Parco giochi stellare nella nube di Perseo

Protagonista di questa immagine – ripresa dallo Spitzer Space Telescope della Nasa – è la nube molecolare di Perseo, un complesso di gas e polvere che si estende per oltre 500 anni luce all’interno del Braccio di Orione, ad appena 1000 anni luce dal Sistema solare, in direzione della costellazione di Perseo, da cui prende il nome. Sede di un’abbondanza di giovani stelle, ha attirato l’attenzione degli astronomi per decenni, e Spitzer non poteva non dare un’occhiata con i suoi potenti occhi infrarossi.

La nube molecolare di Perseo, un complesso di gas e polvere che si estende per oltre 500 anni luce, ospita un’abbondanza di giovani stelle. In questa immagine è stata ripresa dallo Spitzer Space Telescope della Nasa. Situata ai margini della Costellazione del Perseo, la nube si trova a circa mille anni luce dalla Terra. Crediti: Nasa/Jpl-Caltech.

Lo strumento Spitzer Multiband Imaging Photometer (Mips) ha catturato questa immagine durante la cold mission di Spitzer, iniziata nel 2003 e terminata nel 2009, quando a bordo è finito l’elio, il liquido che serviva per raffreddare il telescopio spaziale e consentire agli strumenti di funzionare a bassissime temperature. Da quel momento è iniziata la warm mission di Spitzer, che utilizza due moduli della InfraRed Array Camera (Irac) la cui sensibilità non è stata deteriorata dall’esaurimento dell’elio.

La luce infrarossa non può essere vista dall’occhio umano, ma tutti gli oggetti caldi, dai corpi umani alle nubi di polvere interstellare, la emettono. Le radiazioni infrarosse emesse dalla polvere generano gran parte del bagliore evidente nella nube molecolare di Perseo. Grappoli di stelle, come quelli presenti vicino al lato sinistro dell’immagine, emettono ancora più luce infrarossa e illuminano le nubi circostanti come il Sole illumina un cielo nuvoloso al tramonto. Gran parte della polvere vista in questa zona emette poca o nessuna luce visibile (in effetti, la polvere blocca la luce visibile) e viene quindi rivelata più chiaramente con osservatori a infrarossi come Spitzer.

Questa immagine mostra la posizione e le dimensioni apparenti della nube molecolare di Perseo nel cielo notturno. Situata ai margini della costellazione di Perseo, il complesso di gas e polvere si trova a circa 1000 anni luce dalla Terra e ha un’estensione di circa 500 anni luce. Crediti: Nasa/Jpl-Caltech

Sul lato destro dell’immagine c’è un gruppo luminoso di giovani stelle noto come Ngc 1333, che Spitzer ha osservato più volte. Si trova a circa 1000 anni luce dalla Terra. Sembra lontano, ma in realtà è molto vicino rispetto alle dimensioni della nostra galassia, il cui diametro è di circa 100mila anni luce. La vicinanza di Ngc 1333 e le forti emissioni a infrarossi l’hanno resa ben visibile agli astronomi già dai tempi in cui sono stati utilizzati i primi strumenti a infrarossi. Alcune delle sue stelle furono osservate per la prima volta a metà degli anni ’80 con l’Infrared Astronomical Survey (Iras), una missione congiunta tra Nasa, Regno Unito e Paesi Bassi. Iras è stato il primo telescopio spaziale a infrarossi e ha osservato il cielo a lunghezze d’onda infrarosse bloccate dall’atmosfera terrestre, regalandoci la prima vista in assoluto dell’universo a quelle lunghezze d’onda.

Su Ngc 1333 sono stati scritti più di 1200 articoli, ed è stata studiata in altre lunghezze d’onda della luce da numerosi satelliti, incluso lo Hubble Space Telescope, che rileva la luce per lo più visibile, e l’osservatorio a raggi X Chandra della Nasa. Molte giovani stelle dell’ammasso stanno espellendo enormi quantità di materiale – lo stesso materiale che forma la stella – nello spazio. Quando il materiale viene espulso, si riscalda e si scontra con il mezzo interstellare circostante. Questi fattori fanno irradiare i getti in modo molto brillante e possono essere visti molto bene dagli astronomi, che nel complesso riescono ad avere una visione chiara di come le stelle passano da un’adolescenza a volte turbolenta all’età adulta, più calma.

Altri ammassi di stelle visibili al di sotto di Ngc 1333 sono circondati da un affascinante mistero: sembrano contenere stelle neonate, adolescenti e adulte. Secondo Luisa Rebull, astrofisica dell’Infrared Science Archive della Nasa che ha studiato Ngc 1333 e alcuni degli ammassi sottostanti, un mix così fitto ed eterogeneo in termini di età è estremamente raro. Sebbene molte stelle possano formarsi insieme in gruppi ristretti, invecchiando tendono a spostarsi sempre più lontano, e vedere stelle di età così differenti così vicine fra loro fa sorgere qualche dubbio. «Questa regione», dice Rebull, «ci sta indicando che c’è qualcosa che non abbiamo ancora capito sulla formazione stellare».

Immagine annotata della nube molecolare di Perso, fornita dallo Spitzer Space Telescope della Nasa, che mostra la posizione di vari ammassi stellari, tra cui Ngc 1333. Crediti: Nasa/Jpl-Caltech

Dalle prime osservazioni di Iras, i nuovi strumenti caratterizzati da una sensibilità molto migliore hanno permesso di svelare alcuni dei misteri della regione. Il 30 gennaio 2020 la Nasa manderà in pensione lo Spitzer Space Telescope, ma la sua eredità ha spianato la strada ai prossimi osservatori spaziali, tra cui il James Webb Space Telescope, che osserverà nell’infrarosso e permetterà agli astronomi di addentrarsi in questa regione e scorgerne particolari che miglioreranno ulteriormente la comprensione dell’universo.

Per saperne di più sullo Spitzer Space Telescope:

Natale 1758, la notte in cui divenimmo newtoniani

Samuel Scott, “La cometa di Halley vista dal Tamigi nel 1759”

Non c’è nulla di più appropriato al Natale di una cometa. Deve averlo pensato anche Johann Georg Palitzsch in quella fatidica serata del 25 dicembre del 1758, quando si apprestò a scandagliare il cielo di Prohuis, un località non lontana da Dresda, con il suo enorme riflettore newtoniano da 2 metri e mezzo, oscillando in un lento zig-zag tra le stelle dei Pesci. Nella gelida oscurità invernale il triangolo estivo splendeva basso sull’orizzonte occidentale, accompagnato da un brillante Saturno più a meridione, mentre Andromeda e Cassiopea occhieggiavano altissime a sud. Il benestante agricoltore tedesco, un astrofilo appassionato e competente, aveva appena terminato le sue osservazioni di routine sulla stella variabile Mira Ceti, non molto distante da quella zona di cielo, e aveva deciso di sorvegliare la sovrastante regione intorno all’eclittica dove i calcoli di matematici ben più blasonati ipotizzavano l’incipiente riapparizione di una cometa studiata da Edmund Halley. Non immaginava certo – dopo due falsi allarmi nell’autunno del 1757 e nell’agosto del 1758 – di imbattersi in una debole nuvoletta sfocata che si sarebbe rivelata la prima e la più celebre cometa periodica della storia. Lo stesso Halley, colpito dall’astro chiomato osservato personalmente nel 1682, aveva individuato i possibili passaggi precedenti, ma ne aveva stabilito il periodo orbitale con larghissima approssimazione, visto che gli intervalli di invisibilità oscillavano tra i 75 e i 76 anni, e dunque gli astronomi procedevano a tentoni, chiedendosi se l’intuizione dell’inglese, supportata dalle teorie gravitazionali del collega Newton, potesse davvero offrire il riscontro di un nuovo spettacolo celeste.

All’indomani dell’avvistamento, la sera del giorno di Santo Stefano, Palitzsch tornò ansioso a rivolgere il suo strumento tra le stelle epsilon e delta dei Pesci, e l’oggetto diffuso era ancora lì, non coincidente con alcuna nebulosa conosciuta e leggermente spostato nel campo dell’oculare. Non indugiò oltre e scrisse al suo concittadino e corrispondente professionista Christopher Hoffmann, che ripeté anch’egli l’avvistamento con il suo riflettore ben più piccolo e notò il movimento verso nordovest dell’astro, un chiaro segno della sua caratteristica orbita retrograda rispetto ai pianeti. Era la conferma definitiva: la cometa di Halley era ritornata per davvero!

Nel frattempo anche il promettente giovane osservatore Charles Messier, ignaro della scoperta, continuava a cimentarsi ormai da ben diciotto mesi nella ricerca dello stesso astro chiomato dall’osservatorio di Cluny, diretto dal decano Joseph Nicholas Delisle, e fu solo la notte del 21 gennaio 1759 che i suoi sforzi furono coronati dal successo, all’oculare di un telescopio da un metro e mezzo. Il dispotico direttore, anche lui ancora non a conoscenza dell’impresa di Palitzsch, pretese che le osservazioni proseguissero fino al 14 febbraio, quando la cometa scomparve nel bagliore del sole al tramonto, e anche nel mese che durò la congiunzione con la nostra stella si ostinò a non rendere pubblica l’identificazione, nonostante l’orbita calcolata con buona approssimazione permettesse di tracciare l’astro ormai brillante tra le prime luci dell’alba del primo aprile. Tale era la sua arrogante confidenza nel monopolio dell’impresa, dal momento che dalla patria di Newton e Halley non giungevano notizie osservative preoccupanti. Fu solo all’inizio di quel mese, quando Delisle e Messier presentarono trionfalmente i loro risultati all’accademia delle scienze di Parigi e al re, che emerse la pubblicazione tedesca di Hoffman, sottraendo amaramente il primato ai due francesi.

Il cielo a Dresda la notte di Natale del 1758 (19:23 Tmec). La cometa di Halley è solo un tenue batuffolo nella costellazione dei Pesci (cliccare per ingrandire). Crediti: Giangiacomo Gandolfi/Stellarium

Ma perché fu così difficile catturare il ritorno della Halley? E perché Palitzsch risultò l’inaspettato vincitore della caccia all’oggetto celeste? Per capirlo bisogna fare un passo indietro e tornare al passaggio precedente, ai tempi di Newton. Era stata la teoria del genio britannico a permettere di costruire modelli realistici del moto degli astri chiomati, inizialmente parabole che descrivevano in modo soddisfacente il tratto dell’orbita intorno al perielio, ma Halley con oscura intuizione provò ad utilizzare geometrie ellittiche e si rese conto che almeno una delle comete che aveva studiato in un lungo lavoro d’archivio sembrava ripresentarsi regolarmente, confermando la possibilità di un cammino chiuso e periodico. Quella cometa, il cui passaggio del 1682 lo aveva particolarmente colpito, sembrava ricomparire ad intervalli irregolari, tra 75 e 76 anni e la fonte della variabilità, coerentemente con lo splendido edificio fisico eretto da Newton, non poteva che essere l’influenza gravitazionale dei corpi più grandi che incontrava nel tratto più lontano del suo percorso: Giove e Saturno. Descrivere questa attrazione addizionale rispetto a quella del Sole era però un’impresa sovrumana da un punto di vista matematico. Neanche il calcolo delle flussioni inventato da Newton era in grado di fornire soluzioni semplicemente calcolabili per un sistema di tre e più corpi, e Halley dovette accontentarsi di un intervallo di incertezza di ben seicento giorni per il perielio successivo.

Dall’alto a sinistra, in senso orario: Jerome Lalande, Nicole-Reine Lepaute, Johann Georg Palitzsch e Alexis Clairaut

Dopo la morte dell’Astronomo Reale la sfida passò alla nuova generazione di matematici e fisici francesi che sotto l’influenza di Voltaire rifiutarono i modelli dei vortici di Cartesio per rivolgersi anch’essi alla fisica di Newton. Uno in particolare di questi ingegni, particolarmente dotato ed ambizioso, era Alexis Clairaut, che si ripromise insieme al collega astronomo Jerome Lalande di giungere per approssimazioni numeriche successive all’agognato risultato. Si trattava di quantità sterminate di calcoli, che però potevano essere affrontate in parallelo da più matematici. Clairaut si dotò dunque di una vera squadra di calcolatori umani: lui, Lalande e la straordinaria amica di Lalande di nome Nicole-Reine Etable de la Brière, una dama della ricca borghesia parigina che aveva sposato l’orologiaio reale Jean Andrè Lepaute e che aveva un incontestabile talento matematico. La collaborazione andò avanti per mesi a partire dal giugno del 1758 e non si accontentò dell’ultima orbita della cometa: con una procedura passo per passo e una enorme quantità di controlli incrociati affrontò il cammino della Halley a partire dal passaggio del 1531. Alla fine di settembre i tentativi osservativi di identificazione dell’astro già si moltiplicavano e Clairaut e i suoi colleghi, sotto pressione, decisero di accelerare il processo trascurando la componente gravitazionale di Saturno. A metà novembre vennero presentati i risultati del titanico processo di fronte all’Accademia delle Scienze, e il matematico dichiarò che la cometa sarebbe passata al perielio il 14 aprile dell’anno successivo con una incertezza della stima di circa un mese (dimenticando maliziosamente di citare il contributo fondamentale della povera Lepaute: l’esordio di un’esecrabile tradizione di sessismo nei confronti delle astronome calcolatrici). Si trattava di una performance straordinaria, nonostante le critiche ingenerose che in seguito piovvero su Clairaut da parte del suo rivale D’Alembert: l’errore era calato da un anno a un mese, praticamente un fattore dieci, e nel 1682 il matematico affinò ulteriormente i suoi calcoli giungendo a un perielio stimato ad appena 19 giorni di distanza da quello effettivo del 13 marzo. Un confronto con gli odierni modelli di integrazione orbitale mostra che sei giorni di errore erano dovuti al trascurare l’influenza di Urano e Nettuno, sei giorni derivavano dall’esclusione dal calcolo delle perturbazioni dei quattro pianeti di tipo terrestre, quattro dagli errori nelle masse stimate di Giove e Saturno e tre da altre cause minori.

Il Planisfero su cui Delisle e Messier tracciarono in forma ovale le finestre di cielo in cui identificare la cometa di Halley, rispettivamente per 25 e 35 giorni prima del perielio.

Sia come sia, la relazione di Clairaut collocò solidamente l’arrivo della cometa nella prima parte del 1759, motivando ulteriormente gli astronomi già al lavoro. Tra questi spiccava appunto Delisle con il suo fidato assistente osservatore Messier, che erano tra i pochi ad avere intuito che il telescopio forniva un mezzo potente per anticipare l’avvistamento, ma al tempo stesso si erano intestarditi a restringere le zone di cielo in cui cercare l’astro a partire da una supposizione troppo conservativa. Secondo i due, la Halley sarebbe dovuta essere visibile all’oculare tra i 35 e i 25 giorni prima del perielio e questo forniva, attraverso laboriosi calcoli, una ben precisa finestra di firmamento da sorvegliare. Non era una cattiva intuizione in assoluto: col passare dei mesi questa finestra scivolava lungo lo zodiaco e in effetti alla fine di gennaio, a poco più di un mese e mezzo di distanza dal perielio del 13 marzo, la cometa vi apparve puntualmente. Peccato che – come annotò onestamente Messier nella sua Memoria al riguardo – l’uso del telescopio avrebbe consentito agevolmente di anticipare l’avvistamento, stimato troppo pessimisticamente da Delisle sulla base delle luminosità percepibili a occhio nudo nei passaggi precedenti. In effetti, intorno al Natale del 1758, nei rari momenti di sereno, Messier cercava nel Capricorno, mentre l’astro chiomato ancora veleggiava quietamente nei Pesci. Palitzsch invece, anche lui tra i pochi ad avvantaggiarsi dell’utilizzo di un telescopio, non si era limitato alle zone nei pressi del Sole, ma aveva spaziato con ottimismo a zig-zag lungo l’eclittica introducendo la tecnica di “spazzolamento alla cieca” sulla volta celeste che sarebbe divenuta nelle occasioni successive la marca di fabbrica dello stesso Messier, destinato a divenire uno dei più provetti cacciatori di comete della storia. Così quella fatidica notte natalizia il ricco e modesto agricoltore astrofilo catturò per primo il fievole bagliore dell’astro più atteso della storia, battendo incidentalmente sul tempo Delisle e Messier.

Quel cielo di tardo dicembre segnò una svolta decisiva nell’evoluzione del pensiero scientifico. Gli ultimi epigoni delle teorie cartesiane scomparvero definitivamente nell’ombra e, grazie soprattutto all’opera di propaganda culturale di Voltaire, il newtonianesimo non incontrò più resistenze, aprendo la strada al trionfalismo meccanicistico della meccanica celeste di Laplace. A quel punto, tutto ormai sembrava deterministicamente predicibile.

Da allora la mela non fu più un simbolo del peccato, ma di libera conoscenza sempre a portata della mente umana e soprattutto emblema del seduttivo abbraccio dei corpi celesti, logo indimenticabile della legge di gravitazione universale.


Questo articolo fa parte della nostra rubrica mensile “I cieli stellati che cambiarono il mondo”, a cura di Giangiacomo Gandolfi, Stefano Giovanardi e Gianluca Masi (Planetario e Museo Astronomico di Roma). Qui l’elenco di tutti gli articoli della rubrica »

Per saperne di più:

  • Peter Broughton, “The first predicted return of Comet Halley”, JHA, 1985, XVI, 123-133
  • Gary Becker, “The Christmas Comet of Johann Palitzsch”, Griffith Observer, 1985, 49,12,1-15
  • Curtis Wilson, “Clairaut’s Calculation of the Eighteenth-Century Return of Halley’s Comet”, JHA, 1993, XXIV, 1-15
  • David Allan Grier, “The First Anticipated Return: Halley’s Comet 1758”, in When Computers were Human, Princeton University Press, 2005

Fusilli di luce per misurare lo spin del buco nero

Elaborazione grafica di F. Tamburini che mostra la struttura elicoidale della radiazione emessa dalle regioni circostanti un buco nero in rotazione

I risultati presentati in aprile dalla collaborazione Event Horizon Telescope (Eht) hanno avuto una grande eco scientifica e mediatica. E non potrebbe essere diversamente: queste osservazioni radio, oltre a produrre una grande messe di dati, tutt’ora in corso di analisi, hanno avuto il grande merito di trasformare il buco nero da un concetto teorico e matematico in un oggetto astrofisico “visibile” che ora può diventare l’obiettivo di future indagini sperimentali.  Il team italo-svedese di ricercatori composto da Fabrizio Tamburini, Bo Thidé e Massimo Della Valle, ha scoperto che le onde radio vicino al buco nero supermassiccio di M87 vengono letteralmente attorcigliate dal suo fortissimo campo gravitazionale come un fusillo e hanno usato questo effetto per misurare la velocità di rotazione del buco nero.  Una velocità straordinariamente alta a cui corrisponde una riserva di energia tra le più alte mai osservate  nell’universo.

Per quanto complessi possano essere, dalla conoscenza della rotazione e della massa dei buchi neri è possibile, attraverso semplici formule di relatività generale, derivare la quantità di energia ad essi associata. Nel 2011 è stato pubblicato un articolo in cui Fabrizio Tamburini e gli altri co-autori hanno dimostrato la possibilità di ricavare direttamente il valore della rotazione  (o spin) di un buco nero osservando la luce “attorcigliata” (twisted, in inglese)  attorno ad esso. La “torsione” della luce è un effetto ben studiato. Questa proprietà, nota anche come momento angolare orbitale della radiazione elettromagnetica, può essere utilizzata per aumentare la quantità di informazione trasportata dalla luce nella fisica del laser e nei sistemi di comunicazione classici e quantistici, fino alle onde radio. Le applicazioni di questa tecnica all’astrofisica sono ancora agli inizi, ma sembrano estremamente promettenti.

«Quando un buco nero ruota, trascina attorno a sé lo spazio-tempo e trasferisce ai fotoni che lo circondano un momento angolare che può essere caratterizzato e dal quale è possibile misurare la rotazione del buco nero stesso, secondo la tecnica sviluppata nel 2011», spiega Fabrizio Tamburini, responsabile di ricerca allo Zkm di Karlsruhe, in Germania, e primo autore dell’articolo. «I risultati che ora pubblichiamo confermano le previsioni di otto anni fa, e cioè che usando nuovi aspetti della relatività generale e della luce è possibile ottenere informazioni sulla rotazione del buco nero dai segnali radio emessi nelle sue vicinanze».

Con questo nuovo metodo gli autori sono stati in grado di misurare lo spin del buco nero supermassiccio situato nel centro di M87, una galassia dell’ammasso della Vergine distante circa 55 milioni di anni luce dalla Terra. Bo Thide – fisico teorico dei Laboratori Angstrom di Uppsala –  mette in evidenza un secondo importante risultato di questa ricerca: «se siamo riusciti a rilevare ed estrarre informazioni dai segnali radio “twisted” significa che essi trasportano informazioni su distanze di almeno decine di milioni di anni luce, proprio come fanno i “normali” segnali radio».

Il buco nero al centro di M87 è un “mostro” di circa 6,5 miliardi di masse solari.  Il valore dello spin del buco nero è rappresentato dal cosiddetto “parametro di Kerr” , ovvero il parametro di rotazione che può variare tra 0 e 1. Il caso 0 corrisponde al buco nero statico o buco nero di Schwarzschild. Nel caso del nuco nero di M87, Tamburini e collaboratori hanno trovato un valore di questo parametro di circa 0,9 che corrisponde ad una velocità di rotazione del buco nero pari a circa 0,4c (il 40 per cento  della velocità della luce) e ad una riserva di energia, immagazzinata come energia di rotazione, di circa 1063 erg.  «Questo valore è maggiore anche di decine di miliardi di volte quello dell’energia rilasciata dalle esplosioni di lampi gamma o dalle supernovae innescate dal collasso gravitazionale del loro nucleo», commenta Massimo Della Valle. «È  una riserva di energia tra le più grandi che abbia mai osservato: in grado di alimentare la luminosità dei quasar più brillanti per centinaia di milioni di anni».

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Un candito lungo 190 anni luce nel centro galattico

Sette milioni di miliardi di chilometri. Tale è l’ampiezza della regione al centro della Via Lattea rappresentata nell’immagine che vedete qui sotto. Una regione che ospita la più grande e densa raccolta di nubi molecolari della nostra galassia: addensamenti enormi e freddi contenenti gas e polveri sufficienti a formare decine di milioni di stelle come il Sole.

Immagine composita del centro galattico della Via Lattea ottenuta combinando osservazioni nell’infrarosso (in blu) e nel radio (in rosso) con le nuove osservazioni nelle microonde (in verde) effettuate dalla camera bolometrica Gismo. L’immagine rivela l’emissione da polvere fredda, alcune aree di vigorosa formazione stellare e filamenti formati ai bordi di una bolla formatasi da un potente evento al centro della galassia. L’immagine rappresenta una regione di circa 750 anni luce. Crediti: Nasa/Goddard Space Flight Center

Ben visibile a tinte rossastre al centro dell’immagine c’è un “oggetto” che per forma e colori ricorda quella di un bastoncino candito. Si allunga per circa 190 anni luce e ha una struttura tripartita, composta dalla regione chiamata Falce (The Sickle, al centro), dalla quella degli Archi (Arches, il “manico del bastoncino”) e dalla parte chiamata Arco Radio (Radio Arc).  Arco Radio che, insieme agli altri filamenti, meno visibili, ma comunque presenti, delinea i bordi di una grande bolla – situata nella regione luminosa conosciuta come Sagittarius A, a circa 27mila anni luce da noi – prodotta da un evento energetico avvenuto nel centro galattico.

Per realizzare questa straordinaria composizione, sono sttae utilizzate immagini acquisite nell’aprile e nel novembre 2012 nella lunghezza d’onda delle microonde dalla camera Gismo (Goddard-Iram Superconducting 2-Millimeter Observer), progettata e costruita al Goddard Space Flight Center della Nasa a Greenbelt, nel Maryland, e installata sul radiotelescopio di Pico Veleta, in Spagna.

«È stata una vera sorpresa vedere l’Arco Radio nei dati Gismo. La sua emissione proviene da elettroni ad alta velocità che si muovono a spirale in un campo magnetico, un processo chiamato emissione di sincrotrone», speiga Richard Arendt, membro del team Gismo e primo autore di uno dei due articoli che descrivono il risultato. «Un’altra caratteristica che Gismo vede, chiamata Falce, è associata alla formazione stellare e potrebbe essere la fonte di questi elettroni ad alta velocità».

Per ottenere l’immagine composita, oltre ai dati nelle microonde di Gismo (rappresentati con il colore verde), sono stati utilizzati i dati nel lontano infrarosso – ottenuti dal satellite Herschel dell’Agenzia spaziale europea – per sottrarre il contributo della polvere fredda, quelli nell’infrarosso (in blu) dello strumento Scuba-2 sul James Clerk Maxwell Telescope, alle Hawaii, e quelli in banda radio (in rosso) del Karl G. Jansky Very Large Array, nel New Mexico.

«Gismo osserva le microonde con una lunghezza d’onda di 2 millimetri, permettendoci di esplorare la galassia nella zona di transizione tra luce infrarossa e lunghezze d’onda radio più lunghe», dice Johannes Staguhn, astronomo della Johns Hopkins University di Baltimora e primo autore dell’altro articolo che descrive l’immagine. «Ognuna di queste porzioni dello spettro è dominata da diversi tipi di emissione, e Gismo ci mostra come siano collegate l’un l’altra».

L’immagine finale che emerge dalla combinazione dei colori è un’istantanea multicromatica dove blu e ciano rivelano la polvere fredda nelle nubi molecolari, in cui la formazione stellare è ancora agli inizi. Il giallo mostra invece la presenza di gas ionizzato, e dunque di fabbriche di stelle già più mature, nella zona degli archi che compone il manico del bastoncino di zucchero e nella nube molecolare Sagittarius B1. Infine, le regioni rosse e arancioni mostrano aree in cui si verifica l’emissione di sincrotrone, quella cioè che avviene nell’evidente filamento dell’Arco Radio e in Sagittarius A, la sorgente luminosa che ospita Sagittarius A*, il buco nero supermassiccio al centro della nostra galassia .

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Luna 2069: nello spazio con Luca Parmitano

Leo Ortolani torna a collaborare con l’Agenzia spaziale italiana e l’Agenzia spaziale europea per un nuovo volume spaziale: Luna 2069. L’occasione è doppia: Luca Parmitano comandante della Stazione spaziale internazionale e il cinquantenario dell’atterraggio dell’Apollo 11 sulla Luna.

L’esperienza di C’è spazio per tutti era stata particolarmente complicata per Ortolani, come ha raccontato durante l’incontro che ha concluso la serie di conferenze collaterali alla mostra Walking on the Moon presso l’Università Bicocca di Milano. Non solo la raccolta di informazioni, ma soprattutto l’impegno nel gestirle e metterle su carta ha fortemente influenzato la sua vita personale, tenendolo paradossalmente lontano dalla famiglia. E parte di questa esperienza personale, che lo aveva spinto all’inizio a rifiutare la nuova collaborazione, sembra essere confluita all’interno della storia personale di Fortunato, l’astronauta coprotagonista insieme a Rat-Man del volume, le cui fattezze sono prese in prestito da Luca Parmitano.

Fortunato, infatti, che ha da poco scoperto di essere stato escluso dalla missione che avrebbe dovuto riportare l’uomo sulla Luna, è ossessionato dalla sua missione spaziale. E questa ossessione lo tiene lontano dalla figlia e, in parte, anche dal vero senso dell’esplorazione spaziale. In qualche modo è proprio questa ricerca che attraversa l’intero volume di Ortolani, sia negli inserti storico-scientifici, che narrano della corsa allo spazio tra Stati Uniti d’America e Unione Sovietica, sia nel ritorno sulla Luna di Fortunato e Mr. Musk.

Quest’ultimo è il personaggio interpretato da Rat-Man, che da parodia di supereroe diventa, in un certo senso, attore in quello che può essere considerato il secondo blockbuster spaziale di Ortolani. La presenza del personaggio con la maschera da topo dà al tempo stesso continuità narrativa con C’è spazio per tutti, anche grazie a un riferimento esplicito a quel primo volume, ma anche rottura con quel lavoro, visto che in questa occasione Rat-Man veste i panni di un ricco magnate impegnato a tornare sulla Luna, così come il suo epigono nella vita reale, Elon Musk, è impegnato a portare l’uomo su Marte. Ovviamente il ruolo che interpreta non snatura il personaggio, ingenuo, ma anche idiota, e soprattutto mai domo, sempre pronto a intraprendere nuove sfide.

Luna 2069, dunque, viaggia sul filo della parodia: quella nei confronti di Musk, quella nei confronti della società moderna, così concentrata su se stessa e sulle interazioni social, piuttosto che sociali, ma anche quella nei confronti della scienza, che viene comunque vista con rispetto, ma sempre scherzandoci su. D’altra parte Ortolani conta, nel suo passato, anche serie come Le meraviglie della natura e Le meraviglie della tecnica, dove ha spesso dato la sua visione ironica e divertente degli argomenti scientifici, mescolandoli anche con la satira politica, presente, sebbene un po’ sottotraccia, anche in questo Luna 2069. D’altra parte in un paio di scene ci sono espliciti riferimenti all’attuale situazione difficile della ricerca nel reperimento dei fondi, mentre lo stesso senso di fallimento di Fortunato, vittima di una folle meritocrazia politicizzata, è specchio della situazione di molti precari che gravitano e hanno gravitato intorno alle istituzioni di ricerca italiane.

Se tutto ciò fornisce un senso di malinconia che fa da contraltare alle gag ideate da Ortolani, la struttura più prettamente tecnica risulta particolarmente curata ed efficace nel trasmettere tutte queste sensazioni. Ancora di più che in C’è spazio per tutti, questo Luna 2069 presenta molte splash page, dettagliate ma anche spettacolari, tutte disegnate con il tipico stile kirbiano dell’autore. C’è, però, anche un certo gusto cinematografico, quasi kubrickiano, in molte di queste splash page: personaggi solitari su uno sfondo vuoto e completamente bianco, oppure semplici dettagli su sfondo completamente bianco, mai messi realmente al centro della scena, quasi a voler trasmettere il senso di vuoto dell’universo. E Stanley Kubrick viene anche esplicitamente citato in una delle scene più divertenti di tutto il volume [spoiler alert]: Fortunato e Mr. Mask riescono non solo a tornare sulla Luna, ma anche a viaggiare nel tempo fino al 2069 dove li attendono i dipendenti dell’azienda di Mask. Qui sulla Luna, però, i due viaggiatori dello spaziotempo scoprono un po’ di cimeli lunari lasciati dalle missioni Apollo, inclusa la sedia da regista di Kubrick. Secondo alcune teorie complottiste, infatti, il video dell’allunaggio venne girato in un teatro di posa proprio dal regista di 2001: Odissea nello spazio. La scena, dunque, risulta una perfetta risposta ai complottisti lunari, che peraltro finanziano il viaggio di Mask sulla Luna nella speranza che possa smentire l’allunaggio: se il video è stato girato da Kubrick, allora anche il regista è stato sulla Luna, suggerisce questa splendida vignetta di Ortolani.

Non è l’unica chicca presente nel volume (altre, più scientifiche, le potrete scoprire su Edu Inaf), ma dà indubbiamente la misura di quanto Ortolani non abbia risparmiato, neanche in questa occasione, il suo spirito critico nei confronti dell’atteggiamento superficiale che molti adottano per approcciarsi al mondo, in particolare quello dell’informazione.

In conclusione, per ricchezza di spunti e intensità narrativa, Luna 2069 è indubbiamente uno dei lavori migliori di Ortolani, confermando per l’ennesima volta come sia ancora uno dei punti di riferimento più alti nel panorama fumettistico italiano.

Guarda su MediaInaf Tv l’intervista a Leo Ortolani:

 

Prima mappa della superficie di una pulsar

Simulazione di una possibile configurazione del quadrupolo magnetico per una pulsar con punti caldi solo nell’emisfero meridionale. Crediti: Gsfc/Nasa

Le pulsar sono stelle di neutroni che ruotano fino a centinaia di volte ogni secondo, irradiando ad intervalli regolari, sotto la spinta del potente campo magnetico che possiedono, radiazione elettromagnetica dai due poli: onde radio – da cui il nome di ‘pulsar’, sorgente radio pulsante, per le prime scoperte – ma anche radiazione X. Insomma, sono vere e proprie trottole spaziali, studiate per decenni con l’obiettivo di comprenderne il loro straordinario meccanismo di funzionamento.

Grazie alle osservazioni effettuate da luglio 2017 a dicembre 2018 con Nicer (Neutron star Interior Composition Explorer), il telescopio a raggi X a bordo della Stazione spaziale internazionale, capace di intercettare la radiazione X con una precisione 20 volte superiore di quanto fosse  possibile prima, due gruppi di scienziati sono ora riusciti a ottenere nuovi risultati su questi affascinanti oggetti astronomici.

«Là dal suo trespolo all’esterno della Stazione spaziale, Nicer sta rivoluzionando la nostra comprensione delle pulsar», dice Paul Hertz, direttore della divisione di astrofisica presso il quartier generale della Nasa a Washington. «Le pulsar sono state scoperte più di 50 anni fa come fari cosmici originati da stelle ollassate in nuclei densi, e mostrano un comportamento mai visto sulla Terra. Con Nicer possiamo sondare la natura di questi densi avanzi di stelle in modi che finora sembravano impossibili».

Lo strumento Nicer a bordo della Stazione spaziale. Crediti: Nasa

Ciò che i due gruppi di scienziati sono riusciti a ottenere sono le prime misurazioni precise e affidabili sia della dimensione che della massa della pulsar al millisecondo J0030 + 0451: una trottola da 205 giri al secondo a 1100 anni luce di distanza da noi, nella costellazione dei Pesci, che emette, oltre che nel radio, anche in banda X. I risultati sono riportati in una serie di sette articoli pubblicati su The Astrophysical Journal Letters, e ora disponibili online.

Il team guidato da Thomas Riley, dottorando di astrofisica computazionale all’università di Amsterdam, ha determinato per la pulsar una massa circa 1,3 volte quella del Sole e un diametro di 25.4 chilometri. L’altro team, guidato da Cole Miller dell’università del Maryland, ha stimato invece una massa di circa 1,4 volte quella del Sole con un diametro leggermente più grande, circa 26 km.

«Le misurazioni senza precedenti dei raggi X fatte da Nicer ci hanno permesso di effettuare i calcoli a oggi più precisi e affidabili delle dimensioni di una pulsar, con un’incertezza inferiore al 10 per cento» spiega Miller.

Crediti: Gsfc/Nasa

Come dicevamo in apertura, i ricercatori, effettuando simulazioni al computer, hanno anche ottenuto le prime mappe che siano state mai prodotte dei “punti caldi” – i cosiddetti hot spots – presenti sulla superficie di una pulsar. «Oltre a emettere nel radio, queste stelle emettono anche nella banda X», spiega a Media Inaf Antonino D’Aì, ricercatore all’Istituto di astrofisica spaziale e fisica cosmica dell’Inaf di Palermo ed esperto di pulsar, al quale abbiamo chiesto un commento. «L’emissione X proviene per la maggior parte da regioni piccole poste sulla superficie della stella di neutroni dette hot spots, le cui dimensioni e posizioni sulla superficie determinano il profilo dell’impulso pulsato. La forma, la temperatura e la posizione degli hot spots è una funzione delle dimensioni e della compattezza (cioè del rapporto tra massa e raggio) della stella di neutroni. Il parametro di compattezza di una stella di neutroni è qualcosa che ancora non conosciamo bene, ed esistono diverse equazioni teoriche che legano massa e raggio di una stella di neutroni. Determinare con un’incertezza piccola questo valore di compattezza ha un valore enorme per scegliere quale sia l’equazione di stato vera per la materia ultra-densa».

Punti caldi dai quali avviene l’emissione, dunque, e che secondo il modello dei due poli si trovano su entrambi i poli magnetici – nord e sud – della stella di neutroni. Stando alle mappe ottenute dai ricercatori, però, sarebbero invece presenti in un solo emisfero, quello sud. E sarebbero diversi da quanto atteso anche per numero e forma. La mappa del gruppo di Riley, in particolare, identifica all’emisfero sud due punti caldi, uno piccolo e circolare e l’altro lungo e a forma di mezzaluna. Il gruppo di Miller, invece, ha trovato due possibili e ugualmente probabili configurazioni degli hot spots: uno corrisponde perfettamente al modello trovato dalla squadra di Riley, l’altro aggiunge un terzo punto leggermente inclinato rispetto al polo di rotazione sud della pulsar.

Gli studi su J0030 sono i primi a mappare queste caratteristiche di superficie. Gli scienziati stanno ora cercando di determinare perché i punti di J0030 siano disposti e modellati così come sono. Per ora, ciò che è chiaro è che i campi magnetici delle pulsar sono più complicati del tradizionale modello a due poli.

«È straordinario, e anche molto rassicurante, che i due team abbiano raggiunto dimensioni, masse e pattern di hot spots simili per J0030 utilizzando approcci di modellazione diversi», dice Zaven Arzoumanian, responsabile scientifico di Nicer al Goddard Space Flight Center della Nasa, a Greenbelt, nel Maryland. «Questo ci dice che Nicer è sulla strada giusta per aiutarci a rispondere a una domanda fondamentale in astrofisica: quale forma assume la materia nei nuclei ultra densi delle stelle di neutroni?».

Per saperne di più:

Guarda il video sul canale YouTube della Nasa:

Quando la bistabilità climatica fa bene alla vita

Rappresentazione artistica di una “snowball Earth”. Crediti: Nasa

Negli ultimi decenni, la scoperta di svariate migliaia di sistemi planetari, ovvero stelle attorno alle quali è stato possibile determinare l’esistenza di uno o più pianeti, ha nauralmente portato gli astrofisici a chiedersi se tali pianeti siano adatti a ospitare la vita – e, soprattutto, se lo facciano. Usando i futuri grandi telescopi – da terra, come l’Extremely Large Telescope, e dallo spazio, come il James Webb Space Telescope – sarà possibile determinare la composizione chimica delle atmosfere dei pianeti più simili al nostro, e quindi cercarvi una biosignature: la “firma” chimica dell’esistenza di una biosfera sviluppata, come la nostra. Tuttavia, si tratta di misure alquanto delicate, che richiederanno lunghi tempi d’osservazione: non sarà quindi possibile compierle per tutti i pianeti promettenti.

Il gruppo di astrobiologia – del quale fanno parte Giovanni Vladilo, Giuseppe Murante, Laura Silva, Michele Maris, Giuliano Taffoni e Stavro Ivanowski – dell’Osservatorio astronomico dell’Inaf di Trieste, in collaborazione con i climatologi Elisa Palazzi e Jost von Hardenberg del Cnr-Isac di Torino e Antonello Provenzale del Cnr Igg di Pisa, ha sviluppato un semplice modello climatologico teorico in grado di determinare la temperatura superficiale di esopianeti rocciosi in funzione dei loro vari parametri astrofisici, planetologici e atmosferici. La temperatura superficiale dipende criticamente dal clima del pianeta: basti pensare che, senza atmosfera e clima, la temperatura media della Terra sarebbe circa di -18 gradi °C, mentre grazie alla loro esistenza si aggira attorno ai 14,5 °C. Ora, considerando che la presenza di acqua allo stato liquido è di fondamentale importanza per la vita come noi la conosciamo, nel primo caso la Terra sarebbe formalmente considerata non abitabile. Lo scopo principale di modelli come quello sviluppato dai ricercatori dell’Inaf e del Cnr è proprio quello di determinare quali pianeti extrasolari abbiano maggiore probabilità di essere abitabili, e dunque siano più interessanti da osservare con i futuri strumenti.

Occorre però tenere presente che, nel corso dell’esistenza del nostro pianeta, si sono verificate fasi climatiche in cui la Terra è stata ricoperta – completamente o quasi – dal ghiaccio. Durante questi periodi, chiamati dagli scienziati fasi snowball (palla di neve), la biosfera sopravvive, quasi interamente ricoperta da una spessa coltre di ghiaccio, sotto forma di organismi unicellulari, senza lasciare tracce rilevabili di sé nell’atmosfera.

Confronto fra abitabilità e bistabilità al variare di alcuni parametri del modello (pressione vs. semiasse maggiore nel riquadro in alto, eccentricità vs. semiasse maggiore nel riquadro in basso). I punti rappresentano le soluzioni bistabili, e il loro colore indica (seguendo la codifica della barra verticale) la probabilità di avere una “snowball”. La mappa dei colori indica invece il parametro di abitabilità (tra zero e uno) per la vita complessa, usando la codifica della barra orizzontale e ottenuto usando la definizione di Silva et al. (2016). Pannello superiore: pressione contro semi-maggiore Asse. Pannello inferiore: eccentricità vs. asse semi-maggiore. Crediti: G. Murante et al., Mnras, 2019

In un lavoro in corso di pubblicazione su Monthly Notices of the Royal Accademical Society, il team di astrobiologia dell’Inaf e del Cnr, guidato da Giuseppe Murante, ha utilizzato il modello sviluppato per studiare l’abitabilità e il clima di teorici pianeti molto simili alla Terra, tranne che per alcuni parametri orbitali (eccentricità e semiasse maggiore dell’orbita) e planetologici (pressione atmosferica superficiale e inclinazione dell’asse di rotazione). In pratica, hanno preso la Terra e ne hanno determinato il clima ipotetico alterandone alcune caratteristiche: per esempio, cosa acadrebbe se si trovasse più vicina o più lontana dal Sole? E se la sua orbita fosse molto più eccentrica, o la pressione dell’atmosfera molto più alta, o molto più bassa?

Combinano in vario modo questi parametri, sono state realizzate quasi 100mila simulazioni numeriche. In questo primo lavoro, il gruppo si è focalizzato su un aspetto ben preciso: determinare se, dato un pianeta, il suo clima ammetta un solo “stato” o ne ammetta invece diversi a seconda della sua temperatura superficiale di partenza. Per esempio, un clima temperato come quello terrestre attuale è uno stato climatico, mentre un mondo ghiacciato come una snowball rappresenta uno stato climatico differente.

Ciò equivale a chiedersi: se per qualche motivo la temperatura del pianeta salisse o si abbassasse sensibilmente, di decine di gradi, il clima sarebbe in grado di auto-stabilizzarsi? O otterremmo una condizione del tutto diversa? Il modello, al tempo stesso, ha consentto ai ricercatori del gruppo di quantificare l’abitabilità dei pianeti ipotetici, così come la frazione della loro superficie – in base alle stagioni dell’anno e alle temperature di partenza – che presenterebbe una temperatura compresa tra 0 e 50 gradi °C. D’altronde, anche la Terra non è tutta abitabile: per esempio, le regioni interne di alcuni deserti possono essere, in determinate stagioni, troppo calde o troppo fredde, e la zona interna dell’Antartide è troppo fredda per l’intera durtata dell’anno.

Il risultato ottenuto dal team è stato la determinazione (nell’ambito di validità del modello) della percentuale di casi in cui il clima ammette un solo stato – solo temperato, o solo congelato – o entrambi gli stati. In modo non del tutto atteso, è emerso che i pianeti teorici con maggiore abitabilità sono anche quelli che ammettono due stati climatici – vale a dire, anche quello congelato.

Si tratta di una correlazione nuova, per questo settore, e le sue implicazioni sono ancora tutte da investigare. Ma già da ora il gruppo di scienziati è in grado di applicare il modello a esopianeti “veri” – quelli effettivamente osservati – e di determinare quali siano i più indicati per cercare nella loro atmosfera le firme della vita. Ed è altresì in grado di affermare che, se tali firme non si trovassero, non vorrebbe necessariamente dire che la vita non c’è: potrebbe trovarsi ibernata sotto una spessa crosta di ghiaccio.

Per saperne di più:

  • Leggi il preprint dell’articolo in uscita su Monthly Notices of the Royal Accademical Society “Climate bistability of Earth-like exoplanets“, di Murante G., Provenzale A., Vladilo G., Taffoni G., Silv L., Palazzi E., Hardenberg J., Maris M., Londero E., Knapic C. e Zorba S.

 

Encelado, come ti sei fatta quei graffi?

Enceladus stripes

Questa immagine in falsi colori di Encelado mostra chiaramente le fessurazioni regolari, come lasciate da artigli, verso il polo sud della luna. Crediti: Nasa/Jpl/Space Science Institute

Encelado, la piccola luna ghiacciata di Saturno, è un posto alquanto suggestivo. Con un diametro di soli 500 chilometri, si è sempre più certi che sotto il guscio esterno di ghiaccio scorra un oceano globale profondo almeno 30 chilometri, che a sua volta avvolge un nucleo roccioso.

Il polo sud di Encelado è solcato da quattro “graffi di tigre”, lunghe fessurazioni parallele da cui erompono giganteschi zampilli d’acqua. Queste crepe non assomigliano ad alcunché nel Sistema solare e sono state fatte varie ipotesi sulla loro origine. L’ultima, in ordine di tempo, è quella riportata in un articolo pubblicato su Nature Astronomy da tre ricercatori dell’Università della California.

«Volevamo sapere perché le eruzioni avvengono al polo sud e non in qualche altra zona di Encelado, come queste eruzioni possano essere sostenute per lunghi periodi di tempo e, infine, perché queste eruzioni emanino da crepe regolarmente distanziate», riassume Max Rudolph, uno degli autori, professore di scienze planetarie alla medesima università..

Per rispondere a queste domando il terzetto si è servito di simulazioni numeriche per comprendere l’effetto delle forze che agiscono sul guscio ghiacciato di Encelado.

La gravità di Saturno esercita su Encelado forze mareali, che causano il riscaldamento e il raffreddamento del piccolo mondo e che risultano più intense ai poli. Quando l’acqua liquida si solidifica in ghiaccio sotto il guscio di ghiaccio esterno, si espande in volume, inducendo pressione sul ghiaccio fino a quando non si rompe.

La temperatura superficiale di Encelado è di circa -200 gradi Celsius, quindi se si forma una crepa nel ghiaccio ci si aspetterebbe che una sua rapida chiusura a causa del repentino congelamento. Eppure le fessure polari meridionali rimangono aperte, non solo in superficie ma fino in fondo alla crosta ghiacciata, dove si trova l’oceano liquido sottostante.

Secondo gli autori del nuovo studio, questo avviene perché l’acqua liquida all’interno delle fessurazioni, scossa dalle forze mareali, rilascia energia sotto forma di calore, impedendo il ricongelamento e la chiusura della crepa.

Il rilascio di pressione dalle fessure, a sua volta, impedisce la formazione di nuove crepe altrove sulla luna, per esempio al polo nord. Ma, allo stesso tempo, l’acqua fuoriuscita dalla fessura vi ricade come ghiaccio, andando a costituire dei bordi che appesantiscono un po’ la fessura stessa. Questo maggiore peso, calcolano i ricercatori, fa flettere la calotta glaciale quanto basta per provocare la creazione di una una fessura parallela a circa 30 chilometri di distanza.

«Il nostro modello spiega la spaziatura regolare delle fessure», commenta in conclusione Rudolph.

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Stelle lente e “anemiche” nel disco della Via Lattea

La via Lattea fotografata dalle montagne cilene. Crediti: G. Hüdepohl/Eso

Un nuovo studio guidato da Daniela Carollo – ricercatrice dell’Istituto nazionale di astrofisica – sulla cinematica e composizione chimica di un campione di stelle nelle vicinanze del Sole ha rivelato che le stelle che costituiscono il disco spesso della nostra Galassia, la Via Lattea, appartengono a due distinte popolazioni stellari con caratteristiche differenti – e non ad una sola, come si è pensato negli ultimi decenni.

La nuova componente del disco spesso, denominata metal weak thick disk (o Mwtd, disco spesso povero di metalli, in breve) si distingue da quella canonica, il thick disk (Td, disco spesso), in particolare per la velocità di rotazione attorno al centro galattico  e per la composizione chimica. Infatti le stelle che compongono il Td hanno una velocità di rotazione di circa 180 km al secondo, mentre quelle del Mwtd ruotano più lentamente, a circa 150 km al secondo. Le stelle appartenenti al Mwtd sono inoltre più povere di metalli di quasi due volte rispetto a quelle del Td e hanno una maggiore energia, proprietà che le permette di raggiungere distanze dal piano galattico più elevate.

«Erano più di vent’anni che si cercava di risolvere questo puzzle», commenta Carollo, in forza all’Inaf di Torino, prima autrice dell’articolo che descrive la scoperta, appena pubblicato sulla rivista The Astrophyiscal Journal. «Infatti, si pensava che il Mwtd non fosse altro che un’estensione del disco spesso e non una popolazione indipendente con origini astrofisiche diverse».

Gli accuratissimi parametri forniti dalla missione dell’Esa Gaia (posizioni, distanze e moto intrinseco delle stelle) e l’informazione chimica su un campione di 40mila stelle della Sloan Digital Sky Survey (Sdss) hanno permesso al team di distinguere il Mwtd in un diagramma dove si riportano i momenti angolari combinati con la chimica.

«I momenti angolari sono quantità che si conservano durante la formazione e successiva evoluzione di un sistema fisico come la nostra galassia», spiega Carollo. «Quindi, in un diagramma accurato dei momenti angolari, le stelle portate nella Via Lattea da uno stesso progenitore, come per esempio da una precedente fusione di una galassia satellite, avranno momenti angolari simili e tenderanno a raggrupparsi nel diagramma».

Il Td e Mwtd formano due gruppi distinti nel suddetto diagramma, così come nella chimica. In astronomia sono definiti “metalli” gli elementi più pesanti di idrogeno ed elio i quali si sono formati durante il Big Bang. Gli altri elementi, più pesanti, sono stati prodotti durante la nucleo-sintesi di stelle massicce, poi esplose come supernove. Un particolare gruppo di elementi leggeri come, per esempio, il magnesio e il titanio, quando rapportati ad elementi più pesanti, come il ferro, forniscono un parametro fondamentale che permette di distinguere popolazioni di stelle vecchie da quelle di stelle più giovani. Ebbene, il Mwtd non solo possiede stelle più povere di metalli, ma quelle stelle sono anche più ricche di elementi del gruppo del magnesio e del titanio (elementi-alfa) che suggerisce una formazione antecedente al Td.

Queste importanti differenze tra il Td e il Mwtd, vale a dire la cinematica e la chimica delle loro stelle, suggerisce che i due dischi abbiano avuto una origine diversa durante il processo di formazione della Via Lattea.

Ma come si è potuto formare un secondo disco spesso nella nostra galassia? Le ipotesi sono molteplici: il Mwtd potrebbe essere più vecchio del Td e le stelle che lo compongono potrebbero essere state energizzate da una fusione di una galassia satellite nana con la Via Lattea, durante i suoi primi periodi di formazione. Successivamente, la fusione di una seconda galassia satellite avrebbe dato origine al Td.  Un’altra possibilità è che le stelle del Mwtd si fossero originariamente formate in una zona più vicina al centro della galassia primordiale e successivamente fossero state trasportate a distanze più grandi, più vicine a dove si trova ora il Sole, da fenomeni interni come le instabilità della barra centrale o la formazione dei bracci a spirale della galassia.  Oppure, anticamente, una galassia satellite di massa simile alla piccola Nube di Magellano si è fusa con la galassia primordiale e le sue stelle hanno preso a ruotare attorno al centro galattico a causa della mutua interazione gravitazionale.

Tutte queste ipotesi potranno essere testate attraverso i modelli teorici e le simulazioni di formazione di galassie come la Via Lattea.

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La relazione Amati è qualche cosa di diverso

Lorenzo Amati, dirigente di ricerca all’Inaf Oas di Bologna

Numero di Avogadro, limite di Chandrasekhar, costante di Planck, legge di Hubble-Lemaître… gli esempi di leggi e fenomeni della fisica che portano il nome dei loro scopritori sono tanti, certo. Ma non è da tutti gli scienziati averne uno intitolato a sé stessi. Lorenzo Amati, astrofisico all’Inaf di Bologna, è uno di questi: una correlazione individuata nel 2002 fra l’energia irradiata e la lunghezza d’onda alla quale si osserva il picco di luminosità dei lampi di raggi gamma (Grb, dall’inglese gamma ray bursts), è infatti universalmente nota come “the Amati relation” – la relazione Amati.

È una relazione che potrebbe dare un contributo decisivo alla soluzione di due fra i dilemmi che più stanno tormentando i cosmologi: la natura (e la possibile evoluzione) della cosiddetta energia oscura e il valore della costante di Hubble. Valore, quest’ultimo,  la cui stima varia – con risultati incompatibili fra loro – a seconda che si misuri la velocità di espansione dell’universo usando “candele standard” come le supernove o modelli e parametri cosmologici come quelli ottenuti grazie satellite Planck. Ebbene, se la sua affidabilità fosse confermata, la relazione Amati permetterebbe di affiancare alle supernove un tipo completamente diverso – e dunque indipendente – di candele standard: i Grb, appunto. E in particolare i long Grb.

Data la sua “giovinezza” – non è ancora nemmeno maggiorenne – non stupisce che la relazione Amati sia ancora al vaglio della comunità scientifica, ma per ora sembra che stia reggendo bene alla prova dei fatti. L’ultima conferma arriva da uno studio guidato da Feraol Fana Dirirsa basato sull’osservazione di 26 gamma ray bursts – compiuto con il telescopio della Nasa Fermi e firmato, fra gli altri, da Francesco Longo dell’Infn e dell’Università di Trieste – pubblicato da poche ore su The Astrophysical Journal. Ne parliamo non con uno degli autori dell’articolo, questa volta, bensì con lo stesso Lorenzo Amati: proprio lui, quello della relazione.

Partiamo dalla relazione che porta il suo nome, la Amati relation: cosa dice?

«Si tratta di una forte correlazione tra l’energia irradiata da un lampo gamma assumendo emissione isotropa (Eiso) e la lunghezza d’onda (espressa in termini di energia fotonica, Ep) alla quale si ha il picco dello spettro. In qualche modo, Ep rappresenta il “colore” del Grb, così come per una stella questo è legato alla sua temperatura superficiale. La correlazione ci dice che Ep è proporzionale a circa la radice quadrata di Eiso, ed è la meno dispersa tra quelle che legano l’energia irradiata, o la luminosità, dei Grb alle loro proprietà spettrali o temporali. Per questo, essa costituisce uno strumento fondamentale per la comprensione dei meccanismi fisici alla base dell’emissione dei Grb e delle proprietà geometriche dei jet ultra-relativistici che li emettono».

Cosa ha a che fare tutto ciò con la stima della costante di Hubble?

«Legando una quantità misurabile direttamente, Ep, con una quantità il cui valore apparente dipende dalla geometria ed espansione dell’universo, questa correlazione è il metodo più investigato per la “trasformazione” dei Grb in “candele standard” – e dunque per il loro utilizzo per lo studio dei parametri cosmologici, in modo simile a quanto avviene per le supernove di tipo Ia. Infatti su questa linea di ricerca collaboriamo strettamente con Massimo Della Valle, esperto di supernove e già coinvolto nei lavori da premio Nobel che hanno portato alla scoperta dell’espansione accelerata dell’universo alla fine degli anni ‘90».

In questi anni, per la relazione Amati sono arrivate solo conferme o anche dati che la mettono in discussione?

«Dopo la scoperta da parte di un gruppo di lavoro guidato dal sottoscritto e con l’importante contributo di Filippo Frontera e Marco Tavani, avvenuta nel 2002 basandosi sui dati di del satellite BeppoSax, la correlazione è stata confermata – ed estesa anche ai Grb più deboli e spettralmente “soffici” – dalle misure dei satelliti Hete-2, prima, e poi Konus-Wind, Swift e Fermi/Gbm. Le pubblicazioni scientifiche che citano il lavoro del 2002 sono quasi 900, e diverse centinaia quelle che citano i nostri lavori successivi sulla caratterizzazione e utilizzo della correlazione. Questo dimostra la grande credibilità e rilevanza di questa evidenza osservativa presso la comunità scientifica. Tuttavia, esistono alcuni lavori che, giustamente, si focalizzano sui possibili effetti di selezione legati alle sensibilità limitate dagli strumenti e altri tipi di bias, che vanno sempre considerati nell’utilizzo di sorgenti astrofisiche per la cosmologia».

Per esempio?

«Una decina di anni fa si accese un piccolo, ma acceso, dibattito sulla rilevanza di questi effetti per la correlazione Ep-Eiso, visto in particolare visto il crescente interesse per un suo utilizzo per la cosmologia. Numerosi lavori, tra i quali quelli di Giancarlo Ghirlanda, Gabriele Ghisellini, Lara Nava e collaboratori (peraltro, proponenti l’utilizzo di questo tipo di correlazione per la cosmologia già nel 2004) dimostrano però la marginalità di questi effetti, e dunque la solidità della correlazione. Infine, vi sono alcuni Grb con proprietà molto peculiari che sembrano non seguire la correlazione (i cosiddetti “outliers”). Tuttavia, esistono diverse spiegazioni per questi comportamenti: per esempio, effetti di linea di vista, particolari evoluzioni spettrali legate a effetti strumentali che “remano contro” la correlazione, Grb di diversa natura. Anzi, da questo punto di vista, il piano Ep-Eiso può essere considerato come uno strumento per identificare e comprendere diverse sotto-classi di Grb – ad esempio, quelli sub-luminosi».

E adesso questi 26 Grb osservati da Fermi: tutti ubbidienti alla sua legge o c’è qualche ribelle?

«I Grb lunghi di questo campione di lampi gamma con redshift noto e rivelati anche dallo strumento di altissima energia di Fermi (il Lat, che opera fino a qualche centinaia di GeV ) sono tutti pienamente consistenti con la correlazione. Come già dimostrato da numerose misure precedenti, i Grb corti, invece, non la seguono. E quest’ultimo aspetto rinforza il concetto espresso poco sopra, ovvero l’utilità del piano Ep-Eiso per identificare e distinguere Grb di classi diverse. Addirittura, esiste un lavoro di qualche anno fa, pubblicato su Mnras da un gruppo di ricerca cinese, che va oltre la classificazione dei Grb in lunghi e corti: basandosi sulla consistenza o meno con la correlazione, propone di classificarli in Grb “Amati” e “non-Amati”. Il che, per noi italiani, suona ovviamente abbastanza buffo!».

Cosa aggiunge di nuovo, quest’ultima osservazione compiuta con Fermi, a quelle precedenti?

«Le misure sensibili dello spettro dell’emissione “prompt” dei Grb, ovvero il lampo gamma vero e proprio, dalla quale si ricavano sia Eiso che Ep, vengono tipicamente effettuate da una decina di keV a 1-2 MeV al massimo. Per esempio, il Grb monitor a bordo di Swift è limitato a 15-150 keV, e il Grb monitor di Fermi (Gbm) – pur arrivando nominalmente fino a 30 MeV – per eventi medi è molto poco sensibile sopra 1 MeV. Questi limiti di banda energetica e sensibilità sono tra gli effetti principali che possono condizionare le caratteristiche, e la solidità stessa, della correlazione Ep – Eiso. Le misure dello strumento Lat di Fermi permettono di estendere fino ad oltre il GeV la caratterizzazione dello spettro dei Grb, fornendo quindi misure molto più accurate e solide sia di Ep che di Eiso, riducendo così in modo importante  gli effetti strumentali e di selezione. Dunque, siamo di fronte a un ulteriore passo in avanti nella validità della correlazione e del suo utilizzo per la fisica dei Grb ed il loro utilizzo cosmologico».

Diciott’anni sono pochi, ma nemmeno pochissimi. Perché i Grb ancora non sono utilizzati in modo sistematico per il calcolo della costante di Hubble, come consentirebbe di fare la correlazione che porta il suo nome?  

«Come detto sopra, nonostante la grande mole di lavori scientifici che utilizza la correlazione per la comprensione della fisica dei Grb, lo studio della geometria e struttura del jet che li emette, l’identificazione e comprensione di diverse classi di Grb, la cosmologia e i numerosi lavori che ne sostengono la solidità, per sdoganare del tutto l’utilizzo della correlazione per la misura di parametri cosmologici fondamentali occorre dissipare ogni ombra di dubbio sugli effetti strumentali e bias discussi in precedenza. E fare ulteriori passi in avanti nella calibrazione della correlazione stessa, resa difficile dal fatto che, a differenza delle supernove Ia, i Grb sono tutti a distanze “cosmologiche”. In quest’ottica, saranno molto importanti le misure della missione Svom (Cina e Francia), satellite dedicato ai Grb che dovrebbe essere lanciato nel 2022 e supererà parte dei limiti dell’attuale strumentazione, e, più in prospettiva, di Theseus, concetto di missione coordinato dall’Italia e attualmente in fase di studio da parte di Esa per un possibile lancio intorno al 2030,  che fornirà precisissime misure spettrali e stime del redshift per numerose centinaia di Grb».

Ma cosa si prova a sapere che c’è una potenziale legge di natura che porta il proprio nome?

«La correlazione Ep – Eiso fu chiamata per la prima volta “Amati relation” da Don Lamb – noto esperto mondiale di Grb, allora all’Università di Chicago – nel 2003, durante un congresso celebrativo di BeppoSax ad Amsterdam. Io partecipavo al congresso, ma durante l’intervento di Lamb, l’ultimo prima della fine della sessione, ero intento a discutere con un collega e non mi accorsi di nulla! All’uscita, i mei colleghi e amici cominciarono a complimentarsi, anche scherzosamente, per questa improvvisa popolarità, e da lì in poi è stata una specie di sorprendente, piacevole (e anche un po’ imbarazzante) valanga… Per diversi anni sono stato il più citato nei congressi sui Grb, e il mio cognome compare nel titolo di almeno 30 articoli scientifici e nell’abstract di oltre 200 articoli. Inoltre, mi ha sicuramente gratificato vedermi citato in contesti quali un articolo sul New York Times o un editoriale su Nature. Tra le perle un po’ buffe, oltre alla sopracitata classificazione dei Grb in “Amati” e “non-Amati” da parte di un gruppo cinese, menzionerei un mio ex-professore di dottorato di ricerca a Roma, nonché uno dei maggiori esperti di astronomia X. Che durante un pranzo con diversi colleghi raccontò la sua sorpresa nel leggere della “Amati relation” su Nature e concluse con: “Amati, lei è andato oltre ogni mia più rosea aspettativa!”. Per inciso,  si dice che qualcosa di simile sia successo anche ad Albert Einstein, quando un suo ex-professore commentò in modo analogo  la pubblicazione e il successo degli articoli sulla relatività. Ma non vorrei sembrare immodesto…».


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