La cometa C/2014 Q2 (Lovejoy) e le sue compagne di avventure – Anna Galiano

Comet C/2014Q2 Lovejoy taken by Gerald Rhemann on January 21, 2015 @ Puchenstuben, Lower Austria

La cometa C/2014 Q2 (Lovejoy) ha animato le ultime notti di Dicembre 2014 e ha permesso a tutti gli appassionati di astronomia di salutare il nuovo anno ammirando la sua spettacolare chioma e lunga coda. Il passaggio della Lovejoy nei cieli notturni è pertanto il fenomeno astronomico più ricercato di questo inizio 2015. Le comete sono corpi minori del Sistema Solare costituiti essenzialmente da aggregati di polveri e ghiacci. Quando questi corpi si avvicinano al perielio (ossia sono nella posizione di minima distanza dal Sole sulla propria orbita), la sublimazione dei ghiacci e l’espulsione delle polveri generano un’atmosfera gassosa attorno al nucleo, definita chioma, che ha solitamente un diametro dell’ordine di 104 – 105 km, e caratterizzata da una densità compresa tra 104 e 106 molecole/cm3. Il vento solare interagisce con la chioma e spinge il gas e le polveri in una direzione opposta al Sole, dando origine principalmente alle code di ioni e di polveri. Le code di ioni sono composte da particelle elettricamente cariche che si dispongono su di una traiettoria più o meno rettilinea modellata dal campo magnetico presente, mentre le code di polveri si presentano con una forma arcuata, che è il risultato della combinazione della pressione di radiazione solare e del moto orbitale della cometa. Infatti, le particelle solide espulse dal nucleo, poiché sono più pesanti rispetto agli ioni, sono attratte gravitazionalmente dal Sole e risentono anche della velocità orbitale della cometa. Pertanto, a seconda della massa, esse subiscono una deviazione differente e danno origine a quella disposizione della coda detta “a scimitarra”. Le code possono raggiungere lunghezze di milioni di km ed una larghezza compresa tra 1 e 2 milioni di km mentre la densità può variare mediamente tra 10 e 100 molecole/cm3.

C/2014 Q2 è stata osservata per la prima volta da Terry Lovejoy in Australia, divenendo la quinta cometa scoperta da questo esperto cacciatore di comete. Il metodo usato da Lovejoy per identificare questi corpi minori consiste nell’esaminare con attenzione il cielo orientale prima dell’alba e quello occidentale dopo il tramonto, facendo uso di una camera CCD al fuoco di un telescopio Schmidt-Cassegrain con un diametro di 20 cm. La tecnica è relativamente semplice. Lovejoy acquisisce immagini in sequenza di numerose porzioni di cielo distanziate di opportuni intervalli di tempo, dopo di che le analizza con un software in grado di effettuare un blinking tra le riprese riuscendo in questo modo ad individuare un eventuale oggetto in movimento, non presente nei vari cataloghi disponibili.

Tripletta di immagini del campo stellare osservato da Terry Lovejoy, grazie alle quali ha individuato la cometa C/2014 Q2.

In questo modo, il 17 Agosto 2014, analizzando le tre immagini del campo stellare in Figura 1, Lovejoy è stato in grado di individuare quella cometa che, spostandosi in senso antiorario rispetto alle stelle fisse, ha poi preso il suo nome. Nel comunicato ufficiale ha annunciato la scoperta con queste parole: “Oggetto di piccole dimensioni, ben condensato, con un diametro di 15” (secondi d’arco) ed una breve e debole coda di 1’ (primo d’arco) dalla magnitudine apparente di 15, in un campo affollato di stelle”.

Comet C/2011 W3 (Lovejoy) re-emerging from behind the Sun on Dec. 15, 2011. (NASA/SDO)

Terry Lovejoy è stato lo scopritore anche della cometa C/2011 W3 (Lovejoy). Scoperta il 27 Novembre 2011, è famosa per essere sopravvissuta ad un incontro molto ravvicinato con il Sole. Infatti C/2011 W3 (Lovejoy) fa parte delle comete Kreutz Sungrazing (conosciute anche come “comete radenti”), ossia caratterizzate da orbite con un perielio molto prossimo al Sole. L’astronomo tedesco Heinrich Kreutz dimostrò che queste particolari comete sono i resti di una cometa di dimensioni maggiori frammentatasi diversi secoli fa e che continuano a muoversi su orbite correlate tra loro. Le comete radenti, avvicinandosi così pericolosamente al Sole, sono in grado di sviluppare una chioma e delle code talmente luminose da essere visibili in pieno giorno e sono destinate pertanto a divenire “Grandi Comete”. Difficilmente però queste comete riescono a sopravvivere al passaggio al perielio, poiché inevitabilmente vengono maltrattate gravitazionalmente dalla nostra stella e spesso disintegrate dalle forze mareali. Eccezion fatta, per esempio, per la Grande Cometa del 1843 e per la C/2011 W3 (Lovejoy). Quest’ultima, in particolare, ha raggiunto il perielio il 16 Dicembre 2011 penetrando nella corona solare fino a 140000 km dalla superficie del Sole. Mentre il mondo scientifico osservava l’evento aspettandosi una sua probabile disintegrazione, la cometa ha sorpreso tutti riuscendo ad allontanarsi dalla nostra stella (Figura 2) e proseguendo lungo la propria orbita.

Descrizione della traiettoria della cometa Lovejoy. Si nota come l’inclinazione orbitale sia quasi ortogonale al piano del Sistema Solare, pari a 80.3 °.

Analogamente la cometa C/2014 Q2 sta facendo parlare di sé gli appassionati di astronomia di tutto il mondo, principalmente grazie alla sua spettacolare coda di ioni. La denominazione attribuitale indica che è una cometa a lungo periodo, ossia con un periodo orbitale maggiore di 200 anni e con un’inclinazione dell’orbita casuale. Infatti la sua inclinazione orbitale rispetto al piano del Sistema Solare è di 80.3° (Figura 3), suggerendo la sua probabile provenienza dalla Nube di Oort, il guscio sferico costituito probabilmente da parecchi miliardi di nuclei cometari che circonda il Sistema Solare e situato ben oltre l’orbita di Nettuno, tra 30000 AU (Astronomical Unit) e 100000 AU dal Sole, quasi a metà strada tra la nostra stella e quella a noi più vicina, Proxima Centauri (distante 250000 AU dal Sole). In più, l’elevata eccentricità (0.998) è un’ulteriore prova a sostegno della Nube di Oort come sito di provenienza della Lovejoy. Solitamente le comete a lungo periodo sono caratterizzate da un nucleo irregolare con dimensioni comprese tra 5 e 10 km, ma nel caso della Lovejoy non si sono potute effettuare analisi accurate a causa della chioma che lo nasconde alla visione diretta. Dotata di un semiasse maggiore di 578.50 AU, non è la prima volta che la cometa Lovejoy giunge nel Sistema Solare interno: il suo periodo orbitale originale era di 11500 anni, pertanto potrebbe essere stata osservata dai nostri antenati del Mesolitico che all’epoca utilizzavano la pietra per costruire armi e utensili. La cometa è giunta nuovamente nella regione planetaria nel 1950 ma questa volta le perturbazioni gravitazionali da parte dei pianeti maggiori hanno modificato la sua orbita cosicché, una volta abbandonato il Sistema Solare (nel 2050), il periodo orbitale diverrà di 8000 anni e il suo ritorno è dunque previsto per il 10000 d.C.

Quando Lovejoy ha osservato per la prima volta la cometa, la notte del 17 Agosto 2014, questa attraversava la costellazione australe della Poppa con una magnitudine apparente attorno alla 15-esima. A Dicembre era di settima, divenendo facilmente individuabile con un piccolo telescopio o un binocolo. Il nucleo cometario circondato dalla chioma, che negli strumenti ottici appare come una sfera sfocata, è diventato in seguito visibile ad occhio nudo sotto cieli bui. A tal proposito, è bene ricordare che il nostro occhio potenzialmente riesce a rilevare corpi celesti di magnitudine attorno alla sesta, ma in presenza di inquinamento luminoso questo valore è solo teorico. Nei primi giorni di Gennaio la cometa ha raggiunto una magnitudine apparente di 5, passando ad una distanza minima di 0.469 AU (circa 70000000 km) dalla Terra il 7 Gennaio. Il 12 Gennaio la magnitudine stimata di 3.8 l’ha resa un oggetto relativamente facile ma in ambiente cittadino è stato possibile osservarla solo grazie all’utilizzo di strumenti ottici. Nei giorni successivi, poiché la cometa si allontanava sempre di più dalla Terra la sua magnitudine apparente ha iniziato ad aumentare. Quando la cometa raggiungerà il perielio, il 30 Gennaio, passando ad una distanza di 1.29 AU (circa 193000000 km) dal Sole, risulterà sempre più difficile osservarla. Dopo aver attraversato la porzione di cielo tra la costellazione di Andromeda e Perseo a Febbraio, sfiorerà la stella polare verso fine Maggio con una magnitudine apparente prevista pari a 12.

Cometa Lovejoy e l’ammasso globulare M79

Le spettacolari foto scattate da tutto il mondo riprendono l’affascinante cometa durante il suo viaggio verso il Sole. In particolare, nella notte tra il 28 e il 29 Dicembre, C/2014 Q2, attraversando la costellazione della Lepre, è transitata vicino all’ammasso globulare M79. Di seguito sono riportati 5 immagini, acquisite in remoto in Namibia da Gerald Rhemann, che riprendono la cometa nelle notti tra il 21 Dicembre e il 28 Dicembre.

Comet C/2014Q2 Lovejoy Taken by Gerald Rhemann on December 28, 23, 21, 22, 27 2014 @ Farm Tivoli, Namibia, SW-Africa

Come già accennato è evidente che la chioma e le code della cometa C/2014 Q2 hanno colori differenti. Da un lato la chioma ha un colore verdastro, mentre la coda di ioni e la coda di polveri hanno rispettivamente un colore tendente al blu ed un tenue bianco giallastro.

“It was interesting that while taking the pictures it was possible to see changes in the tail/streamers”. Adam Block/Mount Lemmon SkyCenter/University of Arizona

Per spiegare queste differenti colorazioni si deve innanzitutto precisare che il nucleo roccioso di una cometa in generale è caratterizzato da un basso potere riflettente (detta albedo). Ossia mentre il ghiaccio puro riflette il 60-80% della radiazione solare incidente, il nucleo riesce a rifletterne meno del 10%. Ora, viene da chiedere, com’è possibile che il nucleo cometario, pur essendo composto da ghiaccio, rifletta una così ridotta percentuale di radiazione solare? In realtà, da quando questi agglomerati rocciosi e ghiacciati si sono formati, circa 4.5 miliardi di anni fa, sono stati bombardati da raggi cosmici, vento e radiazione ultravioletta solare. Tali interazioni hanno innescato dei meccanismi come la fotodissociazione: in questo processo la radiazione elettromagnetica scinde le molecole ghiacciate, dotate di un’elevata albedo, che compongono le sostanze volatili semplici del nucleo (CO, CO2, H2O, CH4, NH3) in una miscela di sostanze organiche con basso potere riflettente. Questo fenomeno permette anche la formazione di una crosta solida e porosa, dalle cui fratture fuoriescono (quando la cometa è in avvicinamento al Sole) getti di gas e polveri localizzati, innescando così l’attività cometaria e dunque la formazione della chioma.

L’indagine spettrale è il metodo maggiormente utilizzato per estrarre informazioni di natura chimica dalle comete. Lo studio di questi corpi minori ha aiutato a comprendere le condizioni chimico-fisiche che caratterizzavano il Sistema Solare nei primi periodi della sua formazione, avvenuta 4.5 miliardi di anni fa. Infatti, le comete sono dei corpi rocciosi e ghiacciati rimasti sostanzialmente inalterati sin dalla loro origine e pertanto sono considerati i “mattoni primordiali” del Sistema Solare attuale. Molto probabilmente si sono generati nelle regioni del Sistema Solare esterno in prossimità di Urano e Nettuno ed in seguito sono stati trasportati nella Nube di Oort a causa dell’interazione gravitazionale da parte di questi pianeti gassosi. Le analisi spettroscopiche, già a partire dagli anni ’40 del secolo scorso, hanno permesso di individuare la presenza di radicali e ioni chimicamente instabili all’interno dei nuclei cometari. Si ritiene che questi siano prodotti dalla fotodissociazione di ghiacci, molecole stabili e strutturalmente complesse identificate come “molecole genitrici”. Di conseguenza ai radicali ed agli ioni è stata attribuita la denominazione di “specie figlie”. Le molecole individuate erano: CO, CH4, CO2, N2, NH3, NH, CN o C2N2 (cianogeno), OH, CH3OH (metanolo), C2H6 (etano), HCOOH (acido formico), H2CO (formaldeide).

Mentre il nucleo può essere osservato per mezzo della ridotta luce solare riflessa, ciò che rende visibile la chioma è sia il processo di diffusione della luce da parte dei gas e delle polveri che la compongono, sia il fenomeno della fluorescenza innescato dalle molecole che sublimano dal nucleo sottostante. Queste molecole, infatti, transitando dallo stato solido a quello gassoso a causa del flusso solare che ricevono, assorbono la componente ultravioletta della radiazione (corrispondente all’intervallo dello spettro elettromagnetico con lunghezza d’onda compresa tra 100nm e 400nm), si eccitano e si diseccitano, emettendo radiazione con una lunghezza d’onda maggiore, corrispondente alla luce visibile tra 400nm e 700nm. Di conseguenza la chioma cometaria è caratterizzata da uno spettro continuo (dovuto alla diffusione della luce solare da parte delle polveri e dei gas) su cui sono sovrapposte delle righe e delle bande di emissione relative alle molecole che danno luogo al fenomeno della fluorescenza.

La polvere cometaria è in realtà composta da due componenti: i silicati (soprattutto olivina) con una densità media di 2.5 g/cm3 e le cosiddette “particelle CHON” ossia composte da Carbonio, Idrogeno, Ossigeno e Azoto, (C, H, O, N), con una densità media di 1 g/cm3. È stato dimostrato come la presenza di queste due componenti dipenda dalla distanza della cometa dal Sole: mentre la prima aumenta dal 10% al 97% quando la cometa si avvicina al perielio, la seconda diminuisce dal 90% al 3%. Solitamente le specie figlie possono essere individuate esaminando uno spettro cometario nel range del visibile, mentre le molecole genitrici sono più facilmente individuabili analizzando la regione dello spettro elettromagnetico relativa all’IR e alle onde radio. Le principali specie figlie rilevate in una cometa sono il radicale ossidrile (OH), l’ossido di carbonio (CO) e il cianogeno (CN). È stato dimostrato come OH sia il prodotto della dissociazione della molecola genitrice H2O, il principale costituente del nucleo cometario. Dall’analisi spettrale della cometa Hale-Bopp, meglio conosciuta come Grande Cometa del 1997, si sono ottenute importanti informazioni sulle molecole genitrici di queste tre specie. Quando la cometa era a 700 milioni di km (4.66 AU) dal Sole e dalla Terra tra Marzo e Aprile 1996, si è riusciti a rivelare una grande emissione di CO2 tramite la presenza della riga spettrale a 4.25 micron, ritenendola la molecola genitrice di CO. Il cianogeno CN sembra essere invece il segno dell’inizio dell’attività cometaria, poiché è legato alla dissociazione della crosta del nucleo. Quando la Hale-Bopp era a 6.82 AU (30 Agosto 1995) dal Sole è stata stimata, grazie alla presenza della riga di emissione attorno a 380nm, una quantità di CN pari allo 0.3% rispetto al CO. L’8 Aprile 1996, quando la cometa era a 4.7 AU, oltre al CN è stata notata la presenza dell’acido cianidrico (HCN), analizzando lo spettro cometario nel range corrispondente alle onde radio. CN e HCN erano presenti in simili abbondanze, di conseguenza venne dedotto che il cianogeno era il prodotto della dissociazione di HCN.

Sopra è riportato un grafico che mostra chiaramente la diversa abbondanza di molecole prodotte mentre la cometa Hale-Bopp si avvicinava al Sole, raggiungendo il perielio il 1 Aprile 1997. Lo studio è stato effettuato, sfruttando diversi radiotelescopi, da un team di ricercatori capeggiati da N. Bivier (Osservatorio di Parigi) nel periodo compreso tra Agosto 1995 (quando la cometa era a circa 6.9 AU dal Sole) e Gennaio 1997 (quando Hale-Bopp era a 1.4 AU dal Sole). Fino ad una distanza di 4.7 AU l’attività cometaria era caratterizzata principalmente dall’emissione di CO, prodotto dalla fotodissociazione di CO2. Il radicale OH ha prevalso sul CO quando la cometa ha raggiunto la distanza di 3 AU dal Sole. A distanze maggiori OH era presente in minima parte poiché la molecola genitrice del radicale, ossia l’acqua, a causa della ridotta temperatura, si staccava da nucleo cometario sotto forma di particelle di ghiaccio e non permetteva la dissociazione che invece è avvenuta in seguito. Tra 3 e 2 AU l’emissione di CO ha subito un’attenuazione: una possibile spiegazione di tale fenomeno consiste nell’ipotizzare una trasformazione della crosta cometaria da ghiaccio amorfo (permeabile) a ghiaccio cristallino (meno permeabile), ostacolando la fuoriuscita del monossido di carbonio. Inoltre, ad una distanza dal Sole inferiore a 3 AU, il metanolo (CH3OH) tendeva ad aumentare lievemente. Secondo diversi studi, l’abbondanza di metanolo nei nuclei cometari potrebbe suggerire la provenienza delle comete. Se si nota, tramite analisi spettrale, un’abbondanza di metanolo superiore al 3% rispetto all’abbondanza di acqua, molto probabilmente le comete provengono dalla Nube di Oort. Se invece la quantità di metanolo è inferiore al’1% rispetto all’acqua, la regione di provenienza è, presumibilmente, la più vicina Fascia di Kuiper. Per gli altri composti chimici l’aumento di emissione è risultata essere proporzionale all’avvicinamento al Sole.

Uno studio condotto da McKay A. J. et al., nel 2011 aveva lo scopo di comprendere se l’emissione di molecole potesse variare lungo la direzione di avvicinamento al Sole rispetto alla direzione opposta. Acquisendo lo spettro della cometa periodica 103P/Hartley nel visibile, prima e dopo il suo passaggio al perielio (avvenuto il 28 Ottobre 2010), si è potuto stimare la quantità di CN, C3, C2, CH ed NH2 emessi nella direzione verso il Sole (individuati dalle linee tratteggiate) e nella direzione opposta al Sole (individuati dalle linee continue). Analizzando gli spettri del cianogeno (CN) sembra che non ci sia alcuna asimmetria nella sua emissione. Infatti CN viene emesso dal nucleo cometario con uguale abbondanza sia lungo la direzione del Sole che in quella opposta. L’emissione di C3, C2, CH ed NH2 mostra, invece, delle asimmetrie nelle due direzioni. In particolare, sembra che C2 venga emesso nella direzione antisolare con una quantità superiore ad un fattore 2 rispetto a quella emessa lungo la direzione del Sole. Anche C3 viene emesso maggiormente nella direzione opposta al Sole, anche se il fattore di emissione è inferiore a 2. Come si evince dal grafico, inoltre, l’emissione di CH della cometa 103P/Hartley sembra essere quasi assente nella direzione del Sole, la quale avviene quasi totalmente lungo la direzione antisolare.

Studi così approfonditi sono in fase di realizzazione per la cometa C/2014 Q2, ma lo spettro visibile in bassa risoluzione allegato, acquisito l’1 Gennaio 2015 presso l’Osservatorio Astrofisico R.P.Feynman mostra il tipico aspetto. Si notano i picchi di emissione associati alle molecole che, sublimando dal nucleo quando la cometa è in avvicinamento al Sole, generano il fenomeno della fluorescenza. I picchi di emissione si manifestano a specifiche lunghezze d’onda a seconda delle molecole responsabili del fenomeno. Infatti i picchi a 4700A e 5100A individuano l’emissione di fluorescenza dovuta al C2 che è responsabile del colore verde della chioma. Il picco di emissione dovuto al CN a 3880A suggerisce che anche il cianogeno contribuisce alla colorazione della chioma fornendo una tonalità violacea. Il nostro occhio, però, non è molto sensibile a tale lunghezza d’onda e non è facile percepire questo colore. In più l’altezza del picco individua l’intensità dell’emissione, strettamente connessa con l’abbondanza dell’elemento chimico.

Come accennato prima la coda di ioni è solitamente azzurrognola e la coda di particelle cariche della cometa Lovejoy non è da meno: lo spettro è composto da righe di emissione associate alla fluorescenza da parte degli ioni cometari, molto probabilmente ioni d’acqua H2O+ e ioni di monossido di carbonio CO+. La coda di polveri è invece caratterizzata da uno spettro continuo poiché le polveri diffondono la radiazione solare con uguale intensità a tutte le lunghezze d’onda.

La Lovejoy ci terrà compagnia ancora per un po’ e se il meteo sarà clemente potremmo continuare ad ammirarla e a studiarla in dettaglio.

Osservare una cometa al telescopio è un’emozione intensa, non solo per gli specialisti ma anche per chi nutre una forte passione per gli oggetti celesti e le fredde notti invernali non sono di certo un ostacolo insormontabile.

Chi dovesse perdersi lo spettacolo potrebbe riprovarci fra 8000 anni, sempre se è in possesso dell’Elisir di lunga vita!

Salviamo il cielo stellato. Il Progetto Globe at night – Anna Galiano

Occhi al cielo contro l’inquinamento luminoso: Globe at Night

Il 20 Dicembre 2013 l’Assemblea Generale delle Nazioni Unite ha proclamato il 2015 Anno internazionale della Luce e delle tecnologie basate sulla Luce (IYL 2015). Quando si parla di luce in realtà non ci si sta limitando alla sola componente visibile dello spettro elettromagnetico, ma alla “luce cosmica”. Questa comprende l’intero spettro elettromagnetico, composto da raggi gamma, raggi X, radiazione UV, luce visibile, radiazione infrarossa, microonde e onde radio.

Queste radiazioni vengono emesse da vari oggetti astronomici presenti nell’Universo e raggiungono la Terra ogni giorno. Lo  studio di queste componenti elettromagnetiche ha permesso di migliorare la conoscenza del nostro Universo e comprendere i meccanismi che avvengono anche a milioni di anni luce (a.l.) di distanza dalla Terra (1 a.l. è la distanza che percorre la luce del Sole nel vuoto in un anno, ossia circa 9*1012km).

La luce solare riflessa da Giove e dai suoi 4 satelliti ha permesso a Galileo Galilei, nel 1610, di provare la veridicità della teoria copernicana: così come i satelliti Io, Europa, Ganimede e Callisto orbitavano attorno al pianeta gigante, così la Terra e gli altri pianeti allora noti (da Mercurio a Saturno) orbitavano attorno al Sole. In tal modo contraddisse con non poche conseguenze il sistema tolemaico sostenuto dalla Chiesa, secondo il quale vi era la Terra al centro dell’Universo ed ogni altro corpo celeste vi ruotava attorno.

Nel 2015, inoltre, ricorre il centenario della Teoria della Relatività Generale di Elbert Einstein. Era il 1915 quando Einstein propose una nuova visione dello spazio e del tempo: fino ad allora prevaleva la concezione di Newton, secondo cui lo spazio e il tempo erano due concetti assoluti e indipendenti l’uno dall’altro. Einstein invece suggerì come lo spazio e il tempo fossero dinamici e potessero inoltre venir deformati dalla presenza di oggetti fortemente massivi. Di conseguenza spiegò l’esistenza della forza di gravità presente sulla Terra: questa è dovuta alla deformazione dello spazio-tempo causata dalla massa del Sole. In più Einstein sosteneva che a causa di questa deformazione, un raggio di luce che viaggia in prossimità del Sole subisce una deflessione nella propria traiettoria di 1.75” (secondi d’arco). Durante l’eclissi di Sole del 1919 l’astrofisico Artur Eddington effettuò delle misurazioni che dimostrarono come la luce proveniente da una stella apparentemente vicina al Sole era deviata proprio di 1.75”. Questo fenomeno è noto come lensing gravitazionale e fu la prima prova dell’esattezza della teoria di Einstein.

 In quest’anno dedicato alla “luce cosmica” la comunità scientifica cercherà di sensibilizzare il pubblico di tutto il mondo sull’importanza della radiazione elettromagnetica e sulle informazioni che essa trasporta riguardo i corpi celesti che la emettono. Si vuole, inoltre, sottolineare come le tecnologie basate sulla luce siano in grado di migliorare la qualità della vita sia dei Paesi già sviluppati che delle popolazioni più disagiate.

Come è ben noto, la tecnologia laser è ormai uno strumento utilizzato in diversi campi. Il laser sfrutta l’emissione di luce stimolata (un processo in cui dall’interazione tra un fotone ed un atomo eccitato, si determina la transizione dell’atomo allo stato fondamentale e l’emissione di due fotoni) per amplificare la luce: laser è infatti l’acronimo di Light Amplification by Stimulated Emission of Radiation (Amplificazione di Luce per mezzo di Emissione Stimolata di Radiazione). Tale strumento ha un largo uso in medicina per la correzione di alcuni difetti visivi (miopia o ipermetropia) o per la rimozione delle cellule anomale nei tumori in fase iniziale, oltre ad essere ormai da anni utilizzato per la lettura e masterizzazione di CD e DVD. Il laser permette inoltre di trasferire dati da un computer ad un altro attraverso le fibre ottiche, risultando essere il mezzo di trasmissione più veloce sinora inventato.

L’invenzione delle luci LED (acronimo di Light Emitting Diode) è stato un altro grande passo della tecnologia. Questi particolari diodi sono composti da un materiale semiconduttore in cui è presente una regione composta da elettroni (regione di conduzione) ed una zona priva di particelle cariche, ossia ricca di lacune (detta appunto regione di vacanza). La luce che viene emessa nei LED proviene dalla transizione dell’elettrone dalla regione di conduzione a quella di lacuna. Oggigiorno i LED sono utilizzati per illuminare gli schermi a cristalli liquidi (LCD) dei televisori e dei cellulari, oltre a rappresentare l’elemento di illuminazione dei lampioni moderni.

Un’altra tecnologia  basata sulla luce e molto diffusa nei Paesi sviluppati è data dai pannelli solari che vengono utilizzati anche per fornire energia alle abitazioni private sfruttando la luce proveniente dal Sole, la nostra principale fonte di energia. Diverse organizzazioni no-profit stanno lavorando per sviluppare nuove tecnologie eco-sostenibili da adottare nei Paesi più disagiati dove le popolazioni sono ancora costrette a vivere al buio. Se da un lato ci sono popoli che purtroppo vivono ancora privi di illuminazione nelle strade o nelle case, dall’altro ci sono Paesi industrializzati che sprecano l’energia elettrica senza neanche rendersene conto. Per  questo motivo un altro importante tema dell’IYL2015 è la riduzione dell’inquinamento luminoso e dello spreco di energia che ne deriva.

L’inquinamento luminoso è la diffusione, da parte dell’atmosfera, di luce proveniente da sistemi di illuminazione pubblici e privati che illuminano, senza alcuna necessità, il cielo e il terreno.

In particolare, nell’art.1 della Legge Regionale della Puglia 15/2005 si legge scritto:“si considera inquinamento luminoso ogni alterazione dei livelli di illuminazione naturale e, in particolare, ogni forma di irradiazione di luce artificiale che si disperda al di fuori delle aree a cui essa è funzionalmente dedicata, in particolar modo se orientata al di sopra della linea dell’orizzonte”.

La legge regionale della Puglia LR 15/2005 è stata promulgata per far fronte all’eccessivo spreco di illuminazione artificiale, imponendo delle procedure che dovrebbero essere rispettate dall’intera regione. Innanzitutto questa legge prevede che tutti i sistemi di illuminazione siano dotati di apposite coperture in modo da non far diffondere la luce delle lampadine verso il cielo, ma vengano convogliate solo verso il terreno, l’unica area che debba essere illuminata.

 Nell’immagine si nota come il primo lampione, privo di copertura superiore, diffonda la luce nell’area circostante, illuminando sia il cielo che il terreno. Nell’ultimo sistema di illuminazione, invece, la luce è completamente convogliata verso il terreno, preservando il cielo e fornendo una migliore illuminazione nell’area sottostante. Anche se il costo di installazione di questi lampioni moderni dovesse essere elevato, la spesa verrebbe poi pienamente recuperata grazie al risparmio energetico che ne deriverebbe, dato che possono essere utilizzate lampadine con una minore potenza. È stato dimostrato come il primo genere di illuminazione sprechi tra il 30 e il 75 % di potenza elettrica verso il cielo. Inoltre la quantità di luce che viene diffusa verso l’alto dai vecchi sistemi di illuminazione rappresenta uno spreco di 22000 GW/h che tradotto in termini di moneta, equivale a 2 miliardi di dollari l’anno letteralmente “buttati in aria”.

Questa normativa della regione Puglia impone, inoltre, che tutti gli edifici (tranne quelli di valore architettonico o storico) vengano illuminati dall’alto verso il basso, con dei sistemi in grado di ridurre la potenza delle lampade nelle ore notturne.  Per quanto riguarda l’illuminazione pubblicitaria sono stati assolutamente vietati fasci roteanti o fissi rivolti verso il cielo; gli unici lampioni permesse sono quelli che non convogliano il fascio luminoso al di fuori del cartellone pubblicitario. È stato consigliato l’utilizzo di sistemi di illuminazione dotati di sensori nelle aree che non sono abitualmente frequentate: in questo modo l’illuminazione si attiva solo quando i sensori rilevano il movimento di una macchina o di un uomo.

Se in Italia venisse adottata una legge contro l’inquinamento luminoso si otterrebbe un risparmio energetico annuo stimato di circa 250000000€. Di conseguenza si risparmierebbero 465000 tonnellate di combustibile. La produzione di energia elettrica richiede la combustione di materie prime e con le apposite misure anti-inquinamento non verrebbero immesse 1360000 tonnellate di anidride carbonica (CO2) nell’ambiente e si risparmierebbero 1480000 tonnellate di Ossigeno bruciato. L’aria che respireremmo sarebbe più pulita ed equivarrebbe a piantare una foresta di alberi di alto fusto  con un’estensione di 200 000 ettari. In Italia non vi è una legge contro l’inquinamento luminoso ma tutte le regioni, fatta eccezione per la Calabria e la Sicilia, hanno adottato delle misure per limitare il problema. 

Attualmente l’illuminazione nelle città è così eccessiva che il cielo notturno è velato da un alone rossastro, non permettendo così di ammirare le stelle e la Via Lattea né dal centro della città, né dalle zone più periferiche. In meno di dieci anni, l’aumento dell’inquinamento luminoso ha ridotto drasticamente le zone in cui è possibile osservare le miriadi di stelle che compongono la Via Lattea, corrispondenti al 30% del territorio italiano. 

La presenza delle luci parassite (immagine a sinistra) non permette di osservare la Via Lattea, che è invece ben visibile in assenza di illuminazione (immagine a destra). La Via Lattea, come già descritto nell’articolo Il Braccio di Orione è la galassia di cui fa parte il nostro Sistema Solare. Composta da circa 400 miliardi di stelle, gas e polvere, ha un diametro maggiore di 100000 a.l. e la Terra insieme agli altri pianeti e corpi minori del Sistema Solare si trova ad una distanza di 30000 a.l. dal centro galattico. In realtà la Via Lattea è una galassia a spirale barrata: presenta un nucleo barrato dal quale si dipartono dei bracci a spirale logaritmica, i più importanti dei quali sono il Braccio di Perseo e il Braccio dello Scudo-Centauro. Il Sistema Solare giace nel Local Arm, o Braccio di Orione, un braccio complementare che prende il nome dalla costellazione omonima in esso presente. Attorno al centro galattico vi è un gran numero di stelle vecchie e fredde (con temperature intorno ai 3000°K) che si dispongono in maniera sferoidale, generando il cosiddetto bulge, la regione più luminosa della Via Lattea. Misure radio hanno permesso di individuare una forte sorgente localizzata nel centro galattico e analizzando il movimento dei corpi attorno ad essa, si ipotizza che l’oggetto compatto al centro della Via Lattea sia un buco nero supermassivo, con una massa pari a 4*106M* (M* è la massa del Sole, pari a  2*1033g). Osservando la Via Lattea dalla Terra, si nota che il centro della galassia è osservabile nella costellazione del Sagittario ed è per questo motivo che il buco nero viene identificato come Sagittarius A*. 

Oltre a comportare uno spreco di energia e costi e l’impossibilità di godere delle bellezze naturali che il cielo ci offre, l’inquinamento luminoso può provocare danni all’uomo e al mondo animale se non si adottano le misure necessarie per ridurlo.

La luce che viene diffusa in tutta l’area circostante dai lampioni non a norma non viene ben focalizzata sulla retina dei nostri occhi, di conseguenza crea un forte bagliore che costringe le persone (e soprattutto gli anziani) a distogliere lo sguardo dalla fonte di questo disagio (chiamato disability glare). Ciò comporta una pericolosa distrazione per chi guida. Molti degli incidenti stradali avvengono in strade illuminate ed è stato inoltre stimato come avvengano molti più incidenti nelle gallerie dotate di illuminazione eccessiva rispetto a quelle non illuminate.

La capacità del nostro occhio di visualizzare le immagini dipende dalla produzione di una sostanza chiamata rodopsina, di colore rosso molto intenso. Questo liquido sbianca repentinamente quando è esposto alla luce: pertanto l’illuminazione eccessiva o erroneamente orientata può distruggere tutte le riserve accumulate e creare una cecità temporanea, di all’incirca qualche secondo. L’uomo ritorna a vedere quando l’occhio produce nuovamente una quantità sufficiente di rodopsina, ma quei secondi di cecità spesso sono la causa di gravi incidenti stradali. Gli scienziati hanno inoltre scoperto come l’uomo produca un particolare ormone (melatonina) in assenza di luce e pertanto durante le ore di sonno. Tale ormone regola il ciclo diurno delle nostre attività sistemiche. L’illuminazione eccessiva delle strade o delle vicine abitazioni, che può filtrare anche nelle nostre stanze durante la notte, può ridurre la produzione di melatonina e le nostre attività sistemiche possono risentirne negativamente. Inoltre, il prolungamento del giorno per via dell’illuminazione artificiale può limitare la nostra abilità nel dormire e nello svegliarsi ad orari opportuni. Di conseguenza si può generare uno sfasamento nelle attività biologiche che avvengono nel nostro organismo durante le 24 ore (ritmo circadiano).

L’insonnia, lo stress e la depressione sono disagi che possono essere causati dall’alterazione del ritmo circadiano. Una luminosità elevata non è sinonimo di sicurezza: molti pensano che se illuminano le proprie case con illuminazioni non schermate i criminali non osano avvicinarsi. Nell’immagine sottostante, invece si nota come l’eccessiva luminosità abbagli gli occhi  e crei un forte contrasto con la zona in ombra, tale da non far notare la presenza di intrusi nascosti nell’area meno illuminata. I lampioni dotati di schermatura, invece, faciliterebbero la nostra visione.

Nella prima immagine la forte luminosità derivante dalla lampadina non schermata non permette di vedere l’uomo nascosto nel buio, facilmente visibile invece nell’immagine sottostante in cui il fascio luminoso è schermato dalla mano.

Gli animali sono altre vittime incolpevoli dell’inquinamento luminoso: infatti le loro attività vitali come l’accoppiamento, la ricerca del cibo e la migrazione sono strettamente correlate con la durata della notte. L’eccessiva illuminazione provoca un disagio nelle loro abitudini naturali, causando una drastica riduzione del loro numero. Gli uccelli, ad esempio, sono abituati a cacciare di notte e di conseguenza sono attratti dalle luci artificiali delle città. La loro curiosità è così forte che spesso collidono contro le costruzioni o le torri illuminate. A volte, attirati dalla luce, non riescono più a tornare indietro nel loro habitat naturale più buio e precipitano al suolo a causa dello sfinimento fisico. È stato registrato, inoltre, che un numero elevato di uccelli marini sfortunatamente impattano contro i fari o le turbine eoliche. Gli anfibi e i rettili non sono meno influenzati. Le tartarughe marine, in particolare, hanno l’abitudine di muoversi sulla spiaggia buia alla ricerca di una zona sicura per depositare le loro uova. In seguito ritornano nell’oceano attirati dal riflesso della Luna. Il nostro satellite fino a qualche anno fa era l’illuminazione naturale maggiore sull’oceano, permettendo dunque alle tartarughe di ritornare nel loro habitat. Le luci artificiali odierne, invece, catturano l’attenzione delle tartarughe  che si allontanano così dall’oceano e giungono sulle strade, dove oltre a disidratarsi, possono disorientarsi e mettere in pericolo la propria vita.

Gli insetti, similmente, sono attratti dalla luce dei lampioni e vi volano vicino per tutta la notte. Di conseguenza hanno meno energia per l’accoppiamento e possono inoltre diventare delle facili prede. La diminuzione nel numero degli insetti incide di conseguenza su quegli animali che basano su di loro il proprio sostentamento.

Contro il dilagante problema dell’inquinamento luminoso è stata indetta una particolare campagna internazionale di sensibilizzazione, il programma Globe at Night che ha lo scopo infatti di rendere consapevoli i cittadini in tale disagio catapultandolo direttamente nel problema concreto. Lo scopo della campagna è quello di determinare la luminosità del cielo notturno da parte di chiunque sia interessato.

Le osservazioni effettuate dai cittadini saranno poi inviate ad un computer centrale, utilizzando una particolare applicazione reperibile sul sito. I dati così raccolti da tutto il mondo permetteranno di valutare la variazione dell’inquinamento luminoso durante l’Anno Internazionale della Luce. Per contribuire a questa utile campagna si devono svolgere le 5 semplici azioni di seguito descritte:

  1. si individua la costellazione da osservare tra quelle proposte dal sito web http://www.globeatnight.org/ (poiché siamo a Marzo l’unica costellazione proposta ed osservabile alle nostre latitudini è la costellazione di Orione);

  2. tramite il sito si può determinare la latitudine e la longitudine del luogo dalla quale si sta effettuando l’osservazione;

  3. dopo circa un’ora dal tramonto si può uscire all’aperto e far abituare l’occhio al buio per circa 10 minuti;

  4. si procede all’individuazione della costellazione, valutando la luminosità del cielo grazie alle 7 carte di magnitudine presenti sul sito; si deve inoltre annotare la quantità di nuvole presenti durante l’osservazione;

  5. tramite l’applicazione reperibile al sito http://www.globeatnight.org/webapp/ si segnala la data, la latitudine e la longitudine del luogo, la cartina della costellazione scelta con il grado di magnitudine rilevato, la misura delle nuvole che coprivano la costellazione al momento dell’osservazione e si inviano i dati. L’osservazione potrebbe venir effettuata in più luoghi, così da confrontare i risultati ottenuti.

Si possono effettuare le osservazioni durante tutto il 2015, seguendo però i periodi specifici dedicati ad alcune costellazioni dell’emisfero nord:

  • dall’11 al 20 Marzo l’attenzione sarà focalizzata su Orione;

  • dal 9 al 18 Aprile e dal 9 al 18 Maggio si potrà osservare la costellazione del Leone;

  • dall’8 al 17 Giugno e dal 7 al 16 Luglio sarà la volta della costellazione Boote;

  • dal 5 al 14 Agosto e dal 3 al 12 Settembre la costellazione del Cigno sarà la successiva;

  • dal 3 al 12 Ottobre si potrà effettuare la valutazione della magnitudine del cielo focalizzando l’attenzione sulla costellazione di Pegaso;

  • infine dal 2 all’11 Novembre e dal 2 all’11 Dicembre si concluderà l’osservazione con la costellazione di Perseo.

http://www.nature.com/srep/2013/130516/srep01835/images/srep01835-f1.jpg

Di seguito vengono descritte alcune indicazioni utili per rintracciare le 6 costellazioni boreali scelte dalla campagna durante i vari mesi del 2015.

Spettacolare vista d'insieme della costellazione di Orione e dei relativi complessi nebulari, capolavoro dell'astrofotografo Rogelio Bernal Andreo

Spettacolare vista d’insieme della costellazione di Orione e dei relativi complessi nebulari, capolavoro dell’astrofotografo Rogelio Bernal Andreo

Per identificare la costellazione di Orione, che spesso rimanda alla mente la figura di una clessidra, ma rappresenta in realtà un cacciatore, è utile individuare innanzitutto la Cintura di Orione, un asterismo di tre stelle luminose disposte in linea retta. Successivamente, una delle gambe di Orione è rappresentata da una delle stelle più luminose del cielo: la supergigante blu Rigel (beta Orionis). Questa stella ha una temperatura superficiale elevata, pari a circa 12000°K, e per questo appartiene alla classe spettrale B8Ia. Le spalle di Orione sono individuate dalla gigante blu Bellatrix (gamma Orionis) e dalla supergigante rossa Betelgeuse (alpha Orionis), la stella spesso più luminosa della costellazione, la cui classe spettrale è  M2Iab. Betelgeuse è nell’ultima fase della propria evoluzione: dopo aver esaurito le riserve di Idrogeno (H) che sono state convertite in Elio (He) al seguito delle reazioni di fusione nucleare che avvengono nel nucleo stellare, è uscita dalla fase di sequenza principale. Ora la stella sta convertendo He in Carbonio (C) e le successive reazioni di fusione nucleare all’interno del nucleo, permetteranno la conversione di C in Ossigeno (O), la conversione di O in Neon (Ne), la conversione di Ne in Magnesio (Mg), la conversione di Mg in Silicio (Si) e infine la conversione di Si in Ferro (Fe). A questo punto sarà una stella “a shell”, ossia sarà composta da strati di materiale differente, dove nello strato esterno vi sarà H, in quello appena più interno He e così via, fino ad arrivare al nucleo ricco di Fe. La produzione di energia tramite le reazioni nucleari è l’unica forza in grado di contrastare il collasso gravitazionale della stella dovuto alla massa che la compone. Quando nel nucleo della stella vi rimane solo il Fe, le reazioni nucleari si arrestano e non viene più prodotta energia. Di conseguenza prevale il collasso gravitazionale e la massa della stella precipita velocemente verso il centro. Nel momento in cui la massa che collassa raggiunge la velocità del suono ad una particolare distanza dal centro si crea un’onda di shock che porta all’espulsione di tutto il materiale esterno a tale regione, fenomeno noto come supernova. Il materiale interno, invece, continua a collassare e a seconda della massa può divenire una stella di neutroni (se la massa è minore a 3 M*) o un buco nero (se la massa è maggiore a 3 M*). Si prevede che Betelgeuse fra circa 100000 anni esploderà in una supernova e diverrà una stella di neutroni.

A sud della Cintura vi è la Spada di Orione, un asterismo composto da due stelle multiple, dalla Grande Nebulosa di Orione (M42) e dalla nebulosa M43. La M42 è una nebulosa diffusa ad emissione (già descritta nell’articolo Il Braccio di Orione), un ammasso di gas ricco di H e giovani stelle. Infatti la Nebulosa di Orione è la regione di formazione stellare più vicina a noi, a circa 1500 a.l. di distanza dal Sistema Solare. Gli atomi di gas che compongono la nebulosa sono responsabili della sua luminosità: la radiazione proveniente dalle stelle viene assorbita dagli atomi che si eccitano, occupando un livello di energia superiore a quello fondamentale. Quando gli atomi si diseccitano ritornando nello stato energetico fondamentale, emettono fotoni con un’energia corrispondente alla differenza di energia dei due livelli coinvolti. La M42 è vicina ad un altro ammasso di gas e stelle, indicato come M43. Questa è una nebulosa ad emissione e riflessione, quindi gli atomi di gas presenti in M43 oltre ad emettere radiazione elettromagnetica, riflettono la luce che proviene dalle stelle vicine.

Sempre a sud della Cintura di Orione vi è una nebulosa oscura, conosciuta come Orion’s Horsehead Nebula, ossia Nebulosa Testa di Cavallo (B33). Questa nube di polvere interstellare ha casualmente assunto la forma che rimanda alla testa di un cavallo, venendo modellata dai venti stellari. La nube di polvere opaca di cui è composta B33 assorbe la radiazione ma il suo profilo è facilmente visibile grazie alla radiazione rossastra proveniente dalla nebulosa ad emissione retrostante (IC434). Tale radiazione viene emessa al seguito della ricombinazione di protoni ed elettroni per formare atomi di H. In basso a destra della Testa di Cavallo vi è invece una nebulosa a riflessione, che riflette appunto la luce proveniente dalla giovane stella blu al suo interno. All’interno della nebulosa B33 (la dimensione della “Testa” è di 5 a.l.) vi è una grande quantità di stelle che si stanno attualmente formando.

Un altro importante oggetto Messier presente nella costellazione di Orione è M78. Questa è una nebulosa a riflessione, che insieme a M42 e B33 fa parte del Complesso Molecolare di Orione. M78 è caratterizzata da un filamento di polvere opaca che riflette ed assorbe la radiazione proveniente dalle giovani stelle blu al suo interno (dotate di temperature intorno ai 30000°K), conferendo a questa nebulosa un aspetto minaccioso.

Per individuare la costellazione del Leone, invece, si può ricorrere all’aiuto del Grande Carro. Prolungando la retta che congiunge le due stelle del lato minore dell’Orsa Maggiore verso Nord si giunge alla stella polare, mentre se ci si muove verso Sud si individua la testa del Leone rappresentata da un triangolo rettangolo. L’intera costellazione è simile ad un arco e la stella più luminosa è Regolo, in realtà un sistema binario.

La costellazione di Boote (o anche Bifolco, poiché rimanda alla figura di un contadino) è estremamente semplice da individuare grazie alle tre stelle della coda del Grande Carro. Infatti, seguendo la disposizione ad arco di questi astri, si giunge alla stella più luminosa della costellazione di Boote, Arturo (che rappresenterebbe la vita del contadino). Le restanti stelle della costellazione formano un aquilone, mentre le stelle meno luminose sotto Arturo individuano le gambe del bracciante agricolo.

Il Cigno è una costellazione estiva che si sovrasta la Via Lattea. Questo volatile astronomico ha la forma di una croce, dove l’asse maggiore è formato dalle stelle Deneb e Albireo, mentre quello minore da Gienah e Rukh. La stella Sadr è il punto di intersezione tra i due assi. Per maggiori informazioni sugli oggetti astronomici compresi all’interno di questa costellazione si può fare riferimento all’articolo La costellazione del Cigno.

Pegaso è una costellazione autunnale che raffigura il cavallo alato guidato da Perseo per liberare Andromeda dal mostro marino, rappresentato dalla costellazione della Balena. Si individua facilmente il corpo del cavallo alato cercando il quadrato che costeggia la Via Lattea. La testa e il resto del corpo si estendono all’esterno del quadrato.

La costellazione invernale di Perseo è composta da stelle che sono disposte in modo tale da somigliare ad un cosiddetto “osso a forchetta”. La stella più luminosa rappresenta il petto di Perseo.

La campagna Globe at Night ha già raccolto 5512 osservazioni provenienti da 65 Stati ma i dati osservativi sono in costante aumento. Nel grafico seguente è riportato il numero di osservazioni effettuate dall’inizio di Gennaio 2015 ad oggi, 15 Marzo.

Di seguito invece è riportato un grafico che illustra il grado di magnitudine del cielo registrato nelle diverse osservazioni.

Il grado di magnitudine 0 implica l’impossibilità di osservare la costellazione cercata o per via di un eccessivo inquinamento luminoso o per la presenza di fitte nubi. Nel diagramma accanto si nota come il 70% delle osservazioni che hanno registrato una magnitudine 0 avvenivano in presenza di un cielo non molto limpido, poiché più del 50% era coperto da nuvole. Di conseguenza tale risultato non è legato all’inquinamento luminoso ed è per questo motivo che nel grafico sovrastante il valore 0 non è stato rappresentato. Figura 19: Grafico che descrive le condizioni di nuvolosità del cielo durante le osservazioni che hanno fornito un grado 0 di magnitudine. Si evidenzia come la maggior percentuale delle osservazioni (70%) sono avvenute in presenza di una nuvolosità maggiore del 50%.

Chiunque voglia partecipare attivamente nella lotta contro l’inquinamento luminoso può farlo aderendo alla campagna Globe at Night. Il mondo purtroppo non può salvarsi da solo ed un piccolo contributo da parte di ognuno di noi può condurre ad un grande cambiamento. Come ogni singolo pezzo è importante per completare un puzzle, così una giusta azione da parte di tutti noi è fondamentale per salvare il pianeta Terra.  

Il drammatico peggioramento dell’Inquinamento luminoso sul Salento in soli 2 anni. Quasi non esiste più alcun luogo in cui ci sia una parvenza di buio. In un momento di crisi come l’attuale è uno dei modi più stupidi di sprecare le risorse comunali faticosamente raccolte aumentando a dismisura le tasse ai cittadini. Data courtesy of Earth Observation Group (EOG) NOAA.

Destinazione Spazio. Introduzione alle missioni spaziali – Margherita Maglie

 

28/04/2015 ore 10:30. Il centro di controllo ha deciso che proverà una nuova comunicazione nel passaggio durante la prossima orbita.

28/04 ore 11:00. L’orbita risulta regolare anche se più alta del previsto. Si sono aperte due delle cinque antenne, si cercherà di ripristinare il controllo nelle prossime orbite.

28/04 ore 23:00. Immagini e dati dicono che sta ruotando su se stesso fuori controllo.

28/04 ore 23:30. Si cercherà di ristabilizzare l’orbita, ma è possibile un rientro incontrollato in atmosfera.

La missione dedicata alla capsula Progress M-27M lanciata da Baikonur, in Kazakistan, martedì scorso, e carica di rifornimenti destinati alla Stazione Spaziale Internazionale, è stata dichiarata ufficialmente fallita il 30 Aprile. Dopo essere stato inserito in un’orbita di parcheggio in attesa di un attracco posticipato alla ISS, il modulo si è dimostrato completamente fuori controllo costringendo i controllori di volo a interrompere le trasmissioni e rinunciare ad un ulteriore tentativo di ripristino dell’assetto.

L’ultimo incidente legato ad una capsula Progress risaliva al 2011: il cargo russo m-12m andò distrutto a causa del malfunzionamento del terzo stadio del razzo vettore Soyuz pochi minuti dopo il lancio. La commissione di stato russa è alla ricerca delle cause dell’incidente e il vice primo ministro russo Rogozin non ha nascosto la possibilità di una eventuale sostituzione del personale incaricato alla missione. Risalire alle cause di un incidente del genere comporta ovviamente un grande imbarazzo della scelta: una missione spaziale è frutto del coordinamento di tanti sottosistemi che coinvolgono non solo i vari mezzi di lancio e trasporto ma anche tutto il personale umano incaricato di seguire i processi relativi ad ogni fase pre, durante e post lancio.

Cosa intendiamo quindi quando parliamo di missione spaziale?

Sostanzialmente una missione spaziale è composta da un insieme di elementi che raggruppiamo in sottosistemi. Fra i principali:

OGGETTO DELLA MISSIONE: perché questa missione?

SEGMENTO SPAZIALE (Spacecraft, S/C): insieme di hardware e software che interagiscono con l’oggetto della missione; in particolar modo nella definizione di s/c rientrano il tipo di payload (carico pagante), il quale determina il costo e la complessità della missione (esperimenti, attrezzatura..) e lo Spacecraft bus, che supporta il payload provvedendo al mantenimento dell’orbita, alla fornitura di potenza, alla gestione dei comandi, delle telemetrie e delle informazioni, al controllo della temperatura…

SISTEMA DI LANCIO (Launch System): include il servizio di lancio, il veicolo di lancio, l’upper stage richiesto per posizionare lo S/C in orbita, l’equipaggiamento di supporto da terra.

GEOMETRIA: tutto ciò che concerne l’orbita (nel caso di satelliti) o il path (la traiettoria, nel caso di sonde come Rosetta); nel caso dei satelliti, lo spacecraft è lasciato in un’orbita di parcheggio, è portato poi in quella di trasferimento da cui raggiunge quella operativa.

 COMUNICAZIONE: avviene sia in downlink e uplink, quindi le informazioni viaggiano sia dalla Terra al satellite che viceversa. Il Ground control station (stazione di controllo di terra) assolve tale compito.

SISTEMA DI TERRA (Ground System): comprende le stazioni di terra fisse e mobili attorno al globo che consentono di comandare ed eseguire il tracking (il rintracciamento via radio) dello s/c , ricevere e processare telemetrie e dati di missione e distribuire informazioni.

OPERAZIONI DI MISSIONE (Mission Operations): è l’insieme delle persone coinvolte nel ground e space segment, che assistono le procedure e i flussi di dati.

Come è abbastanza logico credere dunque, l’attività legata ad una missione non inizia solo al momento del lancio: la progettazione e l’assemblaggio stessi di uno spacecraft richiedono un certo tempo, addirittura 4 o 5 anni, periodo in cui componenti e sottosistemi sono immagazzinati ad opportune condizioni ambientali, al fine di non provocarne la degradazione. L’ambiente pre-lancio è infatti l’unico relativo alla missione su cui si abbia una certa possibilità di controllo delle condizioni ambientali, al contrario delle fasi successive, quella di lancio e quella di attività in orbita, in cui il nostro potere si limita alla difesa dall’ostilità proveniente dai fattori esterni. Alla fase del lancio sono legati ad esempio rumori estremamente forti e potenti shock termici da cui si generano altrettanto forti vibrazioni che provano notevolmente la struttura esterna del veicolo. Tali condizioni differiscono molto sia da quelle testate in laboratorio che da quelle che lo s/c incontrerà poi nello spazio, in cui la progressiva rarefazione (fino alla scomparsa) dell’atmosfera porta ad una rapida diminuzione di pressione esterna. Le vibrazioni ed i rumori sono dovuti essenzialmente al funzionamento dei motori principali ed all’attrito generato dal movimento dello S/C nelle zone più basse dell’atmosfera, in cui la densità di aria è maggiore; per via di questo “sfregamento” in aria della superficie dello s/c si genera anche un campo di temperature molto elevate.

La fase del lancio risulta dunque estremamente caotica, in particolar modo in due momenti cruciali: il LIFT-OFF (decollo), in cui la produzione di scarichi da parte dei motori verso terra è massima e dunque, per la legge di azione-reazione di Newton, lo è anche la sollecitazione di risposta verso la struttura del razzo; tale effetto si smorza naturalmente all’aumentare dell’altitudine, ma durante l’ascesa si verifica un secondo picco di caos, in cui il veicolo viaggia in TRANSONICO, una fase in cui cioè in punti diversi della superficie dello S/C si hanno velocità di volo diverse, alcune sotto l’unità (Mach<1), altre sopra il sonico. Tale situazione genera degli urti sulla superficie, da cui si genera un disturbo del flusso che diventa instabile.  In breve, il numero di Mach (M) è dato dal rapporto tra la velocità di volo relativa  V e la velocità del suono C, la quale è proporzionale alla radice della temperatura del fluido in cui è immerso il velivolo (nel nostro caso l’aria). Per valori del numero di Mach inferiori all’unità (M<1) dunque il generico velivolo viaggia in regime subsonico e il flusso attorno alla sua superficie ad opportuni valori di incidenze non genera disturbi. Per M=1 si passa al regime sonico, in cui cioè il velivolo ha una velocità pari a quella che ha il suono nel mezzo in cui sta viaggiando: per intenderci, il rumore provocato dal suo passaggio e l’arrivo fisico del velivolo sono contemporanei! Per M>1 il regime è supersonico; in tali condizioni la compressione del flusso sulla superficie del velivolo è tale da provocare la nascita di urti che creano disturbo. Superare il valore unitario del Mach significa rompere il muro del suono; quest’ultimo è un intenso fronte di pressione che, quando è attraversato, provoca delle fortissime vibrazioni alla struttura dell’aereo. Il caso di volo transonico corrisponde ad una situazione in cui le velocità relative di volo nei punti della superficie lungo l’asse longitudinale del velivolo hanno valori compresi nel range 0.8<M<1.2, a metà quindi fra l’alto subsonico e il basso supersonico.

La foto, risalente al Luglio 1999, ritrae un F/A-18 Hornet nell’istante in cui rompe la barriera del suono; il cono bianco è un effetto molto raro da osservare: esso infatti si rende visibile solo per delle condizioni di umidità e temperatura tali per cui si abbia la condensazione del vapore acqueo disciolto in atmosfera.

Il lift-off dell’Apollo 11 nella storica missione verso la Luna

Una volta comunque superata la fase del lancio, in cui gli “stadi” del lanciatore, esaurita la propria percentuale di carburante, si separano dallo stesso, finalmente lo spacecraft arriva nello spazio.

Per convenzione, lo spazio inizia all’altitudine per cui un oggetto messo in orbita è in grado di rimanere in orbita per un breve periodo, prima che l’attrito generato dalle particelle (se pur in bassissima concentrazione) di atmosfera lo rallenti eccessivamente fino a farlo precipitare verso la Terra. Dovendo stabilire una quota indicativa, si fa riferimento ad un’altezza di circa 130 km sul livello del mare. Per quanto riguarda le orbite terrestri, se ne contano due tipi: quelle LEO (Low Earth Orbit) e quelle GEO (Geostationary Earth Orbit); le prime, tra le quali rientra ad esempio l’orbita della ISS, come dice il nome stesso sono orbite “basse”, comprese fra i 200 e i 2000 km di altitudine, il cui limite inferiore è imposto da un grado di rarefazione di atmosfera accettabile; il periodo di rivoluzione di queste orbite è in media di 90 o 100 minuti. Per evitare eccessivi ritardi nelle trasmissioni dovuti alle grandi distanze, le orbite LEO sono preferite alle GEO per quanto riguarda le comunicazioni.

Le GEO sono invece orbite che vengono completate a una quota di 36000 km sul livello del mare. Orbitare a tale altitudine consente infatti allo spacecraft di coprire sempre lo stesso punto del pianeta; il periodo di rivoluzione per tali satelliti sarà dunque di ben 24 ore! Per definire un’orbita tuttavia non è sufficiente parlare di quote: alcuni altri parametri sono fondamentali in quanto possono influenzare il dimensionamento dei pannelli solari; fra questi, l’inclinazione del piano orbitale, l’angolo formato dal piano orbitale con la congiungente Terra-Sole. Rimanendo su uno studio più generale invece sicuramente son da definire la forma dell’orbita (più o meno eccentrica), il periastro e l’apoastro. 

Mi è stato chiesto una volta come fosse possibile trasportare a bordo di una navicella spaziale tanto carburante da consentirle di rimanere in orbita intorno alla Terra per tanto tempo; ebbene, non vi è alcun bisogno di carburante! Così come accade per la Terra con il Sole infatti, anche i satelliti messi in orbita obbediscono alle leggi di Keplero: i satelliti descrivono dunque orbite ellittiche attorno al pianeta, percorrendo le medesime aree comprese in archi di ellisse nel medesimo tempo e mantenendo costante il rapporto fra il cubo del semiasse maggiore della propria orbita ed il quadrato del periodo di rivoluzione. D’altro canto, è vero che può essere necessario utilizzare periodicamente dei motori secondari appositi per ristabilire l’orbita ad una quota opportuna, come nel caso della ISS che ad una quota di circa 400 km risente ancora dell’attrito dell’atmosfera terrestre.

Un esempio di flyby. Trattandosi in questo caso di una cometa in fase di passaggio spontaneo vicino ad un pianeta, la “manovra” è imposta dalle leggi fisiche; la medesima cosa vale per i satelliti in transito vicino ad un pianeta se però imponiamo a monte il fatto che ovviamente la traiettoria di un satellite debba essere studiata a tavolino prima del lancio e che dunque il suo passaggio vicino ad un pianeta che si trova in un determinato punto della sua rivoluzione intorno al Sole sia tutt’altro che casuale.

Sebbene dunque mantenere l’orbita attorno ad un pianeta a determinate condizioni sia scritto nelle leggi della fisica, mantenere il controllo di uno s/c è qualcosa di meno naturale. Non solo infatti a volte la necessità è quella di raggiungere un pianeta ben più lontano della Terra, effettuando manovre studiate come i flyby che sfruttano la gravità di un pianeta per generare il cosiddetto “effetto fionda” e spararlo verso la traiettoria di interesse, ma ben più complicato è il controllo di attitude (assetto), ossia la rotazione del satellite attorno al suo centro di massa. Si è ipotizzato che proprio la perdita del controllo d’assetto, dovuta probabilmente ad uno sgancio troppo violento dagli altri stadi, possa aver portato alla failure (fallimento) della missione Progress.  

Gradi di libertà del corpo dello S/C relativi all’assetto; così come accade in aeronautica, la rotazione intorno all’asse x prende il nome di rollìo, quella intorno all’asse y di beccheggio infine quella intorno all’asse z di imbardata.

 Per il controllo dell’assetto di uno S/C son installati a bordo due sistemi appositi, ADCS (Attitude Determination and Control System) e GN&C (Guidance, Navigation & Control), che prevedono l’utilizzo di due tipi di metodi, attivi e passivi; rispettivamente, gli uni generano delle coppie di controllo in base ai dati rilevati, mentre gli altri sfruttano gli aspetti negativi a proprio vantaggio.

Tra i metodi attivi ad esempio rientrano le reaction wheels (ruote di reazione), il cui principio di funzionamento è la conservazione del momento angolare del satellite; in pratica, si mette in rotazione una massa all’interno del satellite e questo, per reazione, prenderà a ruotare nel verso opposto. Per avere il controllo completo sul satellite ovviamente si avrà una ruota per ogni asse.

La stabilizzazione magnetica invece è uno dei metodi passivi più semplici: si applicano al satellite dei magneti permanenti orientati in modo tale da allineare uno degli assi body dello s/c alle linee di campo magnetico terrestre.

Reaction wheel del satellite Kepler

Solitamente nella fase EOL (End Of Life, o fine vita) del satellite si usa abbandonarne intenzionalmente il controllo dell’altitudine e dell’assetto provocandone la caduta verso la Terra lungo una traiettoria prevista in un certo corridoio di rientro. Rientrando in atmosfera poi, il satellite brucia per via dell’attrito, seminando solo dei piccoli detriti che nella maggior parte dei casi raggiungono il mare. La stessa sorte toccherà a Progress, di cui si è ufficialmente perso il controllo Mercoledì scorso e che si prevede raggiungerà la Terra tra il 7 e l’ 11 di Maggio. Per lei tuttavia nessuna certezza sulla traiettoria di rientro e nessuna garanzia sulla completa combustione in atmosfera: due tonnellate tra rifornimenti alimentari e strumenti di supporto agli esperimenti scientifici inizialmente diretti verso la Stazione Spaziale fluttuano liberi sulle nostre teste e, si sa, la scienza è dura a morire.

The Progress M-26M spacecraft on final approach to the International Space Station.

Attenzione dunque, pare che nei prossimi giorni le Aquaridi non saranno le uniche meteore visibili in cielo!  

Il mare del paradosso – Rossella Baldacconi

Sorvolando dall’alto la città di Taranto, il Mar Piccolo appare come un otto rovesciato, il simbolo dell’infinito. Non a caso, nonostante il feroce inquinamento ambientale, il piccolo mare interno racchiude ancora un patrimonio naturalistico unico nel suo genere. Come in un paradosso, l’inquinamento che ha avvelenato i sedimenti dei suoi fondi molli, non ha ucciso le innumerevoli forme di vita che lo popolano.

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Generalità
Il Mar Piccolo è una laguna costiera che si estende per poco più di 20 km², a nord della città di Taranto. È suddiviso in due seni di forma ellittica, il primo in comunicazione con il Mar Grande attraverso due varchi, il canale navigabile e il canale di Porta Napoli, e il secondo poco più grande e più interno.

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ponte-punta-penna-dal-secondo-senoTNel bacino sfociano brevi corsi d’acqua costeggiati da preziosi ambienti umidi, come il fiume Galeso decantato da Orazio e Marziale, e rifugio di numerose specie di uccelli acquatici.

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Da depressioni imbutiformi dei fondali di entrambi i seni, inoltre, sgorgano sorgenti sottomarine di acqua ipogea, chiamate citri, in greco caldaie ribollenti. Le sorgenti oltre ad assumere un ruolo fondamentale nel regolare la temperatura delle acque dell’intero bacino, influenzano anche la salinità, che è di poco inferiore a quella del mare aperto. L’abbondanza di sali di azoto e fosforo apportati dai corsi d’acqua, la bassa profondità e il ridotto idrodinamismo, rappresentano alcune delle peculiarità che rendono il Mar Piccolo un ambiente particolarmente produttivo in grado di sostenere considerevoli masse biologiche, dai microscopici organismi planctonici alla base delle reti alimentari, fino ai grandi predatori.

Sugli inquinanti
Il dramma ambientale di Taranto e dei suoi mari, iniziò nel lontano 1889 quando fu inaugurato l’Arsenale Militare costruito sulla sponda meridionale del primo seno del Mar Piccolo, al posto di una parte della necropoli greco-romana e di preziose ville settecentesche. All’Arsenale Militare seguì la costruzione della Stazione Torpedinieri, dell’Idroscalo sul secondo seno, dei Cantieri Navali, della polveriera di Buffoluto, destinando il Mar Piccolo a divenire una sede strategica dell’industria bellica nazionale. Oltre ad aver completamente stravolto l’assetto costiero del mare interno con moli, banchine, tombamenti e bacini di carenaggio, queste opere scellerate hanno implicato la cementificazione di chilometri di sponde con la conseguente distruzione del fragile ecosistema mesolitorale, al confine tra la terra e il mare. Ma l’enorme impatto ambientale non si è limitato all’alterazione irreversibile del paesaggio costiero. Alle attività dell’Arsenale Militare e dei Cantieri Navali è imputato in parte il grave inquinamento dei sedimenti marini del primo seno, contaminati da concentrazioni elevatissime di PCB (PoliCloroBifenili), ben al di sopra dei limiti di intervento, da metalli pesanti (mercurio, arsenico, cadmio, piombo, rame e zinco) e da altri pericolosi inquinanti come i composti organostannici utilizzati nelle vernici antifouling.
La violenza inflitta sui mari di Taranto, sulla città e su tutto il territorio circostante raggiunse l’apice con la costruzione dell’Italsider che sancì l’inizio della catastrofe ambientale. Dal 1965, anno in cui l’industria fu inaugurata, ogni comparto dell’ecosfera, dall’aria all’acqua, dalla terra a tutti gli esseri viventi è stato gradualmente contaminato da una lunga serie di inquinanti cancerogeni, come le temutissime diossine. Anche il Mar Piccolo ha subito direttamente o indirettamente l’impatto prodotto dalla vicina area industriale che negli anni si è sempre più ampliata e ha visto sorgere, tra l’altro, il cementificio e la grande raffineria dell’Eni.
La contaminazione del bacino è avvenuta attraverso la ricaduta degli inquinanti adsorbiti a polveri sottili e precipitati dal cielo (fall out), il dilavamento di suoli contaminati (run off), l’apporto degli inquinanti attraverso i corsi d’acqua. Inoltre, l’Idrovora dell’ILVA sulla sponda nord-occidentale del primo seno, ha stravolto le correnti del Mar Piccolo e ha provocato un aumento della salinità richiamando un’enorme quantità d’acqua salata dal Mar Grande (fino a 4 milioni di metri cubi al giorno!) e di inquinanti provenienti dalla zona portuale e dagli scarichi industriali. Recenti studi effettuati dal Politecnico di Bari, hanno dimostrato che bastano soltanto 15 giorni perché le acque inquinate della zona antistante gli scarichi dell’ILVA giungano nel primo seno, contaminandolo con altre sostanze tossiche, come gli IPA (Idrocarburi Policiclici Aromatici).

ilva-primo-senoTL’impatto delle attività industriali sul Mar Piccolo è avvenuto anche in modo indiretto per mezzo dei citri, le sorgenti sottomarine che apportano acque ipogee. Il percolato proveniente da una gigantesca discarica di scarti di lavorazione industriale e di sostanze tossiche, ha col tempo raggiunto e contaminato la falda profonda che alimenta le sorgenti, contribuendo all’inquinamento continuo e generalizzato.
Tutto ciò ha prodotto danni gravissimi alla secolare mitilicoltura tarantina soprattutto nel primo seno del Mar Piccolo, un ambiente così contaminato che i mitili posti in allevamento accumulano sostanze altamente cancerogene come diossine e PCB in concentrazioni tali da vietarne il consumo alimentare. Tonnellate e tonnellate di mitili sono stati negli ultimi anni etichettati come rifiuti speciali e smaltiti in inceneritore che con le sue emissioni contribuisce ad avvelenare l’ambiente.
In confronto, gli scarichi civili di ben otto comuni del circondario (e potrebbero anche aumentare!) che sfociano attraverso il Canale d’Aiedda nel secondo seno sembrano un’inezia. Producono, in realtà, un rilevante arricchimento organico della porzione più interna del Mar Piccolo. Il surplus di materia organica combinato ad alte concentrazioni di nitrati e fosfati lisciviati dalle circostanti terre coltivate, innesca soprattutto nei mesi estivi, impressionanti fioriture algali che destabilizzano il delicato sistema marino e provocano gravi crisi anossiche e diffuse morie di massa.

Il patrimonio sommerso del Mar Piccolo
Un quadro del genere indurrebbe chiunque a supporre che il Mar Piccolo sia ormai ridotto a un deserto abiotico, un mare privo di ogni forma di vita. Questo è quello di cui sono convinti molti tarantini che considerano il piccolo mare un posto degradato, altamente inquinato, da evitare. Non sanno però che celato sotto le acque del bacino, esiste un tesoro di inestimabile valore naturalistico e dalle caratteristiche uniche. L’elevata biodiversità del Mar Piccolo, ovvero il numero complessivo di specie diverse che costituiscono la comunità marina, è sicuramente la qualità più sorprendente che cozza fortemente con l’alto grado di inquinamento ambientale.
Già a pochi centimetri di profondità, il paesaggio sottomarino appare straordinario. Grovigli giganteschi di alghe verdi filamentose si alternano a rigogliose praterie di piante marine.

Prateria della pianta marina Cymodocea nodosa

Prateria della pianta marina Cymodocea nodosa

Ogni tallo o fronda vegetale ospita miriadi di organismi, piccoli anemoni screziati, gasteropodi dalla conchiglia a forma di trottola, idrozoi urticanti, ascidie colorate, briozoi frondosi e tanti altri ancora.

Un piccolo anemone, Paranemonia cinerea, su una fronda della pianta

Un piccolo anemone, Paranemonia cinerea, su una fronda della pianta

Tra i vegetali si nascondono innumerevoli seppie, tordi variopinti, granchi giganteschi e ghiozzi boccarossa.

La seppia, Sepia officinalis, cefalopode molto diffuso nel Mar Piccolo

La seppia, Sepia officinalis, cefalopode molto diffuso nel Mar Piccolo

Dove non crescono i vegetali, il fondale incoerente è impreziosito da tappeti di conchiglie vuote tra cui sporgono i polipi di grandi cerianti dalle folte chiome tentacolari e le inconfondibili valve della Pinna nobile, il più grande mollusco del Mediterraneo, un tempo molto abbondante nel Mar Piccolo tanto da essere pescato in gran numero per prelevarne il bisso, utilizzato dall’animale per ancorarsi al substrato. Il bisso, dopo lungo trattamento, era lavorato da pochi abili artigiani per tessere stoffe preziose.

Il grande polipo del cerianto, Cerianthus membranaceus

Il grande polipo del cerianto, Cerianthus membranaceus

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Un esemplare adulto di Pinna nobilis ricoperto da molti organismi marini

L’habitat più caratteristico del Mar Piccolo è senza dubbio quello che si viene a creare sulle superfici dei pali dei vecchi impianti di mitilicoltura. Il subacqueo che visita per la prima volta i lunghi pali sommersi resta impressionato dalla complessità delle aggregazioni di organismi, dall’abbondanza e dalla ricchezza delle incalcolabili forme di vita. Ogni superficie metallica è ricoperta da denti di cane acuminati, da inestricabili intrecci di tubi calcarei abitati da vermi, da alghe frondose, laminari o coralline, da mitili, pettini e ostriche simili a tridacne in miniatura. Cespugli di briozoi semitrasparenti, attinie dai lunghi tentacoli, spugne soffici e digitate, colonie di ascidie dorate, tutti questi organismi lottano con tenacia per la conquista del poco spazio disponibile e si ricoprono vicendevolmente, soffocandosi o avvelenandosi a colpi di metaboliti tossici in una invisibile e silenziosa guerra chimica.

Vecchio palo della mitilicoltura ricoperto da un numero impressionante di gigli di mare, Antedon mediterranea

Vecchio palo della mitilicoltura ricoperto da un numero impressionante di gigli di mare, Antedon mediterranea

Sporgono come fiori marini dai pali che sembrano le colonne di un meraviglioso tempio sommerso, moltitudini di spirografi, insospettabili vermi dal bellissimo apparato filtratore avvolto a spirale, e colonie ramificate di briozoi rosso sangue simili a bizzarri candelabri.

Uno spirografo, Sabella spallanzanii, con la vistosa corona branchiale bianca striata di viola

Uno spirografo, Sabella spallanzanii, con la vistosa corona branchiale bianca striata di viola

Grappoli di ascidie grigiastre o verdastre pendono dai pali e ondeggiano lievemente nella debole corrente.

Un bouquet di graziosi ascidie semitrasparenti, Clavelina lepadiformis

Un bouquet di graziosi ascidie semitrasparenti, Clavelina lepadiformis

Altre ascidie coriacee come pietre, chiamate microcosmi (in tarantino spuénzele) sono raccolte dai pescatori, tagliate in due e succhiate. La polpa giallastra che fuoriesce dall’involucro odora di iodio, intenso concentrato di mare.

Sull’enorme assembramento colorato vivono altrettanti animali tra cui granchi, paguri e porcellane, ricci verdi e gigli di mare, vermi piatti e stelle gibbose, gasteropodi con conchiglia, soprattutto murici (in tarantino cuèccele), e moltissimi nudibranchi, piccoli gioielli del mare dalle eccezionali livree variopinte.

La stella marina più comune del Mar Piccolo, Asterina gibbosa

La stella marina più comune del Mar Piccolo, Asterina gibbosa

Il bellissimo nudibranchio, Felimida luteorosea

Il bellissimo nudibranchio, Felimida luteorosea

Si nascondono tra gli innumerevoli organismi sessili anche molti pesci bentonici. I più comuni sono il pesce ago di Rio, il ghiozzo nero e la bavosa pavone dall’inconfondibile elmetto giallo in testa.

Un maschietto di bavosa pavone, Salaria pavo, custodisce le uova deposte dalla femmina all’interno di un guscio di cozza

Un maschietto di bavosa pavone, Salaria pavo, custodisce le uova deposte dalla femmina all’interno di un guscio di cozza

Ma il tesoro più prezioso del Mar Piccolo è il cavalluccio marino, il paradossale simbolo del mare pulito e incontaminato. I meravigliosi cavallucci marini somigliano a piccoli draghi in miniatura con una lunga coda prensile ed espansioni filiformi sul capo.

Il cavalluccio marino, Hippocampus guttulatus

Il cavalluccio marino, Hippocampus guttulatus

Gli affascinanti pesciolini sono rigorosamente protetti dalla legislazione vigente poiché in declino in tutto il Mediterraneo a causa del degrado ambientale, della cattura accidentale nelle reti e della raccolta indiscriminata per l’acquariologia. La loro presenza, accresce enormemente il valore naturalistico e conservazionistico del mare interno tarantino.
Un’altra particolarità del Mar Piccolo è la presenza di molte specie aliene giunte da ogni angolo del pianeta trasportate nelle acque di zavorra o incrostate sugli scafi delle innumerevoli navi che solcano i mari di Taranto, o ancora introdotte con gli animali da allevare in acquacoltura. Ascidie peruviane ricoprono rapidamente corde e altri manufatti, colorati vermi tropicali competono per lo spazio con gli spirografi nostrani, spugne brasiliane crescono al posto degli organismi indigeni.

Il verme alieno di origine tropicale Branchiomma luctuosum

Il verme alieno di origine tropicale Branchiomma luctuosum

La spugna Paraleucilla magna, proveniente dalle lontane coste brasiliane

La spugna Paraleucilla magna, proveniente dalle lontane coste brasiliane

E nudibranchi bitorzoluti provenienti dal Mar Rosso, alghe laminarie importate con stock di ostriche giapponesi, minuscoli mitili asiatici. Tutti questi organismi convivono forzatamente con quelli autoctoni, mostrando in alcuni casi carattere invasivo e destando non poche preoccupazioni.
Infine, di notevole importanza sono le segnalazioni nel Mar Piccolo di grandi animali pelagici, che penetrano nel bacino dal Mar Grande, probabilmente in cerca di cibo. Si tratta della tartaruga Caretta caretta e dello squalo elefante Cetorhinus maximus.

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Gli emozionanti avvistamenti inducono a riflettere sullo splendore del Mar Piccolo, mare tanto oltraggiato dall’uomo quanto premiato dalla Natura.

Rossella Baldacconi – 2015

I segreti della luce degli asteroidi – IYL2015 – Domenico Licchelli

Un mucchio di sassi rotanti disseminati nello spazio tra Marte e Giove, laddove sarebbe stato meglio che ci fosse un bel pianeta. Punti luminosi con la pessima abitudine di rovinare le fotografie a lunga posa con le loro tracce, senza peraltro fornire alcuna utile informazione, a parte l’evidente e fastidioso segno del loro percorso in cielo. Questo sono stati considerati per lungo tempo gli asteroidi, corpi celesti troppo poco interessanti per giustificare importanti programmi di ricerca loro dedicati.

Comparative imagery of nine asteroids. With a diameter of about 330 miles (530 kilometers), Vesta dwarfs all of these small bodies. Many scientists think it's a protoplanet left over from the solar system's first few million years. Credit: NASA/JPL-Caltech/JAXA/ESA

Comparative imagery of nine asteroids. With a diameter of about 330 miles (530 kilometers), Vesta dwarfs all of these small bodies. Many scientists think it’s a protoplanet left over from the solar system’s first few million years.
Credit: NASA/JPL-Caltech/JAXA/ESA

Negli ultimi decenni ci si è resi conto che si trattava, invece, di tasselli fondamentali per capire l’origine del nostro Sistema Solare e, in ultima istanza, di noi stessi. Perché una rivoluzione così radicale potesse avvenire, erano però necessarie idee molto forti, di quelle che in qualche modo segnano un prima e un dopo. Nel caso in questione si è trattato di due distinte prese di coscienza, legate rispettivamente alla vita e alla morte, una sorta di Eros e Thanatos su scala planetaria.

Da sempre l’uomo si chiede quale sia stata l’origine dell’Universo. Alcuni secoli di ricerche scientifiche non hanno ancora fornito risposte definitive, ammesso che ciò sia possibile. Tuttavia, hanno permesso di definire con sufficiente grado di precisione le caratteristiche principali del grande affresco cosmico. Restano però bisognose di ulteriori ed approfondite indagini alcune questioni cruciali, una delle quali ci interessa direttamente. Come si è formato il Sistema Solare ed in particolare il bel pianeta blu che ci ospita? Si potrebbe pensare che per venirne a capo, basti studiare in maniera accurata lo straordinario campionario di strutture geologiche disseminate sul globo terracqueo, la sua correlazione con le immani forze che ancora oggi agiscono all’interno del pianeta e l’interazione con gli elementi atmosferici e marini che ne hanno modellato il paesaggio per miliardi di anni. Tutto ciò è molto sensato, ed in effetti è quanto tentano di fare, con ottimi risultati, schiere di geologi, oceanografi e meteorologi. Ma la descrizione, per quanto dettagliata, deve inevitabilmente arrestarsi davanti ad una sorta di piccolo orizzonte degli eventi terrestre, costituito dal momento in cui l’intero pianeta era poco più di una massa fusa in continua trasformazione. All’interno dell’immensa sfera infuocata, sconvolgimenti di straordinaria potenza rimescolavano da cima a fondo tutta la materia, facendo così perdere quasi completamente le informazioni riguardanti il materiale primigenio da cui tutto aveva preso forma. Fine della storia e delle nostre ricerche? Fortunatamente no.

Un raffinato lampadario di vetro di Murano ci dice poco della sua origine, ma se guardandoci attorno troviamo pezzi di vetro semifuso, una fornace ancora accesa, un mucchietto di silice ed un pizzico di soda in un sacchetto, forse possiamo ancora ricostruire la sequenza delle trasformazioni che l’hanno portato ad essere quel che è. Su scala planetaria, il mucchietto di sabbia con i resti di fusione è rappresentato dagli asteroidi e dalle comete, corpi le cui caratteristiche chimiche e isotopiche sono state poco o punto modificate da processi di differenziazione e di evoluzione termica su larga scala e che conservano ancora oggi al loro interno preziosissime informazioni relative alla composizione della nebulosa primordiale. Avanzi, certo, di uno dei più straordinari processi di costruzione di nuovi mondi che si possa immaginare, ma al contempo, preziosi scrigni ricolmi di gioielli e, secondo alcuni, perfino diretti portatori della vita sulla Terra, un gesto degno di un magnifico Eros cosmico.

E Thanatos? In una notte calma e senza vento dirigiamo il nostro fidato telescopio verso il primo quarto di luna. Nell’oculare balza subito all’occhio il grande bacino circolare del Mare Serenitatis interamente ricoperto di lava, nonostante i quasi 700 km di diametro.

Luna_08_08_08In direzione opposta, verso il polo sud lunare, un’incredibile selva di crateri di tutte le dimensioni ricopre completamente la regione. Aumentando gli ingrandimenti, anche quelle zone che in precedenza sembravano lisce, si rivelano essere una moltitudine di piccoli crateri addossati gli uni agli altri. I più antichi sono stati quasi del tutto demoliti dai nuovi arrivati che hanno saturato completamente ogni spazio disponibile, distruggendo gli originali terrazzamenti e riempiendo a forza le platee, quasi vigesse una sorta di horror vacui che richiama alla mente certe architetture barocche leccesi o siciliane.

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Terminatore lunare nei pressi del cratere Ticho – 2004

Oggi sappiamo che questi crateri sono stati generati da impatti di un gran numero di asteroidi e di meteoriti con la superficie del nostro satellite, soprattutto nelle prime fasi dell’evoluzione del Sistema Solare. Anzi, la Luna stessa si è con molta probabilità formata dalla collisione con la giovane Terra di un planetoide delle dimensioni di Marte. Anche il nostro pianeta ha sicuramente sperimentato questa fase di bombardamento cosmico dalle conseguenze più o meno catastrofiche che, seppur diradandosi progressivamente col passare del tempo, non è mai cessato del tutto.

Almeno in un caso, circa 65 milioni di anni fa, si ha ormai la quasi certezza che la caduta di un asteroide di qualche chilometro di diametro abbia portato ad una delle più grandi estinzioni di massa nella storia evolutiva della biosfera, la ben nota scomparsa dei dinosauri. Per la verità, secondo autorevoli studiosi, i mammiferi, compresi noialtri, devono la loro esistenza proprio all’immane catastrofe che seguì l’impatto e che spazzò via, in un colpo solo, i giganteschi rettili che avevano regnato incontrastati fino a quel momento. Tuttavia, lo stesso meccanismo che ha forse permesso la nostra esistenza potrebbe un giorno, si spera mai, portare alla nostra estinzione.

Ed ecco la seconda idea fondamentale. Gli asteroidi possono essere una grave minaccia per la sopravvivenza della nostra specie. In particolare, è diventato evidente che è di vitale importanza individuare tutti quei corpi che, per le loro caratteristiche dinamiche, possono entrare in rotta di collisione con la Terra, i cosiddetti PHAs (Potential Hazardous Asteroids, al 27 Gennaio 2015 sono 1541 quelli noti) e studiarne le caratteristiche, soprattutto la struttura interna e la loro composizione chimica e mineralogica, al fine di poter approntare le eventuali contromisure con cognizione di causa. Un impatto di un asteroide metallico avrebbe, infatti, conseguenze ben più catastrofiche di quello di un analogo roccioso, costituito da un aggregato incoerente di frammenti tenuti assieme dalla gravità.

I PHAs sono una piccolissima frazione della più numerosa famiglia dei NEO (Near Earth Object), costituita da una popolazione piuttosto eterogenea di corpi minori comprendente asteroidi, comete attive ed estinte e corpi progenitori di alcune classi di meteoriti. Provengono da tutte le regioni del Sistema Solare e sono caratterizzati dall’avere orbite caotiche e instabili che, nel volgere di pochi milioni di anni, concludono la loro esistenza cadendo sul Sole o impattando uno dei pianeti interni, se non sono finiti nel frattempo su orbite che li portano ad essere espulsi dal Sistema Solare.

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An image mapping the orbits of all the potentially hazardous asteroids (PHAs) known. Image Credit: NASA/JPL-Caltech

La loro breve esistenza, su tempi scala cosmici, implica che la popolazione di NEO che osserviamo ai giorni nostri, non può certamente essere la stessa di quella che avremmo trovato anche solo qualche centinaio di milioni di anni fa. Deve perciò esistere un qualche meccanismo che rifornisce continuamente la popolazione dei NEO, compensandone le perdite e mantenendo relativamente alta nel tempo la probabilità che uno di essi finisca col prenderci di mira. Sono state individuate varie sorgenti che possono iniettare questi oggetti verso il Sistema Solare interno, portandoli ad intersecare o quantomeno ad avvicinarsi all’orbita terrestre. La parte del leone sembra svolta dalle potenti risonanze esistenti nella Fascia Principale, in particolare quelle con Giove, e dagli incontri ravvicinati con Marte. Per valutare correttamente le probabilità di un eventuale impatto è fondamentale conoscere con grande precisione i parametri orbitali.

Se sulla base di accurate misure astrometriche sembra che il rischio di collisione non sia trascurabile, osservazioni condotte con potenti radiotelescopi possono indicare le reali possibilità. Il fascio ad alta potenza emesso da un radar, 1Megawatt nel caso del radiotelescopio di 305 metri di Arecibo, è estremamente coerente, cosicché la fase dell’onda elettromagnetica è la stessa su tutto il fronte d’onda. Sfruttando la tecnica del time-delay, ossia della misura del tempo che intercorre tra l’emissione del fascio e la ricezione dell’eco, è possibile determinare la distanza del target con una precisione attorno ai cento metri e stimare la componente della velocità lungo la linea di vista, con un margine d’errore dell’ordine del millimetro al secondo, come dire che si potrebbe ricostruire il moto di una formica che si arrampica su un muro. L’analisi dell’eco permette anche di determinare le proprietà fisiche della superficie dell’asteroide. La rugosità superficiale influenza il modo in cui l’onda radar è riflessa: una superficie liscia tende a mantenere la coerenza del fascio al contrario di una scabra, mentre una metallica riflette molto più intensamente di una rocciosa coperta da regolite. Inoltre, siccome l’oggetto è in moto, la frequenza dell’onda riflessa è diversa da quella incidente, per effetto Doppler. Un’accurata analisi di queste variazioni consente di ricostruire la forma dell’asteroide con sorprendente precisione, ottenendo una sorta di fotografia, tanto più dettagliata quanto più l’oggetto è vicino. La potenza dell’eco ricevuta è, infatti, inversamente proporzionale alla quarta potenza della distanza dell’oggetto, il che spiega come mai i NEO, transitando in certi casi a distanza inferiore a quella Terra-Luna, sono i candidati ideali per questo tipo di indagini.

Proprio ieri, 26 Gennaio 2015, gli scienziati della NASA, sfruttando l’antenna di 70m di Goldstone, hanno ricostruito le immagini radar dell’asteroide 2004 BL86 che stava transitando a circa 1.2 milioni di chilometri dalla Terra, e che ha riservato una gradita sorpresa: è un asteroide di circa 325metri con una piccola luna di 70 metri che gli orbita attorno.

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This GIF shows asteroid 2004 BL86, which safely flew past Earth on Jan. 26, 2015. Image Credit: NASA/JPL-Caltech

Solo di recente si è iniziato a studiare anche gli oggetti della Fascia Principale. La prima osservazione di questo tipo è stata quella di (216) Kleopatra, un asteroide lungo circa 217 km e largo 94 km, dalla caratteristica forma ad osso. Le osservazioni sono state condotte ad Arecibo, quando l’asteroide si trovava ad oltre 170 milioni di km di distanza da Terra; il fascio radar impiegava circa 19 minuti per raggiungerlo e tornare al ricevitore.

Ricostruzione radar della forma dell’asteroide 216 Kleopatra ottenuta col grande radiotelescopio di Arecibo, sfruttando la tecnica del Doppler imaging. Da notare la notevole finezza dei dettagli superficiali, soprattutto in considerazione del fatto che, al momento dell’osservazione, l’asteroide si trovava ad oltre 170 milioni di km di distanza.

Ricostruzione radar della forma dell’asteroide (216) Kleopatra ottenuta col grande radiotelescopio di Arecibo, sfruttando la tecnica del Doppler imaging. Da notare la notevole finezza dei dettagli superficiali, soprattutto in considerazione del fatto che, al momento dell’osservazione, l’asteroide si trovava ad oltre 170 milioni di km di distanza.

Il grande limite delle misure radar sta nel fatto che è possibile studiare un numero molto limitato di oggetti, almeno con gli attuali strumenti a disposizione. Viceversa, i planetologi vorrebbero poterne osservare il più grande numero possibile, per poter poi applicare considerazioni di tipo statistico, inevitabili quando si tratta di caratterizzare una popolazione che, verosimilmente, è composta di parecchi milioni di oggetti. Nell’attesa dei dati della missione spaziale GAIA, che si ripromette di rivoluzionare per quantità e qualità le conoscenze sugli asteroidi, le osservazioni fotometriche condotte da Terra continuano ad essere, da questo punto di vista, uno strumento fondamentale, poiché permettono di ottenere un discreto numero di informazioni, tutto sommato in maniera relativamente semplice anche con strumentazione commerciale.

Gli asteroidi hanno forme più o meno allungate e più o meno stravaganti, conseguenza il più delle volte di complicate esistenze dominate da violente collisioni reciproche. Se nelle prime fasi della formazione del Sistema Solare i detriti collidevano a velocità relativamente basse, favorendo in questo modo il progressivo accrescimento e la formazione di corpi di grandi dimensioni, la successiva evoluzione delle orbite, soprattutto di quelle caratterizzate da alte eccentricità ed inclinazioni, ha fatto sì che le collisioni avvenissero a velocità comprese tra i 5 ed i 20 km/s conferendo alle collisioni un carattere distruttivo. Spesso la violenza degli impatti è stata tale da sbriciolare letteralmente i corpi coinvolti. In alcuni casi dalle collisioni sono emerse le cosiddette famiglie dinamiche, costituite da piccoli e grandi oggetti con elementi propri e proprietà fisiche simili a quelle del corpo genitore.

Accurate simulazioni numeriche hanno dimostrato, per esempio, che le famiglie di Eunomia e Koronis hanno avuto un’origine di questo tipo e che tutti gli oggetti di dimensioni maggiori sono probabilmente costituiti di aggregati di frammenti debolmente legati tra loro (rubble-pile), tenuti assieme dalla gravità e dalle forze di stato solido. Un altro sottoprodotto di questo tipo di evento è la formazione di satelliti attorno al corpo principale. Attualmente sono stati individuati satelliti di asteroidi nella Fascia Principale, tra i NEO e tra i transnettuniani. E’ di qualche anno fa la scoperta di un asteroide triplo, (87) Sylvia, un oggetto di 280km di diametro con due piccole lune, rispettivamente a 710 e 1360km di distanza, che ruotano attorno ad esso su orbite equatoriali, circolari e prograde il che suggerisce con forza un’origine comune. In genere i satelliti sono piccoli rispetto ai corpi principali, ma a volte, come nel caso di (90) Antiope, le dimensioni sono confrontabili, tanto che, più correttamente, si deve parlare di asteroidi doppi.

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VLT observations of the double asteroid (90) Antiope during 2004. The adaptive optics NACO instrument was used, allowing the astronomers to perfectly distinguish the two components and so, precisely determine the orbit. The two objects are separated by 171 km, and they perform their celestial dance in 16.5 hours.

Il grande interesse per gli asteroidi binari o multipli deriva dal fatto che dallo studio dell’orbita dei componenti è possibile determinare la loro massa tramite le leggi di Keplero e, se si dispone anche di una stima delle dimensioni, di ricavare la densità, parametro fondamentale per capire la struttura interna dell’oggetto. (87) Sylvia, per esempio, è sicuramente un rubble-pile con una significativa percentuale di spazi vuoti al suo interno. L’importanza di questo dato risiede nel comportamento di questi corpi in caso di collisioni successive. La presenza di molti vuoti e giunzioni al loro interno fa sì che riescano ad assorbire in maniera molto efficiente l’energia dell’impatto, con la produzione di coltri di ejecta e notevoli quantità di regolite come nel caso di (433) Eros o, addirittura, la formazione di crateri di dimensioni confrontabili con quelle dell’asteroide stesso, senza distruggerlo. Emblematico in questo senso è (253) Mathilde, la cui superficie è dominata da grandi crateri da impatto di diametro superiore al raggio medio dell’asteroide.

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From fifty kilometers above asteroid Eros, the surface inside one of its largest craters appears covered with an unusual substance: regolith. The thickness and composition of the surface dust that is regolith remains a topic of much research. Much of the regolith on (433) Eros was probably created by numerous small impacts during its long history.

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An image of Asteroid (253) Mathilde taken by the space probe NEAR Shoemaker on 27 June 1997 from a distance of 2400 km. It is lit up by the sun from the top right. The part of the Asteroid visible in the picture has Dimensions of 59 km x 47 km. On the surface, numerous large craters are visible, like the Large Crater in the Center, named Karoo, which is more than 30 km wide. Most of it is shaded in the picture.

Un notevole salto di qualità nello studio fotometrico degli asteroidi si è avuto, come per tutti i settori dell’Astrofisica, con l’introduzione dei sensori a stato solido, i cosiddetti dispositivi ad accoppiamento di carica o CCD. Attualmente con un telescopio di 20 cm di diametro è possibile studiare asteroidi di 14-esima magnitudine con un buon grado di precisione ed affidabilità laddove, prima dell’avvento dei CCD, sarebbe stato necessario uno strumento di apertura nettamente maggiore.

Tutte le curve di luce a colori riportate di seguito sono state ottenute ormai una decina di anni fa presso l’Osservatorio Astrofisico R.P.Feynman con un Dall-Kirkham di 21cm di apertura nell’ambito dell’ALP (Asteroid Lightcurve Program) che avevo attivato in quegli anni.

(721)Tabora

In un ideale passaggio di consegne generazionale e tecnologico ecco la curva di luce di (721) Tabora il cui periodo di rotazione stimato da Zappalà et al. nel 1989 era di 8 ore (Rotational properties of outer belt asteroids, Based on observations performed mainly at the European Southern Observatory, ESO, La Silla, Chile. Icarus 82, 354-368.) e che riuscii a rifinire in 7.982 ± 0.001 ore

Dall’analisi della curva di luce si ricava innanzitutto il periodo di rotazione dell’asteroide che, in genere, ruota attorno ad un asse fisso, mostrando all’osservatore le superfici di area massima e minima in maniera ciclica.

Images of 433 Eros from NEAR Shoemaker. Courtesy of JHU/APL Two days after NEAR Shoemaker began its orbit of Eros, the spacecraft captured this rotation movie as it moved closer to the asteroid. The movie shows a full rotation on February 16, 2000, as viewed from a range of about 340 kilometers

Images of (433) Eros from NEAR Shoemaker.
Courtesy of JHU/APL. Two days after NEAR Shoemaker began its orbit of Eros, the spacecraft captured this rotation movie as it moved closer to the asteroid. The movie shows a full rotation on February 16, 2000, as viewed from a range of about 340 kilometers

Un sufficiente numero di curve di luce, ottenute con osservazioni a diverse longitudini eclittiche e distribuite nell’arco di tre o quattro apparizioni, consente di determinare la direzione dell’asse di rotazione. Inoltre, permette la costruzione di un modello tridimensionale abbastanza dettagliato della struttura su larga scala dell’asteroide mediante la tecnica matematica dell’inversione delle curve di luce.

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Tre curve di luce dell’asteroide (43) Ariadne affiancate dal modello tridimensionale ottenuto con la tecnica matematica dell’inversione di un cospicuo numero di curve di luce, acquisite in epoche differenti. La diversa forma e ampiezza delle curve è dovuta al cambiamento delle condizioni di illuminazione durante ogni apparizione. (Kaasalainen et al. Icarus 159 (2002) mod.)

Il motivo per cui è necessario osservare l’oggetto sotto diverse prospettive è che in questo modo l’illuminazione laterale e radente mette in evidenza, grazie al gioco di luci e di ombre, anche le eventuali irregolarità nella forma, almeno su scala macroscopica. Un asteroide sferico non mostra alcuna variazione significativa nella curva di luce nel corso della sua rotazione, ma anche un oggetto fortemente elongato esibisce un comportamento analogo se osservato in direzione del suo polo. Ma, mentre nel primo caso non ci sono variazioni di sorta nemmeno se la visione è equatoriale, nel secondo si ha un’alternanza evidentissima di massimi e minimi, dovuta alla grande differenza nell’estensione dell’oggetto lungo gli assi perpendicolari a quello di rotazione. Non è raro, in questo caso, riscontrare ampiezze nella curva di luce anche di una magnitudine che, nel caso di asteroide approssimabile nella forma ad un ellissoide di Jacobi, implica un rapporto di circa 5/2 tra i due assi principali.

In linea di principio per ottenere una buona curva di luce è sufficiente un centinaio di punti ben distribuiti lungo il periodo. Tuttavia, un numero maggiore è sicuramente preferibile, sia per evidenziare eventuali irregolarità morfologiche, sia per minimizzare gli errori nelle misure dovuti, per esempio, a peggioramento delle condizioni meteo durante le osservazioni. La maggior parte degli asteroidi ruota con periodi compresi tra 6 e 12 ore perciò un paio di notti di misure, almeno durante l’inverno, sono sufficienti per determinare in maniera accurata il periodo. E’ opportuno però aggiungere una terza sessione a distanza di qualche giorno per ottenere una maggiore precisione.

(573)Recha

Generalmente la curva di luce ha un andamento di tipo sinusoidale con due massimi e due minimi, spesso di altezza e profondità differenti. Un esempio è la curva di luce di (1459) Magnya; quest’oggetto era stato scelto come obiettivo della prima osservazione interferometrica di un asteroide con il VLTI dell’ESO, con l’intento di ricavarne il diametro per via diretta. La curva di luce, oltre a permettere di rifinire il periodo di rotazione, è stata utile anche per individuare in quale fase si trovava l’asteroide al momento delle osservazioni interferometriche.

(1459)Magnya

Curva di luce di (1459) Magnya, raro asteroide della zona esterna della Fascia principale con una crosta basaltica e target della prima osservazione interferometrica col VLTI dell’ESO (Delbò et al. “MIDI observations of (1459) Magnya: First attempt of interferometric observations of asteroids with the VLTI”, Icarus, vol. 181, pp. 618-622 (2006)

Analoghe considerazioni valgono quando lo studio fotometrico è contemporaneo alle osservazioni radar, soprattutto se di oggetti non ancora ben caratterizzati. Alcuni asteroidi di dimensioni abbastanza contenute e monolitici hanno periodi di rotazione di poche ore o addirittura di pochi minuti. Se fossero di tipo rubble-pile, sarebbero rapidamente disgregati dalla forza centrifuga. La barriera tra i due tipi sembra collocarsi attorno alle 2.25 ore, ma ulteriori osservazioni possono migliorare in modo rilevante la statistica relativa. Esistono anche asteroidi con periodi di rotazione di giorni e perfino di mesi ed altri per i quali questo dato non è univocamente determinabile, come i cosiddetti asteroidi ubriachi. Si tratta di oggetti che non ruotano attorno a nessuno degli assi principali d’inerzia, ed anzi la direzione dell’asse di rotazione è continuamente variabile nel tempo. Celebre è il caso di (4179) Toutatis, un asteroide costituito da due corpi irregolari di 2.5 e 4 chilometri, praticamente a contatto, la cui rotazione è il risultato di due diversi tipi di moto, con periodi di 5.4 e 7.3 giorni terrestri, che si combinano in maniera tale che l’orientazione nello spazio di questo asteroide, non si ripete mai con le stesse modalità. Si tratta di una sorta di relitto che testimonia la grande complessità della dinamica collisionale nelle prime fasi della formazione del Sistema Solare. A causa degli attriti e delle tensioni interne, che dissipano grandi quantità di energia, queste rotazioni ubriache tendono a regolarizzarsi su tempi scala dell’ordine di qualche decina di milioni di anni, in maniera tanto più rapida quanto più la rotazione è veloce per una data dimensione dell’asteroide, ma Toutatis ruota così lentamente che il tempo necessario perché questo processo di stabilizzazione diventi effettivo è più lungo di quello trascorso dalla formazione del Sistema Solare.

Anche quando la rotazione non è “ubriaca”, la determinazione del periodo, a volte, è un vero rompicapo e sono necessarie diverse notti di misure per risolvere il problema. Può succedere, infatti, che l’asteroide sia binario, cosicché nella curva di luce si sovrappongono periodi differenti e perfino eclissi. Un campanello d’allarme può essere la presenza di un numero maggiore dei canonici due estremi per ciclo. Un asteroide nella lista dei sospetti binari, che esibisce ben quattro massimi e minimi, è (2346) Lilio. Potrebbe anche trattarsi di un oggetto singolo di tipo ellissoidale, ma molto deformato.

Curva di luce di 2346 Lilio. La presenza di ben quattro massimi e minimi fa pensare che forse potrebbe trattarsi di un asteroide binario, ma non è da escludersi la possibilità che si tratti solo di un oggetto dalla complicata morfologia.

Curva di luce di (2346) Lilio. La presenza di ben quattro massimi e minimi fa pensare che forse potrebbe trattarsi di un asteroide binario, ma non è da escludersi la possibilità che si tratti solo di un oggetto dalla complicata morfologia.

Irregolarità macroscopiche nella forma sono evidenti anche nel caso di (126) Velleda. Sarà sicuramente interessante tornare a studiare questi oggetti durante le prossime apparizioni, quando le differenti condizioni geometriche di illuminazione potranno evidenziare o anche nascondere alcune delle caratteristiche presenti nelle curve di luce e quindi fornire ulteriori indicazioni sulla loro morfologia.

(126)Velleda

Curva di Luce di (126) Velleda, un asteroide caratterizzato da una morfologia piuttosto accidentata, dovuta probabilmente ad una tumultuosa esistenza, con frequenti collisioni con altri suoi simili.

Ha un certo fascino iniziare a misurare un asteroide di cui non se ne sa assolutamente niente. E’ come intraprendere l’esplorazione di un’isola che fino a quel momento era solo un punto su una mappa. E non è detto che non celi un piccolo tesoro.

Domenico Licchelli – 2015

Approfondimento

Mentre la determinazione del periodo di rotazione è normalmente cosa rapida e facile (una volta bastava un buon fotometro fotoelettrico, oggi un buon CCD), più complicata è la determinazione della forma e dell’asse di rotazione. In questo articolo voglio raccontarvi uno dei vari metodi, quello che ho usato più spesso (in quanto messo a punto proprio da … me) e che risulta anche il più semplice da spiegare geometricamente e senza utilizzare formule più o meno complicate.
L’ipotesi fondamentale che bisogna fare per poter arrivare a un risultato accettabile è che la forma dell’asteroide sia assimilabile a un ellissoide a tre assi (a>b>c), rotante attorno al semiasse minore c. Attenzione! Questo non vuol dire che tutti gli asteroidi siano forme di equilibrio, ma solo che, come tutti i frammenti collisionali, hanno forme più o meno allungate e non simmetriche. La rotazione intorno all’asse minore è comprovata dalla teoria e dalla casistica, e si lega a condizioni che si riferiscono al momento angolare.
Le forme a tre assi sono più che giustificabili, guardando i sassi di una spiaggia ciottolosa in cui il mare abbia smussato gli angoli delle pietre (Fig. 2).

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Ammettiamo, quindi, che il nostro asteroide si presenti come un ellissoide a tre assi, rotante attorno all’asse minore. Magnifico. Tuttavia, noi continuiamo a vedere, da terra, solo un punto luminoso e quindi l’ellissoide può essere orientato in qualsiasi modo nella sua posizione celeste.
La sua prima curva di luce, in genere, ci aiuta già a capire la forma grossolana: se l’ampiezza, ossia la differenza tra massimi e minimi, è abbastanza rilevante vuol dire che l’ellissoide è piuttosto allungato. Come mai? Presto detto. Prendiamo ad esempio un oggetto che abbia l’asse di rotazione perfettamente perpendicolare alla linea di vista. In Fig. 3, nella parte alta, vi è l’ellissoide visto dal polo (e quindi l’ellisse mostra proprio gli assi maggiori a e b), mentre le due rappresentazioni sottostanti si riferiscono a vari istanti.

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Figura 3. In alto un ellissoide a tre assi visto dalla direzione dell’asse polare. Durante la sua rotazione l’area rimane costante. Se, invece, viene visto dalle posizioni 1, 2, 3, 4 l’area cambia continuamente e passa da un minimo a un massimo. Come conseguenza, durante un intero periodo di rotazione d’identificano due massimi e due minimi di luce.

In particolare, l’area della superficie ellittica vista da terra passa da un minimo (1) quando si vede l’asse intermedio b (πbc) a un massimo (2) (dopo novanta gradi di rotazione) quando si vede l’asse maggiore a (πac). Poi, dopo altri 90°, di nuovo πbc (3), seguita da πac (4), per concludersi, infine, nuovamente con πbc (1). L’asse minore c si vede sempre, proprio perché l’asse di rotazione è perpendicolare alla linea di vista.

In questo caso così favorevole si potrebbe immediatamente risalire al rapporto tra gli assi maggiori dell’ellissoide (a/b), scrivendo la formula:

m2 – m1 = – 2.5 log (Imax/Imin) = – 2.5 log (Amax/Amin) = – 2.5 log (πac/ πbc) = – 2.5 log (a/b)

notando che m2 – m1 è proprio l’ampiezza della curva di luce in quanto è la differenza di magnitudine tra massimo e minimo, mentre l’intensità luminosa che entra nel logaritmo è, nel caso di luce riflessa, proporzionale solo all’area apparente vista dall’osservatore. In altre parole, più uno “specchio” è grande e più luce riflette.
Se fossimo sicuri di essere nelle condizioni della Fig. 3 avremmo già ottenuto un risultato importante. Purtroppo, esso è solo un caso fortunato, che, però, si verifica sempre (prima o poi) per qualsiasi asteroide e per qualsiasi orientazione del suo asse di rotazione. Basta avere pazienza. Ora vi mostro perché…
Consideriamo due casi estremamente particolari, ma molto indicativi. L’asteroide si trova su un’orbita circolare e complanare con quella terrestre. La direzione del suo asse di rotazione è perpendicolare all’orbita stessa (Fig. 4).

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Figura 4. Asteroide e Terra rivolvono su orbite complanari e l’asse di rotazione è perpendicolare al piano orbitale.

Le mutue posizioni Terra-asteroide sono mostrate per 4 particolari opposizioni. In realtà, sarebbe stato inutile, in quanto l’angolo tra asse di rotazione e linea di vista rimane sempre uguale a 90° (visione equatoriale). In qualsiasi opposizione si osservi, si ricade nel caso di Fig. 3 (in basso). Otteniamo sempre la stessa ampiezza di curva di luce.

Già dalla prima curva di luce, si ricava subito il rapporto tra gli assi maggiori a/b, ma nessuna informazione sul rapporto a/c o b/c. Sappiamo anche la direzione dell’asse di rotazione (non variando l’ampiezza nelle varie opposizioni l’asse deve essere perpendicolare). Se facciamo un diagramma dove in ascissa mettiamo, ad esempio, la longitudine dell’asteroide e in ordinata l’ampiezza della curva di luce, otteniamo dei punti perfettamente allineati lungo una parallela all’asse delle ascisse.
Altrettanto peculiare, ma più interessante, il caso mostrato nella Fig. 5.

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Figura 5. Come la Figura 4, ma l’asse di rotazione giace sul piano orbitale.

In questo caso le orbite sono sempre complanari, ma l’asse di rotazione giace sul piano orbitale (un po’ come Urano). Vi è allora un punto in cui la Terra vede l’asteroide proprio lungo l’asse di rotazione (posizione a destra), ossia l’osservatore non rileva nessuna variazione luminosa durante il periodo di rotazione dell’oggetto celeste (visione polare). Siamo, infatti, nel caso mostrato in alto nella Fig. 3. Per un opposizione che cada a 90° da questa si ha, invece, un angolo tra asse di rotazione e linea di vista uguale a 90° (come in Fig. 3, in basso) e quindi l’ampiezza della curva raggiunge il suo valore massimo (visione equatoriale). Dopo altri 90° ricadiamo nella visione polare (anche se si vede il polo opposto) e poi ancora nella visione equatoriale.

Nelle configurazioni intermedie tra questi quattro casi peculiari, l’asse di rotazione dell’asteroide forma un angolo variabile tra 0° e 90°, che prende il nome di angolo di aspetto A. In realtà l’angolo andrebbe da 0° a 180° o da – 90° a + 90°, a seconda di come si misuri. Questo fatto ha poca importanza (per adesso, ma ne parleremo più avanti), dato che abbiamo assunto come forma dell’asteroide quella di un ellissoide perfetto, la cui luminosità dipende solo dall’area apparente mostrata all’osservatore.
Al variare dell’angolo di aspetto, l’ampiezza assume valori intermedi tra il valore minimo, uguale a zero (visione polare), e il valore massimo (visione equatoriale). Osservazioni eseguite in varie opposizioni permettono di costruire la curva ampiezza-longitudine. Questa volta non è più una retta parallela all’asse delle ascisse, ma una curva continua che assomiglia, in qualche modo, a una curva di luce. Il valore massimo è sicuramente la visione equatoriale e quindi ci permette di conoscere nuovamente a/b. Inoltre, la posizione in cui l’ampiezza diventa zero, indica proprio la longitudine del polo.
In questo caso peculiare, sappiamo anche che la latitudine della direzione dell’asse di rotazione è zero, dato che l’ampiezza minima è nulla e quindi l’asse deve giacere sul piano orbitale dell’asteroide. Calcolando, infine, la differenza di magnitudine tra la visione polare (valore costante durante l’intera rotazione) e quella della visione equatoriale al massimo della curva di luce, si ottiene subito anche il rapporto tra b e c. Si usa la solita formula:

mP – mE = – 2.5 log (A(polare)/Amax(equatoriale)) = – 2.5 log (πab/ πac) = – 2.5 log (b/c)

Il “caso” è risolto completamente.
Come già detto, però, questa è una situazione del tutto peculiare, molto didattica, ma poco realistica. La situazione “normale” è decisamente più complicata. Ciò che capita è quanto raffigurato in Fig. 6.

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Figura 6. Come Figura 5, ma questa volta l’asse forma un angolo qualsiasi col piano orbitale.

L’inclinazione del’asse di rotazione sul piano orbitale è diversa da 0° e da 90° (o, se preferite, la latitudine, nel caso di orbita complanare con quella dell’eclittica). Tuttavia, dobbiamo notare due cose importanti. Anche in questo caso realistico, prima o poi, si avrà un’opposizione con una visione equatoriale (angolo di aspetto A uguale a 90°).

Se questa asserzione vi lascia un po’ dubbiosi, pensate alle stagioni terrestri. Esistono sempre due punti in cui l’asse di rotazione della Terra è perpendicolare al piano dell’eclittica e questi sono gli equinozi. Essi vi sono comunque, indipendentemente da quanto vale l’angolo tra asse ed eclittica. La visione polare è invece impossibile da ottenere e si ha soltanto un valore minimo di ampiezza, in corrispondenza, però, della posizione a 90° dalla visione equatoriale. In altre parole, il minimo della curva ampiezza-longitudine indica, ancora una volta, la longitudine del polo dell’asteroide. Nel caso terrestre questi sono i punti dei solstizi. Alcuni esempi di curve ampiezza-longitudine sono riportate nella Fig. 7.

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Figura 7. Alcune curve ampiezza-longitudine. Qualsiasi asteroide raggiunge sempre il massimo di ampiezza (visione equatoriale). Il minimo, invece, può essere più alto o più basso, Indica comunque abbastanza bene la longitudine del polo.

Possiamo calcolare, come al solito, il rapporto a/b, sfruttando l’ampiezza misurata nella visione equatoriale (che si ha sempre, ripeto). Resta più problematica la determinazione del rapporto b/c e della latitudine del polo. Ci aiuta la Fig. 8 che riporta la situazione per un’opposizione e per un orientamento qualsiasi dell’asse di rotazione. L’osservatore vede, in realtà, una proiezione dell’asteroide-ellissoide su un piano perpendicolare alla linea di vista. Essa si ottiene, visivamente, come la sezione perpendicolare di un cilindro ellittico che abbia la direzione Terra-asteroide come asse e che sia tangente all’asteroide.

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Figura 8

L’angolo tra asse del cilindro e asse di rotazione è proprio l’angolo di aspetto A. La proiezione è anch’essa un’ellisse, ovviamente, ma i suoi assi sono, momento per momento, delle funzioni abbastanza semplici che legano angolo di aspetto e rapporti tra i semi-asse dell’asteroide.

Particolare rilevanza hanno, ovviamente, quelli relativi al massimo e al minimo della curva di luce. Non intendo sviluppare le formule, in quanto approfittano di un po’ di trigonometria e di qualche passaggio più o meno noioso, ma posso assicurarvi che esiste una soluzione che dona sia la forma che i rapporti tra gli assi.
Abbiamo fatto qualche ipotesi restrittiva, ma le applicazioni ai casi reali confermano che l’approccio è più che sufficiente per una determinazione abbastanza accurata. I risultati ottenuti per Eros, Kleopatra e Vesta (anche se in modo più elaborato) sono perfettamente in accordo con quanto osservato “in loco” (Eros e Vesta) o attraverso le immagini radar (Kleopatra).
La determinazione dell’asse di rotazione resta, comunque, un po’ ambigua. In altre parole, esistono quasi sempre due soluzioni altrettanto valide. Questo fatto si può notare nella Fig. 9.

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Figura 9. Si vedrebbe la stessa superficie apparente per qualsiasi posizione dell’asse lungo il cono con centro nella posizione dell’asteroide e ampiezza uguale all’angolo di aspetto.

Qualsiasi sia la configurazione dell’asteroide nello spazio, la curva di luce non cambia se l’asse di rotazione descrive un cono circolare, di ampiezza uguale all’angolo di aspetto A.
Fortunatamente, questa enorme ambiguità si ha solo per una singola opposizione. Se ne abbiamo altre e raffiguriamo, nel piano longitudine-latitudine celeste, le circonferenze che hanno centro nella posizione dell’asteroide e raggio uguale all’angolo di aspetto, esse hanno due soli punti in comune (Fig. 10).

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Figura 10. Se l’orbita non è inclinata ed è circolare, l’ambiguità tra i due poli non non può essere risolta.

La loro longitudine e latitudine sono i possibili valori del polo dell’asteroide. In modo analitico questo fatto si traduce dicendo che l’angolo di aspetto è calcolato solo in valore assoluto (ossia può essere sia positivo che negativo, come già accennato in precedenza).
Per risolvere l’ambiguità, è necessario che l’orbita non sia complanare con l’eclittica e, magari, che sia anche piuttosto ellittica. In questi casi vi è una piccola differenza tra le due soluzioni: una delle due intersezioni è meno “buona” dell’altra.
Tuttavia, dato che gli errori sono molti (macchie di albedo, forma non assimilabile completamente a un ellissoide a tre assi, rugosità superficiale, effetto dell’angolo di fase solare sulla luminosità della superficie esposta all’osservatore (ossia l’ombra su una superficie convessa), ecc.), l’ambiguità è difficilmente risolta e le differenze riscontrate negli errori stimati per le due soluzioni sono comparabili o minori di quelli introdotti da altre cause.
In ogni modo, si ottengono valori più che accettabili per lavori di tipo statistico e anche per pianificare missioni spaziali dirette agli asteroidi, per le quali è necessario avere una stima dell’asse di rotazione e della forma.

Vincenzo Zappalà – 2015