30 giugno 2019

Sono su The Astronomical Journal!

Forse negli ultimi giorni avrete letto una notizia riguardante TESS, il Transiting Exoplanets Survey Satellite, pubblicata sul sito della NASA. La sonda in questione ha infatti scoperto il 'suo' pianeta più piccolo, un mondo roccioso di dimensioni intermedie tra Terra e Marte, che fa parte di un sistema di tre pianeti chiamato L 98-59.

Rappresentazione artistica del sistema.

Perché la scoperta è interessante? Perché su Astronomical Journal e sulla relativa pubblicazione ho contribuito, insieme a Franco Mallia dell'osservatorio di Campo Catino, con una osservazione di follow-up di questo sistema planetario. Per aiutare la conferma degli esopianeti identificati da TESS è stato infatti istituito il Tess FollowUp Observing Project, che coordina gli osservatori terrestri (tra i quali quello di Campo Catino dove lavoro) in modo da ottenere informazioni aggiuntive sui sistemi scoperti. In particolare, il nostro contributo è stato fornire un'osservazione che ha escluso la presenza di falsi positivi per il secondo pianeta del sistema. Qui sotto il link all'articolo sul sito della NASA, dove trovate anche l'articolo pubblicato su Astronomical Journal:

https://www.nasa.gov/feature/goddard/2019/nasa-s-tess-mission-finds-its-smallest-planet-yet/

Questo è solo una delle diverse pubblicazioni in cui l'osservatorio è coinvolto. A breve TESS inizierà a cercare candidati esopianeti nell'emisfero nord celeste, trovando quindi un sacco di target ben osservabili dalle nostre parti: restate sintonizzati per altre mirabolanti scoperte scientifiche!

12 aprile 2019

Ma quindi, di questo buco nero, cosa abbiamo visto?

I buchi neri sono neri: non si possono vedere, perché non emettono luce. Ma quindi cosa diavolo hanno fotografato con l'Event Horizon Telescope, e perché quella specie di ciambella è un'immagine di inestimabile valore scientifico?

Partiamo dal principio, capendo un po' cosa sia un buco nero. È un oggetto estremamente denso, che come previsto dalla relatività generale curva lo spazio-tempo intorno a sé così tanto da impedire alla luce di fuoriuscirne. E se non riesce a sfuggire nemmeno la luce, significa che nulla può sfuggirne, nemmeno le informazioni. Ciò significa che di ciò che si trova all'interno dell'orizzonte degli eventi, ovvero la superficie matematica che delimita il 'buco', non si può sapere nulla. O quasi: le teorie attuali si rompono in campi gravitazionali così forti, e l'unico modo per spiegare ciò che avviene è accettare il fatto che nell'universo possano esistere dei punti con densità infinita, delle singolarità.

Se le leggi fisiche si rompono all'interno del buco nero, possiamo sperare che ciò non avvenga negli immediati dintorni: la relatività generale di Einstein ha sempre funzionato alla perfezione modellizzando lenti ed onde gravitazionali, ma chi ci assicura che funzioni in un ambiente così estremo? Per testare questa teoria serve quindi un esperimento, ma fotografare un buco nero è impossibile. È però possibile fotografare gli immediati dintorni dell'orizzonte degli eventi, e confrontare il loro aspetto con le simulazioni fatte seguendo la teoria che si vuole testare. 

Ciò che è stato fatto dal team di Event Horizon Telescope è in effetti uno degli esperimenti più ambiziosi della storia della fisica: hanno messo insieme otto radiotelescopi in tutto il mondo osservando per quattro giorni due buchi neri, utilizzando la tecnica dell'interferometria per ottenere immagini con la risoluzione di un telescopio virtuale grande quanto la Terra. 

Prima della conferenza tutti quanti ci aspettavamo una foto di Sagittarius A*, il buco nero centrale della Via Lattea: ci hanno mostrato invece l'immagine di Virgo A*, il buco nero supermassiccio al centro della galassia M87. Questo buco nero ha una massa di 6.5 miliardi di masse solari, è lontano 55 milioni di anni luce ed è più grande del nostro Sistema Solare. L'immagine mostra una specie di ciambella rossastra, nettamente più luminosa su un lato. Come si può interpretare?



Per cominciare, cerchiamo di capire cosa sia il buco al centro. Non è in realtà l'orizzonte degli eventi! L'interno della ciambella corrisponde al raggio della più interna orbita circolare stabile: se valesse la gravità newtoniana, se dotati di una velocità sufficiente potremmo orbitare anche a un centimetro di distanza dall'orizzonte. Siccome però vale la relatività generale, esiste un raggio sotto il quale qualunque corpo cade all'interno dell'orizzonte degli eventi. È quindi questa l'ombra nera che osserviamo: il limite sotto il quale il gas vorticante attorno al buco nero smette di orbitare e cade.

Il disco intorno, come appena detto, è composto da gas estremamente caldo che orbita attorno al buco nero in attesa di precipitare. La velocità orbitale è una frazione sensibile della velocità della luce, e la frizione lo scalda fino a un miliardo di gradi kelvin, facendogli emettere raggi X e onde Radio, quelle che sono state osservate. Un lato di questo disco è più chiaro per l'effetto di redshift relativistico, dovuto al fatto che si sta muovendo verso di noi, mentre il lato opposto è più scuro perché si sta allontanando da noi. Stiamo vedendo questo buco nero di faccia: per questa ragione vediamo il disco di accrescimento per intero e non osserviamo eclatanti effetti di lensing gravitazionale, che si osserverebbero invece se lo vedessimo di taglio (come probabilmente succederà per Sagittarius A, quando rilasceranno la prima foto). 

Poco dopo la conferenza hanno spiegato perché non abbiamo visto una foto di Sagittarius A*: le nubi di gas si muovono troppo velocemente, e il processo di elaborazione è più difficile. Infatti per M87A* il tempo scala di variazione dell'immagine è di diversi giorni (basti vedere le quattro immagini riprese in quattro giorni) e sopratutto è molto più grande delle 8 ore di acquisizione dati per ogni osservazione.  In SgrA* le nubi si muovono più velocemente delle 8 ore di acquisizione, e si ottiene l'equivalente di una foto mossa. C'è quindi ancora del lavoro da fare. 




La parte contemporaneamente bella e brutta è il fatto che sia perfettamente in accordo con la relatività generale: questa teoria non smette di funzionare da più di un secolo nei regimi gravitazionali più disparati, e questa foto è un'ulteriore conferma della sua solidità. C'è però un grosso problema, una sorta di vicolo cieco nella fisica moderna: la relatività generale è completamente incompatibile con la meccanica quantistica, e la ricerca di una nuova teoria quantistica della gravità poteva partire proprio da questa foto, se fosse stata diversa dalle aspettative. Quindi, più o meno segretamente, tutti i fisici si aspettavano che fosse totalmente diverso dalle aspettative! Non è stato così, quindi la strada della teoria del tutto è ancora lunga. In attesa del rilascio della foto di Sagittarius A* vi lascio una foto di M87, fotografata qualche mese fa da Campo Catino, dove si vede anche il getto relativistico emesso dal buco nero.


31 ottobre 2018

Le nuvole cattive fabbricate dagli elfi

Negli ultimi giorni, su Facebook, sta spopolando un'immagine complottara in cui si svela la natura di un particolare tipo di nubi, che non sarebbero naturali, ma causate da terribili onde elettromagnetiche ELF. 


La descrizione è la seguente (ovviamente condita da una quantità eccessiva di emoji, da bravi cinquantenni buongiornissimokaffettari):

🔴 QUANDO #OSSERVATE QUESTO #TIPO DI #CIELO NN SONO LE COSIDDETTE #NUVOLE A PECORELLE...
MA SI TRATTA DI #ONDE #ELF ( ELF WAVES ) 
#CAMPI #ELETTROMAGNETICI... ⚠️⚠️

Le onde ELF, che in inglese significa Elfo, sono le cosiddette Extremely Low Frequency Waves, onde a frequenza estremamente bassa, compresa tra i 3 e i 30HZ . Traducendo questo in lunghezza d'onda (lunghezza d'onda = velocità della luce diviso frequenza), si parla di onde lunghe migliaia di kilometri : decisamente non la lunghezza d'onda osservata in quelle innocenti nuvolette! A quale fenomeno è dovuto quindi quell'aspetto ondulatorio? Innanzitutto notiamo un dettaglio che ai complottari è sfuggito: tutte le nubi a onda si trovano principalmente oltre o in corrispondenza gli appennini, verso la costa adriatica, oppure in croazia, dove comunque ci sono delle catene montuose.


Le nubi si formano quando una massa d'aria si trova a precise condizioni di temperatura e pressione, alle quali il vapor d'acqua condensa in piccole goccioline visibili ad occhio nudo: in generale, se prendo una massa d'aria calda e la sollevo rapidamente, abbassandone la temperatura, questa condensa in una nube. E' esattamente ciò che succede quando in pianura il cielo è sereno, mentre le cime montuose sono immerse in nubi cumuliformi. Se una massa d'aria troppo calda per condensare (ad esempio proveniente dal mar Tirreno, cosa molto comune) incontra una montagna, questa tende a salire seguendo il pendio. Arrivata intorno alla cima la temperatura sarà abbastanza bassa da farla condensare. Superata la cima può succedere che anziché semplicemente scendere a valle e dissolversi, l'aria proveniente dal mare inizi a "galleggiare" sull'aria più densa sottostante, scendendo periodicamente sotto il livello di condensazione. In questo modo si formano quelle nubi a forma di onde: quando l'aria è sopra il livello di condensazione si forma una nube, altrimenti no, tutto questo a intervalli regolari tra i 5 e i 30km. 


Insomma, non ci sono strani marchingegni militari dietro queste nuvole, ma soltanto un po' di fisica. Ciò non rende il fenomeno meno affascinante! 

20 settembre 2018

All'inseguimento della Giacobini-Zinner

Sui giornali, nelle ultime settimane, si sente parlare di una fantomatica "cometa verde" che sta solcando i nostri cieli, visibile in un binocolo: nulla di più vero!

Questa cometa è la 21/p Giacobini-Zinner: 21/p sta per la ventunesima cometa periodica (la "p") scoperta dalla Halley in poi. Giacobini e Zinner sono invece i cognomi dei due scopritori: il primo la scoprì nel 1900, perdendone poi le tracce, mentre il secondo la ritrovò nel 1913. 

Immagine correlata
Il periodo orbitale di questa cometa è relativamente breve, poco più di sei anni e mezzo, con un'orbita che la porta tra una distanza minima simile alla distanza Terra-Sole e una distanza massima vicina all'orbita di Giove. Siccome il periodo orbitale di cui sopra è quasi la metà del periodo orbitale di Giove, segue che ogni due orbite circa i due corpi si trovano relativamente vicini tra di loro: la gravità del pianeta gigante, quindi, perturba notevolmente l'orbita, che di conseguenza è tutt'altro che stabile. 

Avvicinandosi al Sole raramente diventa più luminosa della magnitudine 8,  complice il fatto che il perielio non è poi così vicino e che il nucleo è di soli 2km di diametro. Questa magnitudine la rende troppo debole per essere visibile ad occhio nudo, ma abbastanza luminosa per essere vista, almeno come un batuffolino, in piccoli binocoli. L'avvicinamento di quest'anno è stato particolarmente favorevole: è arrivata ad una distanza minima di circa 60 milioni di Kilometri, più o meno la distanza che ci separava da Marte durante l'opposizione del 27 luglio, arrivando alla magnitudine 7. Casualmente, proprio nei giorni di massimo avvicinamento, mi trovavo all'osservatorio. Come resistere alla tentazione di immortalarla? Il primo scatto l'ho fatto con la mia reflex, utilizzando un semplice obiettivo da 50mm a f/2 e una posa di soli 4s: la cometa si vede! In alto a sinistra si vede anche M37, uno dei tre ammassi più luminosi della costellazione dell'Auriga.


Facendo un lieve salto di qualità passiamo dall'obiettivo da 50mm al riflettore da 80cm. Sommando pose per circa un'ora, questo è il risultato:

Il colore non è quel verde intenso che si è visto in giro per il web, perché l'ho ripresa con una telecamera in bianco e nero, mentre il colore è stato ricavato dalle riprese fatte con la reflex collegata al rifrattore da 25cm, meno sensibile di una telecamera apposita. Ho scelto di non usare i filtri RGB, perché con il rapido movimento della cometa sarebbero uscite delle stelle che cambiavano colore di posa in posa, con un risultato finale decisamente brutto.

Ma a cosa è dovuto quel verde-azzurro di cui si parla tanto? La cometa è composta da molti materiali che alla luce del sole sublimano, liberando nello spazio dei gas come anidride carbonica, ammoniaca, metano. Tutte queste sostanze, colpite dalle radiazioni solari, si ionizzano emettendo luce, in particolare nelle frequenze del blu-verde. Una parte della coda, invece, è più di colore grigiastro: è composta infatti da piccoli frammenti di polvere che si staccano dalla cometa, disperdendosi nello spazio. E' proprio da questi frammenti che si formano le stelle cadenti!

Per ottenere una visione più dettagliata dei dintorni del nucleo si può elaborare una sua foto applicando un filtro cosiddetto di "gradiente rotazionale": un nome complicato per una procedura molto semplice, che consiste nel duplicare la foto, ruotarla di un angolo (10-15°) e sottrarre le due immagini. In questo modo si evidenziano le caratteristiche radiali della cometa, come la coda o i getti di gas uscenti dal nucleo. 


In questa foto il sole si trova a sinistra: infatti da quel lato si trova una nube di gas, presumibilmente proveniente dal lato diurno della cometa, più soggetto alla radiazione solare. Dalla parte opposta si estende invece la lunga coda. Il campo inquadrato è molto piccolo, circa un terzo del diametro della luna piena. In realtà la coda si estende per quasi 6° di cielo, più o meno 40 volte la lunghezza che vedete in foto. Per finire, vi mostro anche una ripresa effettuata con il telescopio da 25cm, che mostra il rapido movimento in cielo della cometa nel corso di un'ora:


Anche se è in graduale allontanamento, la cometa sarà ancora visibile con piccoli strumenti per diverse settimane: vi lascio il link a TheSkyLive, dove potete trovare la sua posizione in diretta, e vi auguro buona caccia!

1 agosto 2018

TESS, il cacciatore di esopianeti (e cosa c'entra l'osservatorio di Campo Catino)

Il campo inquadrato da Kepler.
Dopo l'enorme successo della missione Kepler, che ci ha permesso di scoprire che gli esopianeti sono veramente tanti, era necessaria una nuova missione di questo genere, ma che coprisse una zona di cielo più ampia. La zona scandagliata da Kepler, infatti, è di soli 107 gradi quadrati: basta un pugno chiuso a braccio teso per coprirla completamente. Tenendo puntato il suo strumento da 80cm per mesi e mesi in questa zona di cielo, aspettando pazientemente che un pianeta passasse oscurasse la sua stella, sono stati scoperti oltre quattromila esopianeti. 


Campo di vista di Kepler confrontato con quello di TESS
Quella zona di cielo, però, è troppo piccola e i pianeti scoperti spesso troppo lontani per essere studiati in altri modi. TESS, Transiting Exoplanets Survey Satellite, entra in gioco proprio qui: le sue osservazioni saranno incentrate su stelle di dimensioni simili a quelle del Sole, in un raggio di circa 200 anni luce. Utilizzerà, esattamente come Kelper, il metodo dei transiti, osservando il calo di luminosità dovuto a un pianeta che oscura parzialmente la sua stella madre. TESS è relativamente piccolo e leggero: meno di 400kg. E' dotato di quattro telecamere con obiettivi del tutto simili a teleobiettivi fotografici, con un diametro di 105mm e rapporto focale pari a  1.4. Questi quattro telescopi messi insieme inquadreranno una zona di cielo di circa 20°x90°, quasi 20 volte maggiore di quella di Kelper! 

TESS in tutto il suo splendore
L'orbita scelta per queste osservazioni scientifiche è molto particolare: molto ellittica ed inclinata, si trova in risonanza 2:1 con la Luna. Ciò significa che per ogni orbita lunare TESS ne compie due, in modo che la luce della Luna non disturbi le osservazioni. Un fatto curioso è che per arrivare all'orbita designata la piccola sonda si è fatta dare una spinta gravitazionale dal nostro satellite, cosa che non succedeva da parecchio tempo!

La particolare orbita di TESS

Ogni settore verrà osservato per un totale di 27 giorni (escluse 5 ore ogni orbita di 13 giorni per il downlink dei dati), dopodiché TESS cambierà orientamento e passerà a quello successivo. Nel corso di due anni mapperà oltre l'80% della volta celeste, mandando a Terra, si presume, decine di migliaia di candidati. Come accennato prima, essendo i telescopi di piccolo diametro, la ricerca si concentrerà su stelle di dimensione solare o quasi, relativamente vicine al nostro Sistema Solare. Il filtro di cui sono dotati gli strumenti, infatti, è un passa-banda compreso tra il rosso e l'infrarosso, per massimizzare il segnale proveniente proprio dalle stelle piccole. Il fatto che le ottiche di TESS siano tutto sommato modeste fa sorgere un altro problema. Osservate questo campo stellare, il primo inviato a terra dal satellite:

La prima immagine inviata da TESS, che inquadra un pezzo di Via Lattea

In alcuni punti le stelle sono così vicine da essere quasi fuse e indistinguibili, a causa della ridotta risoluzione dello strumento! Registrare un calo di luce quindi non è sufficiente, bisogna andare più a fondo: servono osservazioni mirate che consentano di distinguere la stella che ospita effettivamente un pianeta dalle stelle vicine, ed escludere ogni contaminazione dovuta ad eventuali stelle variabili vicine. Per questo TESS è affiancato dal TFOP, Tess Followup Observing Project, nel quale rientra anche l'osservatorio di Campo Catino (e di conseguenza io!). 

Il TFOP è composto da 5 gruppi di che si occupano di diversi campi di ricerca:
  • SG1: ricerca di falsi positivi, per capire se l'evento osservato è dovuto a una stella variabile vicina
  • SG2: osservazioni spettroscopiche per caratterizzare meglio la stella che ospita un candidato
  • SG3: osservazioni ad alta risoluzione per capire se ci sono stelle molto vicine al target, oppure se quest'ultimo è un sistema multiplo
  • SG4: osservazioni spettroscopiche per studiare il pianeta con il metodo delle velocità radiali, sfruttando l'effetto doppler
  • SG5: osservazioni dallo spazio con telescopi come Hubble, Cheops e JWST (si spera)
Il gruppo SG1 è quello in cui l'OACC è coinvolto, ci occupiamo quindi di assicurarci che l'evento osservato non sia causato da stelle variabili. Un primo, grande setaccio che serve a non passare ai team di ricerca successivi pianeti che in realtà non esistono: è uno sporco lavoro, ma qualcuno deve pur farlo! 

Una tipica immagine ripresa da Campo Catino

Questo è un esempio di dati che raccogliamo: la stella verde indicata con T1 è il target individuato dal telescopio KELT, una survey a terra per la ricerca di pianeti, che è stata utilizzata dal team SG1 come "allenamento". Facendo una curva di luce della stella, confrontandola con le stelle segnate in rosso, si nota che questa non varia di luminosità. La stella vicina invece, la T2, cala del 5%! Questo è ciò che si dice NEB, o falso positivo. Questa stellina è una stella parecchio più grande del Sole, e un calo del 5% significa che davanti a questa è passato un oggetto almento 4-5 volte più grande di Giove, troppo per un pianeta.

Curva di luce delle stelle T1 e T2

Questo, ovviamente, era solo un test, quindi niente esopianeti per noi. Tess però ha da poco iniziato le osservazioni scientifiche: nel giro di pochi mesi saremo letteralmente sommersi da candidati esopianeti! L'obiettivo scientifico primario della missione sarà quello di identificare e misurare le masse di 50 pianeti di raggio inferiore a 4 volte quello terrestre. Ci riuscirà? Staremo a vedere!