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Astronomia

Einstein Probe: rivelata la complessità dei flash di raggi X nell’evento EP241021a

By ScientifiCult 3 Ottobre 2025

EINSTEIN PROBE: RIVELATA LA COMPLESSITÀ DEI FLASH DI RAGGI X NELL’EVENTO EP241021a

Un team di ricerca, con la guida e il contributo fondamentale dell’Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF), ha di recente analizzato nel dettaglio l’evento EP241021a, una sorgente di raggi X nota come flash di raggi X (X-Ray Flash o XRF) scoperta il 21 ottobre 2024 dalla missione cinese Einstein Probe. La ricerca, frutto di un’imponente campagna osservativa multibanda accettata per la pubblicazione sulla rivista Astronomy & Astrophysics, getta nuova luce sull’origine e la natura di questi misteriosi e fugaci transienti cosmici, storicamente legati ai più noti lampi di raggi gamma (Gamma Ray Burst o GRB).

“Cugini” dei transienti veloci di raggi X (FXRT, dall’inglese fast X-ray transient), gli XRF sono brevissime esplosioni di raggi X, con durata che varia dai 10 secondi ai 10 minuti, prodotte da sorgenti extragalattiche. Identificati nei primi anni ’90 dal satellite italo-olandese BeppoSAX, questi eventi condividono molte caratteristiche con i lampi di raggi gamma, ma si differenziano per spettri più “soffici” e un picco energetico meno intenso. Lo strumento Wide-field X-ray Telescope (WXT) a bordo del satellite Einstein Probe, caratterizzato da una capacità unica di osservazione di vaste regioni del cielo in raggi X ad alta sensibilità, ha permesso di rivelare nuovi flash di raggi X e di studiarne in modo accurato la complessa emissione.

Un disegno dello scenario proposto dal team di ricerca per EP241021a. A piccoli angoli polari viene prodotto un getto relativistico con un nucleo e ali ampie, mentre a grandi angoli polari il getto è circondato da un bozzolo strutturato. La linea di vista dell’osservatore si trova all’interno delle ali del getto. Crediti: G. Gianfagna (INAF) / A&A 2025

EP241021a si distingue per la ricchezza delle sue componenti. Giulia Gianfagna, prima autrice dell’articolo e assegnista di ricerca presso l’INAF di Roma, spiega:

“EP241021a è probabilmente l’XRF scoperto dall’Einstein Probe che presenta nella sua emissione il maggior numero di componenti, e, di conseguenza, un grado di complessità nell’interpretazione fisica non indifferente. Ma, per lo stesso motivo, è l’evento che più dà informazioni sulla famiglia di questi oggetti”.

L’evento transiente presenta, infatti, la caratterizzazione di un getto strutturato che si evolve rapidamente e un ambiente stellare denso che ne modella la forma e la dinamica. Dopo l’emissione nei raggi X scoperta da Einstein Probe, osservazioni nel visibile e soprattutto nelle frequenze radio e millimetriche, grazie all’utilizzo di telescopi e network come ALMA, uGMRT, e-MERLIN e ATCA, hanno permesso di identificare le peculiarità.

“Tutte le componenti – dice Gianfagna – sono consistenti con il collasso di una stella massiccia: subito dopo il collasso, si è creato un sistema formato da un getto centrale stretto ed energetico (detto nucleo o core), circondato da ‘ali’ a più basse energie e meno veloci. Circonda le ali un ‘bozzolo’ sferico (detto cocoon), composto a sua volta da due componenti concentriche, con velocità che diminuisce verso l’esterno. L’emissione dei raggi gamma, quindi il lampo di raggi gamma, viene prodotta dal core del getto”.

Questa emissione gamma non è però visibile in quanto il getto punta lontano dalla Terra.

Einstein Probe: rivelata la complessità dei flash di raggi X nell’evento EP241021a; lo studio accettato su Astronomy & Astrophysics. Rappresentazione artistica del telescopio spaziale Einstein Probe. Crediti: Chinese Academy of Sciences

Tali osservazioni sono un modello unificato secondo cui i flash di raggi X sono varianti dei lampi di raggi gamma, viste da angolazioni diverse o influenzate da condizioni ambientali peculiari, come la densità e la struttura del materiale espulso dalla stella progenitrice. EP241021a è inoltre il primo caso in cui tutte queste componenti si osservano simultaneamente con tale dettaglio.

“Terminata la missione BeppoSAX all’inizio degli anni 2000”, commenta Luigi Piro, dirigente di ricerca INAF e coautore dello studio, “osservare questi transienti è diventato molto più difficile a causa del ridotto campo di vista degli strumenti attivi. Einstein Probe, lanciato nel gennaio 2024, ha riportato in orbita un rilevatore con un ampio campo visivo e una sensibilità superiore. La capacità di osservare porzioni così ampie di cielo ci ha permesso, finalmente, di ricominciare a scoprire nuovi flash di raggi X”.

Gianfagna conclude: “Dimostrare che questo flash di raggi X può essere modellizzato come un lampo di raggi gamma, probabilmente con delle caratteristiche particolari, in un contesto più ampio porterebbe ad avere un’idea più chiara su come muoiono le stelle massicce e cosa producono dopo la loro morte”.

Lo studio in questione è il primo guidato da ricercatrici e ricercatori europei sull’analisi di eventi XRF con dati provenienti da Einstein Probe, segnando una tappa fondamentale nella collaborazione internazionale e nello studio delle esplosioni cosmiche.

Riferimenti bibliografici:

L’articolo di Giulia Gianfagna, Luigi Piro, Gabriele Bruni, Aishwarya Linesh Thakur, Hendrik Van Eerten, Alberto Castro-Tirado, Yong Chen, Ye-hao Cheng, Han He, Shumei Jia, Zhixing Ling, Elisabetta Maiorano, Rosita Paladino, Roberta Tripodi, Andrea Rossi, Shuaikang Yang, Jianghui Yuan, Weimin Yuan, Chen Zhang, “The soft X-ray transient EP241021A: a cosmic explosion with a complex off-axis jet and cocoon from a massive progenitor”, è stato accettato per la pubblicazione sulla rivista Astronomy & Astrophysics.

Testo e immagini dall’Ufficio Stampa Istituto Nazionale di Astrofisica – INAF

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Astronomia

Il progetto Rosetta Stone, per studiare la formazione stellare

By ScientifiCult 1 Settembre 2025

UNA “STELE DI ROSETTA”, IL PROGETTO ROSETTA STONE PER STUDIARE LA FORMAZIONE STELLARE

Coordinato dall’Istituto Nazionale di Astrofisica e sostenuto dall’European Research Council, il progetto Rosetta Stone propone un confronto senza precedenti tra simulazioni numeriche e osservazioni astronomiche nello studio della formazione stellare. I primi tre articoli, pubblicati su Astronomy & Astrophysics, mostrano come le simulazioni possano essere trattate come vere osservazioni per analizzare con maggiore precisione i processi che portano alla nascita delle stelle.

Questa sequenza mostra come una regione di formazione stellare simulata (a sinistra) sia trasformata passo dopo passo per ottenere immagini sempre più simili a quelle reali osservate dai telescopi millimetrici. Dall’immagine al computer dei “semi” delle protostelle (stelle), passando per la simulazione dell’emissione della polvere, fino a una mappa praticamente indistinguibile da un’osservazione astronomica. L’ultimo pannello mostra l’identificazione delle nuove stelle nascenti, così come le vedremmo con i nostri strumenti. Sommando tutti i parametri esplorati dal progetto Rosetta Stone, sono state prodotte più di 700 mappe analizzate e post-processate come in questo esempio. Crediti: A. Nucara/Progetto Rosetta Stone

Le immagini mostrano dall’alto in basso la densità di gas, la velocità media e la temperatura di una nube che dà origine a stelle, osservate in tre diverse fasi evolutive. L’efficienza di formazione stellare (SFE) indica quanto gas si è trasformato in protostelle (segnate dai simboli in alto). Crediti: Ugo Lebreuilly/Progetto Rosetta Stone

Immagine ingrandita di una delle simulazioni mostrate nell’immagine precedente. Si possono notare diverse strutture filamentose che ospitano i semi di formazione stellare e che si muovono convergendo verso i centri di attrazione gravitazionale maggiore. Crediti: Ugo Lebreuilly

Il progetto Rosetta Stone, coordinato dall’Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) e finanziato dall’European Research Council nell’ambito del Synergy Grant ECOGAL, rivoluziona lo studio della formazione stellare con un approccio innovativo e senza precedenti. Per la prima volta in questo campo, simulazioni numeriche sofisticate e osservazioni astronomiche vengono trattate con gli stessi metodi e algoritmi, creando un linguaggio comune che consente un confronto diretto e preciso tra teoria e realtà.

Link al progetto: https://www.the-rosetta-stone-project.eu/

La nascita delle stelle, un processo complesso e ancora poco compreso, viene così analizzata grazie a tre articoli appena pubblicati sulla rivista Astronomy & Astrophysics, che illustrano come le simulazioni possano essere “post-processate” per replicare fedelmente le immagini e le osservazioni reali ottenute con strumenti di punta come l’Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA).

Il primo articolo (guidato da Ugo Lebreuilly dell’Università di Parigi-Saclay) presenta una vasta gamma di simulazioni magneto-idrodinamiche (RMHD) di regioni di formazione stellare massiva, in cui sono stati variati parametri chiave come massa, raggio, livello di turbolenza e intensità del campo magnetico. Il secondo studio (con prima firma Ngo-Duy Tung dell’Università di Parigi-Saclay) si concentra sulla generazione di immagini artificiali e “ideali” nella banda delle onde millimetriche e sub-millimetriche, simili a quelle ottenute da ALMA e dal satellite Herschel. Nel terzo lavoro (questa volta a prima firma Alice Nucara di INAF), un codice ad hoc sviluppato all’interno del software CASA ha permesso di creare simulazioni di osservazioni ALMA estremamente realistiche, basate sui dati della survey SQUALO (Star formation in QUiescent And Luminous Objects).

Alessio Traficante, ricercatore INAF e coordinatore del progetto, afferma: “Per la prima volta, grazie al progetto Rosetta Stone, è possibile estrarre informazioni dalle simulazioni trattate con le stesse tecniche e gli stessi algoritmi usati per le osservazioni, permettendo di verificare se le informazioni che deduciamo dalle osservazioni hanno un riscontro nelle simulazioni e viceversa, con un’accuratezza nel confronto mai ottenuta prima nel campo della formazione stellare. È possibile infatti dedurre se effettivamente i parametri chiave osservativi, come il rapporto tra la luminosità e la massa, riflettano caratteristiche chiave degli addensamenti di gas e polveri come età ed efficienza di formazione stellare, e misurare l’effetto di fattori non osservabili direttamente, come l’intensità del campo magnetico”.

La prima versione del progetto, chiamata Rosetta Stone 1.0, è solo il punto di partenza. Sono già in preparazione le successive due nuove fasi: RS2.0, che includerà simulazioni di dati ALMA relativi alla survey ALMAGAL che includono una fisica più ampia e complessa, e RS3.0, focalizzata sullo studio della chimica delle regioni di formazione stellare e sull’analisi delle righe spettrali necessarie per tracciare la dinamica e l’evoluzione chimica di queste zone.

“Il progetto è il culmine di tre anni di lavoro, milioni di ore di calcolo su supercomputer, la produzione di centinaia di mappe e una stretta collaborazione tra gruppi teorici e osservativi. Con questo approccio innovativo, il progetto Rosetta Stone inaugura un nuovo modo di studiare la nascita delle stelle, rendendo possibile per la prima volta un confronto realmente diretto tra simulazione e osservazione”, conclude Traficante.

Riferimenti bibliografici:

L’articolo “The Rosetta Stone Project. I. A suite of radiative magnetohydrodynamics simulations of high-mass star-forming clumps”, di Ugo Lebreuilly, Alessio Traficante et al., è stato accettato per la pubblicazione sulla rivista Astronomy & Astrophysics.

L’articolo “The Rosetta Stone Project. II. The correlation between star formation efficiency and L/M indicator for the evolutionary stages of star-forming clumps in post-processed radiative magnetohydrodynamics simulations”, di Ngo-Duy Tung, Alessio Traficante et al., è stato accettato per la pubblicazione sulla rivista Astronomy & Astrophysics.

L’articolo “The Rosetta Stone project. III. ALMA synthetic observations of fragmentation in high-mass star-forming clumps”, di Alice Nucara, Alessio Traficante et al., è stato accettato per la pubblicazione sulla rivista Astronomy & Astrophysics.

Testo e immagini dall’Ufficio Stampa Istituto Nazionale di Astrofisica – INAF

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Astronomia

Calvera: una pulsar a oltre 6500 anni luce sopra il piano della Via Lattea

By ScientifiCult 29 Agosto 2025

CALVERA È ESPLOSA DOVE NON DOVEVA: UNA PULSAR “IN FUGA” SFIDA LE REGOLE DELLA VIA LATTEA

Un’esplosione stellare, una pulsar in fuga e un resto di supernova: è la storia di Calvera, un sistema scoperto a oltre 6500 anni luce sopra il piano galattico, che sta mettendo in discussione ciò che sappiamo sull’evoluzione delle stelle. A raccontarla è un team di ricerca dell’INAF in uno studio pubblicato sulla rivista Astronomy & Astrophysics.

Immagine nei raggi X della stella di neutroni Calvera, indicata dal cerchio giallo, e della regione di emissione diffusa oggetto di studio di questo articolo, identificata dall'ellisse bianca. Il materiale responsabile dell'emissione osservata ha una temperatura compresa tra 1 e 10 milioni di gradi Celsius. Crediti: E. Greco, INAF — Immagine nei raggi X della stella di neutroni Calvera, indicata dal cerchio giallo, e della regione di emissione diffusa oggetto di studio di questo articolo, identificata dall’ellisse bianca. Il materiale responsabile dell’emissione osservata ha una temperatura compresa tra 1 e 10 milioni di gradi Celsius. Crediti: E. Greco, INAF

Un gruppo di ricerca guidato dall’Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) e dell’Università degli Studi di Palermo ha approfondito lo studio di un sistema unico nel suo genere: una pulsar e un resto di supernova situati a oltre 6500 anni luce sopra il piano della nostra galassia, la Via Lattea, in una zona finora considerata estremamente rarefatta e quasi priva di oggetti di questo tipo. Grazie a nuove osservazioni e analisi, pubblicate sulla rivista Astronomy & Astrophysics, la ricerca sfida l’idea che queste regioni periferiche della galassia siano poco attive dal punto di vista energetico, offrendo nuovi importanti spunti sull’origine e l’evoluzione delle stelle massicce.

A oltre 6500 anni luce sopra il piano della Via Lattea, dove la densità di stelle si dirada e il vuoto interstellare domina, un sistema estremo sfida le regole dell’evoluzione stellare. È lì che è stato identificato un raro resto di supernova associato a una pulsar in fuga, nota con il nome di Calvera, un omaggio all’antagonista del film “I Magnifici 7”, film western del 1960 diretto da John Sturges. Come il suo omonimo cinematografico, Calvera si muove ai margini, fuori dalle regole, e sta riscrivendo ciò che sappiamo sulla vita e la morte delle stelle massicce nelle regioni più estreme della nostra galassia.

La storia del resto di supernova di Calvera inizia nel 2022, quando grazie allo strumento LOFAR – un network europeo di radiotelescopi progettato per osservare il cielo a basse frequenze – viene individuata una struttura estesa e quasi perfettamente circolare, interpretabile come un resto di supernova. Si trova a circa 37 gradi di latitudine galattica, molto lontano dal piano della galassia, dove solitamente si concentrano le esplosioni stellari. A pochi arcominuti di distanza, una pulsar già nota agli astronomi per la sua intensa emissione nei raggi X e battezzata anch’essa Calvera, si presenta come potenziale compagna del resto di supernova. Tuttavia, la sua traiettoria mostra un moto proprio molto marcato, circa 78 milliarcosecondi all’anno, che suggerisce che si stia allontanando dal centro dell’esplosione. Il quadro che emerge è quello di un legame fisico tra i due oggetti: una stella massiccia esplosa migliaia di anni fa, che ha lasciato dietro di sé un guscio di gas in espansione e una stella di neutroni in fuga.

Per ricostruire questa storia cosmica, un team guidato da Emanuele Greco dell’INAF ha analizzato osservazioni dettagliate nella banda dei raggi X ottenute con il satellite XMM-Newton dell’Agenzia Spaziale Europea. Le proprietà del gas caldo all’interno del resto di supernova, combinate con il moto della pulsar e le informazioni multi-banda raccolte da diversi strumenti, hanno permesso di stimare età e distanza del sistema. Le analisi indicano che il resto di supernova si trova a una distanza compresa tra 13.000 e 16.500 anni luce, e che ha un’età tra i 10.000 e i 20.000 anni. Dati perfettamente compatibili con quelli della pulsar, che rafforzano l’ipotesi di un’origine comune.

“Le stelle massicce – cioè almeno otto volte più grandi del Sole – si formano quasi esclusivamente sul piano galattico, dove la densità del gas è più alta e favorisce la nascita stellare”, spiega Greco. “Trovarne i resti a simili distanze dal piano è estremamente raro. La nostra analisi ha permesso di stimare con maggiore precisione la distanza, l’età e perfino le caratteristiche della possibile stella progenitrice che ha originato sia la pulsar Calvera che il suo resto di supernova”.

A rendere il quadro ancora più interessante è il fatto che il sistema si trovi in un ambiente molto diverso da quello tipico del piano galattico. L’emissione di raggi gamma rilevata nel sistema proviene, infatti, da un ambiente estremamente rarefatto, lontano dalle regioni dense del piano galattico. Tradizionalmente si pensa che per attivare uno dei principali meccanismi di produzione della radiazione gamma siano necessarie elevate densità di particelle, soprattutto di protoni. Questo risultato, invece, mostra che anche nelle “periferie” della galassia, considerate per lo più “vuote”, possono esistere le condizioni sufficienti ad attivare meccanismi energetici intensi, capaci di produrre emissione gamma in modo efficiente.

“Grazie ai telescopi spaziali come XMM-Newton e Fermi/LAT, e a strumenti terrestri come il Telescopio Nazionale Galileo, possiamo analizzare i resti di supernova e le pulsar in diverse bande dello spettro elettromagnetico”, prosegue Greco. “Nel caso di Calvera, abbiamo mostrato che anche in ambienti rarefatti può esserci emissione di plasma a milioni di gradi, se l’onda d’urto dell’esplosione incontra addensamenti locali. Questi addensamenti, a loro volta, raccontano qualcosa sulla storia evolutiva della stella che è esplosa”.

Il lavoro nasce dalla collaborazione tra le sedi INAF di Palermo e Milano, che hanno unito competenze complementari: da un lato lo studio degli oggetti compatti come le pulsar, dall’altro l’analisi delle strutture diffuse associate ai resti di supernova. Le osservazioni effettuate con il Telescopio Nazionale Galileo mostrano la presenza di filamenti di idrogeno ionizzato, mentre nei raggi X si evidenzia una struttura estesa ma compatta, coerente con l’impatto dell’onda d’urto sui materiali presenti nell’ambiente e rilasciati dalla stella progenitrice di Calvera. Questo indica che la zona, seppur remota, può presentare localmente degli addensamenti di materia, al contrario di quanto si assume per le regioni ad alta latitudine galattica.

La scoperta – e il legame tra la pulsar Calvera e il suo resto di supernova – dimostrano che anche lontano dal piano galattico possono trovarsi, in modo del tutto inatteso, stelle massicce. Alcune di queste riescono a sfuggire al loro luogo di origine e a esplodere come supernovae in regioni remote della Galassia, lasciando dietro di sé una nube di gas in espansione e un oggetto compatto come una stella di neutroni.

“Il nostro studio mostra che anche le zone più tranquille e apparentemente vuote della galassia possono nascondere processi estremi”, conclude Greco. “Non solo abbiamo vincolato le proprietà fisiche del sistema Calvera con precisione, ma abbiamo anche dimostrato che, localmente, è possibile trovare densità sufficienti a generare emissioni X e gamma anche molto lontano dal piano galattico. Una scoperta che ci invita a guardare con occhi nuovi alle periferie della Via Lattea”.

Emanuele Greco, ricercatore INAF presso la sede di Palermo

Riferimenti bibliografici:

L’articolo “Multi-wavelength study of the high Galactic latitude supernova remnant candidate G118.4+37.0 associated with the Calvera pulsar”, di Emanuele Greco et al., è stato pubblicato su Astronomy & Astrophysics.

Testo e immagini dall’Ufficio Stampa dell’Istituto Nazionale di Astrofisica – INAF

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Astronomia

TOI-5800 b, TOI-5817 b e TOI-5795 b: tre esopianeti nettuniani caldi rivelano nuovi indizi sulla formazione dei sistemi planetari

By ScientifiCult 26 Agosto 2025

TOI-5800 b, TOI-5817 b E TOI-5795 b: TRE ESOPIANETI NETTUNIANI CALDI RIVELANO NUOVI INDIZI SULLA FORMAZIONE DEI SISTEMI PLANETARI

Un team internazionale guidato da ricercatori dell’Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) e dell’Università di Roma Tor Vergata ha confermato e caratterizzato tre nuovi esopianeti della categoria “Nettuniani caldi” — pianeti extrasolari con dimensioni e masse simili a quelle di Urano e Nettuno ma che si muovono intorno alle loro stelle su orbite molto più strette (pochi giorni invece di un centinaio di anni). Le scoperte sono state rese possibili grazie al programma Hot Neptune Initiative (HONEI) e alle misure di alta precisione effettuate con gli spettrografi HARPS all’Osservatorio La Silla dell’ESO in Cile e HARPS-N installato sul Telescopio Nazionale Galileo dell’INAF nelle Canarie, in Spagna, integrando i dati raccolti dal telescopio spaziale TESS della NASA.

Rappresentazione artistica di TOI-5800 b, l’esopianeta più eccentrico mai osservato all’interno del cosiddetto “deserto dei Nettuniani caldi”. Crediti: INAF

Tra i tre pianeti spicca TOI-5800 b, il nettuniano più eccentrico mai osservato all’interno del cosiddetto “deserto dei Nettuniani caldi” — una regione dello spazio dove si riscontra una marcata scarsità di pianeti di dimensioni simili a quelle di Nettuno ma su orbite molto vicine alle proprie stelle, scarsità che può essere causata da diversi fenomeni, come la “migrazione planetaria”, in cui l’orbita dei pianeti viene modificata, l’evaporazione atmosferica che porta a una diminuzione delle loro dimensioni o l’interazione gravitazionale con altri corpi relativamente vicini. In particolare, questa “zona desertica” comprende pianeti con raggi da circa 3 a 7 volte quelli terrestri e periodi orbitali inferiori a pochi giorni.

Nato da una collaborazione tra ricercatori italiani e statunitensi, il programma HONEI ha come obiettivo quello di scoprire e misurare con grande precisione le masse e le altre proprietà fisiche e orbitali dei candidati “Nettuniani caldi” identificati dal satellite TESS. Tali misure permettono di selezionare i migliori target da puntare con i telescopi di nuova generazione come il James Webb Space Telescope, per determinare la composizione chimica delle atmosfere di questi pianeti. La capacità di misurare le masse con strumenti di alta precisione consente di confermare la natura planetaria di questi corpi e di valutare la loro evoluzione dinamica e strutturale. I primi risultati del programma HONEI sono stati presentati per la prima volta in due articoli scientifici appena accettati per la pubblicazione sulla rivista Astronomy & Astrophysics.

Come spiega Luca Naponiello, primo autore del primo articolo, ex studente di dottorato all’università di Roma Tor Vergata, ora post-doc INAF e fondatore del programma HONEI,

“TOI-5800 b è un sub-Nettuno molto vicino alla propria stella, con un periodo orbitale di soli 2,6 giorni. Ha un raggio di circa 2,5 volte quello terrestre e una massa di circa 9,5 volte quella terrestre. Ciò che ne testimonia l’unicità è l’elevata eccentricità orbitale, inusuale per pianeti con orbite così strette che, per effetto delle forze mareali, di norma si ‘circolarizzano’ rapidamente. Questa eccentricità lascia ipotizzare che il pianeta sia ancora in fase di migrazione orbitale o influenzato gravitazionalmente da un altro corpo celeste nel sistema, ancora da individuare. Inoltre, TOI-5800 b si sta progressivamente avvicinando alla sua stella, perdendo momento angolare, e in futuro potrebbe stabilizzarsi in una regione ancora più interna del deserto dei Nettuniani caldi”.

TOI-5800 b, TOI-5817 b e TOI-5795 b: tre esopianeti nettuniani caldi rivelano nuovi indizi sulla formazione dei sistemi planetari. Rappresentazione artistica di un nettuniano caldo e della sua stella realizzata con software d’intelligenza artificiale. Crediti: INAF

Il secondo pianeta, classificato come TOI-5817 b, ha un’orbita più ampia di circa 15,6 giorni ed è ideale per studi atmosferici grazie alla luminosità della sua stella ospite.

In un secondo articolo del programma HONEI, con prima autrice Francesca Manni, dottoranda presso il dipartimento di Fisica dell’università di Roma Tor Vergata sotto la supervisione del professor Luigi Mancini, viene presentata la scoperta di TOI-5795 b, un “super-Nettuno caldo” in orbita con un periodo di 6,14 giorni attorno a una stella povera di metalli (ovvero di elementi più pesanti dell’idrogeno e dell’elio).

Francesca Manni spiega: “L’esopianeta è stato scoperto dal satellite TESS intorno alla stella TOI-5795, a circa 162 parsec (ossia circa 528 anni luce) dalla Terra. È stato poi osservato anche con lo spettrografo HARPS, per misurare le variazioni di velocità radiale e quindi stimare la massa del pianeta. La stella è un po’ più grande del Sole ma più povera di metalli. Il pianeta ha un’orbita molto stretta e circolare, e caratteristiche da ‘super-Nettuno caldo’, ovvero massa e raggio superiori a quelli di Nettuno, ma temperature elevate”.

E aggiunge: “Questo pianeta si inserisce al confine del deserto dei Nettuniani caldi e la sua orbita quasi circolare e la composizione stellare pongono sfide ai modelli di formazione planetaria attuali, suggerendo che dinamiche successive alla formazione abbiano modellato la sua configurazione attuale”.

Naponiello sottolinea: “Dopo la scoperta del pianeta ultra-denso TOI-1853 b, confermiamo l’interesse cruciale della comunità scientifica per il deserto dei Nettuniani caldi. Questi risultati gettano nuova luce sui processi di migrazione e perdita atmosferica, fondamentali per capire la formazione di questo tipo di mondi”.

Tali risultati, ottenuti mediante l’impiego di spettrografi di eccellenza gestiti con il coinvolgimento rilevante di INAF, pongono solide basi per il futuro studio delle atmosfere planetarie con il telescopio spaziale James Webb e con telescopi terrestri di nuova generazione come l’Extremely Large Telescope (ELT), e saranno fondamentali per comprendere la diversità dei sistemi planetari e la storia evolutiva del nostro stesso Sistema solare.

Riferimenti bibliografici:

L’articolo “The Hot-Neptune Initiative (HONEI). I. Two hot sub-Neptunes on a close-in eccentric orbit (TOI-5800b) and a farther-out circular orbit (TOI-5817b)”, di L. Naponiello et al., è stato accettato per la pubblicazione online sulla rivista Astronomy & Astrophysics.

L’articolo “The Hot Neptune Initiative (HONEI) II. TOI-5795 b: A hot super-Neptune orbiting a metal-poor star”, di F. Manni et al., è stato accettato per la pubblicazione online sulla rivista Astronomy & Astrophysics.

Testi e immagini dagli Uffici Stampa dell’Università degli Studi di Roma Tor Vergata e dell’Istituto Nazionale di Astrofisica – INAF

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Astronomia

Integral e l’origine del litio: scoperta firma del berillio-7 nell’esplosione della nova di V1369 Centauri

By ScientifiCult 27 Giugno 2025

INTEGRAL E IL MISTERO DELL’ORIGINE DEL LITIO: SCOPERTA LA TRACCIA DEL BERILLIO NELL’ESPLOSIONE DI UNA NOVA, QUELLA RELATIVA A V1369 CENTAURI

Per la prima volta, un team internazionale guidato dall’Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) ha rilevato direttamente, nei raggi gamma, la firma del Berillio-7 prodotta durante un’esplosione di nova. Poiché questo isotopo decade in Litio, la scoperta conferma il ruolo delle Novae come principale sorgente di Litio nella Via Lattea. Il risultato, ottenuto grazie ai dati del satellite INTEGRAL e pubblicato sulla rivista Astronomy & Astrophysics, contribuisce a risolvere un mistero astrofisico decennale.

Un team internazionale di astronomi a guida dell’Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) ha osservato direttamente per la prima volta la produzione di berillio-7 durante l’esplosione di una nova (dal latino stella nova, a indicare un nuovo astro apparso all’improvviso nel cielo). Il berillio-7 è un isotopo instabile che decade nel corso di circa 53 giorni, trasformandosi in un altro elemento, il litio: la sua identificazione rappresenta un passo decisivo verso la comprensione della genesi del litio nell’universo. La scoperta, basata su osservazioni del satellite INTEGRAL dell’Agenzia Spaziale Europea (ESA) e pubblicata sulla rivista Astronomy & Astrophysics, fornisce una prova diretta e indipendente del ruolo cruciale delle nove come “fabbriche di litio”, il terzo elemento più leggero della tavola periodica.

Il segnale osservato nei raggi gamma è associato all’esplosione della stella V1369 Centauri, registrata nel dicembre 2013. Grazie all’analisi dettagliata dei dati raccolti dallo spettrometro SPI, a bordo del satellite europeo, il gruppo di ricerca ha identificato una debole ma significativa emissione gamma con energia di 478 KeV, emessa dal berillio-7 prima del suo decadimento, e considerata la firma inequivocabile della presenza di questo elemento tra i prodotti dell’esplosione. Una volta terminato il processo di decadimento, tutto il berillio prodotto si trasformerà in litio, con un’abbondanza calcolata perfettamente compatibile con quella stimata dalle osservazioni ottiche della stessa nova effettuate nel 2015.

Una nova è un sistema binario in cui una nana bianca – il prodotto finale della vita di una stella come il Sole – sottrae idrogeno alla propria compagna, un’altra stella di piccola massa. Quando l’idrogeno si accumula sulla superficie della nana bianca, innesca una serie di reazioni termonucleari, provocando un’esplosione in grado di aumentare la luminosità del sistema fino a 100mila volte. Nonostante tempi evolutivi brevi, dell’ordine di giorni o settimane, questi eventi, che si verificano circa 30 volte l’anno nella Via Lattea, espellono quantità significative di gas, contribuendo all’evoluzione chimica della nostra galassia. L’origine del litio rappresenta da decenni un problema aperto dell’astrofisica. Sebbene sia noto che una piccola parte del litio presente nell’universo odierno si sia formata nei primi minuti dopo il Big Bang, l’abbondanza osservata nelle stelle più antiche della Via Lattea è molto più bassa di quanto previsto dai modelli cosmologici (enigma noto come il “problema del litio primordiale”), mentre quella nelle stelle giovani è sorprendentemente più alta (“problema del litio galattico”).

“Osservazioni ottiche precedenti avevano stimato la quantità tipica di berillio-7 prodotta dalle esplosioni di novae”, commenta Luca Izzo, primo autore dell’articolo e ricercatore INAF. “Inizialmente, la distanza stimata di V1369 Centauri rendeva improbabile la rilevazione della riga a 478 keV. Ma grazie al satellite Gaia, abbiamo scoperto che la nova era molto più vicina (circa 3200 anni luce) di quanto stimato in precedenza, rendendo possibile la rilevazione da parte di INTEGRAL. Analizzando i dati di INTEGRAL, raccolti circa 25 giorni dopo l’esplosione, abbiamo trovato un eccesso alla frequenza di 478 keV. Misure accurate dell’intensità di questa riga indicano una quantità di berillio-7 che, una volta decaduto in litio, risulta perfettamente coerente con l’abbondanza di litio misurata tramite osservazioni spettroscopiche nell’ottico e nel vicino ultravioletto, sia in questa nova che, più in generale, in altre novae in cui è stato rilevato litio”.

“Il problema dell’origine del litio ha sfidato gli astrofisici per decenni. Già cinquant’anni fa, teorici come Arnould, Norgaard e Starrfield ipotizzarono che le novae potessero essere la sua sorgente principale”, afferma Massimo della Valle, tra gli autori del lavoro e associato INAF. “Francesca D’Antona e Francesca Matteucci recepirono per prime questa intuizione nei loro modelli di evoluzione chimica della Via Lattea, mostrando che il contributo delle novae era essenziale. L’osservazione della riga a 478 keV è la prova dell’esistenza del berillio-7 negli inviluppi delle novae. Sebbene il rapporto segnale/rumore sia modesto, il fatto che l’emissione sia stata osservata in coincidenza temporale con l’esplosione della nova, esattamente all’energia prevista e con l’intensità attesa, rende altamente improbabile una coincidenza casuale, portando la significatività statistica ben oltre i 3 sigma”.

Grazie al satellite Integral, novità circa l’origine del litio: scoperta firma del berillio-7 nell’esplosione della nova di V1369 Centauri. Rappresentazione artistica di un sistema binario, progenitore di una nova classica, dove la componente primaria, una nana bianca, accresce materia da una compagna evoluta. Crediti: Nasa / ESA L. Hustak (STScI)

Per ulteriori informazioni:

L’articolo “Possible evidence for the 478 keV emission line from 7Be decay during the outburst phases of V1369 Cen”, di Izzo L., Siegert T., Jean P., Molaro P., Bonifacio P., Della Valle M. e Parsotan T., è stato pubblicato online sulla rivista Astronomy & Astrophysics.

Testo, video e immagine dall’Ufficio Stampa Istituto Nazionale di Astrofisica – INAF.

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Astronomia

Con LOFAR l’immagine più profonda e ad alta risoluzione di Abell 2255

By ScientifiCult 20 Giugno 2025

LOFAR SVELA FILAMENTI RADIO DI ORIGINE INCERTA: L’IMMAGINE PIÙ PROFONDA E AD ALTA RISOLUZIONE DELL’AMMASSO DI GALASSIE ABELL 2255

Un team internazionale di astrofisici guidato dall’Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) ha ottenuto l’immagine più profonda e ad alta risoluzione mai realizzata dell’ammasso di galassie Abell 2255, situato a circa 800 milioni di anni luce dalla Terra e caratterizzato da complesse strutture radio su molteplici scale. Lo studio, pubblicato su Astronomy & Astrophysics, ha permesso di osservare con dettaglio senza precedenti le principali radiogalassie dell’ammasso, generate da getti di particelle che viaggiano a velocità prossime a quella della luce ed espulsi da enormi buchi neri centrali, rivelando per la prima volta una rete intricata di filamenti sottili, emittenti radiazione non termica, la cui origine è ancora sconosciuta.

L'emissione radio della Original Tailed Radio Galaxy, osservata alla frequenza 144 MHz con una risoluzione angolare di 0,34 × 0,24 arcosecondi, mostra una struttura complessa e ricca di filamenti. Nell’angolo in alto a destra è mostrato un ingrandimento della regione centrata sulla galassia ospite, il cui nucleo è indicato con una croce rossa. Crediti: E. De Rubeis (Università di Bologna - INAF) et al. / A&A 2025 — L’emissione radio della Original Tailed Radio Galaxy, osservata alla frequenza 144 MHz con una risoluzione angolare di 0,34 × 0,24 arcosecondi, mostra una struttura complessa e ricca di filamenti. Nell’angolo in alto a destra è mostrato un ingrandimento della regione centrata sulla galassia ospite, il cui nucleo è indicato con una croce rossa. Crediti: E. De Rubeis (Università di Bologna – INAF) et al. / A&A 2025

Le nuove immagini sono state ottenute in modalità di interferometria a lunghissima base VLBI (o VLBI dall’inglese Very Long Baseline Interferometry) dalle stazioni internazionali del radiotelescopio europeo Low Frequency Array (LOFAR), la più estesa rete al mondo, attualmente operativa, per osservazioni radioastronomiche a bassa frequenza. Si tratta delle osservazioni più profonde mai realizzate con questa tecnica su un ammasso di galassie e hanno permesso di ricostruire la storia evolutiva delle radiogalassie, dalle prime fasi fino al loro spegnimento. Un risultato che apre nuove prospettive sullo studio dell’evoluzione di questi oggetti e delle complesse interazioni con il mezzo intergalattico turbolento in ambienti dinamici come Abell 2255.

Mappa LOFAR-VLBI della Original Tailed Radio Galaxy, con evidenziate in diversi colori le regioni utilizzate per analizzarne le principali caratteristiche morfologiche. Crediti: E. De Rubeis (Università di Bologna - INAF) et al. / A&A 2025 — Mappa LOFAR-VLBI della Original Tailed Radio Galaxy, con evidenziate in diversi colori le regioni utilizzate per analizzarne le principali caratteristiche morfologiche. Crediti: E. De Rubeis (Università di Bologna – INAF) et al. / A&A 2025

Grazie a 56 ore di osservazioni alla frequenza radio di 144 MHz, i ricercatori e le ricercatrici hanno ottenuto immagini profonde e con una risoluzione angolare fino a 0,3 arcosecondi: una combinazione eccezionale a queste frequenze, resa possibile dalla lunga esposizione e da tecniche interferometriche avanzate. Questo ha permesso di rivelare strutture filamentose estremamente allungate, con lunghezze comprese tra 260 mila e 360 mila anni luce — ovvero tre o quattro volte il diametro della Via Lattea — e spessori oltre dieci volte inferiori. Secondo i ricercatori questi filamenti potrebbero originarsi all’interno delle radiogalassie, per poi essere trascinati via da moti turbolenti fino a mescolarsi con il mezzo esterno.

L’attenzione si è concentrata in particolare sulla cosiddetta Original Tailed Radio Galaxy, una galassia radio dalla coda intricata e ricca di filamenti, mai osservata prima con un tale livello di dettaglio. Le nuove immagini rivelano inoltre dettagli inediti di altre radiogalassie all’interno dell’ammasso, come la Goldfish, la Beaver e l’Embryo, caratterizzate da morfologie distorte e lunghe code radio che si estendono per oltre 200 mila anni luce.

“Il nostro obiettivo principale era utilizzare LOFAR-VLBI per individuare eventuali filamenti nelle code delle radiogalassie di Abell 2255, al fine di studiarne le caratteristiche morfologiche e comprenderne l’origine”, spiega Emanuele De Rubeis, primo autore dello studio e dottorando al Dipartimento di Fisica e Astronomia “Augusto Righi” dell’Università di Bologna e l’INAF nella sede bolognese.

“Fenomeni di questo tipo emergono sempre più frequentemente grazie ai moderni interferometri, come i precursori del progetto SKA, e offrono preziose opportunità per indagare le proprietà magnetiche del gas caldo che permea l’ammasso e i meccanismi di accelerazione delle particelle”.

Questo lavoro è stato possibile grazie ai recenti sviluppi delle tecniche di calibrazione dei dati LOFAR-VLBI, in cui la comunità INAF gioca un ruolo di primo piano. Dal 2018 l’INAF è infatti parte integrante del consorzio LOFAR e il contributo dei suoi team di ricerca è stato determinante sia nell’analisi che nell’interpretazione dei dati. L’intera fase di analisi è stata condotta presso l’Istituto di Radioastronomia di Bologna, grazie alle ingenti risorse computazionali messe a disposizione dalle macchine dei cluster LOFAR e del sistema di calcolo ad alte prestazioni INAF-Pleiadi nel Centro di Calcolo dell’istituto bolognese.

De Rubeis aggiunge: “Abbiamo calibrato 56 ore di osservazioni, suddivise in sessioni notturne da circa 8 ore ciascuna. I dati grezzi di ogni notte pesano circa 4 terabyte, ma dopo la calibrazione il loro volume sale a 18–20 terabyte per un totale di circa 140 terabyte complessivi”.

È una mole di dati enorme per una osservazione di un campo singolo, tra le più vicine per scala a quelle previste per il progetto SKA.

“Ovviamente, calibrare i dati e ottenere immagini di qualità ha richiesto molti tentativi. Per elaborare completamente una singola notte e produrre le immagini di tutte le sorgenti, abbiamo impiegato in media circa un mese”.

“Questi risultati aprono la strada a nuove prospettive per lo studio non solo delle radiogalassie ma anche delle proprietà del gas che permea gli ammassi di galassie” conclude Marco Bondi primo ricercatore INAF a Bologna e secondo autore dello studio.

Questo lavoro rappresenta un primo passo verso un’indagine più ampia: un secondo articolo, già in preparazione, combinerà i dati di LOFAR con osservazioni a frequenze più elevate, ottenute con il Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT) in India e il Very Large Array (VLA) negli Stati Uniti, per analizzare l’indice spettrale e la polarizzazione delle strutture appena scoperte.

Per ulteriori informazioni:

Con oltre 25 mila antenne raggruppate in 51 stazioni distribuite in numerosi stati europei e concepito per catturare le onde radio alle frequenze più basse captabili da Terra, LOFAR è la più estesa rete per osservazioni radioastronomiche in bassa frequenza attualmente operativa. Alla fine del 2023 LOFAR è ufficialmente diventato una European Research Infrastructure Consortium (ERIC), di cui l’Italia – tramite l’INAF – è uno dei membri fondatori. Questo nuovo assetto rafforza il coordinamento scientifico e tecnico su scala europea, promuovendo una maggiore interoperabilità tra i nodi della rete e creando sinergie con altre grandi infrastrutture astronomiche di ricerca. L’INAF guida un consorzio nazionale e sta partecipando allo sviluppo della nuova generazione di dispositivi elettronici che equipaggeranno questo radiotelescopio diffuso sul territorio europeo. Il consorzio ha l’obiettivo di fornire agli scienziati italiani le condizioni per l’accesso e l’analisi dei dati di LOFAR, massimizzando l’impatto scientifico della ricerca. L’INAF gestisce, inoltre, l’infrastruttura computazionale nazionale per l’analisi dei dati LOFAR, distribuita in tre siti: Bologna, Trieste e Catania.

L’articolo “Revealing the intricacies of radio galaxies and filaments in the merging galaxy cluster Abell 2255. I. Insights from deep LOFAR-VLBI sub-arcsecond resolution images”, di E. De Rubeis, M. Bondi, A. Botteon, R. J. van Weeren, J. M. G. H. J. de Jong, L. Rudnick, G. Brunetti, K. Rajpurohit, C. Gheller, H. J. A. Röttgering, è stato accettato per la pubblicazione sulla rivista Astronomy & Astrophysics.

Testo e immagini dall’Ufficio Stampa Istituto Nazionale di Astrofisica – INAF

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Astronomia

Cefeo A HW2: ecco come si formano le protostelle massicce

By ScientifiCult 5 Maggio 2025

CEFEO A HW2: ECCO COME SI FORMANO LE PROTOSTELLE MASSICCE

Lo studio a guida INAF di Cefeo A HW2, una stella massiccia in formazione, mostra sorprendenti caratteristiche di questo oggetto celeste, avvolto da un enorme disco di polveri e gas in cui è stata individuata una forte concentrazione di ammoniaca calda. I risultati, pubblicati sulla rivista Astronomy & Astrophysics, non solo migliorano la nostra comprensione dei processi di formazione delle stelle più massicce, ma anche dei fenomeni legati all’ evoluzione galattica e all’arricchimento chimico nell’universo.

Come si formano e come si accrescono le stelle di grande massa? Uno studio guidato dall’Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) affronta queste domande risolvendo per la prima volta un dibattito di lungo corso riguardante l’esistenza, o meno, di un disco di accrescimento attorno a Cefeo A HW2, la seconda protostella supermassiccia più vicina al Sole avente una massa di sedici volte quella della nostra stella. Grazie a osservazioni effettuate con i radiotelescopi del Jansky Very Large Array (VLA), il disco e i gas che si muovono al suo interno sono stati osservati con un dettaglio finora mai raggiunto. Le simulazioni di laboratorio hanno completato il quadro gettando così nuova luce su come le stelle giganti accumulino un’enorme massa proveniente dal disco di accrescimento durante i loro primi millenni di vita.

In ambito astronomico e divulgativo sentiamo spesso parlare delle “supernove” e del fatto che siano ciò che resta di incredibili esplosioni dovute al collasso di enormi stelle ormai esauste. Non è però comune sentir parlare di come queste stelle massicce, che per definizione hanno una stazza di almeno otto masse solari, riescano a formarsi e ad accrescere la loro massa quando sono ancora molto giovani. La risposta sta nell’esistenza e nelle proprietà del cosiddetto disco di accrescimento, ovvero una grande concentrazione di gas e polveri che gravita spiraleggiando intorno alle protostelle durante la loro formazione e le nutre aumentandone la massa. Il tutto, prima ancora che avvenga l’innesco di una fusione nucleare stabile che possa definirle come stelle vere e proprie.

Una delle questioni più intriganti discusse tra gli specialisti negli ultimi decenni è stata capire se i dischi di accrescimento fossero caratteristici solo di stelle medio-piccole come il Sole, che è una nana gialla, o se fossero in grado di sostenere anche gli enormi flussi di materia necessari ad accrescere una giovane stella decine di volte più massiccia della nostra.

Cefeo A HW2 protostella — Cefeo A HW2: ecco come si formano le protostelle massicce, secondo uno studio pubblicato sulla rivista Astronomy & Astrophysics

A dissolvere questo dubbio è arrivato uno studio, appena pubblicato sulla rivista Astronomy & Astrophysics, che coinvolge una dozzina di centri di ricerca e università tra Stati Uniti, Europa e Sudamerica, tra cui quattro osservatori dell’INAF: Cagliari, Arcetri (Firenze), Bologna e Napoli. Le osservazioni sono state eseguite con una potente rete di radiotelescopi che si trova negli Stati Uniti, il Jansky Very Large Array per osservare la radio-sorgente Cepheus A HW2. Questa sorgente possiede alcune interessanti caratteristiche che la fanno ritenere una protostella piuttosto massiccia, tra l’altro molto osservata dagli astronomi negli ultimi 40 anni. Dista infatti solo 2300 anni luce da noi e ciò consente di poterla osservare con il VLA alla definizione minima di 100 unità astronomiche ovvero con un dettaglio sufficiente a individuarne il disco. Inoltre, HW2 possiede una massa stimata in ben sedici volte quella del Sole.

Per poter verificare l’esistenza di un disco di accrescimento intorno a HW2, risolvendone struttura e proprietà, il radiotelescopio americano – finanziato dalla National Science Foundation (NSF) e gestito dal National Radio Astronomy Observatory (NRAO) – ha osservato la sorgente a una frequenza di circa 24 GHz, alla ricerca di un tracciante in particolare: l’ammoniaca interstellare (NH3). Questa molecola, così comune e utilizzata sulla Terra, è anche la prima molecola poliatomica (ovvero con tre o più atomi) rilevata al di fuori del Sistema solare e tra le più abbondanti specie presenti nelle comete.

Nel caso di HW2 è stato dunque osservato un denso anello di ammoniaca calda che si estende per raggi che vanno da 200 a 700 unità astronomiche intorno alla stella e che mostra anche densità differenti da zona a zona. Per avere un facile riscontro, basti pensare che Nettuno, l’ultimo dei grandi pianeti gassosi, dista dal Sole circa 30 unità astronomiche, ovvero 30 volte la distanza Terra-Sole. Tuttavia queste distanze che oggi appaiono troppo piccole e impossibili da osservare su HW2 con il Vla, potranno verosimilmente – come sottolinea Todd Hunter di NRAO – essere raggiunte nel giro di 10 anni con lo sviluppo del next generation VLA. Il comportamento dell’ammoniaca è stato poi direttamente confrontato con simulazioni di laboratorio effettuate da André Oliva, professore dell’Università e Space Research Center della Costa Rica, che hanno permesso di riprodurre le osservazioni spiegando allo stesso tempo la dinamica del gas attorno alla protostella.

I risultati confermano quindi che i dischi protostellari possono sostenere tassi di accrescimento di massa molto alti, anche quando la stella centrale ha già raggiunto una massa decine di volte superiore a quella del nostro Sole.

“Le nostre osservazioni – afferma Alberto Sanna, ricercatore INAF e primo autore dell’articolo scientifico – forniscono una prova diretta che anche stelle massicce possono formarsi attraverso un disco di accrescimento fino a decine di masse solari. HW2 è la seconda stella giovane e massiccia più vicina alla Terra e, da decine d’anni, costituisce un laboratorio privilegiato per mettere alla prova le attuali teorie sulla formazione stellare. In particolare, il nostro studio risolve un dibattito di lunga data sull’esistenza o meno di un disco di accrescimento attorno ad HW2”.

Questo studio ha consentito inoltre una misura diretta della quantità di gas e polveri che fluisce attorno alla stella, arrivando alla conclusione che la materia in “caduta libera” verso HW2 ammonta a circa due masse del pianeta Giove all’anno, uno dei tassi più alti mai osservati, che corrisponde a una crescita ipotetica della stella pari a ben due masse solari ogni mille anni. Tuttavia, molte domande rimangono ancora aperte.

“Se da una parte – puntualizza infatti Sanna – i nostri risultati dimostrano che dischi circumstellari attorno a giovani stelle massicce sono in grado di sostenere gli alti tassi di accrescimento previsti dalla teoria, allo stesso tempo ci chiediamo: quanto di quell’enorme flusso di materia osservato diventerà effettivamente parte della massa finale della stella?”

Questo lavoro non solo migliora la nostra comprensione delle dinamiche che portano alla formazione delle stelle più massicce, ma ha anche implicazioni più ampie sull’evoluzione galattica e l’arricchimento chimico nell’universo. Sono proprio queste stelle extra large che, durante tutto il loro ciclo evolutivo ma in particolare nella turbolenta e catastrofica fase finale, disseminano le galassie di elementi pesanti e specie molecolari più complesse, creati proprio dalle immense temperature e pressioni che solo questi oggetti sono in grado di generare.

Riferimenti bibliografici:

L’articolo “Gas infall via accretion disk feeding Cepheus A HW2”, di A. Sanna, A. Oliva, L. Moscadelli, C. Carrasco-González, A. Giannetti, G. Sabatini, M. Beltrán, C. Brogan, T. Hunter, J.M. Torrelles, A. Rodríguez-Kamenetzky, A. Caratti o Garatti, R. Kuiper, è stato pubblicato online sulla rivista Astronomy & Astrophysics.

Testo, video e immagini dall’Ufficio Stampa Istituto Nazionale di Astrofisica – INAF

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Astronomia

Kepler-10c, un pianeta composto da ghiaccio di acqua, svelato dai cieli delle Canarie

By ScientifiCult 29 Aprile 2025

KEPLER-10c: UN PIANETA DI ACQUA SVELATO DAI CIELI DELLE CANARIE

Un team guidato dall’INAF ha misurato con grande precisione la massa del pianeta Kepler-10c, definendolo come un possibile mondo in gran parte composto da ghiaccio di acqua. Lo studio, pubblicato oggi sulla rivista Astronomy & Astrophysics e realizzato grazie ai dati raccolti dallo spettrografo HARPS-N installato al Telescopio Nazionale Galileo, ha permesso anche di confermare la presenza di un altro pianeta nel sistema di Kepler-10, fornendo nuove informazioni per comprendere la formazione dei pianeti e le origini del nostro Sistema solare.

Rappresentazione artistica dell'esopianeta ghiacciato Kepler-10c, osservato dallo spettrografo HARPS-N installato al Telescopio Nazionale Galileo (TNG). Crediti: INAF — Rappresentazione artistica dell’esopianeta ghiacciato Kepler-10c, osservato dallo spettrografo HARPS-N installato al Telescopio Nazionale Galileo (TNG). Crediti: INAF

Un team internazionale guidato da ricercatori dell’Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) ha determinato la massa e la densità del pianeta Kepler-10c con precisione e accuratezza senza precedenti. Grazie a circa 300 misure di velocità radiale raccolte con lo spettrografo High Accuracy Radial velocity Planet Searcher for the Northern hemisphere (HARPS-N) installato al Telescopio Nazionale Galileo (TNG) che scruta il cielo dalle Isole Canarie, è stato possibile stimarne la sua composizione – in gran parte di acqua allo stato solido ma forse anche liquido – e capire come si possa essere formato. Lo studio è stato pubblicato oggi sulla rivista Astronomy & Astrophysics.

Kepler-10 è un sistema esoplanetario storico: ospita Kepler-10b, la prima super-Terra rocciosa scoperta dalla missione spaziale Kepler della NASA con un periodo orbitale inferiore al giorno terrestre, e Kepler-10c, un pianeta con un periodo orbitale di 45 giorni, classificato come sub-Nettuno, ovvero un pianeta con raggio e massa inferiori a quelli di Nettuno. Per anni, la massa di Kepler-10c è stata oggetto di grande incertezza: stime discordanti avevano reso difficile capire di cosa fosse fatto.

I dati acquisiti con HARPS-N sono stati elaborati con un nuovo metodo che corregge per effetti strumentali e variazioni dell’attività magnetica della stella madre, anche se di bassa intensità, e sono stati analizzati indipendentemente da tre gruppi dentro il team, raggiungendo gli stessi risultati. Questo lavoro ha permesso di capire che probabilmente Kepler-10c è un water world, ovvero un pianeta con gran parte della sua massa in acqua allo stato solido (ghiaccio) e forse, in piccola percentuale, anche liquido. I ricercatori ritengono che il pianeta si sia formato oltre la cosiddetta linea di condensazione dell’acqua a circa due o tre unità astronomiche dalla sua stella, e che poi si sia progressivamente avvicinato fino alla sua attuale orbita.

Ma non è tutto: il team ha anche confermato l’esistenza di un terzo pianeta, non visibile nei transiti ma rivelato per una piccola anomalia che esso induce sull’orbita di Kepler-10c, riscontrabile nelle variazioni dei tempi di transito proprio del pianeta Kepler-10c, in modo analogo alla scoperta di Nettuno grazie alle anomalie osservate nell’orbita di Urano. Questo pianeta “fantasma” era stato ipotizzato in precedenza, ma solo ora è stato possibile determinarne in modo accurato il periodo orbitale di 151 giorni e la massa minima, grazie all’eccezionale qualità delle misure di velocità radiale HARPS-N.

“L’analisi delle velocità radiali e delle variazioni dei tempi di transito, dapprima singolarmente e poi in combinazione tra loro, ha dato dei risultati in ottimo accordo sui parametri del terzo pianeta; abbiamo così corretto precedenti stime inaccurate delle sue proprietà”, commenta Luca Borsato dell’INAF di Padova, secondo autore dell’articolo.

Aldo Bonomo dell’INAF di Torino, primo autore dell’articolo, aggiunge: “L’esistenza dei water world è stata prevista teoricamente dai modelli di formazione e migrazione planetarie, ma non ne abbiamo ancora una conferma certa. Tuttavia, una quindicina di pianeti attorno a stelle di tipo solare come Kepler-10c sembrano avere proprio la composizione prevista da questi modelli. La prova del nove dell’esistenza dei water world dovrebbe venire dallo studio delle loro atmosfere con il telescopio spaziale James Webb, perché ci aspettiamo che essi abbiano delle atmosfere particolarmente ricche di vapore acqueo”.

Lo studio del sistema Kepler-10 ci aiuta a capire come si formano i pianeti attorno alle loro stelle. Super-terre come Kepler-10b e sub-Nettuni come Kepler-10c, così comuni nella Galassia ma assenti nel nostro Sistema solare, rappresentano un tassello cruciale per comprendere la varietà dei mondi che orbitano attorno ad altre stelle. In particolare, studiare la composizione dei pianeti cosiddetti sub-nettuniani e capire se sono ricchi o poveri di ghiaccio, può fornire indicazioni non solo sulla loro origine, ma anche sulle prime fasi di formazione dei sistemi planetari e quindi del nostro stesso Sistema solare. Conoscere come e dove si formano questi pianeti e i loro moti di migrazione verso la loro stella, significa guardare indietro nel tempo per scoprire qualcosa in più sulle origini della Terra e forse anche della vita.

Riferimenti Bibliografici:

L’articolo “In-depth characterization of the Kepler-10 three-planet system with HARPS-N radial velocities and Kepler transit timing variations ”, di A. S. Bonomo, L. Borsato, V.M. Rajpaul, L. Zeng, M. Damasso, N.C. Hara, M. Cretignier, A. Leleu, N. Unger, X. Dumusque, F. Lienhard, A. Mortier, L. Naponiello, L. Malavolta, A. Sozzetti, D.W. Latham, K. Rice, R. Bongiolatti, L. Buchhave, A.C. Cameron, A.F. Fiorenzano, A. Ghedina, R.D. Haywood, G. Lacedelli, A. Massa, F. Pepe, E. Poretti e S. Udry è stato pubblicato online sulla rivista Astronomy & Astrophysics.

Testo e immagini dall’Ufficio Stampa dell’Istituto Nazionale di Astrofisica – INAF

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Astronomia

Transienti rossi a luminosità intermedia sono esplosioni di stelle, non eruzioni

By ScientifiCult 24 Marzo 2025

ERUZIONI? NO, ESPLOSIONI DI STELLE – SVELATA LA NATURA DI TRANSIENTI ROSSI A LUMINOSITÀ INTERMEDIA

Un team internazionale coordinato da ricercatrici e ricercatori dell’Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) ha osservato quattro transienti rossi a luminosità intermedia (in inglese intermediate-luminosityred transients o ILRT), ovvero enigmatiche sorgenti variabili nel tempo di cui finora era incerta l’origine. Le accurate indagini svolte, pubblicate in due articoli sulla rivista Astronomy & Astrophysics, indicano che questi transienti sono con ogni probabilità delle vere esplosioni di stelle, e non delle semplici eruzioni.

ell’immagine la galassia NGC 300 (nota anche come C 70) in direzione della costellazione dello Scultore e nel riquadro rosso al centro l’evento transiente NGC300OT. Nell'inserto in alto a destra viene mostrata - con dati del telescopio Spitzer della NASA - l'evoluzione negli anni di questo transiente, dal progenitore (nel 2003) fino alla completa sparizione sotto la soglia di rilevamento del telescopio" (nel 2019). Le immagini di Spitzer sono nell'infrarosso, mentre l'immagine della galassia è nella luce visibile. Crediti: INAF/G. Valerin — nell’immagine la galassia NGC 300 (nota anche come C 70) in direzione della costellazione dello Scultore e nel riquadro rosso al centro l’evento transiente NGC300OT. Nell’inserto in alto a destra viene mostrata – con dati del telescopio Spitzer della NASA – l’evoluzione negli anni di questo transiente, dal progenitore (nel 2003) fino alla completa sparizione sotto la soglia di rilevamento del telescopio” (nel 2019). Le immagini di Spitzer sono nell’infrarosso, mentre l’immagine della galassia è nella luce visibile. Crediti: INAF/G. Valerin

Il cielo si accende e si spegne continuamente, in ogni direzione, con segnali che possono durare da pochi millesimi di secondo fino a settimane, mesi o anni prima di non essere più rilevabili dai nostri strumenti. Analisi e studi negli ultimi anni hanno permesso di comprendere la natura di molti di essi, mentre altri sono ancora di origine ignota.

Il team di ricerca ha monitorato l’evoluzione dei quattro transienti ILRT, con l’obiettivo di determinare il meccanismo che genera questi fenomeni: sono forse delle violente eruzioni, a cui però la stella sopravvive, oppure sono vere e proprie esplosioni terminali, significativamente più deboli rispetto alle “classiche” esplosioni che già conosciamo? La luminosità di queste particolari sorgenti transienti si trova a metà strada tra due fenomeni ben noti: le nove, violente eruzioni stellari a cui la stella sopravvive, e le supernove, brillanti esplosioni dove la stella viene definitivamente distrutta, lasciando dietro di sé una stella di neutroni o un buco nero.

“In seguito alla scoperta di tre nuovi ILRT nel 2019, abbiamo colto la possibilità di studiare e capire meglio questi fenomeni”, commenta Giorgio Valerin, ricercatore postdoc INAF e primo autore dei due articoli su queste sorgenti appena pubblicati sulla rivista Astronomy & Astrophysics. “Abbiamo quindi raccolto dati per anni attraverso telescopi sparsi in tutto il mondo (la Palma, la Silla, las Campanas, Asiago, solo per citare l’ubicazione dei telescopi più usati) e perfino diversi telescopi in orbita (SWIFT, Spitzer, WISE, JWST). Abbiamo anche ripreso la campagna osservativa di NGC 300 OT, l’ILRT più vicino mai osservato, ad ‘appena’ sei milioni e mezzo di anni luce da noi”.

E aggiunge: “Le prime immagini di NGC 300 OT risalgono al 2008, e in questo lavoro l’abbiamo osservato nuovamente per studiarne l’evoluzione dopo più di dieci anni. L’analisi delle immagini e degli spettri raccolti durante queste campagne osservative ci ha consentito di monitorare l’evoluzione nel tempo dei nostri target, ottenendo informazioni come la luminosità, la temperatura, la composizione chimica e le velocità del gas associate a ogni ILRT che abbiamo studiato”.

transienti rossi a luminosità intermedia sono con ogni probabilità delle vere esplosioni di stelle, e non delle semplici eruzioni. Immagine della Galassia Vortice (M51) ottenuta con il James Webb Space Telescope. In basso, nello zoom, viene evidenziata la posizione di AT 2019abn, uno dei transienti analizzati. Crediti: INAF/G. Valerin, A. Rigutti

L’osservazione di oggetti come NGC 300 OT sul lungo periodo ha permesso di ottenere un indizio fondamentale per rispondere alla domanda su cosa siano esattamente questi transienti. In particolare, le immagini dell’oggetto ottenute con il telescopio spaziale Spitzer mostrano come questo sia diventato fino a dieci volte più debole della stella progenitrice nel corso di sette anni, per poi sparire sotto alla soglia di rilevamento del telescopio. E non sarebbe l’unico caso fra quelli analizzati dagli autori. Un simile destino sembra attendere anche la sorgente denominata AT 2019abn: grazie a osservazioni effettuate con il James Webb Space Telescope, a cinque anni dalla sua scoperta si è visto che anche questo transiente è diventato più debole della sua stella progenitrice, e il suo costante declino in luminosità non sembra volersi arrestare.

Ai ricercatori la conclusione sembra dunque chiara: vere e proprie esplosioni di stelle, e non delle semplici eruzioni. Le stelle che danno loro origine, in gergo le progenitrici, sono circondate da uno spesso strato di gas e polvere, che vengono improvvisamente scaldati a temperature intorno ai 6000 kelvin nel corso dei pochi giorni che vanno dalla scoperta dell’evento al momento di massima luminosità osservato. Contemporaneamente, il gas viene accelerato a velocità che possono raggiungere i 700 chilometri al secondo.

“Questa velocità è decisamente inferiore a quella di una supernova in esplosione, che raggiunge spesso anche i 10 mila chilometri al secondo”, commenta Leonardo Tartaglia, ricercatore INAF e coautore degli articoli. “Eppure, riteniamo che la stella possa essere davvero esplosa, lanciando materiale a migliaia di chilometri al secondo in ogni direzione, ma che questa esplosione sia stata parzialmente soffocata dalla densa coltre di gas e polvere circumstellare, che si scalda come conseguenza del violento urto”.

Un’ipotesi, questa, che troverebbe conferma proprio nella diminuzione di luminosità degli ILRT sul lungo periodo. Non solo. Date queste premesse gli autori sono riusciti a dare un nome e un cognome a questo fenomeno osservativo: supernova a cattura elettronica (in inglese electron capture supernovae), un tipo di supernova previsto dalla teoria ma di cui c’è carenza di controparti osservative. Si tratta di particolari esplosioni stellari che hanno origine da stelle con massa tra 8 e 10 masse solari.

Nonostante le teorie di evoluzione stellare ne prevedano l’esistenza, l’osservazione delle supernovae a cattura elettronica è stata difficile. Alcuni oggetti sono stati interpretati come tali, ma studi recenti suggeriscono l’esistenza di un’intera classe associata a queste sorgenti. Secondo l’evoluzione stellare, le stelle con massa superiore a 10 masse solari esploderanno come supernove “classiche”, mentre quelle con meno di 8 masse solari finiranno come nane bianche.

Le supernovae a cattura elettronica sono quindi particolarmente interessanti, poiché segnano il confine tra queste due categorie.

“Stiamo finalmente osservando quegli eventi che separano le stelle destinate a esplodere come classiche supernove dalle stelle che si spegneranno lentamente come nane bianche”, conclude Valerin.

Per ulteriori informazioni:

Gli articoli sono stati pubblicati su Astronomy & Astrophysics:
“A study in scarlet I. Photometric properties of a sample of intermediate-luminosity red transients”, di G. Valerin et al.

“A study in scarlet II. Spectroscopic properties of a sample of intermediate-luminosity red transients”, di G. Valerin et al.

Testo e immagini dall’Ufficio Stampa dell’Istituto Nazionale di Astrofisica – INAF

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Astronomia

Progetto ALMAGAL: nuove informazioni sulla formazione delle stelle

By ScientifiCult 10 Marzo 2025

PROGETTO ALMAGAL: COSÌ SI FORMANO E SI ACCENDONO LE STELLE, OSSERVANDO OLTRE 1000 REGIONI DI FORMAZIONE STELLARE, CON UN LIVELLO DI DETTAGLIO SENZA PRECEDENTI

Arrivano i primi risultati del progetto ALMAGAL, il più esteso censimento finora realizzato con ALMA delle regioni di formazione stellare, guidato dall’Istituto Nazionale di Astrofisica. Le prime analisi, in pubblicazione sulla rivista Astronomy & Astrophysics, rivelano che le stelle si formano più numerose e più grandi in aree delle nebulose con una maggiore concentrazione di materiale.

Il progetto ALMAGAL inizia a fornire nuove e decisive informazioni su come si formano le stelle nella nostra Galassia, osservando più di 1000 regioni di formazione stellare con un livello di dettaglio senza precedenti. Grazie alla potenza del radiotelescopio ALMA (Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array) situato sull’altopiano di Chajnantor, nel deserto di Atacama in Cile, il team di ALMAGAL è riuscito a esplorare queste enormi “fucine” cosmiche in maniera completamente nuova, offrendo una visione impareggiabile dei processi che portano alla nascita delle stelle. Il progetto ALMAGAL, una collaborazione internazionale guidata dall’Istituto Nazionale di Astrofisica, insieme all’Università di Colonia, l’Università del Connecticut e all’Academia Sinica, è nato per gettare nuova luce sui processi che portano le nubi molecolari a frammentarsi nei nuclei elementari da cui poi si formano le singole stelle.

“ALMAGAL rappresenta un salto quantico rispetto ad altri progetti che studiano la nascita di nuovi ammassi stellari” dice Sergio Molinari, responsabile italiano del progetto e ricercatore dell’INAF di Roma. “Osservando più di 1000 di queste regioni, ALMAGAL da solo è 4 volte più grande di tutti gli altri programmi simili messi insieme permettendo per la prima volta studi quantitativi statisticamente significativi”.

Collage di alcune fra le più di 1000 regioni di formazione stellare osservate in ALMAGAL. Le immagini rappresentano l'emissione termica della polvere fredda nel continuo alla lunghezza d'onda di 1.38mmCrediti: ESO/ALMA/ALMAGAL. Creato da C. Mininni — Collage di alcune fra le più di 1000 regioni di formazione stellare osservate in ALMAGAL. Le immagini rappresentano l’emissione termica della polvere fredda nel continuo alla lunghezza d’onda di 1.38mm
Crediti: ESO/ALMA/ALMAGAL. Creato da C. Mininni

Le nubi molecolari – enormi agglomerati di gas e polveri presenti nello spazio interstellare – sono le fucine in cui si generano le stelle. Da decenni i ricercatori che studiano la formazione stellare stanno cercando di comprendere perché le nebulose, pur utilizzando elementi costitutivi simili – per lo più idrogeno, elio e piccole quantità di elementi più pesanti – producono stelle con masse molto diverse da caso a caso. Il radiotelescopio ALMA osserva la radiazione cosmica a lunghezze d’onda millimetriche e submillimetriche molto più lunghe di quella visibile. Questo lo rende perfetto per osservare oggetti celesti freddi, proprio come la polvere e il gas delle nubi molecolari, che emettono proprio a quelle lunghezze d’onda. Inoltre, poiché ALMA combina la luce di 66 antenne situate anche a chilometri di distanza l’una dall’altra, è in grado di distinguere dettagli in questa finestra osservativa come nessun altro strumento oggi operativo.

All’interno delle nubi molecolari, polvere e gas si addensano per creare strutture più piccole chiamate “grumi” (clumps in inglese), di dimensioni fino a qualche anno-luce. Questi grumi si frazionano ulteriormente in ammassi di oggetti più piccoli chiamati “nuclei” (o cores), densi agglomerati in cui si formano le stelle singole. Oltre alla gravità, si pensa che diversi processi come la turbolenza nel gas o i campi magnetici controllino il modo in cui le nebulose si frammentano in grumi e nuclei.

ALMAGAL è progettato per capire meglio come tutto ciò avviene: è il primo censimento completo che ha osservato grumi di tutte le età, masse e ubicazioni in tutti i quartieri della nostra Galassia, fornendo un quadro imparziale. I risultati iniziali basati sull’analisi di 800 grumi e più di 6000 nuclei, evidenziano che non tutte le regioni di formazione stellare sono uguali. Le analisi presentate in questi primi articoli suggeriscono che i grumi più densi tendono a produrre un numero maggiore di nuclei, e quindi di stelle. Curiosamente è la maggiore concentrazione di materiale presente in un grumo, e non solo la sua quantità, che determina una sua maggiore capacità di formare nuove stelle. I nuclei hanno bisogno del materiale dei loro grumi iniziali per crescere, ed i grumi più densi e massicci sono in grado di produrre un maggior numero di nuclei che sono anche più ricchi di massa.

“La vastità del campione di strutture analizzato ci ha permesso di rivelare e di descrivere con un livello di dettaglio mai raggiunto prima la varietà delle caratteristiche fisiche (oltre che statistiche) di questi nuclei, ad esempio in termini di massa, dimensioni e densità” spiega Alessandro Coletta, dottorando dell’INAF di Roma. “Inoltre, è stato possibile indagare se, ed in quale misura, tali caratteristiche siano legate alle proprietà dei grumi ospitanti: ciò ci ha consentito di interpretare i risultati ricavati dalle osservazioni nel più ampio contesto del processo di formazione stellare, formulando dei primi scenari coerenti per arrivare a spiegarne i meccanismi”.

Osservando infatti regioni di età diverse, ALMAGAL ha scoperto che queste fucine si trasformano nel tempo. La maggior parte dei grumi più giovani mostrano solo pochissimi nuclei, e con il procedere del tempo la frammentazione ne produce un numero sempre crescente, che si distribuiscono nel modo più vario: da strutture circolari a distribuzioni filamentari, sviluppando geometrie più intricate.

“Questo è solo l’inizio” continua Sergio Molinari. “Per comprendere davvero quali siano i meccanismi fisici dominanti che giustifichino questi risultati è di fondamentale importanza il confronto con predizioni teoriche. Con il progetto Rosetta Stone sviluppato all’interno del progetto ERC Synergy ECOGAL (di cui ALMAGAL è parte) siamo pronti per il confronto delle immagini ALMAGAL con un’ampia gamma di simulazioni numeriche in cui i processi di frammentazione e formazione stellare vengono riprodotti al computer”.

Riferimenti bibliografici:

L’articolo “ALMAGAL I. The ALMA evolutionary study of high mass protocluster formation in the Galaxy. Presentation of the survey and early results”, di Molinari, S., et al. è stato accettato per la pubblicazione sulla rivista Astronomy & Astrophysics.

L’articolo “ALMAGAL II. The ALMA evolutionary study of high-mass protocluster formation in the Galaxy. ALMA data processing and pipeline”, di Sánchez-Monge, Á., et al. è stato accettato per la pubblicazione sulla rivista Astronomy & Astrophysics.

L’articolo “ALMAGAL III. Compact source catalog: fragmentation statistics and physical evolution of the core population”, di Coletta, A., et al. è stato accettato per la pubblicazione sulla rivista Astronomy & Astrophysics.

Testo e immagini dall’Ufficio stampa – Struttura per la Comunicazione di Presidenza Istituto Nazionale di Astrofisica – INAF.

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