Rappresentazione artistica del processo di accrescimento di una nana bianca che “ruba” materiale da una stella vicina fino a raggiungere la massa critica che condurrà alla sua esplosione. Crediti: Russell Kightley

Le supernove: i più grandiosi fuochi d’artificio dell’universo, e tra gli oggetti più interessanti da studiare per gli astrofisici, considerato il modo in cui queste colossali deflagrazioni producono condizioni ai limiti delle leggi della fisica. Queste esplosioni non sono tutte uguali, ne esistono diversi tipi, a seconda della massa della stella che dà loro origine e al processo di deflagrazione. Una tassonomia che qualche anno fa gli astrofisici hanno proposto di ampliare, aggiungendo le supernove di “tipo Iax” (si legge ‘uno-a-x’). Supernove prodotte, come quelle di tipo Ia, da una nana bianca che – attraendo gas e materia da una stella compagna – finisce per superare la soglia critica di circa 1.4 masse solari (il cosiddetto limite di Chandrasekhar), innescando così la distruzione della stella. Ma, a differenza di quanto avviene per quest’ultime, nel caso delle supernove di tipo Iax la distruzione non sarebbe completa: una parte della nana bianca, dicono i modelli teorici, dovrebbe sopravvivere. Come sembra essere accaduto all’insolita nana bianca LP 40-365, descritta oggi su Science in uno studio guidato da Stephane Vennes dell’Astronomical Institute of Czech Academy of Sciences di Ondrejov, nella Repubblica Ceca.

La nana bianca a noi più vicina, Sirio B, ha dimensioni simili alla Terra, una temperatura in superficie elevatissima (attorno ai 25mila gradi) e una massa pari a quella del Sole: molto superiore, dunque, alla massa di LP 40-365, la nana bianca descritta nello studio di Vennes et al. Crediti: Nasa/Esa

Insolita, dicevamo: LP 40-365, spiegano Vennes e colleghi, mostra infatti numerose anomalie. Anzitutto nella composizione chimica, con un’atmosfera costituita in gran parte da ossigeno e neon ma con tracce d’elementi di massa intermedia, come alluminio e silicio. La massa stessa della stella – circa un settimo di quella del Sole – è stranamente bassa. Elevatissima, infine, la sua velocità, superiore a quella di fuga della galassia. Tutti indizi che inducono i ricercatori a ritenere d’essere davanti a ciò che rimane di una supernova di tipo Iax, l’avanzo di materia degenere d’un’esplosione avvenuta fra i 5 e i 50 milioni di anni fa.

Una scoperta che non solo sembra confermare l’esistenza di questa nuova classe di supernove “subluminose”, ma offre anche nuovi dati da analizzare per cercare di comprendere meglio i meccanismi che conducono all’esplosione delle nane bianche: poter studiare un “sopravvissuto” alla deflagrazione aiuta infatti a definire con maggior precisione i parametri in gioco nei processi fisici che precedono la distruzione di queste stelle.

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Mappa preliminare dei colori del cielo di Gaia. Crediti: ESA / Gaia / DPAC / CU5 / CU8 / DPCI / F. De Angeli, D.W. Evans, M. Riello, M. Fouesneau, R. Andrae, C.A.L. Bailer-Jones

Nel corso del suo censimento galattico, il telescopio spaziale Gaia dell’Esa, l’Agenzia spaziale europea, non si limita all’astrometria, ovvero a misurare la posizione esatta nel cielo di oltre un miliardo di stelle: di ogni sorgente annota anche altre caratteristiche. Una fra queste è il colore. Registrato e codificato grazie allo strumento fotometrico a bordo del satellite, costituito da un fotometro per le lunghezze d’onda del blu e un altro per quelle del rosso, il colore della luce emessa da una stella permette agli astrofisici di ottenere informazioni cruciali sulla sorgente stessa: dipendendo dalla temperatura superficiale, il colore permette infatti di fare ipotesi sulla massa, sulla composizione chimica e sullo stadio evolutivo della stella. Un risultato preliminare è illustrato dalla mappa qui in apertura: basata su un campione di 18.6 milioni di stelle scelte fra quelle con magnitudine fino a 17, mostra per ogni pixel il “colore medio” di tutte le stelle contenute nella relativa porzione di cielo.

Per ora si tratta di una mappa preliminare, sottolineano all’Esa, un antipasto del catalogo cromatico con oltre un miliardo di stelle in arrivo nell’aprile del 2018. Ma già così si presta a interessanti interpretazioni scientifiche, soprattutto se abbinata alla mappa di densità (qui in basso), che indica quante stelle sono presenti in ogni pixel. Proprio osservando quest’ultima si identifica chiaramente il centro galattico, la regione più densa di stelle, dove si arriva ad averne anche migliaia nello stesso pixel. Altissima la densità anche nelle due chiazze presenti nel quadrante inferiore destro, corrispondenti alle Nubi di Magellano (due piccole galassie satelliti della Via Lattea) e dunque riferite a stelle extragalattiche.

Mappa della densità (stelle per pixel) del cielo di Gaia. Crediti: ESA / Gaia / DPAC / CU5 / CU8 / DPCI / F. De Angeli, D.W. Evans, M. Riello, M. Fouesneau, R. Andrae, C.A.L. Bailer-Jones

Lungo il piano galattico – la fascia orizzontale al centro della mappa di densità – è poi possibile notare ramificazioni molto scure, dunque con pochissime stelle: in realtà le stelle ci sarebbero, ma in queste regioni sono oscurate da enormi nubi di polvere. Tornando alla mappa dei colori, si vede come in corrispondenza di queste nubi di polvere domini il rosso: questo perché le polveri filtrano maggiormente la luce blu delle stelle alle loro spalle, un effetto noto come reddening (arrossamento) – da non confondere con il redshift.

La seconda release dei dati di Gaia, nel 2018, includerà non solo la posizione e la luminosità di ogni singola stella (ottenuta sull’intera “banda G”, dai 330 ai 1050 nanometri, dunque su tutto lo spettro), ma anche – come mostra questo primo assaggio – i valori del colore blu e rosso. Nonché le stime di parallasse e moto proprio basate sulle osservazioni del miliardo abbondante di stelle misurate da Gaia. Nel complesso, una banca dati ricchissima, che consentirà agli scienziati di ricostruire la composizione, la formazione e l’evoluzione della Via Lattea a un livello di dettagli senza precedenti.

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La “galassia medusa” Jo204 osservata con lo strumento Muse del Very Large Telescope dell’Eso, in CIle. I lunghi “tentacoli” in basso a sinistra sono i filamenti di materia che fuoriesce dalla galassia. Crediti: Eso/Gasp collaboration

Hanno preso in esame 94 “galassie medusa”, ovvero galassie che – trainate dalla gravità verso il centro di grandi ammassi – si lasciano alle spalle lunghi tentacoli di gas ionizzato, assumendo così il tipico aspetto, appunto, d’una medusa. Fra queste hanno scelto le 7 dai tentacoli più lunghi: lunghi almeno quanto il diametro del disco stellare della galassia stessa. E le hanno osservate con lo spettrografo Muse, montato sul Very Large Telescope dell’Eso, lo European Southern Observatory, a Paranal, in Cile. Ebbene, è emerso che 6 su 7 ospitano nel loro cuore un cosiddetto Agn, un nucleo galattico attivo: un buco nero supermassiccio che riluce nutrendosi del gas circostante.

Il risultato, pubblicato oggi su Nature, è sorprendente. Di solito, le galassie che ospitano al loro interno un nucleo attivo sono, in media, meno di 1 su 10. Incontrarne 6 su 7 – dunque una percentuale molto elevata – proprio in questo campione di galassie medusa dai lunghi tentacoli è esattamente l’opposto di quel che ci si attenderebbe: lo stesso meccanismo che produce i tentacoli, quella sorta di vento contrario – detto ram pressure – caldo e denso, prodotto dal rapido avvicinamento al centro dell’ammasso di galassie, dovrebbe infatti sottrarre gas alla “galassia medusa”, togliendo così nutrimento al buco nero centrale e diminuendo di conseguenza l’attività dell’Agn. Ma ciò che si osserva è piuttosto il contrario: un incremento della sua attività.

Bianca Poggianti

«Questo collegamento fra l’azione esercitata dalla ram pressure e i nuclei attivi non era previsto dalle simulazioni e non è mai stato osservato prima», spiega la prima autrice dello studio, Bianca Poggianti, dirigente di ricerca all’Osservatorio astronomico dell’Inaf di Padova. «È come se parte del gas, invece d’essere sottratto alla galassia, finisse per raggiungerne il nucleo, contribuendo così a nutrire il buco nero centrale».

Ciò che questo risultato evidenzia è dunque un meccanismo fino a oggi sconosciuto di alimentazione dei buchi neri supermassicci. Un meccanismo che potrebbe contribuire a dare risposta a un problema annoso: perché, fra i buchi neri supermassicci presenti nel cuore di quasi tutte le galassie, sono pochi quelli attivi, quelli in grado di accrescere attorno a sé materia e splendere luminosi?

«La nostra indagine, una volta completata, mostrerà quante e quali galassie, fra quelle ricche di gas che precipitano verso il centro degli ammassi, attraversano una fase di maggiore attività nei loro nuclei», conclude Poggianti. «Un enigma attorno al quale gli astrofisici si arrovellano da tempo è proprio quello di capire come le galassie si formino, e si trasformino, nel nostro universo in continua espansione ed evoluzione. Le “galassie medusa”, essendo galassie colte proprio all’apice d’un cambiamento drammatico, offrono un’opportunità unica per comprendere i processi d’evoluzione galattica».

Per saperne di più:

  • Leggi su Nature l’articolo “Ram-pressure feeding of supermassive black holes“, di Bianca M. Poggianti, Yara L. Jaffé, Alessia Moretti, Marco Gullieuszik, Mario Radovich, Stephanie Tonnesen, Jacopo Fritz, Daniela Bettoni, Benedetta Vulcani, Giovanni Fasano, Callum Bellhouse, George Hau e Alessandro Omizzolo
  • Visita il sito web del progetto Gasp (Gas Stripping Phenomena in galaxies with Muse)

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Il 14 ottobre 2014 il satellite Soho ha osservato un’espulsione di massa coronale eruttare dal Sole. Gli scienziati hanno continuato a tenere traccia di questa tempesta solare attraverso il Sistema solare utilizzando 10 veicoli spaziali Nasa ed Esa. Il punto luminoso che compare a destra è il pianeta Mercurio. Crediti: Esa/Nasa/Soho

Potrebbe forse essere definita la più complessa rilevazione di meteorologia spaziale mai messa in atto quella descritta in un articolo appena pubblicato sul Journal of Geophysical Research e condotta grazie a ben dieci veicoli spaziali di Nasa ed Esa dislocati in tutto il Sistema solare. Dieci sonde che hanno misurato il passo a una tempesta solare, partita il 14 ottobre 2014 dal Sole e cronometrata per l’ultima volta a fine marzo 2016 dalla storica sonda Voyager 2, quando si trovava già nella parte esterna dell’eliosfera.

Il Sole rilascia un flusso costante di materiale, chiamato vento solare, ma occasionalmente produce anche violente eruzioni che espellono una grande quantità di plasma nello spazio, denominate espulsioni di massa coronale o Cme (coronal mass ejection). Tali fenomeni sono costantemente monitorati, perché possono interagire con il campo magnetico terrestre, innescando pittoresche aurore polari ma anche, in alcuni casi, interferire con satelliti e reti elettriche.

Tuttavia non era mai stata ottenuta una descrizione così completa di come queste tempeste solari si muovano nello spazio, e in particolare di come cambino la loro velocità e forma in risposta alle variazioni del mezzo interplanetario. Una conoscenza ritenuta cruciale per lo sviluppo dell’esplorazione spaziale.

Crediti: Witasse, et al.

Rilevata dal coronografo della sonda Soho (Solar and Heliospheric Observatory) il 14 ottobre 2014, la Cme è stata vista passare dal satellite Stereo-A il 16 ottobre, mentre il 17 dello stesso mese ha investito Marte. Attorno e sul Pianeta rosso c’erano ben quattro missioni – Mars Express, Maven, Mars Odyssey e il rover Curiosity – pronte a scrutare fenomeni di space weather poiché era in arrivo la cometa 162P/Siding Spring, di cui si voleva studiare l’interazione con l’atmosfera marziana.

Un mese dopo la tempesta solare ha raggiunto la cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko ed è stata osservata dalla sonda Rosetta, mentre il 12 novembre è stata intravista nel vento solare attorno a Saturno dalla sonda Cassini. Qualche mese più tardi è stata (probabilmente) vista dalla missione New Horizons, all’epoca ancora in viaggio verso Plutone, e infine, più di un anno dopo, è stata (forse) rilevata dalla navicella Voyager 2.

Grazie al queste osservazioni multiple in sequenza, gli autori del nuovo studio hanno potuto ricavare alcune proprietà della Cme, come la sua ampia estensione angolare di circa 116 gradi, la sua velocità in funzione della distanza, nonché la struttura del campo magnetico per distanze paragonabili a quella di Saturno. Oltre, sottolinenano i ricercatori in un comunicato, la tempesta solare si trova schiacciata tra ampie regioni d’interazioni con il vento solare, ed è veramente difficile stabilire con precisione cosa accada.

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15.08.2017

L’antenna del Big Ear Observatory. Crediti Bigear.org – Naapo

18 agosto 1977, Columbus (Ohio): una tranquilla mattina estiva. L’astronomo Jerry Ehman è a casa, e sta facendo, come quasi tutti i giorni, un controllo di routine delle stampe di dati provenienti dal Big Ear Radio Observatory della Wesleyan University, dove è ricercatore volontario. Il suo tavolo è ricoperto da un enorme faldone di fogli stampati dall’Ibm 1130, il computer usato per l’acquisizione e l’analisi dei segnali radio ricevuti dal cielo.

Le stampe, come di consueto, sono ricoperte da un fitto tessuto di numeri e lettere: per lo più 1 e 2. Queste cifre corrispondono all’intensità dei segnali radio ricevuti dall’enorme antenna dell’osservatorio: da 1 a 9 per le intensità minori, seguiti dalle lettere dell’alfabeto con l’aumentare dell’intensità. L’astronomo 37enne passa ad osservare le stampe relative a qualche giorno prima, il 15 agosto. All’improvviso, una breve ma sorprendente stringa di 6 caratteri cattura il suo sguardo, risvegliandolo dal suo torpore: circondata dall’usuale rumore di fondo di vari 1 e 2, la sequenza 6EQUJ5 è un fulmine a ciel sereno. Preso da un’incontenibile eccitazione, Ehman afferra una penna rossa appoggiata vicino al foglio e, di getto, traccia una linea attorno alla stringa e scrive a margine una singola parola “Wow!”.

Il celebre commento ’Wwo!’ scritto da Ehman a margine dei dati. Crediti: Big Ear Radio Observatory e North American AstroPhysical Observatory (Naapo)

Ehman non poteva prevedere che proprio questo “Wow!”, esclamazione che racchiude tutta la sua sorpresa, diverrà il nome del segnale da lui appena scoperto: a distanza di quattro decenni il “Segnale Wow!” rimane il più celebre segnale di provenienza extraterrestre che può, forse, indicare una forma di vita intelligente nella galassia. Il “Segnale Wow!” – la sequenza alfanumerica 6EQUJ5 – corrisponde a un segnale della durata di circa 72 secondi proveniente dalla regione prossima alle tre stelle conosciute come Chi Sagittarii, e il cui picco di intensità è rappresentato dalla lettera U, nella frequenza 1420 MHz. Gli astronomi del Big Ear Radio Observatory scelsero proprio questa banda perché questa è la frequenza in cui emette l’idrogeno “freddo” che permea l’universo: il programma Seti (Search for Extra-Terrestrial Intelligence) ha da sempre tarato i propri ricevitori radio proprio su questa frequenza, seguendo il ragionamento che un’ipotetica civiltà extraterrestre sceglierebbe proprio questo “canale universale” per trasmettere i propri messaggi.

Jerry Ehman (al centro) insieme ai suoi colleghi del Big Ear Radio Observatory esaminano i dati. Crediti: www.bigear.org

Nel giro di pochissimo tempo, il “Segnale Wow!” ricevette l’attenzione dell’intera comunità di scienziati del Seti, ma malgrado numerosi tentativi, ad oggi nessuno è mai riuscito ad osservare lo stesso tipo di trasmissione radio, né tramite il “Big Ear” né utilizzando nessun altro radiotelescopio del pianeta. Che sia stato veramente un segnale extraterrestre? Ehman e i suoi colleghi si misero immediatamente al lavoro per considerare spiegazioni alternative, e più plausibili. La maggior parte delle cause più probabili venne scartata: corpi celesti nel sistema solare, satelliti, aerei, altri trasmettitori radio… nulla sembrava essere in grado di spiegare quell’insolito segnale.

L’ipotesi più recente è stata proposta dall’astronomo Antonio Paris, del St. Petersburg College, in Florida. Secondo Paris il “Segnale Wow!” potrebbe essere stato prodotto da due comete di recente scoperta – la 266P/Christensen e la 335P/Gibbs – che nel 1977 si trovavano, nel cielo, in prossimità della fonte del segnale, che potrebbe essere stato prodotto dalla nube di idrogeno che le accompagna. Il segnale non si sarebbe dunque ripetuto nella stessa posizione perché le due comete avrebbero modificato leggermente la loro orbita. Questa ipotesi, però, rimane controversa e non tutti la considerano una spiegazione plausibile.

Dunque, la questione rimane aperta: che cosa ha “sentito” il Big Ear quella mattina del 15 agosto 1977? Perché non è mai più stato possibile ricevere lo stesso segnale? Ciò che rimane certo è la meraviglia e l’emozione contenute in quella singola parola annotata a margine, capace di trasmettere l’entusiasmo più genuino di quegli uomini e donne che spendono anni con il naso all’insù, alla ricerca di una qualche prova dell’esistenza di intelligenze extra-terrestri. Ed è proprio questo entusiasmo e questo senso dello stupore che gli organizzatori della tre giorni di eventi ludici GiocAosta (18-20 agosto) cercheranno di risvegliare nei bambini, includendo pillole di divertimento scientifico sviluppate in collaborazione con l’Osservatorio astronomico della Regione autonoma Val D’Aosta. Tutto nella speranza che – da grandi – potranno essere proprio questi bambini a scoprire qualcuno, là fuori nell’immensità della galassia, che vuole provare a comunicare con noi.

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Le formule che descrivono il nuovo modello, fotografate sulla lavagna dell’Istituto di fisica teorica dell’Università di Magonza. Crediti: Michael Baker, Jgu

Instabilità, transizione di fase e temporanea rottura della simmetria. Questi gli ingredienti di una nuova teoria, sviluppata alla Johannes Gutenberg University di Magonza, in Germania, per tentare di spiegare l’origine della materia oscura. Senza dover ricorrere alle fantomatiche Wimp, le inafferrabili weakly interacting massive particles alle quali laboratori sotterranei di mezzo mondo stanno dando la caccia ormai da decenni senza successo. A firmarla, sulle pagine di Physical Review Letters, i fisici Michael Baker e Joachim Kopp, secondo i quali il nuovo meccanismo da essi proposto potrebbe essere collegato anche all’apparente squilibrio tra la materia e l’antimateria nel cosmo.

Il fondamento della nuova teoria è che la materia oscura, diversamente da quanto ritengono i modelli attuali, non sia un residuo cosmologico rimasto sostanzialmente inalterato sin dall’epoca del big bang, bensì abbia attraversato una fase d’instabilità. Un’instabilità che porterebbe a immagine l’esistenza di un nuovo “meccanismo” – nel senso del “meccanismo di Higgs”, dunque una nuova “particella” – in grado di spiegare la quantità di materia oscura che registriamo oggi nel cosmo.

La stabilità della materia oscura è di solito spiegata da un principio di simmetria. Nel loro lavoro, invece, Baker e Kopp dimostrano che l’universo potrebbe aver attraversato una fase durante la quale questa simmetria si sarebbe temporaneamente interrotta, consentendo alla materia oscura d’interagire con i fermioni carichi e di decadere, riducendosi così in quantità e raggiungendo i valori osservati oggi. Successivamente, durante la cosiddetta fase di transizione elettrodebole, la simmetria che stabilizza la materia oscura si sarebbe ristabilita, consentendole di continuare a esistere nell’universo fino ai giorni nostri.

Nel nuovo modello di materia oscura, il bosone di Higgs avrebbe proprietà diverse rispetto a quelle che ha nel modello standard della fisica delle particelle. La figura mostra l’energia del bosone di Higgs in funzione dei parametri del modello. Crediti: Michael Baker, Jgu

Trattandosi di processi che sarebbero avvenuti frazioni di secondo dopo il big bang, una domanda sorge spontanea: sarà mai possibile verificare sperimentalmente, o con osservazioni, questa nuova teoria? Lo abbiamo chiesto allo stesso Baker, primo autore dello studio. E la risposta è positiva: sì, si può tentare. «Il nostro modello», spiega a Media Inaf Baker, «prevede l’esistenza di nuove particelle. Particelle che, alterando il modo in cui il bosone di Higgs interagisce, potrebbero essere rilevate indirettamente. Per esempio, potrebbero introdurre alterazioni nel tasso di decadimento del bosone di Higgs in due fotoni. Un fenomeno che Lhc metterà alla prova nei prossimi anni».

«Un’altra caratteristica importante del modello», continua Baker, «è una forte transizione di fase nell’universo primordiale, che genererebbe onde gravitazionali. In questo momento stiamo proprio cercando di capire in che misura queste onde gravitazionali potrebbero essere rivelate dai futuri osservatori spaziali già in programma, come la missione Lisa».

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Crediti: Justin Ng.

Se avete la fortuna di trovarvi negli Stati Uniti in vacanza, non perdetevi l’eclissi solare del 21 agosto: assisterete a un evento eccezionale e potreste essere testimoni del più grande esperimento di citizen science mai messo in piedi dall’uomo.

Disponibile per Android e iPhone, ecco arrivare la app per fotografare l’eclissi 2017. Ma se pensate si tratti dell’ennesimo tool nerd per il vostro smartphone, ebbene vi sbagliate di grosso. È un ambizioso progetto di scienza dal basso, frutto di una collaborazione fra l’Università della California – Berkeley e Google, che darà vita a un imponente archivio fotografico con libero accesso a scienziati e astrofisici che fremono per studiare da vicino la corona solare della stella al centro del sistema planetario che abitiamo.

Una volta scaricata e installata, l’applicazione fornisce poche e semplici istruzioni di utilizzo all’utente per fotografare l’evento astronomico in tutta sicurezza, utilizzando un filtro adeguato per proteggere i sensori della fotocamera. Una volta messa “in sicurezza” e puntata correttamente in direzione del Sole, l’applicazione geolocalizza lo smartphone e inizia a scattare fotografie autonomamente a partire da 15 secondi prima dell’evento. La app cattura immagini durante tutto il fenomeno dell’eclissi, che dura quasi tre minuti, emettendo un segnale acustico che ricordi a chi osserva di rimuovere il filtro ottico durante il momento di massima copertura del disco solare, per poi andarlo ad applicare non appena la luce ritorna forte nell’obiettivo della fotocamera.

Una volta tornati a casa o comodamente agganciati alla wifi dell’albergo, l’applicazione inviterà gli utenti a caricare le immagini sulla piattaforma del progetto e metterli a disposizione della scienza. Basta un clic.

Con Media Inaf abbiamo raggiunto Federico Tosi dell’Istituto nazionale di astrofisica che, proprio in queste ore, sta facendo le valigie per raggiungere gli Stati Uniti e godersi lo spettacolo. «Andrò a vedere l’eclisse del 21 agosto a Idaho Falls perché lo scorso anno, con mia moglie, avevamo pensato che sarebbe stata un’occasione unica: portare per la prima volta i nostri figli oltre oceano sfruttando allo stesso tempo un evento astronomico molto raro, e che gli stessi americani attendono da anni con grande fermento», spiega Tosi. «Ero già stato testimone di un’eclissi totale di Sole l’11 agosto 1999 a Monaco di Baviera, durante un viaggio di vacanza Interrail con alcuni compagni di università. Era stata un’esperienza unica, che tuttora ricordo con grande emozione, e per questo ho pensato di ripeterla quest’anno: era decisamente il momento giusto!».

Federico Tosi, con altri scienziati dell’Istituto nazionale di astrofisica, sarà il nostro inviato sul campo la mattina del 21. Nuovi aggiornamenti il 20 agosto quando, salvo imprevisti e a meteo piacendo, i nostri saranno arrivati sul posto.

Per scaricare la app e ulteriori informazioni vai al sito: eclipsemega.movie

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L’asteroide 2012 TC4, evidenziato dal circoletto blu. Crediti: Eso / Esa Neocc / O. Hainaut (Eso), M. Micheli (Esa) e D. Koschny (Esa)

Le stelle cadenti non vi saziano? Alla nouvelle cuisine delle Perseidi preferireste un piatto più “corposo”, a costo di rinunciare a quella delizia per gli occhi che ci attende in queste sere d’estate? E allora: che ne dite d’un vero asteroide? Quello che propone il menù si chiama 2012 TC4, ha un diametro stimato – a oggi – fra i 15 e i 30 metri, e si accinge a transitare a 44mila km sopra le nostre teste il prossimo 12 ottobre.

Fortunatamente è troppo lontano per rappresentare un pericolo, visto che è grande grosso modo quanto quello all’origine dell’evento di Chelyabinsk del 2013. Ma comunque abbastanza vicino per offrire agli astronomi, nonostante le piccole dimensioni, un’ottima opportunità per esercitarsi nell’osservazione e caratterizzazione di questi oggetti – i cosiddetti Neo, near-Earth object. Ecco allora che già è stata lanciata la 2012 TC4 Observing Campaign, una campagna osservativa per mettere alla prova la nostra abilità nel tracciare queste rocce vaganti e valutare la nostra capacità di prendere contromisure il giorno in cui dovesse arrivarne uno di quelli davvero minacciosi.

Individuato la prima volta nel 2012, come s’intuisce dal nome, dall’osservatorio Pan-Starss, alle Hawaii, 2012 TC4 aveva in seguito fatto perdere le sue tracce. A riacchiapparlo, e a ricostruirne con precisione l’orbita, è stato ora il Vlt dell’Eso, in Cile, nell’ambito di un programma fra Eso ed Esa per il monitoraggio dei Neo.

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Gli autori dello studio. Da sinistra: James Bullock, Manoj Kaplinghat e Oliver Elbert. Crediti: Steven Zylius / Uci

«Con questa ricerca dimostriamo che ci sono più di 100 milioni di buchi neri nella nostra galassia», esordisce James Bullock dell’Università della California – Irvine (Uci), fra gli autori di uno studio pubblicato sull’ultimo numero di Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. La ricerca che ha portato a questo risultato, un vero e proprio censimento celeste, ha avuto inizio più di un anno e mezzo fa, poco dopo la notizia della rivelazione, da parte degli interferometri Ligo, di increspature nel continuum spazio-temporale create dalla collisione fra due buchi neri lontanissimi, ognuno dei quali di dimensioni attorno alle 30 masse solari.

Un risultato che non giunge a sorpresa. È dello scorso anno, per esempio, uno studio pubblicato su Nature (ne parlammo anche su Media Inaf) – basato su modelli numerici d’evoluzione stellare – nel quale si anticipava la possibilità che le coppie di buchi neri destinate alla coalescenza, come quella che aveva prodotto le onde gravitazionali registrate dagli interferometri Ligo, non sarebbero rimaste le uniche.

«La rivelazione delle onde gravitazionali, confermando una previsione chiave della relatività generale di Einstein, è stato un colpaccio. Ma quando abbiamo considerato con più attenzione le sue implicazioni astrofisiche, la fusione di due buchi neri di circa 30 masse solari, siamo rimasti a dir poco sorpresi», ricorda Bullock, «e non abbiamo potuto fare a meno di chiederci quanti buchi neri di queste dimensioni ci siano, e quanto spesso finiscano per fondersi».

Il motivo dello stupore è dovuto al fatto che, stando ai modelli astrofisici più diffusi, i buchi neri stellari, quelli che si formano con collasso di una stella di grande massa giunta al termine della propria esistenza, dovrebbero avere grosso modo una massa come quella del Sole. Ora, vedere invece fondersene due di dimensioni epiche ha lasciato molti astrofisici – seppur non tutti – a dir poco perplessi.

La ricerca condotta dagli scienziati di Uci viene concepita partendo proprio dalla «stranezza della scoperta di Ligo», dice Bullock. Guidato da Oliver Elbert, dottorando a Uci, lo studio vuole interpretare le rilevazioni d’onde gravitazionali alla luce di quanto sappiamo sulla formazione delle galassie, al fine di comporre un quadro utile a comprendere analoghi eventi futuri. «Sulla base di ciò che sappiamo sulla formazione di stelle in diversi tipi di galassie, possiamo dedurre quando e quanti buchi neri si sono formati in ognuna di esse», spiega Elbert. «Le grandi galassie, per esempio, ospitano le stelle più vecchie, e anche i più vecchi fra i buchi neri».

Secondo Manoj Kaplinghat, anch’egli fra gli autori dello studio, la percentuale di buchi neri di una determinata massa presenti in una galassia dipenderà dalla dimensione della galassia stessa. La ragione è che le galassie più grandi hanno molte stelle ad alta metallicità, mentre le galassie nane sono popolate perlopiù da grandi stelle a bassa metallicità. Ora, le stelle che contengono molti elementi pesanti, come il nostro Sole, ne disperdono anche in quantità nel corso della loro esistenza. Così che, quando esplodono in supernova, la materia residua, quella che collasserà dopo l’esplosione, non è molta, dando origine a buchi neri di massa ridotta. Le grandi stelle a bassa metallicità, al contrario, non disperdono molta materia, e quando arrivano a fine vita quasi tutta la loro massa finirà nel buco nero, che a quel punto si ritroverà una massa considerevole.

Ma ci sono molte altre domande alle quali i ricercatori di Uci hanno cercato di dare risposta:  sapere quanto spesso i buchi neri si manifestano in coppie, ogni quanto si fondono e quanto tempo ci vuole perché questo avvenga. Gli astrofisici vogliono capire se quei buchi neri da circa 30 masse solari la cui fusione è stata rivelata da Ligo si sono formati miliardi di anni fa, per poi fondersi molto più tardi, o se al contrario risalgano a epoche più recenti, e si siano dunque uniti dopo un intervallo molto breve.

Il team guidato da Bullock è convinto che vi saranno numerose nuove rilevazioni di onde gravitazionali, circostanza che consentirà di verificare se i buchi neri si scontrano principalmente nelle galassie giganti. Questo offrirebbe indizi importanti, aggiunge Elbert, per comprendere la fisica che li conduce alla coalescenza«Se le ipotesi attuali sull’evoluzione stellare sono corrette», conclude Kaplingha, «nei prossimi anni dovremmo assistere a numerose fusioni fra buchi neri molto grandi, anche da 50 masse solari».

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Immagine ottenuta con il telescopio a barra equatoriale dell’Osservatorio astrofisico dell’Inaf di Catania il 13 aprile 2016, relativa al passaggio al meridiano della regione attiva (ingrandita nel dettaglio). Crediti: S. Guglielmino / Inaf Catania

Già la macchia aveva fatto scalpore: era a forma di cuore. Ma a renderla unica è proprio ciò che le conferiva quella forma: il lungo “baffo” di plasma – più precisamente, un flux rope, un filamento d’estensione superiore al diametro della Terra – che divideva i “lobi” del “cuore” mostra infatti caratteristiche fisiche mai osservate prima. Ad accorgersene, avvalendosi dei dati del Solar Dynamics Observatory (Sdo) della Nasa e delle immagini in H-alpha raccolte con la barra equatoriale dell’Osservatorio astrofisico dell’Inaf di Catania, un team di ricercatori formato da Salvo Guglielmino e Francesca Zuccarello dell’Università di Catania e da Paolo Romano dell’Inaf di Catania.

La macchia di cui parliamo è una grande macchia solare – 4,11 volte le dimensioni della Terra – comparsa nell’aprile 2016 all’interno della regione attiva Ar2529 (o Noaa 12529, adottando la nomenclatura della National Oceanic and Atmospheric Administration degli Stati Uniti). E le caratteristiche inedite della struttura di plasma che dà origine alla forma a cuore – confermate da osservazioni simultanee con il satellite giapponese Hinode – riguardano la polarità del campo magnetico, opposta a quella dell’ombra della macchia solare ospite, e la sua intensità, superiore a quella della penombra adiacente. I risultati dello studio sono in corso di pubblicazione su Astrophysical Journal Letters.

Guglielmino, partiamo da queste strutture che avete osservato: filamenti, ombre, penombre… cosa sono?

«Il Sole è l’unica stella (per adesso…) della quale riusciamo a osservare i dettagli della superficie. Le macchie solari, che sono la caratteristica più particolare quando si osserva il Sole (ovvero, la fotosfera del Sole), sono formate da una regione più scura detta ombra e una attorno ad essa, detta penombra. Tutt’attorno si vedono dei grani, dovuti al ribollire (ovvero, alla convezione) del plasma nelle regioni indisturbate della fotosfera. Questo fenomeno prende il nome di “granulazione del Sole quieto”. Occasionalmente, all’interno dell’ombra delle macchie appaiono una o più strutture brillanti che separano più o meno nettamente l’ombra in più regioni scure, talvolta a partire dalla zona di Sole quieto al bordo della macchia stessa».

Com’è avvenuto nel caso della macchia a forma di cuore?

«Già. A queste strutture si dà il nome di ponte di luce (light bridge). Se invece osserviamo la cromosfera solare con opportuni filtri, troviamo regioni brillanti in corrispondenza delle aree attorno alle macchie in fotosfera, con la presenza di strutture allungate, filamentari, che sembrano come corde o trecce sospese (rope). Ad esse si dà il nome di filamenti (cromosferici). Ahinoi, per la poca fantasia degli scienziati, si chiamano filamenti (fotosferici) anche le strutture a fibrilla che formano le penombre attorno alle macchie. Di solito, per evitare confusione, questi ultimi vengono detti “filamenti di penombra” (penumbral filament)».

Evoluzione della macchia solare fra l’11 e il 13 aprile 2016 (rispettivamente, colonna sx e colonna dx). Nelle righe, a partire dall’alto, il filtrogramma nel continuo della regione attiva (prima riga), le componenti del campo magnetico verticale (seconda riga) e orizzontale (terza riga) e, infine, i dopplergrammi simultanei (quarta riga) ottenuti con l’Helioseismic and Magnetic Imager a bordo del Solar Dynamics Observatory

Una varietà notevole… e di che materiale sono fatte?

«Sono tutte strutture formate da plasma magnetizzato. Ecco perché, ad esempio, i filamenti (cromosferici) si chiamano flux rope: corde (o trecce) di flusso magnetico. Le differenze tra le varie strutture dipendono dalla densità del plasma e dalla configurazione magnetica. In generale, sono il risultato dell’interazione tra il campo magnetico del Sole e il plasma che forma la nostra stella, che per le particolari condizioni fisiche sono l’uno “congelato” all’altro: un cambiamento della configurazione magnetica determina una variazione nelle condizioni dinamiche del plasma, e viceversa».

La “treccia” che avete analizzato nel vostro studio risale all’aprile del 2016, e da allora è scomparsa, così come la macchia che l’ospitava. Come sorgono e quanto a lungo resistono, queste strutture che ci sta descrivendo?

«Le macchie solari si formano perché intensi campi magnetici, prodotti all’interno del Sole nella zona convettiva per effetto dinamo, emergendo sulla superficie sono capaci di inibire la convezione e diminuire il trasporto di energia termica verso l’esterno, raffreddando localmente le regioni che diventano ombre (circa 2000 gradi più fredde rispetto al Sole quieto, che ha 6000 gradi). La vita media delle macchie oscilla tra qualche giorno a qualche mese, e possono essere grandi svariate volte la Terra».

Ponti di luce e filamenti, invece?

«I light bridge sono più spesso osservati durante la fase di decadimento della “vita” di una macchia (che può durare giorni o settimane), e si formano perché la convezione “normale” pian piano riprende il sopravvento sul campo magnetico che aveva formato la macchia e che si sta diffondendo. La lunghezza di un light bridge può arrivare ad essere confrontabile col diametro della Terra. I filamenti (cromosferici), invece, si formano solitamente per riconnessione magnetica tra le arcate magnetiche dovute ai campi magnetici in emersione. Essi di solito appaiono più scuri perché sono più densi del plasma cromosferico circostante. Di solito connettono regioni magnetiche di polarità opposta, spesso lontane tra loro. Possono essere lunghi svariate volte il diametro della Terra. Possono restare sospesi anche per mesi (filamenti quiescenti) e infine dissolversi, o dare luogo a spettacolari eruzioni (filamenti eruttivi)».

Salvo Guglielmino accanto al telescopio a barra equatoriale dell’Inaf di Catania

Quali strumenti avete usato, per caratterizzare la treccia di plasma descritta nel vostro studio? E cos’avete visto?

«L’abbiamo osservata utilizzando le immagini del satellite Sdo, che osserva 24 ore su 24 il Sole sia in fotosfera che in cromosfera e corona (nell’ultravioletto, altrimenti inaccessibile da Terra). Quanto alla “barra equatoriale” dell’Inaf di Catania, è un telescopio dedicato alle osservazioni solari, con un rifrattore di diametro di 0.15 m e un filtro Lyot nell’H-alpha per le osservazioni della cromosfera, e con un altro rifrattore di diametro di 0.15 m per i disegni giornalieri di macchie e pori in fotosfera. Il light bridge oggetto del nostro studio è stato osservato per 5 giorni, poi la macchia è tramontata, cioè per effetto della rotazione del Sole attorno al suo asse la macchia non è stata più osservabile. In corrispondenza del light bridge, nell’ombra, le immagini raccolte con la barra equatoriale rivelano chiaramente la presenza di un filamento in cromosfera. È proprio questo che luogo alla forma a cuore».

E cos’ha di diverso, il vostro ponte di luce, da tutti gli altri osservati prima?

«Come spieghiamo nell’articolo, i light bridge di solito hanno struttura granulare, per effetto della convezione. Nel nostro caso, invece ha una struttura filamentare, nel senso di filamenti di penombra. In altri casi, al di fuori dalle macchie, si è visto che se un filamento (cromosferico) tocca la fotosfera, in corrispondenza si formano filamenti di penombra. Questa è la prima volta che si ha evidenza di un fenomeno similare all’interno di un’ombra. Inoltre, un light bridge è normalmente caratterizzato da un campo magnetico meno intenso che nell’ombra circostante, e con la stessa polarità. Se fosse di polarità opposta ad essa, infatti, non potrebbe essere una struttura a lungo in equilibrio. Invece, nel nostro caso, abbiamo una struttura con un intenso campo magnetico orizzontale e in larga parte di polarità opposta alla macchia. Ciò è compatibile con una struttura attorcigliata (con un forte twist) del filamento soprastante, che si adagia sull’ombra».

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