Stonehenge antico osservatorio astronomico

Stonehenge (pietra sospesa, da stone, pietra, e henge, che deriva da hang, sospendere: in riferimento agli architravi) è un sito neolitico che si trova vicino ad Amesbury nello Wiltshire, Inghilterra, circa 13 chilometri a nord-ovest di Salisbury. È il più celebre e imponente cromlech («circolo di pietra» in bretone): composto da un insieme circolare di colossali pietre erette, conosciute come megaliti, sormontate da consistenti architravi orizzontali di collegamento di cui alcune sono in quota ed è uno dei più antichi sistemi trilitici conosciuti (trilitico: sistema costituito da tri = tre + lithos = pietra, due montanti verticali ed un architrave orizzontale). Le pietre di Stonehenge devono il loro attuale allineamento ai lavori di ricostruzione nella prima metà del Novecento:

«Virtually every stone was re-erected, straightened or embedded in concrete between 1901 and 1964,[…]»

(IT) «Praticamente ogni pietra fu rieretta, raddrizzata o rinforzata con calcestruzzo tra il 1901 e il 1964, […]»

Ipotizzando che l’attuale allineamento riproduca fedelmente il precedente, alcuni sostengono che Stonehenge rappresenti un “antico osservatorio astronomico”, con un significato particolare ai punti di solstizio ed equinozio, anche se l’importanza del suo uso per tale scopo è dibattuta. Il sito fu aggiunto alla lista dei patrimoni dell’umanità dell’UNESCO nel 1986.

Oltre che meta del turismo di massa, Stonehenge è luogo di pellegrinaggio per molti seguaci del celtismo, della wicca e di altre religioni neopagane.La pietra dell’altare: un blocco di cinque metri di arenaria verde. Le pietre principali sono composte da una forma estremamente dura di arenaria silicea, che si trova naturalmente circa trenta chilometri più a nord, sulle Marlborough Downs. La struttura interna, conosciuta come “Bluestone Horseshoe” è costituita di pietre molto più piccole, che pesano in media quattro tonnellate. Queste pietre sono state estratte dalle Montagne Preseli, nel Galles sud-occidentale. Sono principalmente di dolerite ma comprendono esempi di riolite, arenaria e ceneri calcaree vulcaniche.

La pietra del tallone un tempo conosciuta come Tallone del Frate (in inglese “Friar’s Heel”). Un racconto popolare, che non può essere datato a prima del XVII secolo, spiega così le origini del nome di questa pietra: Il diavolo comprò le pietre da una donna in Irlanda, le avvolse e le portò sulla piana di Salisbury. Una delle pietre cadde nel fiume Avon, le altre vennero portate sulla piana. Il diavolo allora gridò, “Nessuno scoprirà mai come queste pietre sono arrivate fin qui”. Un frate rispose, “Questo è ciò che credi!”, allora il diavolo lanciò una delle pietre contro il frate e lo colpì su un tallone. La pietra si incastrò nel terreno, e rimase così fino ai nostri giorni.

A caccia di emissioni radio da Proxima Centauri

A seguito di un’intensa campagna osservativa effettuata nell’aprile 2017, un gruppo internazionale di ricercatori guidato dall’Istituto di astrofisica dell’Andalusia (Iaa) del Consiglio nazionale delle ricerche spagnolo (Csic) ha scoperto emissione radio aurorale prodotta dall’interazione della stella Proxima Centauri, la più vicina al Sole, con il suo esopianeta Proxima Centauri b, o Proxima b in breve. I radioastronomi, tra cui anche alcuni dell’Istituto nazionale di astrofisica, sono riusciti a osservare quindi per la prima volta l’intensa attività magnetica innescata dall’esopianeta Proxima b. I risultati, pubblicati oggi sulla rivista Astronomy & Astrophysics, aprono una nuova strada nello studio dei pianeti extrasolari nel campo della radioastronomia.  Da oltre 20 anni è noto che l’interazione magnetica tra Giove e Io, una delle sue lune principali, generi una grande quantità di emissioni radio simili alle aurore che ammiriamo sulla Terra, dove le aurore boreali e australi si manifestano come spettacolari fenomeni ottici visibili nelle zone polari. A produrli  sono le particelle energetiche (elettroni e ioni) principalmente emesse dal Sole che vengono incanalate dal campo magnetico terrestre verso la nostra atmosfera. Le aurore terrestri producono anche una intensa emissione radio che può essere captata dallo spazio. Tutti i pianeti del Sistema solare che sono dotati di un campo magnetico mostrano aurore, quasi sempre dovute alle particelle del vento solare che impattano sulla magnetosfera planetaria.  Dopo la scoperta, nel 2016, del pianeta Proxima b attorno alla stella più vicina a noi, i ricercatori guidati dall’Iaa-Csic hanno deciso di verificare se le emissioni radio aurorali si verificano anche in questo sistema planetario, cioè se sia presente emissione radio aurorale stimolata dal transito di Proxima b all’interno della magnetosfera della sua stella ospite. In maniera analoga a quel che avviene per la coppia Giove e Io, il passaggio del pianeta attraverso la magnetosfera stellare accelera le particelle ionizzate in vicinanza del pianeta. Queste si propagano in un moto a spirale verso le regioni polari della stella e, dopo essere state riflesse per il fenomeno degli specchi magnetici, danno origine ad una particolare emissione molto intensa, il “maser di ciclotrone”, proprio sopra i poli magnetici della stella. La radiazione maser si propaga perpendicolarmente alle linee di forza del campo magnetico ed è polarizzata circolarmente, seguendo il moto a spirale degli elettroni. L’alta direttività fa sì che il maser, a causa del moto del pianeta, produca un effetto faro, e quindi sia visibile dalla Terra solo in particolari fasi del periodo orbitale. L’emissione maser sarà più intensa se il pianeta ha un campo magnetico, che agisce come uno scudo durante l’attraversamento della magnetosfera stellare, in quanto produce una più efficiente accelerazione di particelle. 

Proxima Centauri è una nana rossa a 4,2 anni luce dalla Terra, più piccola, più fredda e meno luminosa del Sole, ma che mostra una intensa attività magnetica e intensi brillamenti in tutto lo spettro elettromagnetico. Proxima b si trova nella fascia di abitabilità della stella, cioè a una distanza tale che la temperatura potrebbe consentire all’acqua di esistere allo stato liquido (condizione essenziale per la vita come la conosciamo sulla Terra). Purtroppo Proxima b è talmente vicina alla stella che i frequenti brillamenti, che producono intense radiazioni e particelle energetiche, potrebbero spazzare via l’atmosfera e ostacolare la nascita di una qualsiasi forma di vita. Solo l’eventuale presenza di un campo magnetico, come nel caso della Terra, riuscirebbe a schermare il pianeta dalle particelle salvaguardando lo sviluppo della vita.

La nana rossa è stata osservata con l’Australia Telescope Compact Array (Atca) a 2 GHz in un arco di tempo di 17 giorni consecutivi. L’Atca è un radiotelescopio gestito da Csiro presso il Paul Wild Observatory in Australia, composto da 6 antenne di 22 metri di diametro. Poiché il pianeta compie una rivoluzione completa attorno alla sua stella una volta ogni 11,2 giorni, si può affermare che il sistema di Proxima Centauri sia stato osservato per l’equivalente di un anno e mezzo terrestre.  L’emissione radio arriva al massimo livello due volte per ogni periodo orbitale e questi picchi di emissione radio si osservano quando il pianeta raggiunge la massima distanza apparente dalla sua stella, cioè quando Proxima b viene osservato in quadratura dalla Terra, esattamente come si aspettavano i ricercatori. Durante la campagna osservativa sono stati rilevati diversi flash radio, che però sono legati all’attività stellare. 

Corrado TrigilioPaolo Leto e Grazia Umana dell’Inaf di Catania, co-autori di questo articolo, da tempo studiano l’emissione radio aurorale dalle stelle e hanno sviluppato modelli per questo tipo di fenomeno. Leto sottolinea che «l’emissione nella banda radio di Proxima Centauri è polarizzata: secondo il meccanismo fisico che sta alla base di questo tipo di fenomeno, il segno della polarizzazione è legato all’emisfero stellare da cui proviene l’emissione radio. I dati concordano molto bene con le previsioni dei modelli di interazione tra la stella e il pianeta».  Trigilio aggiunge: «Il nostro studio fornisce la conferma definitiva che anche gli esopianeti interagiscono con il campo magnetico della loro stella. Questo è un tema che ultimamente ha riscontrato un interesse molto alto.  Sottolineiamo che questa è la prima volta che il fenomeno è osservato in un sistema in cui è confermata la presenza di un pianeta ed è correlato con la sua posizione nell’orbita. Grazie a un’accurata modellistica, si potranno ricavare indicazioni sulla presenza di eventuali campi magnetici planetari, con implicazioni sullo sviluppo di vita extraterrestre», conclude. Il gruppo dell’Inaf di Catania sta pianificando una campagna osservativa con MeerKat, uno dei precursori dello Square Kilometre Array (Ska) composto da 64 antenne paraboliche di 13 metri in Sud Africa, con l’intento di cercare l’emissione radio aurorale in tutti i sistemi planetari entro i 10 parsec dalla Terra. Media Inaf

Una stella e i suoi sette pianeti

Fra i sistemi di pianeti extrasolari più interessanti oggi conosciuti c’è quello che circonda la stella Trappist-1, che si trova a circa 40 anni luce dal Sole nella direzione della costellazione dell’Aquario. Si tratta di una piccola stella molto densa e interamente convettiva, che fonde tanto lentamente l’idrogeno in elio da avere un’aspettativa di vita di migliaia di miliardi di anni, molte volte superiore a quella del Sole: una stella quasi immortale. Tanta parsimonia nell’emissione d’energia implica una bassa temperatura superficiale: in effetti quella di Trappist-1 arriva a meno della metà della temperatura fotosferica del Sole, tanto da meritarsi la classificazione di stella nana ultra-fredda. A causa della bassa temperatura, Trappist-1 emette pochissima luce nel visibile e tantissima radiazione infrarossa, il contrario di quello che fa il Sole. Questa stella è circondata da un sistema planetario, scoperto alla fine del 2015 con il metodo dei transiti. I sette pianeti noti – chiamati Trappist-1 b, c, d, e, f, g, h – si muovono su orbite praticamente circolari con periodi orbitali molto brevi (da 1,5 giorni per b a quasi 19 giorni per h). Questi pianeti sono vicinissimi alla nana rossa: i loro raggi orbitali vanno da 1,7 a 9,5 milioni di km. In pratica il sistema planetario di questa piccola stella può essere comodamente ospitato tutto all’interno dell’orbita di Mercurio, il pianeta più vicino al Sole. Come conseguenza, nel sistema planetario di questa nana rossa le distanze minime fra un pianeta e l’altro sono molto basse rispetto a quello che abbiamo nel sistema solare. La distanza minima media fra pianeti contigui è di circa 1,3 milioni di km, solo poco più di 3 volte la distanza della Terra-Luna. Si tratta di un sistema planetario completamente alieno, molto diverso dal Sistema solare. Le perturbazioni gravitazionali fra un pianeta e l’altro sono importanti e misurabili come variazione del periodo orbitale. Grazie a questo è stato possibile determinare, oltre alle dimensioni dei pianeti durante il transito, anche le masse. Conoscendo le dimensioni e la massa di un qualsiasi corpo si può ottenere il valore della densità media. Le misure fatte in passato hanno permesso di stabilire che tutti e sette i pianeti hanno all’incirca le dimensioni e la massa della Terra, quindi devono anche essere pianeti rocciosi o di tipo terrestre (che non vuol dire abitabile).

Un nuovo articolo, recentemente pubblicato sul The Planetary Science Journal, illustra i risultati delle misurazioni di densità più precise mai fatte per quanto riguarda gli esopianeti. Queste misure si basano sulle osservazioni dei transiti effettuate – nell’arco di quattro anni – con il telescopio spaziale Spitzer. A queste osservazioni sono state aggiunte le misurazioni dei tempi di transito fatte da terra, dal telescopio spaziale Hubble e dalla missione Kepler 2. I tempi di transito sono stati utilizzati per un’analisi della dinamica a N corpi del sistema da cui è stato possibile ricavare una misura più precisa della massa e – di conseguenza – della densità media. Il modello sviluppato dai ricercatori ha permesso di riprodurre con buona precisione le variazioni del periodo orbitale dei pianeti indotte dalle perturbazioni gravitazionali, con valori che oscillano da 5 minuti per il pianeta ‘b’ a 50 minuti per la coppia ‘g-h’. I sette pianeti di Trappist-1 possiedono densità simili, i valori differiscono di non più del 3 per cento. Posto uguale a 1 la densità della Terra, per la densità dei pianeti di Trappist-1 si trovano valori che vanno da 0,9 a 0,99: sono tutti meno densi del nostro pianeta. Questo sistema planetario alieno è molto diverso dal nostro sistema solare, dove le densità medie diminuiscono all’aumentare della distanza dal Sole. In media, la differenza di densità tra i pianeti di Trappist-1 e la Terra e Venere è circa l’8 per cento: un valore piccolo, ma significativo su scala planetaria. Un modo per spiegare perché i pianeti di Trappist-1 siano meno densi del nostro pianeta è che abbiano una composizione chimica simile alla Terra, ma con una percentuale inferiore di ferro: il 21 per cento rispetto al 32 per cento terrestre. In alternativa potrebbero essere più ricchi di elementi leggeri. Ad esempio, tutto il ferro nei pianeti di Trappist-1 potrebbe essere legato con l’ossigeno formando ossido di ferro, ossia ruggine. L’ossigeno aggiuntivo ridurrebbe la densità dei pianeti. Se la bassa densità dei pianeti di Trappist-1 fosse causata interamente da ferro ossidato, i pianeti dovrebbero essere arrugginiti dappertutto e non potrebbero avere nuclei di ferro solidi. Oppure la struttura interna dei pianeti potrebbe essere del tutto simile alla Terra, ma con uno strato di acqua superficiale in grado di ridurre la densità media. In questo scenario la percentuale d’acqua presente andrebbe dal 3 per cento al 6 per cento della massa del pianeta. Le densità più basse dei pianeti ‘d’, ‘f’, ‘g’ e ‘h’ consentirebbero una quantità d’acqua da due a tre volte superiore rispetto ai pianeti ‘b’, ‘c’ ed ‘e’. Per questa semplice stima è stato assunto uno strato d’acqua con una temperatura superficiale di 27 °C alla pressione di 1 bar. Una quantità di acqua più elevata per tre dei quattro pianeti esterni potrebbe essere un indizio che si sono formati oltre la linea di condensazione dell’acqua, che per Trappist-1 si trova a 0,025 Au (3,75 milioni di km) dalla stella. I pianeti ‘e’, ‘f’, ‘g’ sono anche all’interno della zona di abitabilità della nana rossa, ossia si trovano in quel range di distanze che permette di avere acqua liquida in superficie. Questo non vuol dire che siano oasi di vita aliene. Prima di tutto perché per avere la temperatura atta a mantenere l’acqua liquida in superficie devono essere anche dotati di un’opportuna atmosfera (e non sappiamo nemmeno se esiste), e secondo perché l’energia che arriva dalla stella cade praticamente tutta nell’infrarosso e non è detto che questo sia sufficiente per dare inizio al ciclo della vita in un ipotetico oceano. Media Inaf

Com’è profondo il mare di Titano

Distante dal Sole circa un miliardo e mezzo di km, Titano – gelido satellite naturale di Saturno – si presenta avvolto da una foschia dorata di azoto gassoso. Tuttavia, secondo la Nasa, sbirciando attraverso le sue fitte nuvole il paesaggio lunare di Titano non apparirebbe così dissimile da quello della Terra, con fiumi, laghi e mari. Non di acqua, però, ma di metano liquido. Già da qualche anno i ricercatori hanno stimato le profondità di questi mari di idrocarburi – analizzando i dati prodotti dall’altimetro radar della sonda Cassini, acquisiti prima della fine della missione, nel 2017 – ad eccezione di quella del più grande di tutti: il Kraken Mare, dove è raccolto circa l’80 per cento dei liquidi superficiali di Titano. Ora una nuova analisi (i cui risultati sono stati pubblicati il 4 dicembre scorso sul Journal of Geophysical Research), tenendo conto della differenza fra i tempi di ritorno delle onde radar rimbalzate dalla superficie e dal fondo del mare, nonché della quantità di energia assorbita dal liquido, è riuscita a stabilire che la profondità – nella regione centrale – deve superare i 300 metri, e che il liquido è compatibile con un cocktail di metano, azoto ed etano. Media Inaf ha raggiunto Valerio Poggiali, primo autore dello studio. Giovane ingegnere delle telecomunicazioni originario di Ostia (Roma), Poggiali è da sempre appassionato di spazio, e da quattro anni è ricercatore al Center for Astrophysics and Planetary Science della Cornell University, a Ithaca (New York).

Per certi aspetti Titano sembra somigliare molto alla Terra. Quali sono, secondo lei, le caratteristiche più interessanti di questo mondo?

«Sono felice che abbia usato il temine ‘mondo’ per indicarlo. Quando sento dire, giustamente, che Titano è soltanto una luna di Saturno mi dispiace un po’. A mio avviso, Titano è di gran lunga il corpo celeste più interessante del sistema solare dopo il nostro pianeta. Il raggio di Titano è maggiore di quello del pianeta Mercurio ed è l’unica luna a possedere un’atmosfera. La temperatura sulla superficie della Terra oscilla intorno al punto triplo dell’acqua (0 °C) ed è per questo che troviamo questo elemento in tutti e tre i suoi stati fondamentali: solido, liquido e gassoso. La temperatura della superficie  di Titano è di -182 °C, ossia il punto triplo del metano, che si trova in abbondanza nella sua atmosfera e sulla sua superficie in tutti e tre i suoi stati fondamentali. Le molecole del metano, distrutte dai raggi ultravioletti del Sole, vanno poi a produrre una miriade di altre sostanze simili: etano, butano, propano, eccetera. Questi elementi piovono sulla superficie come pioggia, scorrono in fiumi e riempiono laghi e mari. Corpi liquidi che si trovano oggi limitatamente ai poli di Titano – Kraken, Ligeia, Punga Mare al nord, e Ontario Lacus al sud – e abbiamo scoperto essere fatti di azoto (componente principale dell’atmosfera come sul nostro pianeta), metano ed etano».

Un po’ come accade per il ciclo dell’acqua sulla Terra…

«Diciamo che l’etano si comporta un pochino come il sale nei nostri mari, che si può trovare in diverse concentrazioni in giro per il mondo. Un altro aspetto strabiliante di Titano sono gli altri suoi “mari”, questa volta fatti di “sabbia” che avvolgono tutto il suo equatore da -30° a +30° di latitudine, interrotti solo dalla regione di Xanadu. Una sabbia speciale composta da granelli di ghiaccio e plastica».

Come siete riusciti a ottenere tutti questi dati?

«Tutti questi dati sono stati raccolti dalla sonda Cassini, e in particolare dal suo radar. La missione Cassini nasce all’inizio degli anni Novanta dalla collaborazione di Asi, Esa e Nasa. Oserei dire che il radar di Cassini è il figlio della mente geniale di due uomini in particolare: Charles Elachi, ex direttore del Nasa/Jpl, e Giovanni Picardi della Sapienza Università di Roma, il maggior esperto di radar che il nostro Paese abbia mai avuto, e che ha speso tanti anni nella ricerca dell’acqua su Marte con il suo radar Marsis, che ancora oggi osserva il Pianeta rosso a bordo della sonda Mars Express. Picardi ci ha lasciato da pochi anni, ma per mia fortuna ho potuto conoscerlo presso il laboratorio radar del Dipartimento di ingegneria dell’informazione, elettronica e telecomunicazioni della Sapienza insieme anche ad altri grandi scienziati, come Roberto Seu e Marco Mastrogiuseppe, che mi hanno seguito durante la mia tesi di dottorato sul radar altimetro di Cassini e mi hanno permesso di sviluppare quella serie di conoscenze che oggi mi permettono di iniziare a capire un po’ meglio come funziona questo tipo di strumento».

Dunque, là dove i sensori ottici non riescono ad arrivare, le radiofrequenze possono rivelarsi un valido supporto per la ricerca…

«Il radar è assolutamente essenziale per lo studio di quelle superfici terrestri e planetarie, come quella di Titano, coperte costantemente da nuvole o foschie, permettendone la descrizione in termini di composizione e rugosità. Per il nostro studio dei mari di Titano abbiamo puntato il radar perpendicolarmente alla superficie e abbiamo mandato un segnale. Ci siamo poi messi in attesa del suo ritorno per osservare come ne era cambiata la forma e l’intensità. Quello che abbiamo ricevuto è stata una prima riflessione dalla superficie del mare e una seconda dal fondo. Misurando il tempo di ritardo fra i due segnali siamo stati in grado di dire quanto profondo fosse il mare e dall’attenuazione del secondo di essi abbiamo potuto stimare la composizione del mezzo liquido attraversato. Dunque, mentre nella baia del Kraken Mare – chiamata Moray Sinus – abbiamo ricevuto un segnale da 85 m di profondità e abbiamo rilevato una composizione di 70 per cento di metano, 16 per cento di azoto, and 14 per cento di etano, nella parte centrale del Kraken Mare non abbiamo ricevuto alcun segnale, segno che il mare era troppo profondo o il liquido troppo assorbente. Quindi, ipotizzando che la composizione sia simile fra questi due bracci di mare contigui, abbiamo potuto concludere che la parte centrale del Kraken Mare deve essere più profonda di 100 m e probabilmente più profonda di 300 m».

Perché è importante comprendere le caratteristiche del più grande mare di Titano?

«Comprendere le caratteristiche del Kraken Mare e del Moray Sinus è importante perché ci permette di stabilire quante e quali sostanze siano presenti sulla superficie e ci permette di capire meglio l’idrologia del metano su Titano».

Ci sono degli aspetti che restano ancora irrisolti?

«Ad oggi non sappiamo dove finisca tutto l’etano che si forma nell’atmosfera in grandi quantità dalla distruzione del metano. Forse sotto la superficie? Non lo sappiamo. Oppure ancora, cosa permette al metano di rigenerarsi continuamente da milioni di anni senza esaurirsi mai? Un altro mistero. Speriamo che Dragonfly, la nuova missione proposta dalla Nasa, ci aiuti a capire qualcosa di più».

Dragonfly sorvolerà il suolo di Titano come un drone. Pensa che in futuro sarà possibile anche esplorarne gli abissi? 

«Sono sicuro che nel futuro saremo in grado di inviare un sottomarino con strumenti quali una macchina fotografica, un sonar, uno spettrometro di massa e una piccola stazione meteorologica (vento, temperatura, umidità relativa). Per ora sono state proposte solamente delle sonde marine (praticamente delle boe dotate di strumentazione) e prevedo che i veri e propri sottomarini rappresenteranno la prossima generazione di proposte, dato che per ora sono ancora soltanto dei concetti avanzati in fase di sviluppo e, di fatto, non sono ancora pronti per essere proposti». Media Inaf

Il cielo di febbraio a caccia Tau Canis Majoris

Puntando lo sguardo verso sud, in queste sere di febbraio, possiamo provare a individuare un giovane ammasso di stelle, denominato Ngc 2362 o Ammasso di Tau Canis Majoris. L’ammasso si trova appunto in direzione della costellazione del Cane Maggiore ed è dominato dalla stella multipla Tau che appartiene a questo asterismo, la cui componente principale è una supergigante blu alcune decine di volte più massiccia del Sole. Data la sua luminosità, per individuare le altre stelle dell’ammasso, molto meno brillanti, è necessario un buon binocolo o, meglio , un piccolo telescopio. L’ammasso dista da noi circa 4500 anni luce e si è formato non più di cinque milioni di anni fa da una gigantesca nube molecolare, i cui resti sono ancora identificabili soprattutto nella regione orientale dell’ammasso. Ma oltre questo ammasso, il cielo di febbraio a molto altro da offrirci. Per saperne di più su pianeti, costellazioni e congiunzioni visibili questo mese, nuvole permettendo, non vi resta che guardare il video preparato sul sito Media Inaf.