Utilizzando i dati d’archivio raccolti dalla missione Neowise della Nasa, un team di astronomi del Mit ha individuato il quasar variabile più antico mai osservato. Il suo nome è J0439+1634, era già presente all’“alba cosmica”, quando l’universo aveva appena 850 milioni di anni (z ≈ 6.5), e la sua luminosità cambia nel tempo: un fenomeno mai osservato prima in un oggetto così distante. La scoperta, pubblicata questa settimana su Nature Astronomy, apre una nuova finestra di osservazione sui primi buchi neri supermassicci e sull’evoluzione delle galassie nell’universo primordiale.
I quasar sono tra gli oggetti più luminosi dell’universo. Si tratta di nuclei galattici attivi alimentati da buchi neri supermassicci che emettono enormi quantità di radiazione mentre accrescono materia.
Per molto tempo si è ritenuto che le prime galassie formatesi nel cosmo avessero bisogno di oltre un miliardo di anni per stabilizzarsi e maturare, e che quindi i buchi neri supermassicci non dovessero essere presenti nelle prime fasi dell’universo. Le osservazioni condotte a partire dai primi anni Duemila hanno però raccontato una storia diversa. Oggi gli astronomi hanno infatti identificato oltre duecento quasar risalenti al primo miliardo di anni di vita dell’universo.

Per studiare meglio questi antichi “mostri cosmici”, un team guidato da Gene Leung, del Massachusetts Institute of Technology, ha cercato le variazioni di luminosità di un quasar primordiale. Per farlo, gli autori dello studio hanno esaminato immagini dell’universo ottenute a lunghezze d’onda infrarosse e su intervalli temporali molto lunghi, dell’ordine di anni. A causa dell’espansione cosmica, infatti, la luce emessa da sorgenti remote viene spostata verso lunghezze d’onda più lunghe (redshift). Anche le variazioni temporali risultano però dilatate: un fenomeno che nel sistema di riferimento d’un quasar durerebbe settimane può apparire infatti distribuito su diversi mesi agli osservatori terrestri.
«Questa è stata la sfida tecnica che dovevamo superare», spiega Anna-Christina Eilers, ricercatrice al Mit e coautrice della pubblicazione. «Avevamo bisogno di dati raccolti ripetutamente a lunghezze d’onda infrarosse e su scale temporali molto estese».
Sfruttando circa quattordici anni di dati raccolti dal telescopio spaziale Neowise, gli astronomi hanno individuato un segnale risalente a soli 850 milioni di anni dopo il Big Bang. Era il segnale di J0439+1634, un quasar la cui luce ha viaggiato per quasi 13 miliardi di anni prima di raggiungerci.

Scoperto nel 2018 da un team internazionale di astronomi comprendente anche il ricercatore dell’Inaf Marco Bonaglia, J0439+1634 è stato a lungo il quasar più luminoso conosciuto nell’universo primordiale. Superato in luminosità nel 2024 da J0529-4351, oggi detiene un altro primato. Le analisi condotte in questo studio hanno infatti rivelato una chiara variabilità della sua emissione: il cosiddetto flickering, o “sfarfallio” – un fenomeno mai osservato prima in un oggetto così distante, rendendolo il quasar variabile più antico mai osservato.
«Nel corso dei 14 anni, abbiamo visto il quasar variare la sua luminosità in modo casuale, un po’ come la fiamma di una candela che tremola senza uno schema fisso», dice a questo proposito Leung.
I ricercatori stimano che il quasar abbia una luminosità pari a 12mila miliardi di Soli e che questa vari di circa il 20 per cento: quasi duemila miliardi di volte la luminosità della nostra stella. Gli scienziati hanno inoltre tracciato le variazioni di luminosità del quasar a diverse lunghezze d’onda, che hanno permesso di ottenere informazioni sulla forma e sulla struttura del disco di accrescimento attorno al buco nero centrale. Poiché la lunghezza d’onda della radiazione dipende dalla temperatura del materiale che la emette — e poiché il materiale più vicino al buco nero è anche il più caldo — le diverse bande possono essere infatti utilizzate per ricostruire la geometria del disco.
Dall’analisi è emerso che il disco del buco nero al centro di J0439+1634 è sorprendentemente sottile e piatto, una configurazione tipica dei buchi neri vicini e antichi, che hanno avuto molto più tempo per stabilizzarsi e maturare, spiegano i ricercatori.
Ilteam spera ora di spingersi ancora più indietro nel tempo cosmico per osservare quasar in fasi ancora più precoci del loro sviluppo. In questo modo gli scienziati potranno iniziare a ricostruire le condizioni che hanno portato alla nascita dei primi buchi neri supermassicci.
«Questo risultato», conclude Eilers, «fornisce una prova diretta del fatto che gli stessi processi di accrescimento e le stesse strutture osservate nell’universo vicino erano già presenti in epoche molto antiche, nonostante condizioni cosmiche profondamente diverse, qualcosa che non era mai stato osservato prima».

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Gli oggetti interstellari 1I/’Oumuamua, 2I/Borisov, 3I/Atlas sono semplici visitatori provenienti da altri sistemi planetari o alfieri di una rivelazione astronomica sulla struttura dell’Universo? Secondo alcuni ricercatori dell’Università di Amburgo gli Iso (Interstellar Objects), potrebbero spiegare una parte significativa della cosiddetta massa mancante della Via Lattea. La nuova teoria mette in discussione le attuali stime sulla densità della materia oscura, suggerendo che una porzione di ciò che credevamo fosse invisibile e misterioso sia in realtà composto da rocce e comete ordinarie che vagano nello spazio tra le stelle.

Il mistero della massa mancante
Per decenni, gli astronomi hanno cercato di risolvere un paradosso legato alla velocità con cui le stelle orbitano attorno al centro della nostra galassia. Seguendo le leggi della fisica classica, le stelle dovrebbero orbitare a una velocità che varia in base alla loro distanza dal centro della Via Lattea: più sono lontane, più sono lente. Il problema è che i dati empirici ci dicono che non è così: la velocità osservata delle stelle è più elevata rispetto a quella che ci si aspetterebbe e resta costante fino ai bordi esterni della galassia. Ci deve essere, dunque, qualcosa che non vediamo che contribuisce alla massa della galassia e che esercita una forza di attrazione gravitazionale supplementare. L’ipotesi più condivisa nella comunità scientifica è che questo qualcosa sia quello che chiamiamo materia oscura, una forma di materia non barionica, cioè che non emette, non riflette, non assorbe luce e che è composta da particelle diverse rispetto a quelle della materia ordinaria.

I visitatori interstellari entrano in gioco
L’identificazione di alcuni corpi celesti che hanno attraversato il Sistema solare seguendo traiettorie che indicano una provenienza esterna (finora sono stati tre, cioè 1I/’Oumuamua, 2I/Borisov e 3I/Atlas), però, rimescola le carte. Secondo gli autori del nuovo studio, la conferma dell’esistenza di questi oggetti interstellari rinforza l’idea che lo spazio tra le stelle non sia vuoto, ma popolato da miliardi, se non trilioni, di corpi rocciosi o ghiacciati espulsi dai loro sistemi solari d’origine durante le fasi di formazione planetaria. Data la difficoltà di avvistare direttamente questi piccoli oggetti oscuri nello spazio tra le stelle, i ricercatori hanno utilizzato la distribuzione di Poisson (un metodo statistico che permette di calcolare la probabilità che si verifichi un evento raro, come il passaggio di una cometa interstellare vicino al Sole, basandosi sul numero di avvistamenti effettuati in un determinato periodo di tempo), combinando i dati del passaggio di 3I/Atlas con la durata delle attuali indagini astronomiche. In questo modo hanno stimato la densità locale degli Iso. Nonostante le incertezze legate alle dimensioni esatte del nucleo di Atlas, i calcoli indicano che la popolazione totale di questi corpi fatti di materia ordinaria potrebbe avere una massa complessiva molto significativa, contribuendo in modo non trascurabile al bilancio gravitazionale della galassia e mettendo quindi in discussione le stime sulla materia oscura.

Ricalcolare la materia oscura
Lo studio ipotizza che gli oggetti come 3I/Atlas siano distribuiti in quello che viene chiamato “disco spesso” della Via Lattea, una struttura che si estende verticalmente per circa 0,8 kiloparsec (cioè circa 2.609 anni luce) sopra e sotto il piano galattico. Secondo i modelli elaborati, l’inclusione di questa popolazione di Iso potrebbe spiegare tra il 13% e il 45% della massa precedentemente attribuita alla materia oscura. Di conseguenza, la densità locale della materia oscura potrebbe essere ridotta dalla stima attuale, ricavata dalla missione Gaia, di 0,44 gigaelettronvolt per centimetro cubo (GeV/cm³) a un valore minimo di 0,24 GeV/cm³.

Ripercussioni pratiche
Questa revisione al ribasso avrebbe conseguenze pratiche per gli esperimenti terrestri, come Lux-Zeplin e XENONnT, che cercano di registrare direttamente la materia oscura. I rilevatori, situati in laboratori sotterranei come quello del Gran Sasso, cercano i rarissimi segnali di collisione tra le particelle massive debolmente interagenti (Weakly interacting massive particles, Wimp), di cui si pensa sia fatta la materia oscura, e le vasche di xeno utilizzate negli esperimenti. Ma se la densità reale della materia oscura fosse inferiore anche solo del 18% rispetto a quanto ipotizzato dagli scienziati, la sensibilità di questi strumenti dovrebbe essere ricalibrata, poiché il flusso di particelle che attraversa la Terra sarebbe significativamente minore. In sostanza, potremmo aver cercato qualcosa di molto più raro di quanto immaginato, perché non abbiamo considerato correttamente il peso dei “sassi” spaziali che ci circondano.

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Quando guardiamo il cielo notturno, i pianeti del Sistema solare ci appaiono come mondi stabili e ben definiti. Eppure, ciascuno di essi ha alle spalle una complessa storia di formazione iniziata miliardi di anni fa all’interno di una densa e caotica culla cosmica: il disco protoplanetario, una struttura quasi piatta di gas e polveri che circonda le stelle giovani. Negli ultimi anni, grazie alle immagini ad alta risoluzione catturate dall’Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (Alma), in Cile, la nostra visione di questi ambienti è radicalmente cambiata. Laddove un tempo si ipotizzavano dischi lisci e omogenei, oggi osserviamo una straordinaria varietà di sottostrutture: solchi concentrici (noti come gap) e accumuli di materia sotto forma di anelli (ring). È certamente possibile che queste strutture si formino attraverso meccanismi che non richiedono un pianeta; tuttavia, la loro origine è, almeno in parte, dovuta all’interazione dinamica tra il disco e uno o più pianeti in via di formazione immersi al suo interno. Man mano che un protopianeta cresce e orbita attorno alla stella ospite, la sua gravità perturba il materiale circostante del disco protoplanetario, spazzando via il gas lungo la sua traiettoria e accumulando la polvere appena fuori dalla sua orbita.

Determinare la massa di questi “neonati planetari”, tuttavia, rappresenta uno dei rompicapi più complessi dell’astrofisica moderna. I pianeti in formazione sono completamente sepolti sotto coltri di gas e polvere, il che rende la loro osservazione diretta un’impresa quasi impossibile, ad eccezione di casi rarissimi come il sistema Pds 70. Per decenni, gli astronomi hanno cercato di aggirare l’ostacolo stimando la massa planetaria a partire dalle proprietà fisiche dei gap presenti nel disco di gas. Questo approccio presenta però forti limitazioni: misurare i profili del gas richiede l’osservazione di traccianti molecolari (come il monossido di carbonio) che emettono segnali deboli, richiedono tempi di osservazione lunghi e soffrono di una bassa risoluzione spaziale rispetto alle polveri.

Un team di ricercatori composto da Amena Faruqi e colleghi (Università di Warwick, Coventry, UK) ha recentemente proposto un radicale cambio di prospettiva. Invece di concentrare gli sforzi su ciò che manca, ossia il gap, perché non studiare in dettaglio le proprietà geometriche e fisiche di ciò che si accumula, ossia l’anello di polvere? La fisica alla base della formazione di questi anelli si basa sul concetto di “trappola di polvere”. Quando un protopianeta cresce all’interno del disco, la sua forza gravitazionale perturba la distribuzione del gas circostante, riducendone la densità lungo l’orbita e generando un gap parziale. Poiché la pressione del gas è strettamente legata alla sua densità, questa perturbazione produce un punto di massimo locale della pressione del gas subito al di fuori dell’orbita del pianeta. Nel disco protoplanetario, i granelli di polvere non si muovono liberamente, ma risentono costantemente dell’attrito idrodinamico esercitato dal gas (il cosiddetto gas drag). Normalmente, il gas ruota a una velocità leggermente inferiore rispetto a quella kepleriana pura perché è sostenuto dalla propria pressione interna che diminuisce tanto più ci si allontana dalla stella: il gas non ha bisogno di orbitare alla stessa velocità della polvere per rimanere in equilibrio, di conseguenza i granelli di polvere subiscono un vento contrario che fa perdere loro momento angolare, costringendoli a spiraleggiare rapidamente verso l’interno e a “morire” sulla stella centrale. Vale la regola: la polvere si muove sempre verso le zone dove la pressione del gas è maggiore. Tuttavia, in corrispondenza di un picco di pressione del gas generato dal gap del pianeta, la polvere all’esterno viene frenata e cade verso il picco, mentre quella all’interno viene accelerata e si muove anch’essa verso il picco: ai due lati del picco si formano flussi convergenti di polvere che generano un anello denso e brillante, facilmente visibile nelle frequenze radio millimetriche da Alma.

Non potendo riprodurre un disco protoplanetario in laboratorio, il team di ricerca ha sviluppato un sofisticato “laboratorio digitale”, conducendo una serie di 18 simulazioni idrodinamiche bidimensionali con cui ha fatto evolvere, simultaneamente e in modo accoppiato, la componente gassosa e quella polverosa del disco. Ogni simulazione è stata spinta fino a un tempo di calcolo complessivo di 1500 orbite del pianeta, sufficiente affinché l’anello di polvere raggiunga uno stato stazionario. L’analisi sistematica dei dati simulati ha portato alla luce una relazione che lega la morfologia dell’anello osservabile alla massa del pianeta nascosto. In particolare, gli autori hanno trovato l’esistenza di una relazione lineare tra il raggio d’influenza gravitazionale del pianeta – la sua sfera di Hill – e la posizione del massimo di densità dell’anello di polvere. La relazione trovata è indipendente dallo spessore o dalla temperatura del disco protoplanetario. Conoscendo la posizione del centro dell’anello, gli astronomi possono calcolare direttamente il raggio di Hill e, di conseguenza, estrarre la massa del pianeta.

Per dimostrare l’immediata applicabilità del loro metodo, Faruqi e il suo team l’hanno applicato a sistemi protoplanetari noti. Il primo è stato quello della stella di tipo T Tauri Pds 70. Il disco che circonda Pds 70 è un’eccezione nel panorama astronomico: è l’unico disco protoplanetario in cui non solo vediamo gli anelli di polvere, ma siamo riusciti a riprendere direttamente i pianeti giganti in crescita al suo interno, chiamati Pds 70b e Pds 70c. Grazie a tecniche di imaging completamente indipendenti dallo studio della polvere, è nota la massa del pianeta più esterno, che risulta compresa tra 3,8 e 5,4 masse gioviane con l’anello di polvere a 54,5 au dalla stella. Applicando la relazione derivata dalle simulazioni, il modello di Faruqi et al. ha predetto che, per produrre un anello in quella posizione, il pianeta avrebbe dovuto avere una massa di circa 3,3 masse gioviane: considerate le incertezze in gioco l’accordo è soddisfacente. Successivamente, il modello è stato applicato a cinque giovani stelle appartenenti alla survey osservativa exoAlma. Tra queste, il disco della stella DM Tau ha regalato agli autori un’ulteriore conferma indipendente dei loro risultati: la massa planetaria di circa 17 masse terrestri stimata attraverso la posizione geometrica del suo anello di polvere è risultata in buon accordo con la stima di massa di 13 masse terrestri pubblicata in uno studio del 2025, condotto con metodologie totalmente differenti. Per gli altri sistemi analizzati, come AA Tau e V4046 Sgr, la “bilancia degli anelli” ha permesso di stimare le masse dei pianeti invisibili, risultate rispettivamente di 0,5 e 218 masse terrestri.

I punti di forza del nuovo metodo per stimare la massa dei protopianeti sono la semplicità di applicazione (basta misurare la distanza del disco di polvere dalla stella centrale) e l’indipendenza dallo spessore del disco protoplanetario. D’altra parte, per rendere computazionalmente fattibili le simulazioni a lungo termine, gli autori hanno dovuto escludere alcuni complessi meccanismi fisici reali, che aprono la strada a futuri raffinamenti del modello. Ad esempio, nelle simulazioni il pianeta è forzato a rimanere su un’orbita circolare fissa. Nella realtà, i pianeti scambiano momento angolare con il disco e subiscono la cosiddetta “migrazione di Tipo I“, spostandosi lentamente verso l’interno. Inoltre, il modello tratta la polvere come un fluido passivo che subisce l’azione del gas senza influenzarlo; i dischi protoplanetari sono strutture tridimensionali e non bidimensionali; infine, nel codice, le popolazioni di polvere mantengono rigorosamente inalterata la propria dimensione nel corso delle 1500 orbite. Nella realtà, la densità di materia all’interno di un anello accelera drasticamente il tasso di collisione tra i grani, il che può innescare una rapida crescita o la frammentazione collisionale.

Nonostante le inevitabili e dichiarate semplificazioni fisiche, lo studio firmato da Faruqi e dal suo gruppo segna un significativo passo in avanti nella nostra capacità di decodificare le prime fasi dell’evoluzione planetaria. Con il continuo flusso di dati ad altissima risoluzione provenienti da Alma e l’avvento dei telescopi di prossima generazione, questo metodo promette di svelare l’architettura intima dei sistemi protoplanetari, regalandoci risposte fondamentali su come, miliardi di anni fa, abbiano preso forma la Terra e l’intero Sistema solare.

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Utilizzando lo strumento MIRI del James Webb Space Telescope, un team guidato da Sebastian Zieba e Laura Kreidberg ha analizzato la superficie dell’esopianeta roccioso LHS 3844 b. Lo studio rappresenta un importante passo avanti nella geologia degli esopianeti. Scopriamo ora questo pianeta alieno.

Un pianeta roccioso e senza atmosfera
LHS 3844 b è una super-Terra grande circa il 30% in più della Terra e orbita attorno a una nana rossa in appena 11 ore. Il pianeta è bloccato gravitazionalmente: mostra sempre la stessa faccia alla stella, con un lato diurno che raggiunge circa 1000 Kelvin (725 °C). Situato a 48,5 anni luce dalla Terra, potrebbe avere una superficie scura simile a quella della Luna o di Mercurio.

Le osservazioni con MIRI
Lo strumento MIRI ha analizzato la radiazione infrarossa emessa dal pianeta tra 5 e 12 micrometri, ottenendo uno spettro dettagliato. I dati sono stati confrontati con modelli e campioni di rocce terrestri, lunari e marziane per identificare la possibile composizione della superficie.
I risultati escludono la presenza di una crosta ricca di silicati, come quella terrestre composta da granito. Questo suggerisce che LHS 3844 b non abbia una tettonica a placche simile a quella della Terra oppure che essa sia molto limitata.

Un pianeta probabilmente povero d’acqua
Secondo i ricercatori, la mancanza di una crosta silicatica indica anche una probabile scarsità d’acqua. Sulla Terra, infatti, acqua e attività tettonica sono fondamentali per la formazione di croste evolute e ricche di silicati.
Le osservazioni indicano che la superficie di LHS 3844 b è composta da materiali scuri simili al basalto terrestre o lunare, probabilmente ricchi di magnesio, ferro e minerali come l’olivina. Le analisi suggeriscono che vaste aree del pianeta siano formate da rocce magmatiche solide oppure da materiale roccioso frantumato, mentre polveri fini e chiare risultano meno compatibili con i dati osservati.

Gli effetti dell’alterazione spaziale
In assenza di un’atmosfera protettiva, la superficie del pianeta è continuamente modificata dalle radiazioni stellari e dagli impatti meteorici. Questi processi trasformano gradualmente le rocce in regolite, una polvere fine simile a quella presente sulla Luna. Inoltre, la superficie tende a scurirsi a causa dell’accumulo di ferro e carbonio.

Due possibili scenari

1. Superficie giovane e vulcanica
   Il primo scenario ipotizza una crosta relativamente fresca, composta da rocce basaltiche recentemente emerse grazie ad attività geologica o vulcanica diffusa.
2. Superficie antica e inattiva
   Il secondo scenario prevede invece una superficie più vecchia, simile a quella di Mercurio o della Luna, ricoperta da uno spesso strato di regolite scurita dopo lunghi periodi di inattività geologica.

La ricerca di tracce vulcaniche
Per distinguere tra le due ipotesi, gli astronomi hanno cercato gas vulcanici come l’anidride solforosa (SO₂), normalmente associata al vulcanismo. Tuttavia, il telescopio spaziale James Webb non ha rilevato alcuna traccia significativa di questo gas, rendendo meno probabile l’ipotesi di attività recente.

Nuove osservazioni in arrivo
Gli studiosi stanno ora effettuando ulteriori osservazioni con il JWST per capire se la superficie sia costituita principalmente da rocce compatte o da regolite. Analizzando il modo in cui il pianeta riflette ed emette luce, sperano di chiarire definitivamente la natura della crosta di LHS 3844 b e, in futuro, di altri esopianeti rocciosi.

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Gli astronomi hanno scoperto di un esopianeta simile alla Terra a 40 anni luce di distanza che potrebbe essere solo un po’ più caldo del nostro mondo. Il pianeta potenzialmente abitabile, chiamato Gliese 12 b, orbita attorno alla sua stella ospite ogni 12,8 giorni, è di dimensioni paragonabili a Venere, quindi leggermente più piccolo della Terra, e ha una temperatura superficiale stimata di 42°C, che è inferiore alla maggior parte dei circa 5.000 esopianeti confermati finora.

L’atmosfera
Potrebbe avere un’atmosfera simile a quella terrestre, più simile a Venere, che ha sperimentato un effetto serra fuori controllo che l’ha resa un inferno a 400°C, senza atmosfera, o forse un diverso tipo di atmosfera non presente nel nostro pianeta solare. Ottenere una risposta è importante perché rivelerebbe se Gliese 12 b è in grado di mantenere temperature adatte all’acqua liquida e forse alla vita. Gliese 12 b non è affatto il primo esopianeta simile alla Terra ad essere stato scoperto, ma come ha detto la NASA, ci sono solo una manciata di mondi simili che meritano uno sguardo più attento.

La scoperta
La maggior parte degli esopianeti vengono scoperti utilizzando il metodo del transito, in cui un pianeta passa davanti alla sua stella dal nostro punto di vista, provocando un calo nella luminosità della stella ospite. Durante un transito, la luce della stella attraversa anche l’atmosfera di un esopianeta e alcune lunghezze d’onda vengono assorbite. Diverse molecole di gas assorbono colori diversi, quindi il transito fornisce una serie di impronte chimiche che possono essere rilevate da telescopi come il James Webb. Gliese 12 b potrebbe aiutare a rivelare se la maggior parte delle stelle nella nostra galassia, la Via Lattea (cioè stelle fredde) sono in grado di ospitare pianeti temperati dotati di atmosfera e quindi abitabili.

Caratteristiche del pianeta
Orbita attorno a una fredda stella nana rossa chiamata Gliese 12, che si trova a quasi 40 anni luce dalla Terra nella costellazione dei Pesci. La stella ospite dell’esopianeta ha circa il 27% delle dimensioni del nostro Sole e ha una temperatura superficiale che è circa il 60% di quella della nostra stella. Tuttavia, la distanza che separa Gliese 12 e il nuovo pianeta è solo il 7% della distanza tra la Terra e il Sole. Gliese 12 b riceve quindi dalla sua stella 1,6 volte più energia di quella che la Terra riceve dal Sole e circa l’85% di quella che riceve Venere. Questa differenza nella radiazione solare è importante perché significa che la temperatura superficiale del pianeta dipende fortemente dalle sue condizioni atmosferiche. Rispetto alla temperatura superficiale stimata di Gliese 12 b di 42°C, la Terra ha una temperatura superficiale media di 15°C.

Speranze di vita?
I ricercatori hanno utilizzato le osservazioni del TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) della NASA per la loro scoperta. Un fattore importante per trattenere un’atmosfera è la tempestosità della sua stella. Le nane rosse tendono ad essere magneticamente attive, provocando frequenti e potenti brillamenti di raggi X. Tuttavia, le analisi concludono che Gliese 12 non mostra segni di un comportamento così estremo, facendo sperare che l’atmosfera possa essere ancora intatta. Seguiranno ulteriori studi.

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Gli astronomi hanno trovato quelli che sembrano i resti di un’antica galassia soprannominata Loki, che potrebbe essere stata divorata dalla Via Lattea circa 10 miliardi di anni fa: si tratta di 20 stelle vecchie e molto povere di metalli, che orbitano insolitamente vicino al disco galattico, la regione nella quale si concentra la grande maggioranza di astri, Sole incluso.

La scoperta è pubblicata sulla rivista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society dal gruppo di ricerca guidato dall’italiano Federico Sestito dell’Università britannica dell’Hertfordshire. Allo studio hanno partecipato anche l’Istituto Nazionale di Astrofisica di Torino, l’Università di Bologna e quella di Firenze.
I ricercatori hanno individuato queste 20 stelle grazie a un catalogo preesistente di astri poveri di metalli e le hanno poi analizzate con il Canada-France-Hawaii Telescope localizzato sulla cima del vulcano Mauna Kea alle Hawaii, che ne ha rivelato la firma chimica. Utilizzando, poi, i dati raccolti dal telescopio spaziale Gaia dell’Agenzia Spaziale Europea, sono riusciti a calcolare le distanze delle stelle e le loro orbite.

L’insieme delle informazioni così ricavate ha spinto gli autori dello studio a interrogarsi sull’origine di questo gruppetto di astri. Anche perché, nonostante siano identici per composizione chimica, alcuni si muovono nella stessa direzione nella quale ruota la Via Lattea, mentre altri viaggiano nella direzione opposta
La risposta a questa stranezza è arrivata da simulazioni effettuate al computer: una galassia nana come Loki inghiottita dalla giovane Via Lattea più di 10 miliardi di anni fa, quando non si era ancora stabilizzata in un disco rotante, avrebbe potuto disperdere le sue stelle esattamente nella configurazione osservata.

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LHS 3844 b (in foto) non è un posto per i deboli di cuore. A 48,5 anni luce dalla Terra, questo mondo roccioso orbita attorno a una nana rossa con una velocità tale da completare un giro completo in appena undici ore. Inchiodato gravitazionalmente alla sua stella, mostra sempre la stessa faccia verso la luce, mentre l’altro emisfero resta sepolto in un’oscurità eterna.

Grazie alla sensibilità senza precedenti del James Webb Space Telescope, un team guidato da Laura Kreidberg presso il Max Planck Institute for Astronomy è riuscito a ottenere qualcosa che fino a pochi anni fa sembrava fantascienza: rilevare direttamente la firma termica della superficie di un pianeta extrasolare roccioso. Non un’atmosfera, non nubi o gas, ma il bagliore infrarosso emesso dalle rocce incandescenti di un altro mondo. I dati raccolti dal MIRI, il Mid-Infrared Instrument del Webb, raccontano una realtà estrema. Sul lato diurno, la temperatura raggiunge circa 725 °C, abbastanza da far brillare la superficie nel medio infrarosso. Non si tratta ancora di un oceano globale di lava, ma il calore è sufficiente affinché il telescopio possa “vedere” direttamente la radiazione termica delle rocce. L’assenza quasi totale di atmosfera è il dettaglio più importante. Su LHS 3844 b non esistono venti, nuvole o meccanismi capaci di distribuire il calore. Tutta l’energia resta intrappolata sul lato esposto alla stella, mentre l’emisfero notturno si trova in un congelamento perpetuo.

L’analisi spettroscopica ha permesso anche di identificare la natura della superficie. Il team guidato da Sebastian Zieba ha escluso una crosta ricca di granito, simile a quella dei continenti terrestri. I dati indicano invece una composizione dominata da rocce basaltiche, materiali vulcanici scuri analoghi ai basalti presenti nei fondali oceanici terrestri, nei mari lunari e sulla superficie di Mercurio.
È qui che questa scoperta diventa storica. Per decenni gli astronomi si sono limitati ad individuare pianeti extrasolari calcolandone massa, raggio e distanza dalla stella madre. Oggi, invece, stiamo entrando in una nuova era: quella della geologia extraterrestre. Il James Webb Space Telescope non si limita più a confermare l’esistenza di mondi lontani, ma inizia a distinguerne la composizione superficiale, la natura mineralogica e il comportamento termico. In altre parole, l’umanità sta imparando a “toccare” pianeti alieni da trilioni di chilometri di distanza. Non con mani o sonda, ma con sensori capaci di leggere il calore delle rocce attraverso il vuoto cosmico.

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Un team di scienziati ha confermato che la stella GJ 887 ospita almeno quattro pianeti, uno dei quali potrebbe essere un mondo abitabile, il secondo più vicino al nostro sistema solare. Le nane M sono le stelle più diffuse nella nostra galassia e rappresentano alcuni dei migliori obiettivi per la ricerca di esopianeti. La loro bassa luminosità e le piccole dimensioni implicano che i pianeti in orbita possano avere periodi orbitali più brevi e siano più facili da individuare. Un team di astronomi ha analizzato GJ 887, una delle nane M più brillanti del cielo e una delle stelle più vicine al nostro Sole, a soli 10,7 anni luce di distanza, alla ricerca di esopianeti. Era già noto che la stella ospitasse due esopianeti, ma si sospettava che ne ospitasse un terzo (tra cui la super Terra). Utilizzando spettrografi ad alta precisione sul Very Large Telescope e sull’Osservatorio di La Silla, entrambi in Cile, il team ha individuato non tre, ma quattro, forse cinque esopianeti, di cui almeno uno si trova nella zona abitabile della stella.

La scoperta
Per scoprirlo, un nuovo team ha esaminato più da vicino GJ 887, raccogliendo 101 osservazioni HARPS aggiuntive e 12 misurazioni da ESPRESSO, uno spettrografo più preciso installato sul Very Large Telescope in Cile. La nuova attività ha rivelato un periodo di rotazione di circa 39 giorni, che ha permesso al team di costruire un modello più sofisticato del comportamento della stella. Il nuovo modello non solo ha rivelato il sospetto terzo pianeta, ora confermato come GJ 887 d, una super-Terra che orbita ogni 51 giorni nella zona abitabile, ma anche un quarto pianeta precedentemente nascosto. GJ 887 e è un mondo di massa terrestre che orbita troppo vicino alla sua stella ospite per essere abitabile, completando un’orbita ogni 4,4 giorni.
Ma con una massa minima pari a circa sei volte quella della Terra e un’orbita all’interno della zona abitabile, GJ 887 d soddisfa i criteri per l’inclusione nel Catalogo dei Mondi Abitabili. È solo il secondo pianeta confermato nella zona abitabile entro circa 10 anni luce dalla Terra, dopo Proxima Centauri b. Il team ha anche scoperto un probabile quinto pianeta, GJ 887 f, con un periodo orbitale di 2,2 giorni e circa la metà della massa della Terra. Tuttavia, il segnale non ha raggiunto la soglia statistica necessaria per dichiarare una rilevazione confermata. Osservazioni future potrebbero chiarire la questione.

Un candidato promettente
La vicinanza di GJ 887 d alla Terra lo rende un candidato ideale per la prossima generazione di tele3scopi spaziali. Sia l’HWO che il LIFE sono progettati per riprendere direttamente immagini di esopianeti vicini e analizzarne le atmosfere alla ricerca di segni di vita, ma dovranno sapere dove puntare. A soli 10,7 anni luce di distanza, GJ 887 d è uno dei pianeti della zona abitabile più vicini alla Terra, il che lo rende uno degli obiettivi più promettenti per la futura caratterizzazione atmosferica e per rispondere alla domanda se siamo soli nell’universo.

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Le supernove aiutano gli astronomi a misurare come l’universo si espande nel tempo, ma leggere correttamente questo segnale non è semplice: la luce che arriva a noi è influenzata da molteplici fattori che rendono misure precise molto difficili. In un nuovo studio pubblicato questa settimana su Nature Astronomy, Konstantin Karchev e Roberto Trotta della Sissa, insieme a Raúl Jiménez dell’Università di Barcellona, introducono Cigars (Combined inference and galaxy-related standardisation), un metodo basato sull’intelligenza artificiale e le reti neurali per separare gli effetti intrinseci sulla luminosità di queste esplosioni stellari da quelli ambientali, come la polvere interstellare e l’espansione dell’universo, permettendo di estrarre molte più informazioni senza bisogno di dati aggiuntivi, come le analisi dello spettro.

Le supernove di tipo Ia sono tra gli eventi più preziosi per la cosmologia perché possono funzionare come indicatori di distanza: osservando quanto appaiono luminose, gli astronomi possono usarle come “candele standardizzabili” per misurare distanze cosmiche e ricostruire la storia dell’espansione dell’universo. La loro luminosità osservata, però, dipende non solo dalla fisica dell’esplosione, ma anche da fattori legati alla stella da cui sono generate, come età e composizione chimica, oltre che dalla polvere e, più in generale, dalle proprietà della galassia in cui si trovano. Informazioni di questo tipo possono essere studiate in modo particolarmente dettagliato con la spettroscopia, che non misura solo quanta luce arriva, ma anche com’è distribuita alle diverse lunghezze d’onda. Tuttavia, ottenere spettri dettagliati per grandi campioni di supernove è molto più difficile che raccogliere solo la loro luminosità.

«Oggi la spettroscopia resta lo strumento più ricco per studiare una supernova, perché permette di vedere molti dettagli della sua fisica e dell’ambiente in cui esplode», spiega Roberto Trotta, professore di fisica teorica alla Sissa e coautore dello studio. «Il problema è che raccogliere spettri dettagliati, omogenei e ripetuti nel tempo per grandi campioni nei prossimi anni sarà impossibile per la grande mole di dati. Per questo, nella cosmologia dei prossimi anni, sarà sempre più importante riuscire a estrarre informazione affidabile anche dai soli dati fotometrici, ovvero dalla luminosità delle supernove».

Un esempio di correzione standard utilizzata quando sono disponibili solo le misurazioni di luminosità di una supernova è il cosiddetto “mass step”. È stato infatti osservato che le supernove in galassie più massicce mostrano, in media, una luminosità leggermente diversa rispetto a quelle che esplodono in galassie meno massicce. I dati vengono quindi corretti introducendo un piccolo “gradino” nella luminosità, a seconda che la galassia sia più grande o più piccola di dieci miliardi di masse solari, anche se il valore di questa soglia può cambiare a seconda del campione analizzato. Si tratta però di uno stratagemma: la massa della galassia non è la causa diretta dell’effetto, ma il gradino accorpa diversi fattori stellari e galattici, molto più difficili da misurare direttamente.

Cigars affronta il problema in modo innovativo. Riunisce in un solo modello l’evoluzione delle galassie, gli effetti della polvere, il ritmo con cui le supernove di tipo Ia compaiono nel tempo e le proprietà osservabili delle esplosioni – cosa mai fatta prima. In questo modo riesce a interpretare insieme tutti i fattori che influenzano la luce che si osserva, invece di correggere separatamente con passaggi successivi. Questo permette di ricostruire e sfruttare molta più informazione partendo dai soli dati fotometrici.
Questo approccio sarà essenziale nei prossimi dieci anni: sono infatti iniziati da poco grandi rilevamenti fotometrici, come il Legacy Survey of Space and Time del Vera Rubin Observatory, in Cile, da cui ci si aspetta la scoperta di milioni di nuove supernove, delle quali almeno centomila all’anno di tipo Ia. Per testare il metodo, gli autori hanno costruito un primo catalogo simulato con 1.578 supernove selezionate, pensato per essere rappresentativo delle dimensioni dei cataloghi di supernove contemporanei, e poi lo hanno esteso a un catalogo circa dieci volte più grande, con quasi 16mila oggetti, costruito per assomigliare a ciò che l’osservatorio Vera Rubin potrebbe raccogliere in un solo mese.

Cigars ha mostrato di poter ricostruire simultaneamente grandezze diverse ma tutte collegate tra loro: i parametri cosmologici, cioè quelli che descrivono l’espansione dell’universo, la distribuzione dei tempi che separano la formazione di una stella dalla sua esplosione come supernova, e il contributo di fattori come età, composizione chimica della stella ed eventuali effetti residui legati alla galassia ospite. La precisione ottenuta su questi intervalli temporali risulta paragonabile a quella raggiunta da analisi precedenti basate però su dati di tipo spettroscopico.
Le simulazioni mostrano che età e composizione chimica della stella progenitrice lasciano tracce differenti nei dati osservativi. In particolare, la composizione chimica della stella tende a produrre un effetto simile al citato mass step, la differenza di luminosità “a gradino” osservata tra supernove ospitate in galassie più o meno massicce, mentre l’età della stella produce una variazione più graduale. Il lavoro mostra anche che questi effetti sono piccoli rispetto ad altre sorgenti di variabilità, come colore della luce e interferenza da polvere, e che proprio per questo è difficile separarli con le tecniche standard.

Il vantaggio più netto riguarda però la cosmologia. Secondo lo studio, applicare questo approccio a grandi campioni osservati solo in fotometria permetterebbe di migliorare di circa quattro volte la precisione delle misure cosmologiche rispetto ai metodi che possono utilizzare soltanto la piccola frazione di supernove osservate anche con spettroscopia – che saranno forse solo l’uno per cento del totale. In prospettiva, questo permetterebbe di utilizzare in modo molto più efficace tutte le osservazioni, invece di basarsi solo su una piccola frazione, sprecando così il 99 per cento dei dati.
«Con le survey della prossima generazione avremo numeri enormi di supernove, dataset talmente ricchi che non potranno essere analizzati con i metodi tradizionali», conclude Trotta. «Servono quindi metodi nuovi, che possano analizzare questi grandi cataloghi in maniera robusta, non solo per ricavare informazioni sempre più nuove, ma anche per trasformare quei dati in nuova fisica».

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Un gruppo internazionale di astrofisici ha trovato prove del fatto che l’universo ricicla i buchi neri, facendoli fondere tra loro per formarne altri più grandi. Le onde gravitazionali registrate negli ultimi anni mostrano che alcuni dei buchi neri più pesanti all’interno degli ammassi stellari presentano segnali chiari di essere di “seconda generazione”, cioè il prodotto di collisioni precedenti. Per questo non possono essere nati dal collasso di una stella massiccia.

I buchi neri impossibili
La teoria dell’evoluzione stellare spiega che, alla fine della vita delle stelle più massicce, il loro nucleo si comprime fino a formare un punto così denso da curvare lo spazio-tempo fino all’infinito. È il buco nero classico, con una massa compresa tra 10 e 40 volte quella del Sole. Esistono anche i buchi neri supermassicci, al centro delle galassie, con milioni o miliardi di masse solari, la cui origine è legata a processi avvenuti nei primissimi istanti dell’universo.
Tra questi due estremi compare però una categoria ancora discussa, quella dei buchi neri con una massa tra 40 e 100 volte quella del Sole. Sono troppo pesanti per nascere dalla morte di una stella, ma non abbastanza grandi da poter derivare dal collasso di una gigantesca nube di materia. La fisica stellare convenzionale li considera “impossibili”, eppure compaiono spesso nelle rilevazioni.
Gli astrofisici ipotizzano che questi buchi neri pesanti possano formarsi dalla fusione di due o più oggetti ultradensi più piccoli. L’idea è coerente, ma aveva bisogno di prove e, fino a tempi relativamente recenti, non esisteva un modo per ottenerle.
Poi sono entrati in scena i rivelatori di onde gravitazionali. Questi strumenti usano laser per misurare le microdistorsioni dello spazio-tempo generate dalla collisione di oggetti estremamente densi. La prima rilevazione, nel 2015, ha confermato una fusione tra buchi neri. Da allora, ogni nuovo segnale ha permesso di caratterizzare meglio queste strutture e di rivelare che queste collisioni avvengono molto più spesso di quanto immaginassimo.

La firma della seconda generazione
Lo studio, pubblicato il 7 maggio su Nature Astronomy, ha analizzato un catalogo di eventi transitori legati alle onde gravitazionali, raccolto dai tre principali osservatori al mondo. La banca dati includeva 153 rilevazioni affidabili di fusioni tra buchi neri e, tra queste, 34 riguardavano oggetti particolarmente pesanti.
Confrontando tutti i segnali, il gruppo di ricerca ha identificato due popolazioni distinte. I buchi neri più leggeri, fino a circa 40 masse solari, mostravano una rotazione lenta e orientata nella stessa direzione, come ci si aspetta da oggetti nati dal collasso di una stella. Superata una certa soglia, intorno alle 45 masse solari, è emersa invece una popolazione completamente diversa, composta da buchi neri più pesanti, che ruotano rapidamente e in direzioni caotiche. È una firma statistica che può comparire solo quando l’oggetto ha già partecipato a una fusione precedente.
“È esattamente la firma che ci aspetteremmo se i buchi neri si fondessero ripetutamente all’interno di densi ammassi stellari”, ha spiegato la dottoressa Isobel M. Romero-Shaw, coautrice della ricerca, in un comunicato dell’Università di Cardiff.
Finora non abbiamo osservato direttamente nessuno di questi buchi neri “impossibili”. A differenza di quelli supermassicci, non compaiono né nei raggi X né nello spettro visibile. Sappiamo però che esistono perché le loro collisioni fanno vibrare lo spazio-tempo, e quella vibrazione rivela masse che la fisica stellare non riesce a spiegare.
Lo studio mostra che i buchi neri più pesanti non nascono, ma vengono costruiti. Emergono da generazioni precedenti di collisioni e vengono assemblati negli ambienti più densi del cosmo.

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