Analizzando un campione di trecento sistemi meglio caratterizzati tra gli oltre mille noti nella Via Lattea, un team internazionale di ricerca guidato dall’Istituto nazionale di astrofisica (Inaf) ha scoperto che i sistemi multi-pianeta finora identificati appartengono a due distinte “famiglie”. Lo studio, pubblicato oggi sulla rivista Nature Astronomy, dimostra per la prima volta l’esistenza di un vero e proprio “legame genetico” tra la stella madre e i suoi pianeti, in grado di determinare la nascita, l’evoluzione dinamica e la futura stabilità dell’intero sistema planetario.

Illustrazione schematica del legame evolutivo tra le proprietà stellari e le architetture dei sistemi planetari. Ambienti di formazione stellare differenti danno origine a stelle e dischi protoplanetari con masse e abbondanze di elementi pesanti diverse, che a loro volta influenzano l’architettura dei sistemi multiplanetari che si formano al loro interno. Le stelle di massa inferiore a quella del Sole e con metallicità subsolare tendono a ospitare sistemi compatti, caratterizzati da livelli più bassi di eccitazione dinamica e da pianeti più piccoli ma più numerosi (a sinistra). Al contrario, le stelle più massicce, con metallicità solare o superiore, tendono a ospitare sistemi con un numero inferiore di pianeti, ma più massicci e distribuiti su orbite più ampie. Questi sistemi presentano una maggiore eccitazione dinamica, probabilmente dovuta a instabilità gravitazionali che possono espellere alcuni dei pianeti formatisi inizialmente (a destra). Crediti: Inaf / Università di Valencia / immagine generata con Ia

La prima famiglia è composta da sistemi ampi e massicci, spesso con masse totali comprese tra il doppio e dieci volte quelle del Sistema solare, che orbitano attorno a stelle più massicce e ricche di metalli (cioè elementi diversi da idrogeno ed elio) del nostro Sole. La seconda famiglia comprende invece sistemi compatti e a massa inferiore, costituiti da pianeti con masse e dimensioni comparabili tra loro – in una configurazione nota come “piselli in un baccello” (peas-in-a-pod, in inglese) – che orbitano attorno a stelle con massa e metallicità uguali o inferiori a quelle del Sole a distanze che, nella maggioranza dei casi, sono ben più strette di quelle di Mercurio nel Sistema solare.

Per poterle distinguere, le ricercatrici e i ricercatori hanno utilizzato una serie di parametri che consentono di confrontare le caratteristiche di sistemi così diversi tra loro. Per esempio, si è visto che quelli della prima famiglia presentano un’elevata “temperatura dinamica”. Misurata tramite un parametro che quantifica lo scostamento del sistema da una configurazione imperturbata con tutte le orbite circolari e sullo stesso piano,  questa caratteristica è la traccia di un passato segnato da violente instabilità gravitazionali, collisioni giganti ed espulsioni di pianeti. I membri della seconda famiglia, invece, mostrano tracce di storie dinamiche meno violente e più vicine a quella del nostro Sistema solare.

«La domanda fondamentale da cui siamo partiti è stata: cosa determina le caratteristiche dei sistemi planetari come li vediamo oggi? Vengono stabilite alla nascita o sono scolpite dall’evoluzione nel tempo? La verità, alla fine, si è rivelata stare nel mezzo», spiega Diego Turrini, ricercatore dell’Inaf e co-primo autore dell’articolo. «I nostri risultati mostrano che esiste un legame genetico tra i sistemi planetari e le loro stelle e che, in funzione della stella attorno cui nascono, questo legame ne determina anche il destino». Variazioni, anche contenute nell’ambiente di formazione planetaria, dovute alle diverse proprietà stellari, possono cambiare radicalmente la natura del sistema in formazione e la sua evoluzione futura, determinando se questa sia caratterizzata da fasi di marcata instabilità e da impatti giganti.

«La difficoltà principale durante l’analisi dei dati è stata determinare se le due famiglie di sistemi planetari fossero reali o solo un’illusione creata dai limiti tecnologici delle attuali tecniche osservative», aggiunge Camilla Danielski, ricercatrice dell’Università di Valencia precedentemente assegnista di ricerca all’Inaf, co-prima autrice del lavoro. «Alla fine del percorso è diventato chiaro che gli effetti di selezione hanno agito come la punta dell’iceberg, rivelando l’esistenza di diversità ben più profonde e strutturali tra questi sistemi».

Per poter provare questa ipotesi, è stata essenziale anche una serie di simulazioni numeriche che hanno esplorato l’evoluzione di sistemi planetari con diverse condizioni iniziali. «Gli scenari che meglio riproducono le proprietà dinamiche della famiglia di sistemi ampi e massivi sono quelli in cui i sistemi sono instabili fin dalla nascita», sottolinea Danae Polychroni, ricercatrice dell’Inaf che ha seguito questa parte dello studio. «La maggiore abbondanza di materiale da cui formare i pianeti attorno alle loro stelle ospite fa sì che questi nascano troppo grandi, impedendo al sistema di rimanere stabile».

La scoperta chiarisce come l’ambiente stellare nativo influisca direttamente sul destino dei pianeti e sulla sopravvivenza di mondi potenzialmente in grado di ospitare la vita. La conoscenza di questo legame genetico costituisce una chiave di lettura essenziale per orientare la ricerca di architetture planetarie simili al Sistema solare e di pianeti potenzialmente abitabili come la Terra.

Per saperne di più:

• Leggi su Nature Astronomy l’articolo “Two families of multi-planet systems with distinct architectures and stellar hosts”, di Diego Turrini, Camilla Danielski, Danae Polychroni, Robert Przyłuski, Hans Rickman, Diego Bossini, J. M. Diederik Kruijssen, Angelo Zinzi, Simon Goodwin, Steven N. Longmore, Mélanie Chevance e Lise Ramambason. Lo studio, a guida Inaf e supportato dall’International Space Science Institute di Berna tramite il progetto “Transformation of Planetary Systems by Environmental Perturbations” guidato da Diederik Kruijssen, vede la partecipazione di un’ampia collaborazione internazionale, con l’Università di Valencia, l’Agenzia Spaziale Italiana (Asi), il Centrum Badań Kosmicznych Pan, l’Università di Uppsala e diverse università europee.

Si trova a 7,5 anni luce di distanza dalla Terra, nella costellazione dell’idra. Ha una massa stimata tra tre e dieci volte quella di Giove, dimensioni pressoché identiche e una temperatura superficiale di circa -8 gradi Celsius. Ma non è né un pianeta né una stella. È Wise 0855, la nana bruna più fredda conosciuta. Grazie a una campagna osservativa condotta con il telescopio spaziale James Webb (Jwst), un team di ricercatori guidato dall’Università dell’Arizona ha studiato l’atmosfera di questo corpo celeste al confine tra una stella e un pianeta. I risultati della ricerca, in uscita su The Astronomical Journal, rivelano una struttura tridimensionale e una chimica complessa, con caratteristiche molto simili a quelle della Terra.

Illustrazione artistica di una nana bruna, un corpo celeste troppo massiccio per essere un pianeta, ma non abbastanza da innescare le reazioni di fusione nucleare che alimentano le stelle. Crediti: Nasa/Jpl-Caltech

Per giungere a queste conclusioni, il team di astronomi guidato da Brittany Miles, ricercatrice dell’Università dell’Arizona, ha osservato Wise 0855 per 11 ore utilizzando lo spettrografo Nirspec di Jwst, ottenendo uno spettro della luce ogni 15 minuti.

Questa tecnica, nota come “spettroscopia a serie temporale”, permette di seguire le variazioni dello spettro di luce nel tempo e studiare così i cambiamenti nelle caratteristiche dell’atmosfera. L’analisi di questi spettri ha permesso di ottenere ciò che i ricercatori stessi definiscono la ricostruzione più dettagliata mai ottenuta della dinamica atmosferica di Wise 0855, nonché la prima conferma diretta che le nubi d’acqua su un altro corpo celeste cambiano spessore nel tempo, proprio come accade sulla Terra.

I dati di Jwst rivelano infatti che l’atmosfera di Wise 0855 è modellata da due processi distinti che si verificano simultaneamente: ad alte quote, nubi d’acqua si addensano e si diradano con la rotazione dell’oggetto; più in profondità, imponenti moti convettivi rimescolano i gas, richiamando e trasportando verso l’alto molecole provenienti dalle regioni sottostanti.

«È la prima volta che riusciamo a confermare che le nubi d’acqua si assottigliano e si inspessiscono su un mondo vicino», sottolinea Miles. «Prima di Jwst avevamo a disposizione soltanto dati fotometrici, nei quali gli effetti delle nubi, della chimica e della temperatura risultavano inevitabilmente mescolati. Ora siamo finalmente in grado di distinguerli».

Le nane brune sono oggetti celesti troppo massicci per essere pianeti, ma non abbastanza da innescare le reazioni di fusione nucleare che alimentano le stelle. Grazie al calore residuo della loro formazione, tuttavia, emettono una debole radiazione. Per spiegare come questa luce attraversi l’atmosfera e raggiunga lo spazio, portando con sé informazioni sulle caratteristiche di questi oggetti, Mark Marley, direttore del Lunar and Planetary Laboratory dell’Università dell’Arizona e coautore dello studio, ricorre alla metafora di una zanzariera: «I fotoni emessi dal corpo celeste attraversano l’atmosfera e si disperdono nello spazio. Per noi è come guardare il mondo attraverso una zanzariera che lascia filtrare parte della luce. Stiamo imparando a conoscere ciò che si trova da entrambi i lati della zanzariera, ma dobbiamo anche capire com’è fatta la zanzariera stessa».

Nel caso di Wise 0855, in particolare, questa “zanzariera” cambia continuamente. Dalle indagini è emerso, infatti, che mentre la nana bruna ruota su sé stessa, “sfilano” nel campo di vista regioni caratterizzate da coperture nuvolose e temperature differenti, creando un mosaico dinamico di zone più calde e più fredde. La sensibilità dello spettrografo di Jwst ha permesso di tracciare queste variazioni analizzando singole impronte molecolari, un risultato che nessun osservatorio precedente era riuscito a ottenere per un oggetto così freddo.

Oltre alle variazioni di temperatura associate alla rotazione della nana bruna, lo strumento Nirspec ha registrato un segnale ritmico e oscillatorio associato alla presenza di due specifici gas: monossido di carbonio e fosfina. Secondo gli scienziati, non v’è dubbio: il segnale è dovuto al calore interno della nana bruna che spinge continuamente i gas verso la superficie, con un meccanismo analogo a quello che fa salire il liquido caldo dal fondo di una pentola in ebollizione.

Si tratta di un processo ben noto in planetologia, noto come “chimica di disequilibrio” (dall’inglese disequilibrium chemistry), spiegano i ricercatori. Su Giove, il rimescolamento convettivo trasporta i gas dagli strati profondi e caldi verso l’atmosfera superiore. Lo stesso processo è già stato osservato nelle nane brune, ma seguirne per la prima volta le variazioni in tempo reale, molecola per molecola, apre una prospettiva del tutto nuova.

Schema dell’atmosfera di Wise 0855 elaborato sulla base delle osservazioni in serie temporale e dei modelli che meglio riproducono i dati di Jwst. In (a), rappresentazione monodimensionale dell’atmosfera della nana bruna. Le frecce indicano i moti convettivi che trasportano gas caldo ricco di monossido di carbonio (CO), anidride carbonica (CO₂) e fosfina (PH₃) dagli strati più profondi dell’atmosfera, dove la pressione è maggiore, verso la fotosfera, lo strato più esterno. Le linee nere tratteggiate delimitano l’intervallo di pressione a cui è sensibile la modalità osservativa Nirspec del telescopio spaziale James Webb. In (b), rappresentazione bidimensionale semplificata delle caratteristiche superficiali che potrebbero contribuire alla variabilità osservata. Le regioni viola sono più nuvolose e presentano variazioni di temperatura dell’ordine di 1 kelvin. Le regioni blu presentano una copertura nuvolosa inferiore e consentono di sondare strati più profondi, dove le firme del disequilibrio chimico sono più marcate. Entrambi i tipi di regione possono subire variazioni di temperatura. Crediti: Brittany E. Miles et al., The Astrophysical Journal, 2026

Per il team di ricerca, il valore di questo studio non risiede soltanto in ciò che ci rivela su Wise 0855, ma nelle sue implicazioni nella caratterizzazione delle atmosfere planetarie: i principi fisici di convezione, formazione nuvolosa e chimica atmosferica che governano questo mondo si applicano anche ai giganti gassosi del Sistema solare, come Giove. Se questi principi sono universali, valgono anche per gli esopianeti giganti gassosi che gli astronomi stanno iniziando a studiare sistematicamente grazie al telescopio spaziale James Webb.

«Anche se le nane brune non sono veri e propri pianeti, mostrano comportamenti simili a quelli planetari», osserva Miles. «Tra di loro esiste uno spettro continuo di comportamenti, non c’è una linea di demarcazione netta. Giove e Wise 0855 sono chiaramente diversi, ma presentano schemi meteorologici simili. Esistono dunque principi fondamentali di fisica e chimica che possono essere applicati a tutti questi mondi».

I ricercatori guardano ora alle prossime osservazioni con il James Webb, con l’obiettivo di definire con maggiore precisione i dettagli sulla rotazione di Wise 0855 e approfondire la dinamica tridimensionale dei movimenti nella sua atmosfera. Per il momento, il messaggio è chiaro: il tempo meteorologico esiste ovunque e alcuni dei nostri vicini più prossimi hanno cieli che vale la pena osservare.

Per saperne di più:

• Leggi il preprint dell’articolo in uscita su The Astronomical Journal  “Water Cloud and Chemical Modulations in the Coldest Brown Dwarf” di Brittany E. Miles, James Mang, Caroline V. Morley, Andrew J. I. Skemer, Melanie Rowland, Brianna Lacy, Genaro Suarez, Channon Visscher, Dániel Apai, Gordon Bjoraker, Aarynn L. Carter, Jacqueline K. Faherty, Jonathan J. Fortney, Nguyen Fuda, Thomas Geballe, Harshil Kothari, Mary Anne Limbach, Mark Marley, Allison M. McCarthy, Adam Schneider, Johanna Vos, Michael Cushing, Richard Freedman, Michael Line, Roxana Lupu, Emily Martin e Mikayla J. Wilson

Che cosa cercavano le decine di migliaia di turisti che il 12 agosto hanno affollato una striscia del territorio spagnolo dalla costa atlantica fino alle Baleari? Erano tutti alla ricerca dell’emozione del Sole che si spegne nel corso di un’eclissi totale. Alcuni hanno avuto fortuna, altri no perché nubi sfilacciate o semplicemente foschia hanno rovinato lo spettacolo. È quello che è successo a me: nel cielo perfetto di Ibiza si è materializzata una nuvoletta, giusto prima della totalità. Anche l’Italia è stata lambita dall’ombra della Luna con una preferenza per le regioni del nord che hanno goduto di oltre il 90 per cento di copertura del disco solare.

Indipendentemente dal fascino ancestrale del sole nero, vorrei sottolineare che l’eclisse è un momento magico che ci rende unici nel Sistema solare. Assistere all’oscuramento del Sole è, infatti, possibile solo per noi terrestri grazie a una fortuita combinazione tra dimensioni e distanza del Sole e della Luna, visti dalla Terra. Per dirla in termini astronomici, il Sole e la Luna appaiono avere le stesse dimensioni angolari nel cielo. È questa coincidenza, unica nel Sistema solare, a rendere possibile alla piccola Luna di oscurare il Sole. Avere le stesse dimensioni angolari non è però sufficiente: perché si verifichi un’eclisse occorre che, nel percorrere le loro orbite, Luna e Terra siano allineate con il Sole.

Marco Bastoni, “Il piccolo libro delle eclissi. Tra mito e scienza, lo spettacolo più straordinario del cielo”, Apogeo, 2026, 160 pagine, 16 euro

In questo rapporto a tre astronomico gioca un ruolo fondamentale l’inclinazione, piccola ma non trascurabile, del piano dell’orbita della Luna rispetto al piano dell’orbita della Terra intorno al Sole. Sono poco meno di 5°, ma sono fondamentali per regolare il succedersi dei momenti “speciali” della Luna che si verificano quando i tre corpi celesti si allineano e possono farsi ombra, determinando le eclissi. Si tratta di fenomeni abbastanza rari perché, come spiega molto bene Marco Bastoni nel suo Il piccolo libro delle eclissi, si richiedono delle condizioni particolari perché la Luna deve trovarsi al posto giusto nel momento giusto in modo tale che si verifichi un perfetto allineamento tra Sole, Luna e Terra.

Grazie alla nostra conoscenza delle complicate e molteplici periodicità dei moti della Luna adesso sappiamo predire con precisione le eclissi, ma, esattamente come Marco Bastoni, ammiro le capacità dei nostri antenati. Pur facendo i conti in caratteri cuneiformi su tavolette d’argilla, i babilonesi erano già in grado di prevedere le eclissi di Sole e di Luna. Diciamo che era una necessità: nell’antichità le eclissi erano foriere di sventura e occorreva essere pronti per cercare di correre ai ripari.

Adesso il terrore è scomparso e le eclissi sono diventate magneti turistici che, però, continuano a offrire le stesse antiche suggestioni. Sappiamo che non ci sono i draghi che mangiano il Sole, ma non possiamo restare indifferenti. È madre natura al suo meglio.

Illuminano i freddi cieli dei poli con colori che vanno dal rosso, al blu fino al verde. Sono le aurore polari. Queste affascinanti luci si formano quando il vento solare, un flusso di particelle energetiche proveniente dal Sole, interagisce con il campo magnetico della Terra che ci difende come uno scudo invisibile. Ad oggi, ci sono ancora varie domande aperte su come si formino queste tempeste geomagnetiche. Inoltre, anche se il nostro pianeta è protetto dal campo magnetico, il vento solare può comunque influenzarci: espone gli astronauti a livelli più elevati di radiazione durante le missioni, e può danneggiare i satelliti e disturbare i sistemi di navigazione, le telecomunicazioni e i servizi meteorologici.

La missione Smile (Solar wind Magnetosphere Ionosphere Link Explorer) per la prima volta permetterà di osservare simultaneamente l’azione del vento solare e la risposta della Terra. Smile è una missione congiunta tra l’Agenzia spaziale europea (Esa) e la Chinese Academy of Sciences. Lo scorso 23 settembre Smile ha ufficialmente avviato la sua attività scientifica, dopo un intenso periodo di in-space commissioning, iniziato quando il satellite è stato lanciato il 19 maggio di quest’anno e ha raggiunto la sua orbita operativa per le attività scientifiche il 20 giugno.

Rappresentazione artistica del satellite Smile. Crediti: Esa

Nella fase di commissioning, una parte importante è stata il collaudo dei quattro strumenti scientifici del satellite: la camera per raggi X a bassa energia (Soft X-ray Imager – Sxi), la camera per le aurore nell’ultravioletto (Uvi), il magnetometro e l’analizzatore di ioni leggeri. Ognuno di questi raccoglierà informazioni utili e diverse per comprendere meglio le tempeste solari, le tempeste geomagnetiche e la meteorologia spaziale.

Il video qui sotto mostra il primo filmato rilasciato da Uvi, la prima camera dal 2008 a catturare l’intero anello dell’aurora boreale intorno al Polo Nord nella luce ultravioletta. Uvi può osservare le aurore per quarantacinque ore consecutive, un vero record. Le immagini sono state riprese il 24 luglio 2026, appena due settimane dopo l’attivazione dello strumento. Mostrano l’attività nell’anello di aurora dovuta a una perturbazione del campo magnetico terrestre causata dalle particelle del vento solare.

Prime immagini della telecamera ultravioletta Uvi di Smile catturate il 24 luglio 2026. Le increspature nell’anello di aurora indicano una perturbazione della magnetosfera terrestre causata dal vento solare. I punti visibili a sinistra sono stelle lontane che emettono luce ultravioletta. Crediti: Esa & Cas/Smile/Uvi

Anche la camera a raggi X (Sxi) è stata attivata con successo. Una delle prime immagini di test, che vedete riportata qui sotto, è stata presa per verificare il corretto funzionamento dello strumento. L’immagine mostra i resti dell’esplosione di una stella lontana. Smile è il primo telescopio spaziale in grado di osservare il campo magnetico terrestre nei raggi X. Rileverà questo tipo di radiazioni emesse ai confini della magnetosfera quando questa viene colpita dalle particelle del vento solare. Sebbene questa telecamera lavori correttamente, attualmente rileva un eccesso di luce diffusa quando è puntata verso la Terra. Per ridurre questo fastidio, gli esperti stanno studiando correzioni specifiche e aggiornamenti software da implementare a bordo. Tuttavia, poiché Smile si sta orientando sempre più lontano dalla Terra e il Polo Nord emette meno luce mentre ci avviciniamo all’inverno boreale, la luce diffusa sta diminuendo naturalmente. Dovrebbe raggiungere un minimo a metà ottobre. A quel punto Sxi catturerà la sua prima immagine nitida della magnetopausa, la zona dove il vento solare incontra il campo magnetico terrestre.

Immagine di test della telecamera a raggi X di Smile che mostra il resto di supernova N132d nella Grande Nube di Magellano, distante circa 160mila anni luce. Crediti: Esa & Cas/Smile/Sxi

L’Esa ha realizzato un film documentario, dal titolo Let’s Smile, che descrive lo sviluppo della missione tra giugno 2024 e maggio 2026. Il video mostra le parti del satellite nelle varie fasi di lavoro: il loro arrivo al centro tecnico dell’Esa nei Paesi Bassi, l’assemblaggio, i test e infine l’invio allo spazioporto europeo in Guyana francese per il lancio. Smile segna inoltre la prima volta in cui l’Esa e la Chinese Academy of Sciences hanno selezionato, costruito e gestito insieme una missione.

«La missione Smile è una testimonianza della fiducia costruita tra i nostri team, della loro dedizione all’eccellenza e della loro determinazione a trovare soluzioni a ogni sfida», dice la professoressa Carole Mundell, Director of Science all’Esa. «Smile ora ha ottenuto il via libera per iniziare le attività scientifiche. Si tratta di un traguardo molto importante – un vero piacere da annunciare – e sono sicura che la nostra eccellente collaborazione fornirà dati rivoluzionari agli scienziati di tutto il mondo».

Guarda il servizio video su MediaInaf Tv:

È ancora una matricola, ma ha già un palmarès di tutto rispetto, con una pubblicazione su The Astrophysical Journal a suo nome (unico, tra l’altro) e tre galassie che portano il suo cognome, che sono l’oggetto dello studio. Si chiama Julian Shapiro ed è uno studente del corso di astrofisica all’Università della California a Berkeley. Le tre galassie che ha scoperto sono Shapiro Dg I, II e III.

Shapiro Dg I, II e III sono tre galassie nane, ovvero sistemi galattici di piccole dimensioni e con una quantità relativamente ridotta di stelle, gas e materia oscura rispetto alle galassie più grandi come la Via Lattea.

Immagine composita realizzata utilizzando i dati della Sloan Digital Sky Survey, dell’Hyper Suprime-Cam Legacy e del Canada-France-Hawaii Telescope, che mostra le tre galassie nane scoperte nella ricerca. Crediti: Julian Shapiro

Scovate dal giovane ricercatore nei dati d’archivio ottenuti dalla Hyper Suprime-Cam (Hsc), una potente fotocamera installata sul telescopio Subaru e dal Canada–France–Hawaii Telescope, le tre galassie sono isolate, si trovano cioè lontane da altre galassie, e hanno smesso di formare attivamente nuove stelle. Un comportamento, quest’ultimo, che ha attirato l’attenzione del ricercatore.

In genere, infatti, le galassie nane isolate conservano una quantità sufficiente di materia prima per formare nuove stelle. Al contrario di quelle che si trovano in ambienti densi o nelle vicinanze di galassie più massicce, che tendono a esaurire la propria attività di formazione stellare, anche a causa delle interazioni gravitazionali e idrodinamiche con l’ambiente, che possono sottrarre loro il gas freddo necessario. Le tre galassie nane individuate da Shapiro (una delle quali, Dg-1, identificata indipendentemente anche da un altro gruppo di ricerca, nell’ambito del progetto Id-Mage) rappresentano in questo senso un enigma.

«Le galassie nane esistono sia come galassie isolate sia come satelliti di galassie più grandi, come la nostra Via Lattea», spiega Shapiro. «Nel caso delle galassie isolate, ci si aspetta che in questi sistemi galattici la formazione stellare sia ancora attiva, poiché non ci sono galassie più grandi nelle vicinanze che possano privarle del gas necessario a formare nuove stelle. Le galassie che ho scoperto, però, fanno eccezione».

Shapiro Dg I, II e III, infatti, pur trovandosi isolate, sono quiescenti, sembrano cioè aver perso la capacità di formare nuove stelle. Come spiegare questa anomalia? Secondo Shapiro, una soluzione al dilemma c’è e chiama in causa le cosiddette galassie backsplash. «Nel mio articolo suggerisco che le tre galassie potrebbero essere tra le prime candidate galassie backsplash a essere identificate e risolte, ovvero galassie che in passato sono transitate vicino a una grande galassia, perdendo il proprio gas a causa della pressione esercitata da quest’ultima, per poi essere espulse nuovamente verso l’esterno».

Più in dettaglio, secondo Shapiro, le tre galassie potrebbero essere passate in precedenza sotto l’influenza gravitazionale di Messier 101, chiamata anche galassia Girandola (Pinwheel galaxy). Durante questo passaggio, le galassie sarebbero state private del gas necessario a formare nuove stelle, prima di essere poi espulse verso regioni più remote dello spazio. Esclusivamente per Shapiro dg II esisterebbe anche uno scenario alternativo: la sua posizione è sufficientemente vicina alla galassia a spirale Ngc 5585 da rendere possibile che si tratti di una debole galassia satellite, anziché una galassia backsplash, dice Shapiro.

Per determinare dove fosse più probabile trovare galassie nane backsplash nelle vicinanze di una galassia simile alla Via Lattea e in quali condizioni queste galassie potessero essere individuate nei dati d’archivio dei telescopi, Shapiro si è avvalso di sofisticate simulazioni idrodinamiche. Una parte consistente della ricerca è stata inoltre dedicata alla stima delle distanze, fondamentale per stabilire se le tre galassie fossero davvero isolate.

Il giovane ricercatore, autore della scoperta delle tre galassie nane oggetto dello studio, Julian Shapiro

«Costruire le conoscenze di base necessarie per individuare queste galassie, sviluppare il codice per la modellizzazione e l’analisi e confrontare i risultati con il nostro modello cosmologico è stata una sfida», racconta Shapiro. «Sono stato fortunato perché molti dei principali journal del settore sono accessibili gratuitamente: questo mi ha permesso di acquisire le conoscenze e le competenze necessarie».

Shapiro auspica che future osservazioni con telescopi spaziali ad alta risoluzione permettano di determinare con precisione la posizione delle tre galassie ed escludere spiegazioni alternative della loro condizione di galassie quiescenti, mentre il Vera C. Rubin Observatory potrebbe contribuire alla ricerca, individuando numerose altre potenziali galassie backsplash.

Il modello cosmologico standard, la teoria oggi più accreditata per descrivere la struttura dell’universo, prevede che le galassie backsplash siano piuttosto comuni, eppure finora è stato difficile individuarne esempi nell’universo locale. Le tre galassie nane individuate da Shapiro potrebbero offrire nuovi indizi a sostegno del modello, mostrando che i processi che esso prevede possono agire anche in ambienti cosmici meno densi ed estremi. Lo studio rafforza inoltre l’ipotesi secondo cui alcune galassie isolate abbiano perso la capacità di produrre stelle in seguito all’azione di forze esterne, probabilmente durante un precedente passaggio in prossimità di galassie più massicce. Va però sottolineato che si tratta al momento di tre “candidate”: saranno dunque necessarie ulteriori osservazioni per determinarne con maggiore precisione le distanze e la natura.

Shapiro ha condotto gran parte della ricerca quando era ancora alle scuole superiori. Oggi al suo primo semestre alla Uc Berkeley, frequenta i corsi di astrofisica, insieme agli insegnamenti obbligatori di matematica e fisica, con l’obiettivo di conseguire una laurea in questa disciplina.

«Mi piacerebbe che il mio lavoro fosse d’ispirazione per i giovani che desiderano intraprendere una carriera nella ricerca astrofisica», dice Shapiro. «Spesso i programmi scolastici dedicano poco spazio all’astronomia, e per gli studenti può essere difficile trovare un tutor e acquisire esperienza nel campo. Il mio lavoro dimostra che i dati d’archivio provenienti dai telescopi sono uno strumento fondamentale per fare nuove scoperte sulla cosmologia e sull’evoluzione dell’universo, e che anche i giovani astronomi possono contribuire a queste scoperte».

Il Davidson Institute ha riconosciuto il lavoro di Shapiro sulle galassie backsplash nominandolo Davidson Fellow 2026 e assegnandogli un premio in denaro di 25mila dollari. Nel 2025, inoltre, Shapiro aveva ricevuto il National Young Astronomer Award della Astronomical League. E il suo mentore, il professore di astronomia della Berkeley Alex Filippenko, ha elogiato il modo in cui ha condotto la ricerca e analizzato i risultati.

«Julian ha condotto una ricerca di notevole livello quando era ancora alle scuole superiori, un fatto decisamente insolito, che è stato riconosciuto con la prestigiosa Davidson Fellowship», sottolinea Filippenko. «Mi ritengo molto fortunato che abbia scelto la University of California, Berkeley, per i suoi studi universitari in astrofisica e, soprattutto, che abbia deciso di unirsi al mio gruppo di ricerca».

Per saperne di più:

• Leggi su The Astrophysical Journal l’articolo “Discovery of Isolated, Quenched Candidate Backsplash Dwarf Galaxies near M101” di Julian Shapiro

È un simbolo. Che parla dell’umano desiderio di guardare oltre il nostro pianeta per capire cosa c’è, là fuori. Il luogo di battesimo dei futuri scienziati del Regno Unito, con gli oltre venticinquemila scolari in gita scolastica che vi approdano ogni anno. Ma anche un pezzo di fantascienza in una terra verde e piacevole. Che si staglia nella luce del tramonto con una silhouette oltremodo fotogenica.

Parliamo del Jodrell Bank Observatory. O meglio, così ne parlano gli inglesi, di quest’osservatorio astronomico fondato nel 1945 nella regione del Cheshire. Protagonista assoluto della struttura è il Lovell Telescope, il radiotelescopio più grande del Regno Unito.

Sir Bernard Lovell, fondatore dell’osservatorio, interpellato al riguardo ebbe a dire: «Incontro spesso anziani ormai in pensione da tempo, i quali mi raccontano che fu la vista di Jodrell, quando erano ragazzi, a ispirarli a intraprendere una carriera scientifica».

Nel 2006, con un sondaggio indetto dal Bbc News Magazine, il telescopio Lovell si è persino aggiudicato un titolo, quello del più grande monumento non celebrato di tutta la Gran Bretagna.

Talmente non considerato che adesso l’intero osservatorio rischia di chiudere i battenti. Nel mese di luglio l’Uk Research and Innovation Agency (Ukri) ha infatti eliminato i fondi di gestione della struttura, che ammontano a 2.8 milioni di sterline all’anno. In mancanza di altri finanziamenti, il Jodrell Bank cesserà ogni operazione dal 1° aprile 2028. Ventotto posizioni lavorative presso l’osservatorio potrebbero essere cancellate. Certamente intaccate risulterebbero anche le ricerche dei quasi tremila astronomi che in tutto il mondo utilizzano i dati dell’osservatorio. Gli effetti della chiusura si propagherebbero ben oltre i confini del regno, insomma.

L’iconico radiotelescopio Lovell al Jodrell Bank Observatory. Con i suoi 76 metri di diametro è il più grande radiotelescopio del Regno Unito e il secondo più grande d’Europa. Crediti: T. O’ Brien

L’opinione pubblica britannica non l’ha presa bene. Persino le rockstar sono scese in campo, vedi Brian May e il chitarrista degli Smiths Johnny Marr che, assieme ad altre celebrità del mondo anglosassone, hanno scritto una lettera per scongiurare una decisione «folle» e chiedere al governo «di trovare immediatamente un finanziamento per salvare il Jodrell Bank».

Un mese fa il primo ministro del Regno Unito Andy Burnham ha preso l’impegno di salvare il radiotelescopio: «Tutti quelli della mia generazione hanno fatto una gita scolastica a Jodrell Bank. È impensabile assistere alla sua fine, e ciò non accadrà sotto il mio governo».

Due petizioni con oltre trentamila firmatari sono state lanciate per far tornare l’Ukri sui suoi passi. «Non si tratta solo di salvare un telescopio», si legge in una di esse. «Si tratta di salvare il nostro posto in prima linea nella scoperta umana – e mantenere viva l’ambizione che ha definito la scienza britannica per generazioni».

Per capire meglio quale sia il valore scientifico dell’osservatorio, abbiamo intervistato Marcello Giroletti, astronomo in servizio all’Istituto di radioastronomia dell’Inaf di Bologna, che conosce bene questa struttura.

Che cos’è il Jodrell Bank Observatory?

«L’osservatorio di Jodrell Bank è il cuore della radioastronomia inglese e un luogo di riferimento per tutta quella europea. Anzitutto, a Jodrell Bank si trova il Lovell Telescope, costruito nel 1957 ma che con i suoi 76 metri di diametro è tuttora il secondo radiotelescopio più grande d’Europa. Il Lovell Telescope è anche la più grande delle sette antenne dell’e-Merlin, una rete di radiotelescopi distribuiti per tutta l’Inghilterra e collegati con fibre ottiche. Jodrell Bank ospita il correlatore di questa rete, ovvero il supercomputer che combina i dati delle “sette sorelle” per realizzare immagini radio molto più dettagliate di quanto sia possibile fare con una sola antenna. Infine, Jodrell Bank ospita numerosi laboratori dedicati allo sviluppo di tecnologie in ambito elettronico e digitale, utili per il continuo miglioramento delle osservazioni».

E fuori dall’Inghilterra? Che ruolo ha questa struttura?

«Accanto a queste attività, gestite dall’Università di Manchester e oggetto dei tagli previsti, a Jodrell Bank è stato installato anche il quartier generale di Skao, il nuovo radiotelescopio fiore all’occhiello della comunità internazionale, che però è in fase di costruzione in Australia e Sudafrica. Quindi, paradossalmente, se i fondi saranno effettivamente tagliati, resterebbe aperto il quartier generale di uno strumento che si trova lontano mentre tutta la strumentazione locale sarebbe sostanzialmente abbandonata».

Dunque l’osservatorio parrebbe tutt’altro che superato, nonostante il telescopio Lovell abbia quasi settant’anni…

«L’e-Merlin è uno strumento che è stato costantemente aggiornato nel corso degli anni ed è tuttora un osservatorio di punta. Ad esempio, il prefisso “e-” si riferisce all’upgrade per cui i dati delle stazioni remote vengono attualmente inviati in modo “elettronico” tramite fibre ottiche, e non via ponti radio, come si faceva inizialmente. Lo strumento fornisce con regolarità importanti risultati sia operando in modo indipendente che all’interno della più grande rete europea – alla quale fornisce maggiore sensibilità e flessibilità – e in coordinamento con osservatori ad altre frequenze e persino con i rivelatori di onde gravitazionali e neutrini. Ad esempio, in questo lavoro del 2021 e-Merlin e IceCube – il fondatore di quest’ultimo è stato appena insignito del premio Nobel – hanno lavorato assieme per dimostrare che un neutrino rivelato da IceCube era stato prodotto nella distruzione di una stella da parte di un buco nero supermassiccio. E anche con l’entrata in funzione di Skao, la risoluzione angolare di e-Merlin resterà fino a cinque volte migliore! Per non parlare del fatto che potrà continuare a vedere regioni del cielo inaccessibili a Skao, che si trova nell’emisfero opposto».

A che punto è la raccolta firme?

«Le due petizioni principali hanno superato le trentottomila e trentunmila firme, e molte altre ne sono sorte anche da parte della comunità locale per difendere quello che è un vero e proprio patrimonio storico e culturale. L’osservatorio di Jodrell Bank è riconosciuto come patrimonio mondiale dell’umanità dall’Unesco e praticamente tutti gli studenti e le studentesse inglesi lo visitano come parte del proprio percorso formativo. È stato ripetutamente sede di eventi di musica, scienza, arte e cultura. Al di là delle iniziative partite da parte della cittadinanza, anche la comunità scientifica si è espressa in modo molto forte, con lettere aperte da parte di numerosi esponenti di alto livello di tutta la comunità radioastronomica internazionale».

Hai un ricordo personale legato al Jodrell Bank?

«Ne ho almeno un paio che mi sono molto cari. Anzitutto, Jodrell Bank è stata la sede presso cui ho frequentato la mia prima scuola di interferometria radio, quando ero ancora un laureando dell’Università di Bologna. A quei tempi era molto più raro fare esperienze all’estero e per me fu un grande onore poter passare una settimana in quel luogo che era contemporaneamente affascinante e anche un po’ intimorente. E ricordo ancora perfettamente l’emozione, dopo una giornata intera di lezioni ed esercitazioni molto intense, di vedere muovere il radiotelescopio nella luce del tardo pomeriggio di fine aprile. Mi ricordo di averlo definito persino romantico!».

Un ricordo più recente invece?

«Era l’estate del 2021 ed era da poco esplosa una nova in Ofiuco. Attivammo con grande urgenza una serie di osservazioni con la rete Evn, a cui tutto e-Merlin ha partecipato, fornendo sensibilità in particolare alle regioni più tenui visibili quando ormai l’emissione ottica ed X era svanita. Il professor O’Brien dell’Università di Manchester seguì personalmente le osservazioni e mi mandò la foto che correda quest’intervista, che conservo ancora caramente e mostro in tutte le presentazioni su quella campagna, sulla quale abbiamo già basato varie pubblicazioni».

Da lontano, una stella sembra un punto netto nel cielo. Se riuscissimo a distinguerne il disco, però, vedremmo che non ha contorni così decisi: la sua luce sfuma dal centro verso il bordo, facendosi lentamente più tenue. Una sfumatura ben nota, ma che nuove osservazioni mostrano diversa da quanto prevedono i modelli delle atmosfere stellari.

A misurarla con grande precisione è stato un gruppo di ricerca guidato da Narsireddy Anugu, del Center for High Angular Resolution Astronomy della Georgia State University, usando il Chara Array sul Monte Wilson, in California. Lo studio, pubblicato il mese scorso su The Astronomical Journal, prende in esame 31 stelle evolute e confronta il modo in cui la loro luminosità cambia dal centro al margine del disco in due diverse bande dell’infrarosso. Il fenomeno si chiama limb darkening, o oscuramento al bordo, e dipende da quanto in profondità riusciamo a “guardare” nell’atmosfera della stella. Verso il centro del disco, la nostra linea di vista entra quasi perpendicolarmente nell’atmosfera stellare e la luce che riceviamo arriva da regioni più profonde e calde. Avvicinandoci al bordo, invece, lo sguardo diventa sempre più radente e intercetta soprattutto gli strati più esterni, dove la temperatura è più bassa: è per questo che il disco stellare appare più luminoso al centro e sfuma progressivamente verso i margini. Quanto sia marcata questa sfumatura dipende anche dalla lunghezza d’onda alla quale osserviamo la stella.

Le 31 stelle osservate con il Chara Array nel vicino infrarosso, a 1,6 micrometri, mostrano tutte il caratteristico limb darkening: la luce è più intensa al centro, dove vediamo regioni più calde, e si attenua verso il bordo, più freddo. I colori indicano l’intensità relativa, mentre accanto a ciascuna stella è riportato il raggio espresso in raggi solari. Le immagini sono mostrate alla stessa scala relativa. Crediti: Georgia State University/Chara Array

È qui che le nuove misure cominciano a discostarsi dalle previsioni: le osservazioni di Chara sono state effettuate simultaneamente nelle bande H e K dell’infrarosso, centrate rispettivamente attorno a 1,6 e 2,2 micrometri. Alle lunghezze d’onda maggiori l’oscuramento al bordo dovrebbe diventare meno pronunciato, come previsto dai modelli di atmosfera stellare. Ed è proprio quello che mostrano le osservazioni, insieme a un’altra tendenza: il limb darkening è meno marcato nelle stelle con temperature superficiali più elevate. Ma c’è un problema: nel campione osservato, il limb darkening diminuisce tra le due bande di quasi il 40 per cento, molto più di quanto prevedano i modelli. La direzione del cambiamento è quella attesa, ma la sua intensità no.

La differenza non riguarda soltanto un dettaglio dell’aspetto delle stelle: il modo in cui la luminosità varia dal centro al bordo porta infatti informazioni sulla distribuzione della temperatura e sull’opacità negli strati dell’atmosfera stellare e misurarlo direttamente offre quindi un banco di prova per verificare quanto bene i modelli descrivano la struttura delle stelle. Facile a dirsi, meno a farsi. Anche le stelle relativamente vicine sono così lontane da apparire nella maggior parte dei telescopi come puntini luminosi. Chara riesce a spingersi oltre grazie all’interferometria: combina la luce raccolta da sei telescopi distribuiti sul Monte Wilson, raggiungendo un potere risolutivo impossibile per ciascun telescopio preso singolarmente. Invece di produrre una fotografia convenzionale del disco stellare, misura come cambia il segnale interferometrico al variare della distanza fra i telescopi, permettendo di ricavare sia il diametro angolare della stella sia il profilo con cui la sua luminosità diminuisce verso il bordo.

Due modelli di Procyon, una delle stelle più brillanti del cielo e la principale della costellazione del Cane Minore, osservata a diverse lunghezze d’onda nel vicino infrarosso. In entrambi i casi la stella appare più luminosa al centro e più debole verso il bordo, il caratteristico effetto di limb darkening. Le misure del Chara Array mostrano però che questa sfumatura dal centro al margine è più marcata alle lunghezze d’onda più corte. Crediti: Georgia State University/Chara Array

Il confronto è particolarmente interessante perché riguarda stelle evolute, con atmosfere più estese e complesse rispetto a quelle di stelle come il Sole. Proprio per questo, descriverne con precisione il profilo di luminosità è una prova impegnativa per i modelli di atmosfera stellare. Gli autori ne hanno messi alla prova diversi, ma nessuno riesce a riprodurre del tutto quanto rapidamente il limb darkening cambia con la lunghezza d’onda. Conoscere bene il limb darkening serve anche fuori dallo studio delle atmosfere stellari. Quando un esopianeta transita davanti alla propria stella, infatti, non attraversa un disco uniformemente luminoso, ma la quantità di luce che nasconde cambia a seconda della zona del disco che sta coprendo e i modelli delle curve di transito devono tenerne conto per ricavare con precisione le proprietà del pianeta. Le stelle analizzate in questo studio non sono però quelle più comunemente cercate nelle osservazioni di transiti, per cui il prossimo passo sarà ampliare il confronto a stelle di sequenza principale e osservare il limb darkening su un intervallo di lunghezze d’onda ancora più ampio, dal visibile all’infrarosso.

Se anche lì la luce continuerà a sfumare diversamente da quanto previsto, saranno i modelli a dover mettere meglio a fuoco i bordi delle stelle.

Per saperne di più:

• Leggi su The Astronomical Journal l’articolo “Empirical H- and K-band Limb Darkening for 31 CHARA Stars: A Near-Infrared Benchmark for Stellar-Atmosphere Models”, di Narsireddy Anugu, John D. Monnier, Antoine Mérand, Becky Flores, Alexandre Gallenne, Douglas R. Gies, Mayra Gutierrez, Robert Klement, Stefan Kraus, Jayadev Rajagopal, Rachael M. Roettenbacher e Gail H. Schaefer