16:47
12 Marte
19:31:59.2
-22:43:19.8
1.41789
2.40107
-1.1
1.2
3.9
100.0
07:46
12:16
16:47
13 Marte
19:35:18.1
-22:36:18.4
1.41695
2.4001
-1.3
1.2
3.9
100.0
07:44
12:16
16:47
14 Marte
19:38:36.8
-22:29:01.6
1.41603
2.3991
-1.5
1.2
3.9
100.0
07:43
12:15
16:47
15 Marte
19:41:55.3
-22:21:29.6
1.41512
2.3981
-1.7
1.2
3.9
100.0
07:42
12:14
16:47
16 Marte
19:45:13.6
-22:13:42.5
1.41422
2.39707
-1.9
1.2
3.9
100.0
07:41
12:14
16:47
17 Marte
19:48:31.7
-22:05:40.3
1.41332
2.39603
-2.1
1.2
3.9
100.0
07:39
12:13
16:47
18 Marte
19:51:49.5
-21:57:23.1
1.41244
2.39498
-2.3
1.2
3.9
100.0
07:38
12:12
16:47
19 Marte
19:55:07.1
-21:48:51.2
1.41157
2.39391
-2.5
1.2
3.9
100.0
07:37
12:12
16:47
20 Marte
19:58:24.4
-21:40:04.6
1.41071
2.39282
-2.7
1.2
3.9
100.0
07:35
12:11
16:47
21 Marte
20:01:41.4
-21:31:03.4
1.40985
2.39173
-3.0
1.2
3.9
100.0
07:34
12:10
16:47
22 Marte
20:04:58.1
-21:21:47.7
1.40901
2.39061
-3.2
1.2
3.9
100.0
07:33
12:10
16:47
23 Marte
20:08:14.5
-21:12:17.7
1.40818
2.38949
-3.4
1.2
3.9
100.0
07:31
12:09
16:47
24 Marte
20:11:30.6
-21:02:33.5
1.40736
2.38834
-3.7
1.2
3.9
100.0
07:30
12:08
16:47
25 Marte
20:14:46.4
-20:52:35.3
1.40656
2.38719
-3.9
1.2
3.9
99.9
07:28
12:08
16:47
26 Marte
20:18:01.9
-20:42:23.1
1.40576
2.38603
-4.1
1.2
3.9
99.9
07:27
12:07
16:48
27 Marte
20:21:17.0
-20:31:57.2
1.40497
2.38485
-4.3
1.2
3.9
99.9
07:25
12:06
16:48
28 Marte
20:24:31.8
-20:21:17.6
1.4042
2.38366
-4.6
1.2
3.9
99.9
07:24
12:06
16:48
29 Marte
20:27:46.2
-20:10:24.6
1.40343
2.38246
-4.8
1.2
3.9
99.9
07:22
12:05
16:48
30 Marte
20:31:00.2
-19:59:18.3
1.40268
2.38126
-5.0
1.2
3.9
99.9
07:21
12:04
16:48
31 Marte
20:34:13.9
-19:47:58.9
1.40194
2.38004
-5.3
1.2
3.9
99.9
07:19
12:03
16:48
GIOVE
01/01 Sorge: h 17:24 Tramonta: h 08:32 31/01 Sorge: h 15:07 Tramonta: h 06:20
Gennaio 2026 è il periodo migliore per l’osservazione di Giove, che raggiungerà il suo picco di visibilità e luminosità. Il 3 gennaio Giove raggiunge il Perigeo (minima distanza dalla Terra) e, di conseguenza, il suo diametro apparente massimo (circa 47″) e una luminosità eccezionale con magnitudine di circa -2.7. L’evento centrale è l’Opposizione al Sole che si verifica il 10 gennaio. Durante l’opposizione, il pianeta sorge al tramonto e tramonta all’alba, restando visibile per l’intera notte e raggiungendo la sua massima altezza sull’orizzonte intorno alla mezzanotte. Per l’intero mese la sua fase è del 100%. Anche a fine mese la visibilità è ottima: il 31 gennaio Giove sorge alle 15:37 e tramonta alle 05:54. Infine, il 31 gennaio Giove conclude il suo moto retrogrado apparente, ritornando al moto diretto e segnando la fine del periodo di massima stazionarietà.
NAME
RA
DEC
SUNDIST
EADIST
ELONG
MAG
DIAM
PHASE
RISE
TRAN
SET
1 Giove
07:32:31.2
21:58:41.3
5.21186
4.24276
-169.2
-2.7
46.4
100.0
17:24
01:00
08:32
2 Giove
07:31:57.8
22:00:03.4
5.21222
4.24028
-170.3
-2.7
46.4
100.0
17:20
00:55
08:27
3 Giove
07:31:24.2
22:01:25.5
5.21258
4.23811
-171.5
-2.7
46.4
100.0
17:15
00:51
08:23
4 Giove
07:30:50.4
22:02:47.5
5.21294
4.23625
-172.6
-2.7
46.4
100.0
17:11
00:46
08:18
5 Giove
07:30:16.4
22:04:09.5
5.21331
4.23471
-173.8
-2.7
46.5
100.0
17:06
00:42
08:14
6 Giove
07:29:42.3
22:05:31.2
5.21367
4.23348
-174.9
-2.7
46.5
100.0
17:01
00:37
08:10
7 Giove
07:29:08.0
22:06:52.7
5.21403
4.23257
-176.1
-2.7
46.5
100.0
16:57
00:33
08:05
8 Giove
07:28:33.6
22:08:13.9
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-177.2
-2.7
46.5
100.0
16:52
00:28
08:01
9 Giove
07:27:59.2
22:09:34.7
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4.23169
-178.4
-2.7
46.5
100.0
16:47
00:24
07:57
10 Giove
07:27:24.7
22:10:55.0
5.21512
4.23173
-179.5
-2.7
46.5
100.0
16:43
00:19
07:52
11 Giove
07:26:50.2
22:12:14.8
5.21549
4.23209
179.3
-2.7
46.5
100.0
16:38
00:15
07:48
12 Giove
07:26:15.7
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4.23276
178.1
-2.7
46.5
100.0
16:33
00:10
07:44
13 Giove
07:25:41.2
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4.23376
177.0
-2.7
46.5
100.0
16:29
00:06
07:39
14 Giove
07:25:06.8
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4.23507
175.8
-2.7
46.5
100.0
16:24
00:01
07:35
15 Giove
07:24:32.4
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4.2367
174.7
-2.7
46.4
100.0
16:19
23:57
07:31
16 Giove
07:23:58.2
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4.23865
173.5
-2.7
46.4
100.0
16:15
23:52
07:26
17 Giove
07:23:24.1
22:20:00.0
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172.4
-2.7
46.4
100.0
16:10
23:48
07:22
18 Giove
07:22:50.2
22:21:14.8
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4.2435
171.2
-2.7
46.4
100.0
16:06
23:43
07:17
19 Giove
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-2.7
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100.0
16:01
23:39
07:13
20 Giove
07:21:43.0
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168.9
-2.7
46.3
100.0
15:57
23:35
07:08
21 Giove
07:21:09.7
22:24:53.8
5.21911
4.25313
167.8
-2.7
46.3
100.0
15:52
23:30
07:04
22 Giove
07:20:36.7
22:26:04.7
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166.6
-2.7
46.2
100.0
15:48
23:26
07:00
23 Giove
07:20:04.0
22:27:14.6
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4.26111
165.5
-2.7
46.2
99.9
15:43
23:21
06:55
24 Giove
07:19:31.7
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5.2202
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164.4
-2.6
46.1
99.9
15:39
23:17
06:51
25 Giove
07:18:59.6
22:29:30.8
5.22056
4.27032
163.2
-2.6
46.1
99.9
15:34
23:12
06:46
26 Giove
07:18:28.0
22:30:37.1
5.22092
4.27537
162.1
-2.6
46.0
99.9
15:30
23:08
06:42
27 Giove
07:17:56.7
22:31:42.1
5.22128
4.28073
160.9
-2.6
46.0
99.9
15:25
23:03
06:38
28 Giove
07:17:25.9
22:32:45.9
5.22164
4.28638
159.8
-2.6
45.9
99.9
15:21
22:59
06:33
29 Giove
07:16:55.5
22:33:48.4
5.22201
4.29232
158.7
-2.6
45.8
99.9
15:16
22:54
06:29
30 Giove
07:16:25.6
22:34:49.6
5.22237
4.29855
157.5
-2.6
45.8
99.9
15:11
22:50
06:24
31 Giove
07:15:56.1
22:35:49.5
5.22273
4.30507
156.4
-2.6
45.7
99.9
15:07
22:46
06:20
SATURNO
01/01 Sorge: h 11:26 Tramonta: h 23:04 31/01 Sorge: h 09:33 Tramonta: h 21:18
Gennaio 2026 si configura come un mese di progressivo deterioramento della visibilità per Saturno, pur mantenendo una luminosità visibile ad occhio nudo con magnitudine di circa +1.2. La sua elongazione (distanza angolare dal Sole) diminuisce, passando da circa 75.7° il 1° gennaio a 51.2° il 31 gennaio. Questa riduzione significa che il pianeta si sta avvicinando al Sole nel cielo serale, riducendo gradualmente la sua finestra di osservazione. L’evento più notevole del mese è la congiunzione Luna-Saturno, che si verifica il 23 gennaio alle 13:40 CET, con la Luna (fase crescente del 26%) che passa 4° 21′ a nord di Saturno. Questa congiunzione sarà osservabile la sera, con Saturno che si abbassa verso l’orizzonte ovest-sud-ovest. Per quanto riguarda la visibilità notturna, il 1° gennaio Saturno tramonta alle 23:04, permettendo circa sei ore e mezza di osservazione dopo il tramonto del Sole (16:41). Tuttavia, l’orario di tramonto si anticipa rapidamente: entro il 27 gennaio, Saturno tramonta alle 21:32, e la finestra serale si restringe.
Gennaio 2026 offre buone opportunità per osservare Urano (mag. 5.7) nel cielo serale. L’elongazione rimane elevata, scendendo da 137.4° a 106.4°. Il 1° gennaio Urano tramonta alle 04:31 , offrendo molte ore di osservazione dopo il tramonto del Sole (16:45).
Nettuno (mag. 7.9) è visibile solo con telescopi professionali. L’elongazione cala da 79.0° a 49.1°. L’1 gennaio tramonta alle 23:22 , offrendo circa 6 ore di osservazione dopo il tramonto del Sole. La sua congiunzione con la Luna (3.5°N) avviene il 23 gennaio.
NAME
RA
DEC
SUNDIST
EADIST
ELONG
MAG
DIAM
PHASE
RISE
TRAN
SET
1 Nettuno
00:00:18.7
-01:25:06.8
29.8847
30.05709
79.0
7.9
2.4
100.0
11:29
17:29
23:22
2 Nettuno
00:00:21.4
-01:24:46.5
29.88468
30.07409
78.0
7.9
2.4
100.0
11:25
17:25
23:19
3 Nettuno
00:00:24.3
-01:24:25.4
29.88465
30.09102
77.0
7.9
2.4
100.0
11:21
17:21
23:15
4 Nettuno
00:00:27.2
-01:24:03.6
29.88463
30.10789
76.0
7.9
2.4
100.0
11:17
17:17
23:11
5 Nettuno
00:00:30.3
-01:23:41.0
29.8846
30.12468
75.0
7.9
2.4
100.0
11:13
17:13
23:07
6 Nettuno
00:00:33.5
-01:23:17.7
29.88457
30.1414
74.0
7.9
2.4
100.0
11:09
17:10
23:03
7 Nettuno
00:00:36.9
-01:22:53.7
29.88455
30.15804
73.0
7.9
2.4
100.0
11:05
17:06
22:59
8 Nettuno
00:00:40.3
-01:22:28.9
29.88452
30.17459
72.0
7.9
2.4
100.0
11:01
17:02
22:55
9 Nettuno
00:00:43.9
-01:22:03.4
29.8845
30.19105
71.0
7.9
2.4
100.0
10:57
16:58
22:51
10 Nettuno
00:00:47.5
-01:21:37.1
29.88447
30.20741
70.0
7.9
2.4
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10:53
16:54
22:47
11 Nettuno
00:00:51.3
-01:21:10.1
29.88445
30.22367
68.9
7.9
2.4
100.0
10:49
16:50
22:44
12 Nettuno
00:00:55.3
-01:20:42.3
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30.23983
67.9
7.9
2.4
100.0
10:46
16:46
22:40
13 Nettuno
00:00:59.3
-01:20:13.8
29.8844
30.25587
66.9
7.9
2.4
100.0
10:42
16:43
22:36
14 Nettuno
00:01:03.4
-01:19:44.6
29.88437
30.2718
65.9
7.9
2.4
100.0
10:38
16:39
22:32
15 Nettuno
00:01:07.7
-01:19:14.6
29.88435
30.28761
64.9
7.9
2.4
100.0
10:34
16:35
22:28
16 Nettuno
00:01:12.1
-01:18:43.9
29.88432
30.30329
64.0
7.9
2.4
100.0
10:30
16:31
22:24
17 Nettuno
00:01:16.6
-01:18:12.5
29.88429
30.31884
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7.9
2.4
100.0
10:26
16:27
22:21
18 Nettuno
00:01:21.2
-01:17:40.4
29.88427
30.33426
62.0
7.9
2.4
100.0
10:22
16:23
22:17
19 Nettuno
00:01:25.9
-01:17:07.7
29.88424
30.34953
61.0
7.9
2.4
100.0
10:18
16:19
22:13
20 Nettuno
00:01:30.7
-01:16:34.3
29.88422
30.36466
60.0
7.9
2.4
100.0
10:14
16:16
22:09
21 Nettuno
00:01:35.6
-01:16:00.2
29.88419
30.37965
59.0
7.9
2.4
100.0
10:10
16:12
22:05
22 Nettuno
00:01:40.6
-01:15:25.5
29.88417
30.39447
58.0
7.9
2.4
100.0
10:07
16:08
22:02
23 Nettuno
00:01:45.7
-01:14:50.2
29.88414
30.40914
57.0
7.9
2.4
100.0
10:03
16:04
21:58
24 Nettuno
00:01:50.9
-01:14:14.3
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30.42365
56.0
7.9
2.4
100.0
09:59
16:00
21:54
25 Nettuno
00:01:56.3
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29.88409
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55.0
7.9
2.4
100.0
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15:56
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26 Nettuno
00:02:01.7
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30.45215
54.0
7.9
2.4
100.0
09:51
15:52
21:47
27 Nettuno
00:02:07.2
-01:12:22.7
29.88404
30.46614
53.0
7.9
2.4
100.0
09:48
15:49
21:43
28 Nettuno
00:02:12.8
-01:11:44.2
29.88402
30.47995
52.0
7.9
2.4
100.0
09:44
15:45
21:39
29 Nettuno
00:02:18.5
-01:11:05.1
29.88399
30.49358
51.0
7.9
2.4
100.0
09:40
15:41
21:35
30 Nettuno
00:02:24.4
-01:10:25.5
29.88396
30.50702
50.0
7.9
2.4
100.0
09:36
15:37
21:32
31 Nettuno
00:02:30.3
-01:09:45.3
29.88394
30.52027
49.1
7.9
2.4
100.0
09:32
15:33
21:28
LUNA
Gennaio 2026 offre numerose occasioni per l’osservazione lunare: dalla Luna di 12 giorni del 1° gennaio, ideale per esplorare il quartetto di crateri Schickard, Nasmyth, Phocylides e Wargentin, fino alle fasi successive del ciclo lunare. Il Primo Quarto del 26 gennaio consentirà osservazioni dettagliate nell’area del Mare Imbrium, con crateri come Archimedes, Aristillus e Autolycus, oltre a interessanti falci e libramenti favorevoli.
L’articolo completo dedicato alla Luna è a cura di Francesco Badalotti e disponibile QUI
ASTEROIDI – PICCOLI MONDI
Nel gennaio 2026 tre asteroidi della fascia principale raggiungono l’opposizione offrendo condizioni osservative favorevoli: (40) Harmonia, (44) Nysa e (39) Laetitia. Corpi diversi per dimensioni, composizione e morfologia, ma accomunati da buona luminosità e moti apparenti contenuti, ideali sia per l’osservazione visuale sia per la ripresa astrofotografica.
L’articolo completo sugli asteroidi del mese di Novembre è a cura di Marco Iozzi e disponibile QUI
COMETE
Nel primo mese del nuovo anno le osservazioni si incentreranno sulla periodica 24P/Shaumasse che nella prima decade di gennaio raggiungerà il perielio.
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 Gennaio a cura di Giuseppe Petricca disponibile QUI
La rubrica di fine 2025 sulle supernovae e novae si chiude con risultati di grande rilievo: due novae scoperte in M31 dal team dell’Osservatorio di Monte Baldo, una rara e debolissima supernova di tipo Iax in M108, nuove scoperte internazionali in collaborazione con osservatori professionali e un bilancio che conferma il ruolo centrale degli astrofili nella ricerca sui transienti.
La rubrica completa dedicata alla Supernovae a cura di Fabio Briganti e Riccardo Mancini è disponibile QUI
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Apriamo l’ultima rubrica supernovae dell’anno con la bella notizia della scoperta di una Nova nella galassia di Andromeda M31 realizzata dal team di Monte Baldo (ISSP) composto da Flavio Castellani, Raffaele Belligoli e Vittorio Andreoli. Nella notte del 14 dicembre hanno individuato una stella nuova di mag.+17,5 utilizzando il telescopio Dall-Kirkham da 40cm F.7 accoppiato ad una CCD KAF Moravian G4-9000. Il giorno seguente il nuovo transiente, a cui è stata assegnata la sigla provvisoria AT2025agwf, era salito repentinamente di luminosità alla mag.+16,5 diventando perciò un oggetto relativamente facile da seguire. La ciliegina sulla torta è arrivata la notte del 20 dicembre con lo spettro ottenuto dal nostro Claudio Balcon, con il transiente in calo di luminosità, prossimo alla mag.+18. Abbiamo pertanto una Nova scoperta e classificata tutto in casa ISSP. La Nova ha ricevuto la sigla definita M31N 2025-12c cioè la terza Nova di dicembre 2025 scoperta nella galassia M31.
Immagine di scoperta della AT2025agwf in M31 realizzata dal team dell’Osservatorio di Monte Baldo con un telescopio Dall-Kirkham da 400mm F.7
L’esperto ricercatore ceco di Novae Extragalattiche Kamil Hornoch, che con il Danish Telescopio da 1,54 metri a La Silla Observatory aveva immortalato questa Nova, si è dovuto accontentare della scoperta indipendente, perché battuto sul tempo per qualche ora dagli amici di Monte Baldo. Ci teniamo a sottolineare che sempre nella notte del 20 dicembre Claudio Balcon ha classificato altre due Novae presenti in M31, realizzando un nuovo record con tre Novae classificate in M31 nella stessa notte. Riguardo alle supernovae Claudio Balcon chiude l’anno con l’incredibile quota di 202 supernovae classificate per primo nel TNS. Un vero record se si pensa che il secondo in classifica, in fatto di classificazioni amatoriali di supernovae, è l’astrofilo inglese Robin Leadbeater a quota 35, mentre sul terzo gradino del podio troviamo l’astrofilo francese Emmanuel Soubrouillard fermo a quota 5 classificazioni.
Tornando al team dell’Osservatorio di Monte Baldo, Flavio Castellani, Raffaele Belligoli e Vittorio Andreoli, non contenti di questo successo, chiudono l’anno in bellezza mettendo a segno un’altra scoperta. Nella notte del 22 dicembre hanno infatti individuato un’altra nuova stella di mag.+18,5 sempre nella stupenda galassia di Andromeda M31. Inizialmente la posizione del nuovo transiente, denominato AT2025ahzx, sembrava quasi coincidere con quella di una stella supergigante rossa di mag.+20,6 (distante circa un 1”) e quindi essere una semplice variabile. Nella notte seguente del 23 dicembre il solito ricercatore ceco Kamil Hornoch, con il Danish Telescopio da 1,54 metri a La Silla Observatory ha ripreso il nuovo transiente, salito alla mag.+17,5 e ha confermato che la distanza del nuovo oggetto dalla stella supergigante rossa è di circa 1,2” e quindi si tratta di una Nova in M31 assegnandole la sigla definitiva M31N 2025-12e. Questa è la sesta Nova scoperta dal team dell’Osservatorio di Monte Baldo, in questo per loro proficuo anno 2025.
Immagine di scoperta della AT2025ahzx in M31 realizzata dal team dell’Osservatorio di Monte Baldo con un telescopio Dall-Kirkham da 400mm F.7
Proseguiamo con un’importante notizia, che però ci lascia un po’ di amaro in bocca perché meno sensazionale di come normalmente poteva essere. Stiamo parlando di una nuova supernova scoperta in una galassia del catalogo di Messier, che mancava da oltre due anni. Queste supernovae sono da sempre tra le più affascinanti, poiché le galassie del catalogo di Messier, essendo tra le più vicine e spettacolari, ospitano spesso eventi che risultano anche tra i più luminosi osservabili. Non è purtroppo il caso di questa ultima supernova la SN2025ahqr scoperta nella bella galassia spirale barrata M108 posta nella costellazione dell’Orsa Maggiore a circa 30 milioni di anni luce di distanza ed accompagnata in cielo, naturalmente solo prospetticamente, da un altro oggetto del catalogo di Messier, M97 la famosa nebulosa planetaria Gufo, posta a soli 39’ a Sud di M108 formando un fotogenico quadretto nelle immagini a campo largo. Questa supernova sarà infatti ricordata come la supernova più debole fra tutte le 71 supernovae esplose nelle galassie del catalogo di Messier, avendo raggiunto il massimo di luminosità alla debole mag.+18. Anche la storia della scoperta ci lascia leggermente spiazzati, perché avvenuta in maniera molto inusuale. A mettere a segno la scoperta è stato il programma professionale americano di ricerca supernovae denominato Zwicky Transient Facility (ZTF) che il 20 dicembre ha comunicato nel TNS la scoperta di questo nuovo transiente realizzata nella notte del 23 novembre alla debole mag.+20 quindi la comunicazione è avvenuta quasi un mese dopo l’acquisizione dell’immagine di scoperta.
Immagine a largo campo con in M108 insieme alla nebula planetaria “Gufo” M97 ripresa da Riccardo Mancini con un telescopio Newton da 250mm F.5 mosaico di due immagini da 30 minuti.
Perché questo ritardo enorme per un transiente si molto debole, ma individuato in una galassia del catalogo di Messier? Non abbiamo una risposta precisa, ma possiamo solo ipotizzare che i sistemi automatici abbiano fallito, oppure abbiano generato un’allerta per verifica manuale che per qualche motivo è rimasta in standby. In contemporanea con l’inserimento della scoperta nel TNS, sempre ZTF, utilizzando il Gemini North Telescope da 8,1 metri al Mauna Kea Observatory ha ottenuto lo spettro di conferma. La SN2025ahqr è una rara supernova di tipo Iax (02cx-like) con la fase, al momento dell’ottenimento dello spettro, pari a circa tre settimane dopo il massimo di luminosità e con i gas eiettati dall’esplosione che viaggiano alla bassa velocità di circa 4.000 km/s tipica di questo tipo di supernovae. Il massimo di luminosità si è perciò verificato intorno alla fine del mese di novembre e poiché è stata trovata un’immagine del 27 novembre ottenuta dal programma professionale americano denominato Pan-STARRS con la supernova che mostrava una luminosità pari alla mag.+18,16 è molto probabile che il massimo di luminosità non sia andato oltre alla mag.+18. Le supernovae di tipo Iax sono transienti rari e peculiari, che prendono il nome dal prototipo di questo gruppo di oggetti, cioè la SN2002cx. Sono supernovae di solito più deboli e con righe nello spettro molto più strette rispetto ad una normale supernova di tipo Ia e sono associate a popolazione stellare giovane. La SN2025ahqr è forse la più debole fra tutte le supernovae di tipo Iax conosciute e come se non bastasse la luminosità della supernova è oscurata dalle polveri della galassia ospite che toglie ulteriori due magnitudine di luminosità.
Concludiamo ricordando che questa supernova non è assolutamente facile da seguire anche se esplosa in una galassia Messier, ma poiché M108 con la vicina M97 è un oggetto fotogenico seguito anche da chi non fa ricerca di supernova, facciamo un appello ai lettori per controllare se nei loro archivi è presente un’immagine di M108 ripresa dal 20 novembre al 20 dicembre. Potrebbero avere ottenuto un’importante pre-discovery. Per chi avesse catturato un’immagine a colori, la supernova è più evidente nel canale R (red) perché arrossata dalle polveri della galassia.
Continuiamo con questa corposa rubrica di fine anno analizzando una scoperta del nuovo gruppo di astrofili cinesi di ricerca supernovae che fanno capo al Sumdo Observatory. Nella notte del 24 novembre Ziyang Mai e Bozhang Shi hanno individuato una debole stella nuova di mag.+18,05 nei pressi della piccola galassia 2MASX J21104814+4341173 posta nella costellazione del Cigno a circa 170 milioni di anni luce di distanza e vicina alla famosa nebulosa Nord America. L’oggetto era molto distante dalla galassia, facendo inizialmente ipotizzare di essere di fronte ad una variabile cataclismica della nostra Via Lattea. Trascorsi 15 giorni dalla scoperta però il transiente era sempre evidente e con una luminosità quasi invariata a mag.+18,1. Non poteva perciò trattarsi di una variabile cataclismica, la cui luminosità normalmente dopo il picco iniziale cala vistosamente nel giro di pochi giorni. Serviva però uno spettro di conferma, che fortunatamente è arrivato nella notte del 9 dicembre ottenuto al Calar Alto Observatory nella Sierra Nevada in Spagna con il telescopio da 2,2 metri. La SN2025aewb, questa la sigla definitiva assegnata, è una supernova di tipo IIP scoperta circa una settimana dopo il massimo di luminosità, verificatosi intorno alla metà di novembre. Con questa scoperta i cinesi del Sumdo Observatory raggiungono quota 6 scoperte nel 2025, preceduti solo dagli altri cinesi del programma XOSS che occupano la vetta della classifica con l’incredibile quota di 38 supernovae scoperte nel 2025. Per la prima volta dopo tanti anni l’esperto ricercatore giapponese Koichi Itagaki non sale sul podio delle scoperte amatoriali e con sole due scoperte si deve accontentare del quarto posto, lasciando l’ultimo scalino del podio al nostro Giancarlo Cortini che nel 2025 ha messo a segno tre scoperte.
Immagine di scoperta della SN2025aewb in 2MASX J21104814+4341173 realizzata dal team del Sumdo Observatory con un telescopio Celestron 11 Edge HD F.10
Immagine della SN2025aewb in 2MASX J21104814+4341173 realizzata 15 giorni dopo la scoperta dal team del Sumdo Observatory con un telescopio Celestron 11 Edge HD F.10
Immagine della SN2025aewb in 2MASX J21104814+4341173 realizzata dall’astrofilo spagnolo Carlos Segarra con un telescopio da 200mm F.4 somma di 25 immagini da 180 secondi.
Concludiamo la rubrica con una stupenda tripletta realizzata nella notte dell’8 dicembre da Michele Mazzucato nell’ambito della collaborazione con i professionisti del CRTS Catalina, sulle immagini ottenute con il telescopio Cassegrain di 1,5 metri di diametro dell’osservatorio americano sul Mount Lemmon in Arizona. La prima scoperta è stata ottenuta nella piccola galassia a spirale vista di taglio PGC70793 posta nella costellazione di Pegaso a circa 320 milioni di anni luce di distanza. Al momento della scoperta il nuovo transiente mostrava una luminosità pari alla mag.+18,6 ed è aumentato fino alla mag.+17 intorno al 25 dicembre. Nella notte del 12 dicembre dal Palomar Observatory in California con il telescopio da 1,5 metri è stato ottenuto lo spettro di conferma, che ha permesso di classificare il nuovo oggetto come una supernova di tipo IIb ed assegnare la sigla definitiva SN2025afzk. La seconda scoperta è stata ottenuta nella galassia a spirale UGC1882 posta nella costellazione del Triangolo, al confine con quella di Andromeda, a circa 500 milioni di anni luce di distanza. Anche questo nuovo transiente al momento della scoperta mostrava una luminosità molto debole pari alla mag.+19,5 e nei giorni seguenti è rimasto costante come luminosità. Nella notte del 16 dicembre dal Keck Observatory con il telescopio gigante Keck II da 10 metri è stato ottenuto lo spettro di conferma. La SN2025agby, questa la sigla definitiva assegnata, è una supernova di tipo IIn, che presenta diverse linee di emissione dell’Idrogeno forti e strette (Narrow).
Immagine di scoperta della SN2025afzk in PGC70793 realizzata dal Catalina con il telescopio Cassegrain da 1,5 metri.
Immagine della SN2025afzk in PGC70793 realizzata dall’astrofilo spagnolo Carlos Segarra con un telescopio da 200mm F.4 somma di 25 immagini da 180 secondi.
Immagine di scoperta della SN2025agby in UGC1882 realizzata dal Catalina con il telescopio Cassegrain da 1,5 metri.
Infine la terza scoperta che è stata ottenuta nella galassia a spirale UGC564 posta nella costellazione di Andromeda a circa 490 milioni di anni luce di distanza. Al momento della scoperta il nuovo transiente mostrava una luminosità pari alla mag.+18,9 e nei giorni seguenti la scoperta ha incrementato di pochi decimi la sua luminosità. Ad oggi nessun osservatorio professionale ha ripreso uno spettro di conferma e pertanto al nuovo oggetto è stata assegnata la sigla provvisoria AT2025agbz. Da notare che la posizione è quasi coincidente con quella della SN2008en scoperta il 3 agosto 2008 dal famoso astrofilo inglese Tom Boles.
Immagine di scoperta della AT2025agbz in UGC564 realizzata dal Catalina con il telescopio Cassegrain da 1,5 metri.
Immagine della AT2025agbz in UGC564 realizzata dall’astrofilo spagnolo Carlos Segarra con un telescopio da 200mm F.4 somma di 25 immagini da 180 secondi.
Leggi le altre puntate dedicate alle Supernovae qui
Harmonia fu scoperto da Hermann Goldschmidt il 31 marzo 1856 dal suo osservatorio parigino che aveva sul balcone di casa. Il nome fu scelto in onore della dea greca dell’armonia per celebrare la pace seguita alla Guerra di Crimea. Percorre un’orbita quasi circolare nella fascia principale interna con semiasse di 2,26 Unità Astronomiche, eccentricità di 0,04 e inclinazione di 4,2 gradi, completando una rivoluzione intorno al Sole in 3,41 anni. Harmonia presenta un diametro vicino ai 111 km, con un’albedo piuttosto elevata, coerente con la sua natura rocciosa che lo fa rientrare nella classificazione di tipo S. Dal punto di vista fotometrico, l’analisi delle curve di luce identifica un periodo di rotazione di 8,9 ore con un’ampiezza di variazione modesta. Le inversioni, combinate con altre tecniche osservative dal suolo, forniscono l’immagine di un oggetto compatto di forma moderatamente allungata
Come e quando osservarlo
Harmonia sarà in opposizione il 2 gennaio, momento nel quale raggiungerà la nona magnitudine. Il suo moto sarà di 0,71 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 Harmonia trasformarsi in una bella striscia luminosa di 28 secondi d’arco.
(44) Nysa
Nysa fu scoperto da Hermann Goldschmidt il 27 maggio 1857 a Parigi. Il nome gli fu dedicato in onore della regione di Nysa che, secondo la mitologia greca, fu il luogo dove le ninfe allevarono il giovane Dioniso. Percorre un’orbita nella fascia principale interna con semiasse maggiore di 2,42 Unità Astronomiche, eccentricità di 0,14 e inclinazione di 3,7 gradi, completando una rivoluzione intorno al Sole in 3,77 anni.
Nysa è il membro più brillante della famiglia omonima ed appartiene al complesso Nysa-Polana, un raggruppamento eterogeneo estremamente interessante poiché contiene sia asteroidi brillanti e rocciosi come Nysa, sia corpi molto più scuri e primitivi come Polana. Con un diametro medio di circa 71 km, Nysa si distingue per la sua alta albedo, vicina a 0,5, caratteristica che lo colloca nel tipo E della classificazione di Tholen (asteroidi a composizione rocciosa altamente riflettente), mentre rientra nel tipo Xc in quella SMASS.
Dal punto di vista fotometrico, l’analisi delle curve di luce indica un periodo di rotazione di 6,42 ore. La ricostruzione della forma tramite queste curve mostra un profilo marcatamente conico, un dato che suggerisce che Nysa possa essere in realtà un asteroide binario a contatto, o comunque un corpo dalla morfologia complessa.
Come e quando osservarlo
Nysa sarà in opposizione il 23 gennaio, momento nel quale raggiungerà la magnitudine 8,6. Il suo moto sarà di 0,65 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 Nysa trasformarsi in una bella striscia luminosa di 26 secondi d’arco.
(39) Laetitia
Laetitia fu scoperto da Jean Chacornac l’8 febbraio 1856 dall’Osservatorio di Parigi. Il nome fu scelto per celebrare Letizia, la divinità romana della gioia e dell’allegria. Percorre un’orbita nella fascia principale centrale con semiasse maggiore di 2,77 Unità Astronomiche, eccentricità di 0,11 e inclinazione di 10,4 gradi, completando una rivoluzione intorno al Sole in 4,61 anni.
Laetitia è un asteroide di grandi dimensioni, con un diametro stimato di circa 170 km. Presenta un’albedo piuttosto elevata (0,29), coerente con un oggetto a composizione prevalentemente rocciosa. È proprio grazie a questa sua alta riflettività, unita alle dimensioni generose, che risulta essere uno dei corpi più luminosi della fascia principale durante le apparizioni favorevoli.
Dal punto di vista fotometrico, l’analisi delle curve di luce indica un periodo di rotazione di 5,14 ore. I dati osservativi suggeriscono una forma marcatamente allungata, quasi ellissoidale, che genera ampie variazioni di luminosità (fino a 0,5 magnitudini) durante la rotazione.
Come e quando osservarlo
Laetitia sarà in opposizione il 27 gennaio momento nel quale raggiungerà la decima magnitudine. Il suo moto sarà di 0,60 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 Laetitia trasformarsi in una bella striscia luminosa di 24 secondi d’arco.
3I ATLAS del 27/12, di passaggio nei pressi della brillante stella 31 Leonis. Riprese effettuate con una reflex Canon 80d al fuoco diretto di un riflettore da 20 cm. f/5, 50" di esposizione, 6400 iso, migliorate in post produzione.
Parliamo di due comete che sono riuscite a catturare l’interesse degli appassionati, soprattutto in novembre ma anche in dicembre, la prima per la sua provenienza dall’esterno del Sistema Solare mentre l’altra per la sua frammentazione in più parti. La 3I ATLAS è andata oltre la luminosità prevista scendendo nel suo miglior momento al di sotto della decima magnitudine, risultando dunque a sorpresa alla portata di strumenti piuttosto modesti. Personalmente, oltre che con strumenti di una certa potenza, sono riuscito ad osservarla anche tramite un binocolo 25×100, aiutato dalla sua compattezza che la faceva somigliare ad una stellina appena sfocata che in un telescopio mostrava uno spiccante falso nucleo circondato da una brillante chioma. Nelle migliori foto si sono viste anche la coda e a una sottile anticoda. Sicuramente il suo passaggio, ancora da seguire nonostante il suo allontanamento e conseguente indebolimento, sarà ricordato e gli studi in corso ci permetteranno di capire qualcosa in più su questo enigmatico “astro chiomato”. La C/2025 K1 ATLAS si è invece rivelata una bellissima cometa nonostante non abbia raggiunto l’ottava magnitudine inizialmente prevista, fermandosi appena al di sotto della decima grandezza. Ha però sfoggiato una vistosa codina facilmente rilevabile in telescopi di media potenza. Ma ciò che l’ha posta al centro dell’attenzione è stata soprattutto la sua fratturazione in più frammenti, tre dei quali sono stati fotografati piuttosto agevolmente da molti amatori. In visuale invece, nel momento della rottura, si è notato l’allungamento della testa che da tondeggiante si è trasformata in un segmento rettilineo. Insomma, due oggetti davvero interessanti, che hanno tenuto alta l’attenzione degli osservatori e regalato loro molte emozioni e soddisfazioni.
3I ATLAS del 27/12, di passaggio nei pressi della brillante stella 31 Leonis. Riprese effettuate con una reflex Canon 80d al fuoco diretto di un riflettore da 20 cm. f/5, 50″ di esposizione, 6400 iso, migliorate in post produzione.
C’è un’emozione particolare nel puntare il telescopio non verso una nebulosa o una galassia lontana, ma verso un altro strumento, un gioiello della tecnologia umana che a sua volta scruta l’Universo: il James Webb Space Telescope (JWST). L’idea di poterlo immortalare dalla Terra, a 1,5 milioni di chilometri di distanza, può sembrare quasi irrealizzabile. Eppure, con costanza, tecnica e un pizzico di fortuna, questa sfida può essere vinta anche da un astrofilo appassionato.
Principi Astronomici di Base
Il JWST orbita nel punto lagrangiano L2, una posizione stabile ma non fissa, a differenza dei satelliti geostazionari. Questo significa che la sua luce è estremamente debole, intorno alla magnitudine apparente 22: un livello che richiederebbe ore di esposizione e strumenti professionali di grande diametro. Ma qui sta la sfida: riprenderlo non come una sorgente fissa, ma coglierne i riflessi, i cosiddetti flare, quando i suoi pannelli solari e le superfici riflettenti, combinando perfettamente orientazione e posizione, inviano verso la Terra un lampo luminoso di pochi secondi. Come gli storici flare dei satelliti Iridium, anche il JWST può occasionalmente regalare improvvisi balzi di luminosità, portandosi ben al di sopra della sua magnitudine media e divenendo accessibile a strumenti amatoriali. Fotografarlo significa avere pazienza, conoscere le tecniche giuste e, soprattutto, lasciarsi guidare dall’entusiasmo di inseguire un obiettivo che unisce scienza, passione e un pizzico di avventura. Per comprendere la difficoltà della ripresa, bisogna ricordare alcuni concetti essenziali. La magnitudine apparente misura la luminosità degli oggetti celesti visti dalla Terra: più il numero è alto, più l’oggetto è debole. Un astro di magnitudine 22 è praticamente invisibile per strumenti amatoriali e richiede grandi telescopi e lunghe esposizioni.
Il problema, però, è che il JWST non è fermo. Si muove rispetto alle stelle di fondo e questo movimento impedisce di accumulare lunghe esposizioni senza vederlo “spostarsi” nel campo. Dopo 10–20 secondi, a seconda della focale, l’oggetto non si trova più nella stessa posizione e non può essere sommato come una galassia o una nebulosa. Di conseguenza, nella pratica amatoriale tradizionale, non si fotografa il Webb alla sua luminosità media, ma si spera di coglierne un flare: un riflesso speculare che può portare la sua luminosità anche 5 magnitudini sopra il normale, rendendolo improvvisamente visibile.
Un paragone utile sono i satelliti Iridium, che negli anni 2000 hanno stupito migliaia di appassionati con spettacolari bagliori: da una magnitudine tipica di 2–3 fino a picchi di –7 e oltre, visibili a occhio nudo e più brillanti di Venere. Un fenomeno raro ma documentato, che mostra quanto le riflessioni possano alterare la visibilità di un satellite.
Pianificare dell’Osservazione
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Il primo passo per tentare la “caccia al Webb” è procurarsi le effemeridi aggiornate, cioè le coordinate di posizione del telescopio rispetto al cielo. Queste si possono ottenere attraverso servizi come NASA JPL Horizons, che permettono di scaricare file compatibili con software di pianificazione come Ekos, SharpCap o NINA.
Vi descrivo la procedura:
Collegarsi a https://ssd.jpl.nasa.gov/horizons/.
Target body: JWST (codice “-170”).
Inserire le coordinate del proprio sito in Observer Location.
Intervallo temporale: 5 min o meno per un tracciamento accurato.
Esportare in formato CSV o TXT, pronti per l’import nei software di puntamento o guida.
Tuttavia, c’è un avvertimento importante: seguire il Webb come un satellite e accumulare pose lunghe non funziona con telescopi medi e piccoli, perché la magnitudine media di 22 rimarrebbe fuori portata, oltre ad avere le stelle di fondo strisciate.
La strategia varia quindi in base allo strumento:
Con telescopi di grande diametro e camere idonee è teoricamente possibile tentare un inseguimento diretto, sincronizzando la montatura con l’orbita del JWST.
Con telescopi amatoriali, si punta a sfruttare i flare: si lavora in modalità classica, con inseguimento siderale, accettando che il Webb si muova lentamente sul campo. L’obiettivo non è accumulare la sua debole luce continua, ma catturare i rari momenti in cui riflette abbastanza da diventare visibile.
È fondamentale scegliere serate stabili, con cielo limpido e senza Luna, perché la debolezza intrinseca del segnale non perdona disturbi. La pazienza è parte integrante del metodo: non si può prevedere con precisione quando avverrà il flare, ma solo perseverare finché non si presenta.
Strumentazione
Per la mia esperienza ho utilizzato il mio telescopio Eurinome, configurazione Newton, diametro 310 mm, f/5, focale 1550 mm, montato su una Astro-Physics 1200: una montatura robusta e precisa, in grado di garantire inseguimenti affidabili per ore senza autoguida.
Il telescopio Eurinome Newton 310 mm f/5 con montatura Astro-Physics 1200, camera ASI 183MM e paraluce installato, all’interno della cupola dell’osservatorio astronomico Arrakis (Montorio al Vomano).
Elemento chiave del setup è stata la camera ASI 183MM monocromatica, scelta per la sua elevata sensibilità e per la capacità di registrare dettagli molto deboli con tempi relativamente brevi. In un contesto di ricerca di flare, dove la luminosità varia bruscamente e non si può contare su lunghe esposizioni, la sensibilità della camera è fondamentale per riuscire a “bloccare” anche i lampi più fugaci.
Il software di acquisizione scelto è stato SharpCap, che offre una funzione molto utile per questi casi: il live stack. In pratica, invece di sommare lunghe pose, si accumulano in tempo reale tanti scatti brevi (nel mio caso, 15 pose da 10 secondi ciascuna, per un totale di 150 secondi). Questo metodo impedisce che i flare, essendo brevissimi, vengano “spalmati” e cancellati dalla media del fondo cielo. Infatti, nelle immagini finali in una singola posa compaiono tre flare distinti, separati da spazi neri: il segno evidente del movimento del Webb e della sua natura intermittente.
Un altro accessorio importante, spesso sottovalutato, è stato il paraluce. Nel caso di un telescopio Newtoniano, dove la camera si trova in prossimità dell’ingresso del tubo ottico il paraluce aiuta a ridurre riflessi parassiti provenienti dal monitor del computer riflessi dalle pareti della cupola all’interno dell’osservatorio. Altro aspetto positivo del paraluce, e quello di limitare l’ingresso di umidità e polvere. Per i lettori meno esperti, ecco qualche termine chiave:
Live stack: tecnica che somma in tempo reale molte pose brevi, migliorando il segnale senza rischiare mosso o saturazioni.
Binning: modalità che unisce i pixel della camera in gruppi, aumentando la sensibilità a scapito della risoluzione.
Gain: amplificazione elettronica del segnale, utile per rendere visibili dettagli molto deboli, ma da dosare con cura per evitare rumore.
Camera ASI 183MM monocromatica della ZWO usata dall’autore.
Questi strumenti, se usati con criterio, permettono di avvicinare risultati scientificamente utili anche con setup non professionali.
Strategia di Ripresa
La vera strategia, al di là della tecnica, è stata la pazienza. Non basta una notte fortunata: nel mio caso sono servite tre serate consecutive da circa tre ore ciascuna prima di ottenere il risultato. Il Webb era lì, invisibile, e solo quando la geometria della riflessione ha inviato un lampo verso la Terra si è materializzato nell’immagine. Questo aspetto è cruciale: i flare non sono frequenti, dipendono dall’orientazione del telescopio e dalla posizione relativa osservatore–Sole–JWST. La perseveranza, quindi, diventa parte integrante del metodo osservativo: non arrendersi al primo tentativo, ma insistere finché la combinazione non si realizza. Un esempio concreto del fenomeno dei flare lo avevo già documentato anni fa con i satelliti Iridium, famosi per i loro improvvisi bagliori. Nel mio caso, l’Iridium 55 passò da una magnitudine di circa +2.5 a un incredibile –7, ben visibile a occhio nudo. Il video è disponibile su youtube: https://www.youtube.com/watch?v=5vf8CUoGsE8
Gli Iridium e i loro spettacolari flare
I satelliti Iridium, lanciati a partire dagli anni ’90 per fornire copertura telefonica globale, hanno fatto la gioia di migliaia di appassionati grazie ai loro riflessi speculari: bagliori improvvisi e intensissimi, visibili persino a occhio nudo. Da magnitudini di 2–3 potevano raggiungere picchi di –7, più brillanti di Venere. Con il lancio della nuova costellazione Iridium NEXT, i vecchi satelliti sono stati progressivamente dismessi. La maggior parte è stata deorbitata tra il 2017 e il 2019: sono stati portati su orbite più basse per assicurare il rientro atmosferico e la completa disintegrazione, nel rispetto delle normative sui detriti spaziali. Per approfondire la storia e il “pensionamento” dei vecchi Iridium, segnalo un interessante video ufficiale: 👉https://www.youtube.com/watch?v=q2lVFvg69Fc
Elaborazione dei Dati
Una volta catturate le immagini, arriva il momento dell’elaborazione. Ho scelto di usare Astra Image, un software semplice ma efficace che permette di agire sui parametri essenziali senza cadere nella tentazione di “abbellire” artificialmente il risultato.
Fotogramma originale così come restituito da SharpCap, con il JWST appena percettibile sul monitor ma probabilmente non distinguibile nella stampa, in quanto il segnale è ancora sommerso dal rumore di fondo.
Trattandosi di fotografie a carattere scientifico, è sconsigliabile usare software con ritocchi basati su intelligenza artificiale o su algoritmi di abbellimento: il rischio è introdurre artefatti, cioè dettagli inventati che non esistono davvero. Per aumentare la leggibilità del segnale, ho regolato soltanto luminosità, contrasto ed esposizione, in due passaggi successivi. Infine, ho applicato una leggera correzione con lo strumento shadows per mantenere un fondo nero uniforme, senza però cancellare tracce reali.
È importante precisare che l’immagine presentata mostra l’intero campo inquadrato dalla camera ASI 183MM, pari a circa 0,4 gradi di lato maggiore, necessario per mantenere nel fotogramma il telescopio spaziale durante l’intera sessione. Tuttavia, l’elaborazione del fotogramma a pieno campo non è sufficiente: il segnale del JWST rimane troppo debole per essere distinto a occhio nudo. Per documentare correttamente il fenomeno, il dettaglio deve quindi essere isolato e ingrandito, così da consentire un’analisi visiva precisa del segnale.
Dettaglio ingrandito del medesimo campo, elaborato con Astra Image. L’ottimizzazione di contrasto e luminosità rende leggibili i flare più deboli, mantenendo inalterata la struttura reale dell’immagine.
Risultati e Analisi delle Immagini
L’analisi delle immagini ha permesso di isolare e identificare con chiarezza i flare attribuibili al telescopio spaziale James Webb. Per mostrare l’evoluzione del fenomeno nel tempo, sono state selezionate tre pose consecutive, acquisite a intervalli di pochi minuti.
Nella prima immagine (a sinistra) non è presente alcun segnale: rappresenta una delle numerose esposizioni “neutre”, prive di flare, e costituisce quindi un utile riferimento per il fondo cielo.
Nella seconda e nella terza immagine (al centro e a destra) si nota invece la comparsa di un segnale luminoso debole ma coerente, evidenziato da un cerchio giallo.
Una linea di riferimento blu, tracciata tra due stelle fisse, consente di visualizzare con precisione lo spostamento apparente del telescopio nel campo: nel secondo fotogramma il flare non tocca ancora la linea, mentre nel successivo si posiziona esattamente su di essa. Questo semplice confronto temporale evidenzia il moto del JWST rispetto allo sfondo stellare, confermando l’autenticità del fenomeno e la corretta identificazione del segnale.
Sequenza di tre fotogrammi al JWST – 17 settembre 2025. A sinistra: immagine di riferimento priva di flare. Al centro e a destra: comparsa del segnale luminoso attribuito al JWST, evidenziato dal cerchio giallo. La linea blu, tracciata tra due stelle fisse, mostra lo spostamento apparente del telescopio tra due pose separate da circa sette minuti.
Pur trattandosi di immagini non spettacolari dal punto di vista estetico, il loro valore scientifico e didattico è notevole: esse dimostrano la possibilità, con strumentazione amatoriale e un’analisi accurata, di documentare da Terra la presenza di un telescopio spaziale posto a circa 1,5 milioni di chilometri. Nel complesso, il fenomeno è stato osservato per circa 9 minuti e 40 secondi, oltre i quali, negli scatti successivi, non si sono più registrate riflessioni. Il primo scatto è iniziato alle 23:38:25 del 17 settembre 2025 con una posa di 100 secondi, terminata alle 23:40:05. Un secondo flare è stato documentato nello scatto successivo, iniziato alle 23:41:35 e durato 110 secondi, conclusosi alle 23:43:25. Infine, il terzo scatto, avviato alle 23:45:35 e durato 150 secondi, ha rappresentato il risultato più significativo, rivelando tre flare ben distinti fino alle 23:48:05.
Ciò ad indicare chiaramente la natura transitoria dei flare, legati alla precisa geometria sole–telescopio–terra.
Questa sequenza temporale precisa non solo documenta il fenomeno, ma costituisce anche un riferimento metodologico: la necessità di annotare con rigore gli orari e la durata degli scatti si rivela fondamentale per lo studio e la ripetibilità dell’esperimento. L’esperienza ha inoltre permesso di individuare che, per la configurazione e gli strumenti utilizzati, un tempo di 150 secondi rappresenta l’esposizione ottimale: abbastanza lunga da accumulare segnale sufficiente, ma non così estesa da diluire i brevi lampi di luce del JWST.
Consigli Pratici e varianti
Per chi volesse cimentarsi in questa avventura, ecco alcuni suggerimenti:
Usare un paraluce per ridurre riflessi parassiti.
Fare i dark frame per eliminare il rumore della camera e migliorare la qualità del segnale.
Preferire pose brevi e live stack rispetto a lunghe esposizioni.
Non scoraggiarsi: i flare non seguono effemeridi prevedibili come accadeva per gli Iridium, servono pazienza e perseveranza.Cielo buio e limpido, senza Luna, anche la minima foschia può cancellare il segnale.
Quota del target ≥ 30° sull’orizzonte.
Orologio del PC sincronizzato via NTP entro 1 s per confrontare con precisione i tempi dei flare.
Non utilizzare lo spianatore di campo. Nel caso di un Newton, il centro del campo è già corretto ed è proprio lì che si concentra l’informazione utile. Inserire un correttore significa introdurre un gruppo ottico di più lenti che inevitabilmente riduce la luminosità e la risoluzione centrale. Meglio sfruttare l’ottica nativa, perché in questo tipo di riprese serve ogni fotone disponibile.
Per chi dispone di telescopi di grande diametro, è possibile tentare l’inseguimento del JWST con effemeridi precise e software di tracking; per strumenti più piccoli, invece, la soluzione realistica resta la ricerca dei flare.
Un ultimo consiglio riguarda la condivisione dei risultati. Annotare con precisione date, orari, parametri di ripresa e condizioni osservative consente sia di confrontarsi con altri astrofili, sia di fornire dati utili alla comunità scientifica amatoriale. Pubblicare immagini e sequenze accompagnate da note tecniche non solo valorizza lo sforzo, ma stimola altri appassionati a cimentarsi in questa sfida affascinante.
Conclusioni
Fotografare il James Webb dalla Terra è una sfida che unisce tecnica, passione e un pizzico di fortuna. Non si tratta di ottenere immagini spettacolari, ma di dimostrare che, con mezzi amatoriali e tanta costanza, è possibile catturare la presenza di un colosso tecnologico che opera lontano dalla nostra atmosfera. In questa esperienza personale, la pazienza è stata la chiave: ore di tentativi, serate senza risultati, fino al lampo inatteso che ha rivelato il Webb nel mio campo. Un successo che non appartiene solo al singolo astrofilo, ma a tutta la comunità degli appassionati che, notte dopo notte, continua a trasformare un hobby in ricerca, curiosità in scoperte, sogni in immagini reali. L’esperimento ha anche dimostrato come, anche con strumenti amatoriali opportunamente configurati, sia possibile documentare con precisione fenomeni luminosi in rapido movimento come i flare artificiali. La metodologia adottata — basata su tempi di esposizione calibrati, registrazione accurata degli orari e confronto fotometrico — si è rivelata efficace per l’identificazione e l’analisi del fenomeno. Questa ricerca apre le porte a successivi sviluppi in campo astrometrico e fotometrico, ambiti nei quali sarà possibile misurare con maggiore accuratezza traiettorie, intensità e variazioni di luminosità. Tali approfondimenti dovranno essere pianificati con procedure di acquisizione e analisi più strutturate, per estendere l’esperimento a un contesto osservativo sistematico. E forse, più di ogni altra cosa, questa esperienza invita a guardare ancora, ricordandoci che anche un medio telescopio, se guidato dalla passione, può toccare l’infinito.
Scheda Tecnica di Acquisizione
Parametro Valore/Strumento Telescopio Newton Eurinome 310 mm f/5 Focale 1550 mm Montatura Astro-Physics 1200 Camera ASI 183 monocromatica Software acquisizione SharpCap Modalità Live Stack Numero pose per stack 15 Tempo di posa per singolo 10 s Tempo totale per stack 150 s Gain 300 Binning 3×3
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This image illustrates all three classes of the 99 telescopes planned for the southern hemisphere at ESO's Paranal Observatory, as viewed from the centre of the array. This rendering is not an accurate representation of the final array layout, but it illustrates the enormous scale of the CTA telescopes and the array itself.
Il 18 dicembre 2025 è iniziata ufficialmente la costruzione del Cherenkov Telescope Array Observatory (CTAO – vedi Coelum), una delle infrastrutture scientifiche più ambiziose mai realizzate nel campo dell’astrofisica delle alte energie. Una volta completato, il CTAO diventerà il più grande e potente osservatorio di raggi gamma sulla Terra, aprendo una nuova finestra sull’Universo. La cerimonia di inaugurazione si è svolta presso il sito meridionale del progetto, situato nel deserto di Atacama, in Cile. Qui, l’assenza quasi totale di inquinamento luminoso e le condizioni atmosferiche eccezionali rendono il cielo notturno un laboratorio naturale ideale per l’astronomia di precisione. Non a caso, l’Atacama ospita già alcune delle più importanti strutture osservative del mondo.
Inaugurazione del monumento della capsula del tempo al CTAO-sud (Crediti: ESO/CHEPOX)
Il CTAO è il risultato di una collaborazione scientifica internazionale che coinvolge istituti di ricerca, università e agenzie scientifiche di numerosi Paesi. In questo contesto, l’ESO (European Southern Observatory) riveste un ruolo centrale: è partner fondatore del progetto e ospita il sito meridionale dell’array, rafforzando ulteriormente il legame tra l’astronomia europea e il Cile.
«È un piacere assistere all’inizio della costruzione del sito meridionale qui a Paranal», ha dichiarato Xavier Barcons, Direttore Generale dell’ESO, durante la cerimonia inaugurale. Secondo Barcons, il CTAO rappresenta non solo un traguardo tecnologico e scientifico, ma anche un simbolo della cooperazione internazionale, capace di unire competenze, risorse e visioni diverse attorno a un obiettivo comune: comprendere meglio l’Universo. Il progetto consolida inoltre il ruolo del Cile come capitale mondiale dell’astronomia, un Paese che negli ultimi decenni ha saputo investire nella scienza e nella tutela dei cieli bui, diventando un punto di riferimento per la ricerca astronomica globale.
Il CTAO non è un singolo telescopio, ma un insieme di telescopi cooperanti, distribuiti su un’ampia area e progettati per lavorare in sinergia. Il loro obiettivo è osservare i raggi gamma, la forma di radiazione elettromagnetica più energetica conosciuta, prodotta da alcuni dei fenomeni più estremi dell’Universo, tra cui supernove ed esplosioni stellari catastrofiche, nuclei galattici attivi alimentati da buchi neri supermassicci,
I lavori di costruzione iniziano con la preparazione del sito e la posa delle fondamenta dei telescopi, affidati a un consorzio di aziende cilene. L’installazione dei primi strumenti è prevista entro la fine del 2026, mentre l’osservatorio entrerà progressivamente in funzione negli anni successivi. Una volta pienamente operativo, il CTAO consentirà studi rivoluzionari sull’origine dei raggi cosmici, sulla natura della materia oscura e sui meccanismi di accelerazione delle particelle nell’Universo.
Il CTAO non sarà solo un osservatorio, ma anche una piattaforma scientifica aperta alla comunità internazionale, favorendo l’accesso ai dati e la formazione di nuove generazioni di ricercatori.
Fonte: European Southern Observatory – Press Release No. ESO2521
L'immagine ripresa dal Very Large Telescope (VLT) dell'ESO mostra il resto di supernova SNR 0509-67.5, formato da materiale in espansione ad alta velocità, espulso in seguito alla doppia esplosione di una nana bianca. Lo strumento MUSE installato sul VLT ha permesso di mappare la distribuzione di vari elementi chimici nel resto. In particolare, il calcio è mostrato in blu e forma due gusci concentrici, mentre l'idrogeno è rappresentato in tonalità arancio.
Credit: ESO/P. Das et al. / Stelle di Fondo (Hubble): K. Noll et al.
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![Figura 3 - Principio di funzionamento di un prisma compensatore della dispersione atmosferica; schema rielaborato da [2].](https://www.coelum.com/wp-content/uploads/2026/02/image3-1.jpeg)
![Figura 5 - Schema di funzionamento di un ADC con la rotazione di due prismi di Risley [1].
A sinistra compensazione minima (nulla), al centro massima, a destra modello economico ZWO.](https://www.coelum.com/wp-content/uploads/2026/02/image5-1024x507.png)
