Rappresentazione artistica di un sistema binario di stelle di neutroni. Crediti: Nasa’s Goddard Space Flight Center/CI Lab

Coalescenza, la chiamano gli astrofisici. Una parola non di uso comune per indicare la fusione di due entità in una. O, in ambito medico, la rimarginazione di una ferita. È la coalescenza di due stelle di neutroni, quella registrata per la prima volta nella storia il 17 agosto scorso e annunciata oggi dagli scienziati nel corso di conferenze stampa simultanee in tutto il mondo. Ma non sono state “solo” due stelle di neutroni, a unirsi: quella che viene celebrata oggi è anche la ”coalescenza” di due modi d’indagare la Natura, di due sensi per percepirla, di due comunità per studiarla. E in un certo senso, come vedremo, è anche una “ferita” che si rimargina.

La nascita d’una nuova era per l’astronomia, hanno detto. Per una volta, non è un’esagerazione: questa nuova astronomia che, in mancanza di termini più adeguati, viene per ora definita – con un aggettivo un po’ goffo – multi-messaggera, rappresenta in effetti una svolta rivoluzionaria nello studio dell’universo.

Onde elettromagnetiche e onde gravitazionali

Perché multi-messaggera? A parte qualche sporadico neutrino, gli unici “messaggeri” di cui gli astronomi hanno potuto avvalersi nel corso dei millenni sono le onde elettromagnetiche, ovvero fotoni. Erano fotoni quelli che i primi rappresentanti della specie umana chiamarono Sole e Luna. Erano fotoni quelli che, scrutati dall’anello di menhir a Stonehenge e da mille altri osservatori primitivi, assumevano la forma di costellazioni. Erano fotoni i satelliti medicei di Galileo, l’Urano di Herschel, l’emissione radio della Via Lattea di Jansky, i raggi X che valsero il Nobel a Riccardo Giacconi e la radiazione del fondo a microonde – proveniente dritta dal big bang – che faceva gracchiare il ricevitore di Penzias e Wilson. Erano tutti e solo fotoni. Luce. Onde elettromagnetiche. Era come conoscere la Cina esclusivamente attraverso le parole di Marco Polo. Un’astronomia mono-messaggera, appunto.

Questo fino al 14 settembre del 2015. Quando i laser degli interferometri Ligo, negli Stati Uniti, registrarono un fenomeno mai rilevato prima: il passaggio d’un’onda gravitazionale. Quella non era un’onda elettromagnetica, non era luce, non erano fotoni: era un “messaggero” completamente diverso. Se fino ad allora s’era solo visto il lampo, da quel giorno di due anni fa riusciamo a sentire anche il tuono. Di colpo ci siamo ritrovati con un senso in più.

La beffa dei buchi neri

Successo epocale, certo, già valso tre Nobel. Ma soddisfazione a metà. Eh già, perché la Natura sa essere beffarda come nient’altro. A eccitare quel senso nuovo di zecca per le onde gravitazionali, guadagnato con una lotta intellettuale e tecnologica impari dai fisici della collaborazione Ligo-Virgo, a eccitarlo, dicevamo, parevano riuscirci soltanto gli unici dannatissimi oggetti di tutto l’universo che non emettono fotoni: i buchi neri. Come se, dopo un’era interminabile di cinema muto, ecco che quando finalmente arriva il sonoro tutti i registi cominciassero a produrre esclusivamente pellicole con l’audio, sì, ma sullo schermo nient’altro che nero.

È stato così per tutte le onde gravitazionali confermate fino a metà agosto: in tutti e quattro i casi, all’origine dello sconquasso spaziotemporale c’era la fusione di due buchi neri. Fenomeno affascinante ma – caso più unico che raro nella varietà del cosmo – impossibile da vedere. Mentre gli interferometri ballavano, persino i migliori telescopi restavano a bocca asciutta. Un bel problema, perché se l’udito di cui disponiamo è per ora in grado di farci sentire soltanto il fragore prodotto da due oggetti estremi, e questi sono così estremi da non poter scoccare nemmeno un lampo di luce, significa che tuono e fulmine insieme non li vedremo mai.

Il tuono e poi il lampo

Tutte le speranze, da quel 14 settembre, erano dunque riposte negli unici oggetti conosciuti abbastanza estremi da produrre il tuono gravitazionale ma non così estremi da trattenere il fulmine elettromagnetico: le stelle di neutroni. Se due stelle di neutroni non troppo lontane da noi si fossero fuse l’una nell’altra, avevano calcolato gli astrofisici, in quell’oceano agitato che chiamiamo universo si sarebbero sollevate insieme, abbastanza alte da essere captate, onde elettromagnetiche e onde gravitazionali. Prima quelle gravitazionali, immediatamente dopo quelle elettromagnetiche. Il tuono e il lampo insieme. Una ferita che si rimargina.

Un evento agognato dagli astrofisici, perché l’informazione che avrebbe prodotto andava ben oltre la somma delle parti. Sarebbe stata un’informazione di ordine superiore, con due sensi sollecitati simultaneamente dallo stesso fenomeno: una finestra a più dimensioni sulla natura del cosmo. Talmente agognato che avevano trascorso anni a immaginare come sarebbe stato, a cercare di prevederne ogni minuzioso passaggio, ogni concatenazione, ogni quantità in gioco.

E i più erano d’accordo: se mai avessero potuto assistervi nel corso della loro vita, avrebbero dapprima sentito una lunga onda gravitazionale, molto più lunga del chirp prodotto dai buchi neri, sollevata dalle orbite sempre più strette e vorticose delle due stelle in caduta l’una nell’altra. Poi, a fusione avvenuta, avrebbero visto il lampo: un lampo di raggi gamma corto (Grb short), per l’esattezza. Quindi avrebbero osservato – in tutte le bande dello spettro, dall’ottico giù fino al radio e su fino all’X – una kilonova: l’ultimo guizzo di due relitti di stelle morte che, unendosi, riprendevano per un istante vita, fondendo e spargendo nell’universo manciate di atomi d’oro, di platino e di altri elementi pesanti.

Fasi salienti delle osservazioni di GW 170817. Crediti: Davide Coero Borga/Media Inaf

17 agosto 2017

Giovedì 17 agosto 2017 tutto questo è accaduto. Alle 14:41:04 ora italiana, l’onda gravitazionale prodotta da due stelle di neutroni a 130 milioni di anni luce da noi, dopo un viaggio durato – appunto – 130 milioni di anni, ha investito i bracci degli interferometri Virgo e Ligo. Circa 1.7 secondi più tardi, un Grb short è stato osservato nello spazio dai rivelatori per raggi gamma dei telescopi Fermi della Nasa e Integral dell’Esa. Grazie alla sua elevata velocità di reazione, il primo fra tutti a diramare l’allerta a livello globale – in soli 14 secondi – è stato proprio il telescopio spaziale Fermi. Quaranta minuti più tardi arriva anche la comunicazione di Ligo-Virgo. Una comunicazione nella quale l’interferometro italiano, entrato pienamente in azione da appena due settimane, gioca un ruolo cruciale: è grazie a lui, infatti, che è possibile una triangolazione, prima preclusa dal fatto che gli interferometri Ligo erano solo due.

Poter triangolare significa poter indicare in modo abbastanza preciso il luogo d’origine di quel segnale. Ed è verso quella regione che praticamente qualunque grande telescopio di mezzo pianeta si volta a osservare. Il primo a notare qualcosa è un piccolo telescopio di Las Campanas (Cile), Swope: osserva un transiente – un bagliore che prima non c’era – provenire dall’anonima galassia NGC 4993, a 130 milioni di anni luce. Nemmeno due ore più tardi anche un telescopio a gestione Inaf, il Rapid Eye Mount (Rem) montato a La Silla (Cile), osserva lo stesso transiente. A quel punto, la regione d’origine è definitivamente localizzata: la coalescenza delle due stelle di neutroni è avvenuta lì, in quella galassia.

Alcuni dei telescopi, da terra e dallo spazio, coinvolti nell’osservazione insieme agli interferometri Ligo-Virgo (cliccare per ingrandire). Crediti: Davide Coero Borga/Media Inaf

La storia che si svolge sotto gli occhi degli astrofisici nei giorni successivi è simile in modo perturbante ai modelli che erano stati messi a punto negli anni precedenti. Le astronome e gli astronomi coinvolti nelle primissime osservazioni – moltissimi dei quali italiani, come si vede anche solo sfogliando gli articoli che riempiono oggi le edizioni speciali di Nature e Science – vivono un po’ la stessa emozione di chi visita New York per la prima volta: non l’ha mai vista, ma è come se la conoscesse da sempre.

Passano le ore, arrivano i primi spettri – l’impronta digitale della sorgente, e i primi al mondo a raccoglierli sono i team guidati da Elena Pian e Paolo D’Avanzo, due astrofisici dell’Inaf, primi autori d’un articolo su Nature – e, guarda caso, sono gli spettri inequivocabili di una kilonova. Vi ricorda qualcosa? Prima l’onda gravitazionale, poi il lampo di raggio gamma corto, infine la kilonova: Gw 170817, Grb 170817A e Sss17a, queste le sigle con le quali gli astrofisici hanno identificato i tre episodi del fenomeno. È la trama della coalescenza di due stelle di neutroni. È l’atto di nascita d’una nuova era per l’astrofisica.

Molta Italia, molte scienziate

Dopo questa osservazione epocale, che ha coinvolto migliaia di ricercatrici e ricercatori nel mondo, coinvolgendo tre interferometri per onde gravitazionali, decine di telescopi nello spazio e da terra, e unendo come mai prima due comunità – quella dei fisici e quella degli astronomi – che lavorano sì spesso gomito a gomito sugli stessi esperimenti, però mai tutti così concentrati su un unico evento – dopo quest’osservazione epocale, dicevamo, ci sarà da lavorare intensamente per decenni. È un continente inesplorato, quello al quale la “coalescenza” tra astrofisica elettromagnetica e astrofisica gravitazionale ci ha fatto oggi approdare.

Ma ci sono già alcune certezze. Siamo ragionevolmente certi che assisteremo, speriamo a breve, alla fusione di altre stelle di neutroni. Siamo fiduciosi che, nel giro di pochi anni, avremo a disposizione “antenne” – gravitazionali ed elettromagnetiche, a terra e nello spazio – sempre più sensibili e accurati per captarne i segnali. E ci auguriamo che l’Italia sia messa in condizione di mantenere il ruolo di protagonista che si è meritata in quest’occasione. Grazie all’interferometro Virgo, gestito dall’Infn insieme al Cnrs francese. Grazie ai telescopi spaziali a forte partecipazione italiana come Fermi, Integral, Agile e Swift, ma anche Hubble e Chandra. Grazie allo spettacolare lavoro di telescopi da terra d’avanguardia, quelli grandi come il Vlt dell’Eso e quelli piccoli come Rem. Ma grazie soprattutto alle scienziate e agli scienziati che hanno reso possibile questo risultato fino a pochi anni fa inimmaginabile.

Già, le scienziate: impossibile non notare la preponderante presenza di scienziate italiane fra gli speaker delle conferenze stampa che si sono tenute oggi all’estero: a Monaco Elena Pian dell’Inaf, e a Washington Marica Branchesi del Gssi per Virgo, Laura Cadonati della Georgia Tech per Ligo, Eleonora Troja della Nasa e Alessandra Corsi della Texas Tech University. I premi Nobel per la Fisica assegnati a donne, fino a oggi, sono stati due. L’ultimo nel 1963, oltre mezzo secolo fa. Vedi mai che le onde gravitazionali ed elettromagnetiche sollevate dalla fusione di due stelle di neutroni non arrivino a lambire Stoccolma.


Guarda su MediaInaf Tv la storia della scoperta raccontata da alcuni protagonisti:

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Elena Pian, dirigente di ricerca all’Inaf di Bologna

Un po’ come quando avviene un omicidio, anche in astrofisica c’è chi si occupa di scattare le prime foto e chi, invece, ha il compito di scoprire nel più breve tempo possibile l’identità del cadavere. Nella maggior parte dei casi basta guardare nelle tasche, ma a volte le cose sono più complicate. È il caso dell’evento annunciato oggi nel corso di più conferenze stampa tenutesi in simultanea nel mondo: la rivelazione della prima onda gravitazionale della quale sia stato possibile registrare la controparte elettromagnetica.

Dopo il merging delle due stelle di neutroni, dopo lo “sparo” del lampo gamma, quello rimasto a brillare per qualche tempo lassù nella galassia Ngc 4993 che razza d’oggetto era mai? Per stabilirlo era necessaria un’accurata analisi spettroscopica. Analisi condotta usando i grandi telescopi cileni dell’Eso da alcuni team di scienziati. C’era il team di Stephen Smartt, del quale fanno parte anche astrofisici dell’Inaf, e che ritroviamo oggi su Nature. C’era quello di Stefano Covino dell’Inaf di Milano, che con lo strumento Fors2 del Vlt ha compiuto le misure polarimetriche, pubblicate oggi su Nature Astronomy. E, primo fra tutti, nella notte fra il 18 e il 19 agosto, c’era il team guidato da Elena Pian dell’Inaf di Bologna e Paolo D’Avanzo dell’Inaf di Milano: avvalendosi di uno fra i migliori spettrografi al mondo – X-Shooter, montato sulla seconda delle quattro unità del Very Large Telescope dell’Eso a Paranal, in Cile – sono riusciti, appunto, a svelare l’identità di quella sorgente di luce apparsa in Ngc 4993. Il risultato è anch’esso oggi su Nature, e Media Inaf ha raggiunto Elena Pian a Monaco, dove si trova per la conferenza stampa Eso, per farselo illustrare.

Pian, che cosa è successo quel 17 agosto di circa 130 milioni d’anni fa in una galassia a 40 megaparsec dalla Terra?

«È successo che un sistema di due stelle di neutroni è andato in coalescenza. Tutto ha avuto inizio da stelle massicce, stelle con una massa pari a 8-10 volte quella del Sole. Stelle che spesso, nell’80-90 per cento dei casi, si trovano in sistemi binari. Alla fine della loro vita, quando muoiono, muoiono come supernove. E ciascuna di esse lascia dietro di sé un “resto”, che è una stella di neutroni. Ecco dunque che, se il sistema di partenza è un sistema binario di stelle massicce, il sistema finale sarà un sistema binario di stelle di neutroni, che ruotano una intorno all’altra per centinaia di milioni di anni perdono onde gravitazionali».

Rappresentazione artistica della fusione di stelle di neutroni. Crediti: Eso/L. Calçada/M. Kornmesser

Come? Da dove le perdono?

«Ruotando una intorno all’altra. Si avvicinano, e perdono in questo modo energia. A un certo punto, nel momento finale, ruotano velocissimamente una intorno all’altra, in un sistema sempre più stretto, perdono un’energia enorme sotto forma di radiazione gravitazionale, che quindi viene rivelata dai nostri interferometri gravitazionali. La fine di questo balletto orbitale drammatico è la coalescenza: cioè, quando entrano in contatto il sistema muore, va in coalescenza ed esplode. È la fase in cui l’emissione di onde gravitazionali è al massimo, in cui le onde raggiungono la massima ampiezza. E se ci sono telescopi – a tutte le frequenze, dal radio all’ottico al gamma – che osservano, possono vedere la controparte elettromagnetica».

E con questo arriviamo ai giorni nostri, 130 milioni d’anni più tardi, al 17 agosto scorso, qui sul pianeta Terra. Anzitutto, lei dove si trovava?

«Mi stavo trasferendo. Ero arrivata il giorno prima, il 16 agosto, al Max Planck Institute for Astrophysics di Garching, in Germania, dove avevo già pianificato di trascorrere i due mesi successivi. Il giorno dopo, il 17 agosto, quando c’è stato questo evento, l’alert è stato disseminato molto rapidamente dal consorzio Ligo-Virgo. E subito tutti i telescopi ottici e infrarossi a grande campo si sono messi in cerca della controparte».

Come sapevano dove cercare?

«L’elemento chiave, in questo caso, era un’informazione disseminata dal consorzio Ligo-Virgo. E cioè che questo sistema binario si trovava a una distanza molto piccola dalla Terra: 40 megaparsec [ndt, circa 130 milioni di anni luce] è praticamente considerato universo locale. Dunque era un sistema molto vicino. Questo ha messo in allerta gli astronomi ottici, perché a una distanza così piccola non ci sono tantissime galassie: ce ne sono tante, ma non tantissime. Per cui è relativamente facile esplorarle con un telescopio a grande campo di vista, ed è relativamente facile coprire tutto il cielo visibile ed esaminarle tutte».

Immagine VIMOS della galassia Ngc 4993 che mostra (indicata dalla freccia) la controparte ottica della fusione di una coppia di stelle di neutroni. Crediti: Eso

È quello che avete fatto?

«Sì, è quello che è stato fatto dagli astronomi ottici: hanno spazzato sistematicamente il cielo con i loro telescopi fino a che non sono arrivati alla galassia incriminata, quella in cui era ospitato il sistema colpevole. E lì hanno trovato il transiente ottico, la sorgente variabile ottica».

Come “hanno”? Avete, c’era anche lei, no?

«Be’, sì, io faccio parte del team che entra in attività immediatamente dopo. Il mio è un programma non per la ricerca della controparte ottica, bensì per il follow-up di una controparte ottica quando è stata approvata. Cioè a me spetta capire che cos’è, identificarla».

Doveva essere un oggetto davvero speciale, per far finire il suo articolo dritto sulle pagine di Nature

«Le circostanze speciali sono due. Una è che c’era un segnale gravitazionale, e ancora prima che gli astronomi ottici si mettessero a cercare una controparte, era stata vista dal satellite Fermi la controparte gamma: un gamma-ray burst, praticamente simultaneo all’onda gravitazionale. L’altra circostanza molto importante è, appunto, che il sistema era vicinissimo alla Terra. Quindi un segnale gravitazionale da un sistema estremamente vicino alla Terra per il quale è stato rivelato anche il lampo di raggio gamma. Ecco dunque che, localizzata la controparte ottica in tempi estremamente rapidi, entrano in gioco i team che – come il mio – hanno tempo al telescopio per fare la caratterizzazione e l’identificazione della sorgente con la spettroscopia».

Montaggio di diversi spettri ottenuti con lo strumento X-Shooter montato sul Vlt dell’Eso. Crediti: Eso/E. Pian et al./S. Smartt e ePessto

È stato importante che la sorgente si trovasse vicina alla Terra, diceva. Perché?

«Essendo così vicina, ci aspettavamo di acquisire degli spettri bellissimi. Tipicamente, le sorgenti con cui abbiamo a che fare noi, cioè i gamma-ray bursts delle supernove, sono molto più lontane, per cui la spettroscopia risulta assai più difficile da fare: bisogna esporre più a lungo, il segnale è spesso modesto… Qui, avendo una sorgente a 40 megaparsec che ci aspettavamo il meglio

I risultati vi hanno dato ragione?

«Sì. Abbiamo preso il primo spettro con X-Shooter, uno strumento montato al Vlt dell’Eso, in Cile. È uno strumento che copre l’intero spettro, dal vicino infrarosso fino al vicino ultravioletto, e lo copre simultaneamente, perché ha tre bracci che lavorano simultaneamente. Quindi uno strumento estremamente versatile, estremamente sensibile».

Insomma, avevate a disposizione il telescopio al momento giusto e con lo strumento giusto…

«Be’, diciamo, essendo riusciti a osservare appena un giorno e mezzo dopo l’esplosione, abbiamo preso spettri bellissimi. Il primo spettro, poi, è spettacolare».

Che informazioni contiene, questo spettro?

«Il primo spettro è molto importante perché ci fa mostra una pura emissione termica, un corpo nero quasi perfetto: cioè la descrizione di una sorgente quasi esclusivamente termica».

Cosa significa?

«Vuol dire che abbiamo visto la sorgente proprio alla nascita. È il momento iniziale in cui è talmente piccola e compatta che nessun fotone esce dalla regione emittente, quindi osserviamo soltanto lo strato esterno della radiazione, la fotosfera, senza vedere nessun fotone che viene fuori. Ed è una sorgente calda, una sorgente descritta puramente dalla sua temperatura, come tutte le sorgenti di corpo nero».

Quando dice “sorgente”, in questo caso, cosa intende?

«È la luce, la prima luce, emessa da questa sorta di “palla di fuoco”, in inglese fireball, prodotta dalla coalescenza delle due stelle di neutroni. Le due stelle di neutroni urtano una contro l’altra, praticamente penetrano una dentro l’altra, e formano un unico oggetto, un’unica piccolissima e compattissima regione emittente piena di energia. Piena di energia e quasi completamente opaca, nel senso che niente traspare: di questa sorgente primigenia non è possibile vedere gli strati interni, si vede soltanto lo strato esterno che emette a una certa temperatura. È una pura sorgente termica che emette a una certa temperatura. Una sorgente compattissima, però il materiale di cui è fatta, cioè i neutroni, inizia a espandersi molto rapidamente. Essendoci tanta energia – l’energia di legame di due stelle di neutroni – che si libera in un volume piccolissimo, la densità di energia potenziale, lì in quello spazio angusto, è altissima».

Quindi cosa succede?

«Succede che l’energia potenziale inizia a trasformarsi in energia cinetica, che viene trasferita al materiale, che a sua volta inizia a muoversi a velocità altissime. Infatti abbiamo osservato, negli spettri, velocità attorno al 20-30 per cento della velocità della luce».

Sarebbe questa palla di fuoco, quella che chiamate kilonova?

«Esattamente. Kilonova è il nome che è stato dato a questa sorgente, inizialmente compattissima, che poi evolve. Gli spettri successivi al primo non sono più spettri di corpo nero: sono spettri sempre più trasparenti, formati da materiale che irradia con opacità sempre inferiore. Divenendo più trasparente, riusciamo a osservare gli strati più interni di questo materiale, e quindi vediamo righe di assorbimento formate dalle specie atomiche che sono dentro a questo materiale».

Rappresentazione artistica di un’esplosione di kilonova, con indicati alcuni degli elementi chimici prodotti e il loro numero atomico. Crediti: Eso/L. Calçada/M. Kornmesser

Specie atomiche? Quali, per esempio?

«Soprattutto atomi pesanti, cioè gli atomi formati attraverso la nucleosintesi da processo r, dove la lettera ‘r’ sta per rapido: è un processo di formazione di elementi tipico di questi ambienti estremi. Due stelle di neutroni sono due oggetti pieni, dove la densità di neutroni è altissima, il volume è piccolissimo e quindi avviene uno scambio rapidissimo di neutroni che, accoppiato a decadimento beta diretto e inverso (cioè si perdono e si acquisiscono elettroni), porta alla formazione di molti protoni e molti nuovi neutroni. Protoni e neutroni che, essendo il volume così piccolo, formano molto rapidamente atomi pesanti, cioè atomi nel cui nucleo ci sono tanti protoni e tanti neutroni, con numero atomico alto e peso atomico alto. Esempi classici sono tutti gli elementi più pesanti del ferro. Elementi come il selenio, l’ittrio, il rutenio… fino all’uranio».

Passando dunque anche per l’oro?

«Eh sì, naturalmente: fra questi elementi molto pesanti sono inclusi l’oro e il platino».

E com’è stato, oggi, vedere su Nature l’articolo “Pian et al.”, per una scoperta che entrerà nei libri di storia della fisica?

«Ho rivissuto in forma amplificata l’esperienza di 20 anni fa, quando una storia analoga si presentò con i gamma ray-bursts: vent’anni fa BeppoSAX, un satellite italo-olandese, localizzò per la prima volta i gamma-ray bursts, e quindi mise in grado gli astronomi di rivelare le controparti X, ottiche e radio dei gamma ray bursts. Fu una rivoluzione, per l’astrofisica delle alte energie. E io ebbi la fortuna di partecipare a quella scoperta, a quelle fasi: c’ero anch’io, e abbiamo vissuto momenti di grande eccitazione. Nel caso odierno si è ripresentata una situazione del genere, ma stavolta oserei dire molto più importante».

Perché?

«Perché questa kilonova è l’atto di nascita dell’astronomia gravitazionale ed elettromagnetica. Cioè abbiamo capito e dimostrato che si può fare astrofisica delle alte energie multimessenger.  Questa è la dimostrazione. Ne abbiamo tanto parlato… impareremo cose nuove, dicevamo, osservando gli stessi oggetti con gli interferometri gravitazionali e con i telescopi elettromagnetici e i satelliti per la radiazione elettromagnetica. Ebbene, oggi abbiamo dimostrato che lo possiamo fare, che lo si fa e che il progresso è enorme».

Per saperne di più:

  • Leggi su Nature l’articolo “Spectroscopic identification of r-process nucleosynthesis in a double neutron star merger”, di Pian, P. D’Avanzo, S. Benetti, M. Branchesi, E. Brocato, S. Campana, E. Cappellaro, S. Covino, V. D’Elia, J. P. U. Fynbo, F. Getman, G. Ghirlanda, G. Ghisellini, A. Grado, G. Greco, J. Hjorth, C. Kouveliotou, A. Levan, L. Limatola, D. Malesani, P. A. Mazzali, A. Melandri, P. Møller, L. Nicastro, E. Palazzi, S. Piranomonte, A. Rossi, O. S. Salafia, J. Selsing, G. Stratta, M. Tanaka, N. R. Tanvir, L. Tomasella, D. Watson, S. Yang, L. Amati, L. A. Antonelli, S. Ascenzi, M. G. Bernardini, M. Boër, F. Bufano, A. Bulgarelli, M. Capaccioli, P. G. Casella, A. J. Castro-Tirado, E. Chassande-Mottin, R. Ciolfi, C. M. Copperwheat, M. Dadina, G. De Cesare, A. Di Paola, Y. Z. Fan, B. Gendre, G. Giuffrida, A. Giunta, L. K. Hunt, G. Israel, Z.-P. Jin, M. Kasliwal, S. Klose, M. Lisi, F. Longo, E. Maiorano, M. Mapelli, N. Masetti, L. Nava, B. Patricelli, D. Perley, A. Pescalli, T. Piran, A. Possenti, L. Pulone, M. Razzano, R. Salvaterra, P. Schipani, M. Spera, A. Stamerra, L. Stella, G. Tagliaferri, V. Testa, E. Troja, M. Turatto, S. D. Vergani e D. Vergani
  • Leggi su Nature l’articolo “A kilonova as the electromagnetic counterpart to a gravitational-wave source“, di S. J. Smartt, T.-W. Chen, A. Jerkstrand, M. Coughlin, E. Kankare, S. A. Sim, M. Fraser, C. Inserra, K. Maguire, K. C. Chambers, M. E. Huber, T. Krühler, G. Leloudas, M. Magee, L. J. Shingles, K. W. Smith, D. R. Young, J. Tonry, R. Kotak, A. Gal-Yam, J. D. Lyman, D. S. Homan, C. Agliozzo, J. P. Anderson, C. R. Angus, C. Ashall, C. Barbarino, F. E. Bauer, M. Berton, M. T. Botticella, M. Bulla, J. Bulger, G. Cannizzaro, Z. Cano, R. Cartier, A. Cikota, P. Clark, A. De Cia, M. Della Valle, L. Denneau, M. Dennefeld, L. Dessart, G. Dimitriadis, N. Elias-Rosa, R. E. Firth, H. Flewelling, A. Flörs, A. Franckowiak, C. Frohmaier, L. Galbany, S. González-Gaitán, J. Greiner, M. Gromadzki, A. Nicuesa Guelbenzu, C. P. Gutiérrez, A. Hamanowicz, L. Hanlon, J. Harmanen, K. E. Heintz, A. Heinze, M.-S. Hernandez, S. T. Hodgkin, I. M. Hook, L. Izzo, P. A. James, P. G. Jonker, W. E. Kerzendorf, S. Klose, Z. Kostrzewa-Rutkowska, M. Kowalski, M. Kromer, H. Kuncarayakti, A. Lawrence, T. B. Lowe, E. A. Magnier, I. Manulis, A. Martin-Carrillo, S. Mattila, O. McBrien, A. Müller, J. Nordin, D. O’Neill, F. Onori, J. T. Palmerio, A. Pastorello, F. Patat, G. Pignata, Ph. Podsiadlowski, M. L. Pumo, S. J. Prentice, A. Rau, A. Razza, A. Rest, T. Reynolds, R. Roy, A. J. Ruiter, K. A. Rybicki, L. Salmon, P. Schady, A. S. B. Schultz, T. Schweyer, I. R. Seitenzahl, M. Smith, J. Sollerman, B. Stalder, C. W. Stubbs, M. Sullivan, H. Szegedi, F. Taddia, S. Taubenberger, G. Terreran, B. van Soelen, J. Vos, R. J. Wainscoat, N. A. Walton, C. Waters, H. Weiland, M. Willman, P. Wiseman, D. E. Wright, Ł. Wyrzykowski e O. Yaron Show
  • Leggi su Nature Astronomy l’articolo “The unpolarized macronova associated with the gravitational wave event GW 170817“, di S. Covino, K. Wiersema, Y. Z. Fan, K. Toma, A. B. Higgins, A. Melandri, P. D’Avanzo, C. G. Mundell, E. Palazzi, N. R. Tanvir, M. G. Bernardini, M. Branchesi, E. Brocato, S. Campana, S. di Serego Alighieri, D. Götz, J. P. U. Fynbo, W. Gao, A. Gomboc, B. Gompertz, J. Greiner, J. Hjorth, Z. P. Jin, L. Kaper, S. Klose, S. Kobayashi, D. Kopac, C. Kouveliotou, A. J. Levan, J. Mao, D. Malesani, E. Pian, A. Rossi, R. Salvaterra, R. L. C. Starling, I. Steele, G. Tagliaferri, E. Troja, A. J. van der Horst e R. A. M. J. Wijers

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Diffusore e relativo schema ottico. Crediti: RPC Photonics

È stato pubblicato il 5 ottobre scorso su The Astrophysical Journal un articolo che attesta la precisione delle misure ottiche raggiungibili da Terra per l’osservazione di esopianeti grazie all’utilizzo di un dispositivo ottico testato da un gruppo di astronomi della Penn State University. Il dispositivo oggetto di studio – tecnicamente un beam-shaping diffuser, prodotto nei laboratori della Rpc Photonics di Rochester (New York) – è un micro-componente ottico con il compito di distribuire la luce, proveniente dalla stella, su una superficie del sensore ottico maggiore di quella che coprirebbe senza diffuser.

Il test del dispositivo è stato condotto al telescopio Hale dell’Osservatorio Palomar, in California, al telescopio da 0.6 m Davey Lab Observatory della Penn State University e al telescopio Arc da 3.5 m dell’Apache Point Observatory, in New Mexico.

Ma perché “sparpagliare la luce” dovrebbe portare un beneficio alla qualità delle immagini?

A rovinare la qualità delle immagini da terra intervengono svariati fattori. In primis, costituisce un grande problema per gli astronomi e per chi progetta i telescopi l’atmosfera, che deteriora il seeing della immagini (è la distorsione che si cerca di correggere con i sistemi di ottica adattiva). A parte i problemi relativi alla scintillazione del cielo – che riguardano solo le osservazioni da terra – rimane l’errore introdotto dalla disomogeneità nella risposta dei pixel del rivelatore, i quali non rispondono tutti allo stesso modo alla luce. Questo errore aumenta se la misura è basata su pochi pixel ma diminuisce proporzionalmente se si riesce a mediare la misura su un grande numero di pixel, compensando così statisticamente gli errori dei singoli pixel e ottenendo una migliore qualità dell’immagine.

Ecco dunque che la tecnica di distribuire la luce su una superficie maggiore – chiamata defocusing – permetterebbe di raggiungere precisioni molto elevate, ed è utile nel caso in cui quello introdotto dai pixel sia l’errore dominante, come succede nei telescopi spaziali, per i quali l’atmosfera non rappresenta un problema.

Ma è davvero efficace? Lo abbiamo chiesto a Roberto Ragazzoni, astronomo dell’Istituto nazionale di astrofisica all’Osservatorio di Padova, esperto di ottica e membro del board della missione spaziale europea Cheops (CHaracterizing ExOPlanets Satellite).

«Si tratta di un’applicazione interessante in tutte le situazioni in cui il telescopio o il rivelatore ottico non sono ottimali o allo stato dell’arte», spiega Ragazzoni. «Se applicata a telescopi sub-ottimali, questa tecnica permette di ottenere risultati molto buoni, pur non stabilendo un record nella qualità delle osservazioni (intendiamo sempre da Terra), consentendo di raggiungere un livello di misure di qualità medio-alta a una classe di rivelatori che altrimenti ne sarebbe esclusa. Esistono misure effettuate con i migliori rivelatori a disposizione in modo tradizionale che mostrano una precisione anche superiore: per citare un esempio, quelle fatte dal gruppo di Valerio Nascimbeni per cercare transiti di pianeti da Terra».

Chiediamo a Ragazzoni se questo tipo di tecnica verrà utilizzato anche per Cheops, la missione europea destinata allo studio dei pianeti extrasolari in partenza nel 2018. Cheops avrà il compito di compiere osservazioni molto precise di stelle attorno alle quali è già nota la presenza di pianeti o di cui ci sono forti indizi, con l’obiettivo di studiare la struttura di pianeti extrasolari con raggi che vanno tipicamente da 1 a 6 volte quelli della Terra e con masse fino a 20 volte quella del nostro Pianeta, in orbita attorno a stelle luminose.

«Anche il nostro gruppo di ricerca aveva valutato questa soluzione per Cheops, testando lo stesso dispositivo oggetto dello studio in laboratorio (vedi Magrin et al., 2014), come citano anche loro nell’articolo. Nel caso spaziale questa tecnica avrebbe un piccolo margine di miglioramento netto, ma bisogna considerare», osserva Ragazzoni, «che sarebbe stata la prima volta che un dispositivo simile avrebbe volato nello spazio. Sia per cause termiche sia per un possibile annerimento del vetro a causa delle radiazioni a cui il telescopio è esposto durante il periodo della permanenza in orbita, sarebbe stato troppo rischioso adottare questa soluzione».

L’esposizione prolungata del vetro comune (borosilicato) alle radiazioni cosmiche può infatti produrre un annerimento e variazione nella trasparenza, con la conseguente perdita di qualità dello strato riflettente degli specchi o di altri dispositivi ottici (lenti, eccetera). Per le applicazioni spaziali è normalmente utilizzata una miscela di borosilicato con altre sostanze (per gli specchi lo ZeroDur, per le lenti il BK7 a cui si aggiunge ossido di cerio), che conferiscono al vetro la tipica colorazione leggermente giallognola rendendolo stabile alle radiazioni anche per anni.

«Anche per Cheops si userà una tecnica di defocusing», conclude Ragazzoni, «ossia di sparpagliamento della luce sulla superficie del sensore, ma la qualità ottica del telescopio si giocherà tutta sulla stabilità, dote fondamentale nel campo spaziale. Proprio recentemente è stata verificata in Svizzera la stabilità del telescopio, garantita dalle strutture in carbonio, ed è stata testata con successo con una precisione di pochi nanometri».

Per saperne di più:

  • Leggi su The Astrophysical Journlal l’articolo “Towards Space-like Photometric Precision from the Ground with Beam-Shaping Diffusers“, di Gudmundur Stefansson, Suvrath Mahadevan, Leslie Hebb, John Wisniewski, Joseph Huehnerhoff, Brett Morris, Sam Halverson, Ming Zhao, Jason Wright, Joseph O’rourke, Heather Knutson, Suzanne Hawley, Shubham Kanodia, Yiting Li, Lea M. Z. Hagen, Leo J. Liu, Thomas Beatty, Chad Bender, Paul Robertson, Jack Dembicky, Candace Gray, William Ketzeback, Russet McMillan e Theodore Rudyk
  • Vai al sito di Cheops

Guarda in questo video il confronto fra defocused, focused e diffused:

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Kronos (HD 240430) e la sua compagna Krios (HD240429), siste,a binario a circa 350 anni luce lontano dalla Terra. Gli astrofisici stimano che Kronos abbia consumato circa 15 masse terrestri di materiale roccioso. Crediti: STScI Digitized Sky Survey

Dopo una grande abbuffata si sparecchia e si tolgono le briciole, anche nello spazio profondo. Infatti nessuna traccia è rimasta dopo che le inquiline d’un sistema binario hanno ingurgitato l’equivalente in pianeti rocciosi di ben 15 masse terrestri. E la cosa più straordinaria è che il pieno è stato fatto da una soltanto delle due stelle: Kronos, un nome che rievoca il titano che divorò i suoi figli per paura di perdere il potere. Lo studio guidato da Semyeong Oh, ricercatrice alla Princeton Unversity, mostra come Kronos contenga una quantità insolitamente elevata di minerali presenti nelle rocce, come il magnesio, l’alluminio, il silicio, il ferro, il cromo e l’ittrio. E come al contrario siano presenti in quantità ridotta i composti volatili come l’ossigeno, il carbonio, l’azoto e il potassio. «Il caso di Kronos è già al di fuori dalla norma galattica», dice Oh, «e la presenza di un compagno stellare con il quale poter effettuare confronti aumenta l’affidabilità del risultato».

Di Kronos e Krios, questo il nome della compagna, oggi sappiamo che hanno 4 miliardi di anni, poco meno del Sole, e che sono entrambe stelle gialle di tipo G. Sul fatto che fossero davvero compagne d’uno stesso sistema binario c’erano dei dubbi, visto che orbitano l’una attorno all’altra in un tempo lunghissimo, circa 10mila anni. Jean–Louis Halbwachs dell’Osservatorio astronomico di Strasburgo le aveva definite come due stelle con un movimento sincrono tra loro.

Questo avveniva nel 1986, ma Semyeong Oh in forma del tutto autonoma le ha identificate come comoventi basandosi sui dati della missione Gaia dell’Esa. Durante un incontro tra scienziati al Flatiron Institute, un collega di Oh le suggerì di unire in un unico database i dati osservativi. John Brewer, ricercatore post dottorato della Yale University in visita presso la Columbia University, aveva usato dati dell’osservatorio di Manua Kea, Hawaii, misurando la chimica spettrografica e la velocità radiale della coppia di stelle. «John proponeva di incrociare i miei dati con i suoi», ricorda Oh, «per vedere se le stelle avevano le stesse composizioni». Le stelle binarie dovrebbero avere velocità radiali uguali, ma quest’informazione non era disponibile nel data set di Gaia. Vedere nei dati di Brewer le loro velocità coincidere fu un indizio a favore del fatto che Kronos e Krios formassero un sistema binario, sebbene distanti due anni luce. Ma a quel punto l’estrema differenza fra le loro composizioni chimiche balzò agli occhi.

«Io mi entusiasmo facilmente, così quando abbiamo verificato che avevano la stessa velocità radiale ma una chimica diverse, la mia mente ha iniziato a correre», dice Adrian Price –Whelan, ricercatore postdoc e coautore dello studio, «mentre Semyeong è più attenta e cauta». Controllati tutti i dati ed escluso l’errore, i due astronomi hanno cominciato a ipotizzare e scartare teorie: forse Kronos e Krios avevano accumulato i loro dischi planetari in tempi diversi durante la formazione stellare? O forse hanno iniziato a muoversi insieme solo di recente?

Lo scetticismo di Oh è stato superato tracciando il grafico dell’abbondanza chimica in funzione della temperatura di condensazione – la temperatura alla quale i volatili vengono condensati in solidi. Nella formazione planetaria la temperatura di condensazione gioca un ruolo chiave, perché i pianeti rocciosi tendono a formarsi dove è più caldo, mentre i giganti gassosi si formano più facilmente nelle regioni più fredde e lontane dalla loro stella. Su Kronos parevano esserci scarsità di quei minerali che solidificano al di sotto dei 1200 Kelvin, notò Oh, mentre quelli che solidificano a temperature più calde erano stranamente abbondanti. Da qui l’intuizione: «Tutti gli elementi che compongono un pianeta roccioso sono abbondanti su Kronos, al contrario di quelli volatili. Una circostanza che depone a favore d’un’abbuffata planetaria». Per la precisione, hanno calcolato Oh e colleghi, un’abbuffata a base di circa 15 pianeti rocciosi di massa pari a quella della Terra.

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Gli alunni della terza C della scuola media Jenco di Viareggio mostrano il loro progetto di vita aliena (cliccare per ingrandire).

Sono passate un paio di settimane da quando abbiamo lanciato il concorso Ssdc Search for Alien Message Project, grazie al quale è possibile analizzare e provare a interpretare un ipotetico segnale alieno. I primi a risolvere l’enigma sono gli alunni della classe terza C della scuola media Jenco, a Viareggio, che si sono divisi il lavoro in gruppi e hanno decifrato in tempo record il messaggio extraterrestre simulato dallo Space Science Data Center dell’Asi. A guidarli e stimolarli nel percorso è stata Elena Bastianelli, insegnante di matematica e scienze, e Media Inaf l’ha intervistata.

Professoressa Bastianelli, innanzitutto complimenti ai suoi ragazzi. Ci racconti, come siete venuti a conoscenza del concorso?

«Ho saputo del concorso visitando il vostro sito internet. Stavo, infatti, lavorando con i ragazzi all’attività proposta su astroEduProgetta il tuo alieno”. I ragazzi durante le vacanze estive avevano già fatto relazioni sui pianeti del sistema solare e hanno accolto con entusiasmo l’attività di progettare un alieno adattato alla vita di un particolare pianeta o satellite. Divisi in piccoli gruppi (3 o 4 al massimo), con le informazioni raccolte durante l’estate e varie enciclopedie, nonché a turno l’uso del notebook della Lim connessa a internet, si sono messi all’opera. Sono stati meticolosi, perché l’alieno doveva resistere alle radiazioni, a una diversa gravità, doveva riprodursi e soprattutto non doveva avere le caratteristiche terrestri».

Dunque avevate già affrontato l’argomento della “vita extraterrestre”…

«Sì, i miei ragazzi sono molto vivaci, ma appassionati alle scienze, specie se proposte con attività sperimentali. In precedenza avevamo visto un documentario (Alieni: c’è vita nell’universo?) sugli scienziati del Seti, sull’equazione di Drake e i messaggi da noi inviati nello spazio per eventuali civiltà extraterrestri. Questa visione li aveva molto incuriositi, per cui erano seguiti diversi dibattiti in classe. Mentre i vari alieni prendevano forma, in una delle pagine per la scuola dell’Inaf è apparso il concorso Ssdc Search for Alien Message Project. Perciò ho stampato la serie di codici binari contenente il messaggio e l’ho proposta ai gruppi di lavoro».

E come hanno reagito i ragazzi?

«Per niente intimoriti dal sistema binario (affrontato in classe prima), ci sono state le prime congetture, ossia di convertire le sequenze di numeri in lettere utilizzando ad esempio un codice Ascii. Per questo motivo, in una prima interazione con i ricercatori dell’Ssdc, ho domandato se il messaggio contenesse delle figure o un testo scritto. Il problema è che la stampa della prima versione da me proposta non teneva conto delle giuste dimensioni della stringa. Alla seconda versione, dopo poco tutti hanno unito gli 1 e hanno cominciato a vedere ipotetiche piramidi, grattacieli e dischi volanti minacciosi. Un ragazzo, Mirco, ha intuito subito che la prima rappresentazione doveva rappresentare il sistema di numerazione usato parallelamente a quanto avveniva nel messaggio Arecibo. Poco dopo, Lorenzo ha trovato il numero della distanza del pianeta, una volta saputo che la base giusta era l’8. In diversi hanno passato pomeriggi a cercare di localizzare il pianeta, alla fine Tommaso l’ha individuato su Stellarium che poi abbiamo installato in classe per visionarlo tutti insieme».

I ragazzi hanno lavorato più a casa o a scuola?

«Qualcuno si è portato il lavoro a casa, ma poi i risultati sono stati condivisi a scuola, come un vero e proprio lavoro di squadra. La sottoscritta non ha fatto un granché se non contattare in un paio di occasioni i ricercatori, rivolgendogli le domande dei ragazzi. Nel frattempo i ragazzi hanno anche concluso il cartellone con gli alieni da loro ideati e, dopo averli illustrati agli altri gruppi, hanno votato l’alieno meglio riuscito: un presunto abitante del satellite Io di Giove, ideato dal gruppo esclusivamente femminile come si può intuire dal metodo di riproduzione (le femmine aliene sono in grado di riprodursi da sole…). L’insegnante di lettere ha continuato il lavoro perché gli alieni progettati sono stati il punto di partenza per dei racconti di fantascienza».

Ora che progetti avete?

«La storia non è finita qui, perché in occasione di Halloween vorremmo fare una festa speciale, con la scuola aperta per un’osservazione della Luna e di Saturno grazie ai potenti telescopi di un amico astronomo pensionato che ha accettato di dedicarci un po’ del suo tempo. La serata di osservazione sarà estesa a tutte le classi terze della scuola. I miei ragazzi hanno dedicato molto tempo a studiare e progettare eppure non se ne sono neanche resi conto, perché si sono divertiti. Ecco spero che a tutti loro rimanga l’entusiasmo della ricerca e della voglia di scoprire cose nuove».

 

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Trappola per gli ioni sviluppata dal JILA utilizzata per misurare la rotondità dell’elettrone. Credit: JILA

Modello standard batte Supersimmetria due a zero. Questo il risultato dello studio pubblicato sul Physical Review Letters dai ricercatori del Jila, un progetto gestito congiuntamente dal National Institute of Standards and Technology (Nist) e dall’Università del Colorado di Boulder. Due a zero, perché l’Acme collaboration (Advance Cold Molecule Electric Dipole Moment Search), come avevamo raccontato nel 2013, aveva già annunciato al mondo la perfezione sferica della particella elementare.

Solo una conferma, dunque. Ma, come sottolinea Eric Cornell, tra gli autori dell’articolo, «è importante perché noi abbiamo usato un approccio radicalmente differente dalle precedenti misure. Il fatto che nonostante ciò abbiamo ottenuto la stessa risposta elimina la possibilità d’aver semplicemente sbagliato o che l’altro gruppo l’abbia fatto». Il gruppo del Jila ha usato una trappola ionica per far ruotare le molecole e misurare la simmetria dei loro elettroni, ovvero il loro momento di dipolo elettrico. Un valore diverso da zero del momento di dipolo indicherebbe che la particella non ha una forma sferica, ma quella di un pallone da rugby.

Ma perché i ricercatori si affannano tanto a misurare la forma di una particella sub-atomica? La forma dell’elettrone è un ingrediente fondamentale del Modello standard, cioè il modello che descrive tutte le particelle e le loro interazioni: in poche parole, come funziona il mondo. Secondo questo modello, l’elettrone dovrebbe essere sferico, cioè dovrebbe avere un momento di dipolo elettrico praticamente nullo. Ma nel Modello standard ci sono alcune lacune che negli ultimi 50 anni, cioè da quando il Modello è stato teorizzato, si è cercato di colmare con delle estensioni della teoria. Una di queste estensioni, la teoria della Supersimmetria, prevede l’esistenza per ogni particella di un partner che differisce dalla particella stessa solo per una proprietà chiamata spin. Queste particelle supersimmetriche ancora non sono state osservate sperimentalmente, ma un indizio della loro esistenza potrebbe essere proprio un valore di momento di dipolo elettrico dell’elettrone diverso da zero. Infatti la loro presenza causerebbe una deformazione dell’elettrone, come se lo tirassero alle due estremità. Aver trovato, con due misure indipendenti, che il valore del momento di dipolo elettrico è praticamente nullo, avvalora le tesi del Modello standard e getta nello sconforto i sostenitori della teoria della Supersimmetria.

Ma la forma dell’elettrone è legata anche alla genesi dell’universo. Infatti uno dei problemi dei cosmologi, i ricercatori che studiano la nascita e l’evoluzione dell’universo, è la cosiddetta ‘asimmetria barionica: nel nostro universo c’è più materia che antimateria. L’antimateria è la “gemella cattiva” della materia: se una particella e un’antiparticella si incontrano, si annullano in un lampo di luce. Come spiega Cornell, «il momento di dipolo elettrico è come un grande telescopio puntato sui resti dell’asimmetria lasciata dal big bang 14 miliardi di anni fa». E aggiunge che «l’universo così come lo vediamo oggi esiste solo perché a un certo punto ci furono un po’ più particelle che antiparticelle. Stiamo cercando i fossili di quell’antica asimmetria e il candidato più probabile potrebbe essere un elettrone deformato. Il fatto che non abbiamo trovato ancora questo fossile è sorprendente, ma è anche un indizio». Un indizio che probabilmente bisogna rivedere alcune teorie, oppure che la nostra ricerca deve essere affinata.

La tecnica sviluppata dal gruppo del Jila consentirà di fare ulteriori misure con una precisione maggiore e potrà essere impiegata in modi non previsti inizialmente. Infatti con questo procedimento è possibile indurre le molecole a rimanere negli stati desiderati anche per 700 millisecondi, che per la fisica delle particelle è un tempo lungo. Questa proprietà potrebbe essere sfruttata, per esempio, nello sviluppo dei computer quantistici. Infatti i qubit, i cugini quantistici dei più noti bit, potrebbero mantenere più a lungo l’informazione nei livelli energetici elettrici e magnetici che negli stati quantistici usati di solito.

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Rappresentazione artistica di una super-Terra. Crediti: Eso/spaceengine.org

La famiglia degli esopianeti classificabili come super-Terre (pianeti rocciosi con massa tra 2 e 10 volte maggiore di quella della Terra), potenzialmente abitabili, si arricchisce di un nuovo membro.

La rivista Astronomy & Astrophysics ha recentemente pubblicato uno studio di Alejandro Suárez Mascareño (Instituto de Astrofísica de Canarias) riguardante l’identificazione di una nuova super-Terra (della quale già avevamo dato un’anticipazione su Media Inaf) orbitante attorno la stella GJ 625 (classe spettrale M) e distante appena 21.2 anni luce dal Sole. Il pianeta, con una massa di 2.8 masse terrestri, orbita con un periodo di 14.63 giorni a una distanza di 0.078 unità astronomiche (circa 12 milioni di km) dalla sua stella, ossia all’interno della fascia di abitabilità, la regione attorno una stella dove un pianeta può ospitare acqua allo stato liquido.

La scoperta ha richiesto l’analisi di 151 spettri ad alta risoluzione della stella, raccolti in tre anni e mezzo con lo spettrografo Harps-N, montato al Telescopio nazionale Galileo e oggi una delle punte di diamante per la ricerca di esopianeti a disposizione della comunità scientifica internazionale. Il progetto ha coinvolto la comunità italiana di Gaps (Global Architecture of Planetary Systems), l’Institut de Ciències de l’Espai de Catalunya (Ice), e l’Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), e ha visto la partecipazione delle astronome e degli astronomi Laura Affer, Giuseppina Micela, Jesus Maldonado e Antonio Maggio, tutti dell’Inaf di Palermo.

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Maria Giovanna Dainotti (Inaf Iasf Bologna e Stanford University) e, sulla lavagna, la formula della luminosità di picco dei Grb. Crediti: Media Inaf

Sfruttare i lampi di raggi gamma (gamma ray bursts, Grb) per ricostruire la storia dell’espansione dell’universo. È questo l’obiettivo di un gruppo internazionale di ricercatori guidati da Maria Giovanna Dainotti, ricercatrice dell’Istituto nazionale di astrofisica con borsa Marie Curie presso la Stanford University negli Stati Uniti. Il team presenta in un articolo scientifico in uscita sulla rivista The Astrophysical Journal i risultati di una indagine statistica volta a individuare e selezionare per questo scopo un particolare sottogruppo di Grb.

I Grb sono i più potenti eventi ad alta energia noti, che nella fase cosiddetta prompt, la breve fase iniziale di emissione di raggi gamma ad altissima energia, durano da pochi secondi a poche ore. Durante questa fase, questi eventi rilasciano la stessa quantità di energia che il Sole produce in tutto il suo ciclo evolutivo: una caratteristica che li rende osservabili fino a epoche assai remote. Possiamo infatti captare la luce di un lampo gamma emessa quando l’universo aveva solo un millesimo della sua dimensione attuale. Anche se da alcuni decenni osserviamo e studiamo questi fenomeni, i meccanismi fisici che li producono sono ancora poco conosciuti e diverse sono le teorie che descrivono la loro origine: dall’esplosione di supernova da stelle supermassicce alla fusione di stelle di neutroni, ma anche da stelle massicce altamente magnetizzate in rapida rotazione.

L’interesse degli scienziati per questi fenomeni è legato anche al fatto che la loro potentissima emissione di energia li rende individuabili in epoche molto più remote rispetto alle supernove di tipo Ia, oggi utilizzate come strumenti per misure l’espansione dell’universo. Riuscendo ad accertarne con precisione alcune proprietà, in particolare la luminosità intrinseca di ogni evento osservato, i Grb potrebbero quindi essere utilizzati per ricostruire la storia dell’evoluzione dell’universo fino a ere cosmologiche ben più antiche di quanto attualmente è possibile.

Il team di Dainotti ha osservato che, analizzando i dettagli della fase di “plateau” della emissione nei raggi X meno energetica ma molto più prolungata di lampi gamma, è possibile definire una sottoclasse di Grb di lunga durata in modo tale che si possa stabilire una correlazione molto stretta tra la durata della fase di plateau nei raggi X, la sua luminosità e la luminosità di picco della componente “prompt”. Questa correlazione a tre parametri individua un piano fondamentale in cui ciascun asse del piano, altezza, lunghezza e larghezza è individuato da queste tre grandezze fisiche.

La figura mostra il piano individuato da La (luminosità alla fine dell’X-ray plateau), Ta (la durata del plateau) e L-peak, (la luminosità di picco nell’emissione prompt), con 183 Grb osservati da Swift, che includono Grb con SNe associate (coni), X-ray flashes (sfere), Grb corti con emissione estesa (cubi), lunghi (circles), e ultra-long (poliedri). I colori scuri indicano i Grb al di sopra del piano, mentre i colori chiari i Grb al di sotto del piano.

I ricercatori hanno dimostrato che, selezionando solo eventi con una lunga e quasi costante fase di plateau nell’emissione X e suddividendo questo gruppo in categorie, se ne può identificare uno che definisce una correlazione ancora più stretta e a cui è stato assegnato il nomignolo “dorato” (golden Grb). I lampi gamma che appartengono a questo gruppo presentano emissioni di plateau molto definite e piuttosto costanti nel tempo, tutte alquanto simili tra loro, proprietà che ne suggerisce l’uso per gli studi cosmologici dove è essenziale conoscere la precisa luminosità.

«Abbiamo indizi di una diversa origine fisica per Grb corti che presentano emissioni estese rispetto alle altre varie classi», afferma Dainotti. «Così, la distanza di un Grb da questo piano fondamentale costituisce di per sé un metodo cruciale per riconoscere le varie categorie di lampi gamma e per discernere le differenze tra un generico Grb e quelli che appartengono al gruppo dorato. Infatti il nostro studio ha evidenziato una differenza statistica tra il piano individuato dai Grb lunghi e quello invece definito dai gold Grb. Questa scoperta può portare ad una comprensione più profonda della loro natura». Una comprensione che sarà di grande utilità anche nella nascente branca dell’astronomia delle onde gravitazionali: segnali gravitazionali potrebbero essere associati con chiarezza ad eventi legati a lampi gamma di tipo corto o lungo. L’esistenza di questo piano è confermata dalle osservazioni contemporanee e indipendenti di due satelliti quali Swift e Fermi, che osservano i lampi gamma a energie differenti.

Questa ricerca di sottoclassi dei Grb è un po’ come individuare particolari animali in una giungla impenetrabile ascoltando i loro versi. Anche se certi suoni lunghi o corti sono probabilmente distinguibili, quello che rimane è ancora un miscuglio di suoni indistinti, che possono essere riconosciuti solo grazie a una più raffinata tecnica di selezione e classificazione. Dainotti e il suo team stanno lavorando all’identificazione di diverse specie nell’affollato ed eterogeneo “zoo” dei lampi di raggi gamma. È un programma di ricerca complesso che ha l’obiettivo di utilizzare i Grb come vere e proprie sonde cosmologiche.

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Gli astronomi hanno misurato la distanza da una regione di formazione sul lato più lontano della nostra della Via Lattea, superando il centro della Galassia, rispetto al nostro Sole. Crediti: Nrao/Aui/Nsf

Utilizzando i dati raccolti con la rete di radiotelescopi Very Long Baseline Array (Vlba) della National Science Foundation, un gruppo di astronomi guidati dall’italiano Alberto Sanna (in forza all’Istituto di radioastronomia Max Planck in Germania) ha misurato direttamente la distanza di una regione di formazione stellare all’estremità opposta della Via Lattea rispetto al Sole. Il risultato della misurazione è quasi il doppio rispetto ai dati raccolti in passato. Fondamentale è stato l’utilizzo della rete Vlba, oggi ancora il più grande network di radiotelescopi al mondo (fino all’arrivo, fra qualche anno, dello Square Kilometre Array). Si tratta di 10 antenne sparse dalle Hawaii alle isole Vergini americane che funzionano come un unico grande radiotelescopio di ben 8.000 chilometri di diametro. Utilizzando queste antenne sarà possibile in poco tempo (la stima è di 10 anni al massimo) “disegnare” una mappa dettagliata di tutta la Via Lattea, dicono gli esperti.

Le recenti osservazioni Vlba, effettuate nel 2014 e nel 2015, hanno misurato una distanza di oltre 66 mila anni luce dalla regione stellare chiamata G007.47+00.05 sul lato opposto della Via Lattea rispetto alla Terra e al Sole, ben oltre il centro della Galassia dunque, che è distante da noi più di 27 mila anni luce. Il dato precedente per una misurazione di parallasse era di circa 36 mila anni luce.

Sanna ha detto a Media Inaf che la Via Lattea sempre essere più massiccia di quanto atteso: «Le nostre misurazioni permettono un’accurata determinazione della curva di rotazione della Via Lattea, che dipende, ad esempio, dalla quantità di materia oscura nell’alone galattico. Quello che si osserva è che la Via Lattea ruota più velocemente di quanto si pensasse, e confrontando questa curva di rotazione con quella di Andromeda (M31), si ricava che le due galassie sono molto più simili di quanto si pensasse in precedenza».

Gli esperti hanno utilizzato la tecnica della parallasse trigonometrica, fondata su un principio piuttosto semplice che permette di effettuare la misura diretta della distanza di una stella (o di una regione stellare) basandosi interamente sulla geometria e le dimensioni dell’orbita terrestre. Volendo mappare i bracci spiraleggianti della Via Lattea e dovendo misurare la distanza di oggetti situati sull’altro lato del piano galattico, questa è una delle pochissime tecniche davvero utili (ancora più utile sarebbe mandare una sonda oltre la galassia per effettuare delle osservazioni “dall’alto”, ma è fantascienza per adesso!). «Questo metodo, puramente geometrico, consiste nel misurare lo spostamento apparente di un oggetto astronomico nel piano del cielo, dovuto a due diversi punti di osservazione dello stesso oggetto, in particolare, quando la Terra si trova ai due estremi dell’orbita attorno al Sole», spiega Sanna.

La tecnica della parallasse (o differenza angolare) misura l’angolo di spostamento apparente nella posizione dell’oggetto (in questo caso la regione di formazione stellare), visto da lati opposti dell’orbita terrestre intorno al Sole. Crediti: Bill Saxton, Nrao/Aui/Nsf; Robert Hurt, Nasa 

Usato per la prima volta nel 1838 per misurare la distanza da una stella, la tecnica della parallasse annua permette di misurare lo spostamento apparente nella posizione di un oggetto celeste visto dai due estremi opposti dell’orbita terrestre intorno al Sole. Questo effetto può essere dimostrato con un giochino che abbiamo fatto tutti almeno una volta da bambini: tenendo un dito davanti al naso e chiudendo alternativamente ogni occhio, il dito sembra saltare da destra a sinistra. Applicare semplici regole trigonometriche al piccolo angolo che corrisponde allo spostamento apparente dell’oggetto permette agli astronomi di calcolare direttamente la distanza da quell’oggetto. Più piccolo è l’angolo, maggiore è la distanza. La potenza delle antenne Vlba sta proprio nel fatto di essere in grado di misurare gli angoli minuscoli associati alle grandi distanze. In questo caso, la misura era approssimativamente uguale alla dimensione angolare di una palla da baseball sulla Luna, con un’incertezza equivalente alle dimensioni di un penny!

Le osservazioni effettuate con i radiotelescopi Vlba consentono di poter misurare “facilmente” la distanza delle stelle appena nate nella nostra galassia, anche quelle più periferiche. Nelle regioni “incubatrici” si formano le molecole di acqua e metanolo che agiscono come amplificatori naturali dei segnali radio. Questo effetto rende i segnali radio brillanti e facilmente osservabili – appunto – con i radiotelescopi. Dato che nella Via Lattea ci sono molteplici regioni in cui la formazione stellare è ancora attiva, sarà facile in futuro captare il loro segnale per rendere più precisi i “confini” della mappa galattica.

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A sinistra: il sistema binario prima dell’esplosione. A destra: L’eruzione della nova Smcn 016-10a il 14 ottobre 2016. Credits: Ogle survey

Appare all’improvviso nel cielo, dove prima non c’era nulla e scompare in pochi mesi. Questo è l’evento che i nostri antenati hanno battezzato con il nome di nova. Un fatto eccezionale, spesso associato a eventi mitici o catastrofici. E anche ai nostri giorni la comparsa della nova Smcn 2016-10a nei cieli dell’emisfero australe ha catturato l’attenzione. Anche perché questa sembra essere la più luminosa mai osservata.

Oggi sappiamo che il fenomeno delle novae è legato ai meccanismi evolutivi dei sistemi binari, ovvero di due stelle che orbitano attorno a un centro di massa comune. Questi sistemi sono formati da una stella compagna tipo il nostro Sole e da una nana bianca, cioè ciò che rimane alla fine dell’evoluzione stellare. In sostanza il cadavere di una stella. In questi sistemi, chiamate variabili cataclismiche, la stella compagna, a causa dell’interazione gravitazionale, cede materia alla nana bianca. Questa materia si accumula sulla superficie della stella finché, raggiunta la densità critica, si innesca una reazione termonucleare che genera un’esplosione. Questo fa sì che entro pochi giorni la luminosità della stella cresca anche di 12 magnitudini, rendendo visibili ad occhio nudo oggetti che prima non lo erano. Tuttavia nel giro di pochi mesi la luminosità diminuisce fino a tornare ai valori originali. Si dice che il sistema torna in quiescenza.

La scoperta è stata fatta il 14 ottobre 2016, in direzione della Piccola nube di Magellano, una galassia che, benché disti 200mila anni luce da noi, è tra i vicini più prossimi che abbiamo insieme alla galassia di Andromeda. La nova è stata osservata con telescopi situati in Sud Africa, Australia e Sud America e anche dallo spazio con il satellite Swift. Questo perché, come racconta una delle autrici dell’articolo, Marina Orio dell’Inaf–Osservatorio di Padova, «quando avviene l’esplosione, la nova emette in tutte le lunghezze d’onda, dal gamma al radio, diventando luminosissima».

Il fenomeno delle novae non è raro. Nella nostra galassia si presentano con un tasso di circa 35 ogni anno. Tuttavia dal 2012 non si osservavano esplosioni di questo genere nella Piccola nube di Magellano. Averne potuta osservare una è una grande risorsa per i ricercatori. «Le novae nelle nubi di Magellano sono particolarmente interessanti perché sono a distanza nota e permettono il confronto con un ambiente con composizione chimica diversa, più povero di elementi pesanti», spiega infatti la ricercatrice. Inoltre la sua straordinaria luminosità potrebbe essere l’indizio della sua appartenenza a «una classe specifica con caratteristiche particolari, e per saperlo», conclude Orio, «dobbiamo studiarla quando ritornerà in stato quiescente».

Per saperne di più:

  • Leggi un’anteprima dell’articolo che sarà pubblicato sulla rivista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 

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