I neutrini sono particelle con caratteristiche particolari: interagiscono con la materia solo attraverso l’interazione debole, senza subire l’effetto della gravità né interagire con la luce, e hanno massa trascurabile. Queste peculiarità permettono loro di viaggiare quasi indisturbati nello spazio, e allo stesso tempo li rendono particolarmente difficile da rilevare. Tra i processi che li producono ci sono le esplosioni di supernove. In particolare, il flusso integrato di neutrini provenienti da tutte le supernove nel corso della storia cosmica, dall’universo primordiale ad oggi, costituisce il fondo diffuso di neutrini da supernova (Dsnb, dall’inglese diffuse supernova neutrino background).
Ora per la prima volta è stata rilevata una traccia di questo fondo diffuso. Il merito del traguardo è della Collaborazione Super-Kamiokande, un gruppo internazionale costituito da circa 250 ricercatori provenienti da 60 università e istituti di ricerca. I risultati della ricerca sono stati presentati il 25 giugno scorso in occasione di Neutrino 2026: XXXII International Conference on Neutrino Physics and Astrophysics, conferenza sui neutrini tenutasi presso l’Università della California, Irvine, negli Stati Uniti.

Sin dalla nascita dell’universo, i neutrini emessi dalle supernove si sono diffusi nello spazio e si sono accumulati nel corso del tempo. Crediti: Kamioka Observatory, Institute for Cosmic Ray Research, Università di Tokyo
«L’osservazione della prima traccia al mondo della presenza di un fondo diffuso di neutrini da supernova è un risultato di grande significato ed è stato un obiettivo a lungo perseguito sin dall’inizio del progetto Super-Kamiokande», dice Hiroyuki Sekiya dell’Università di Tokyo, portavoce dell’esperimento.
Super-Kamiokande è un enorme osservatorio sotterraneo situato a mille metri di profondità nella prefettura di Gifu, in Giappone. Rileva la radiazione Čerenkov prodotta quando i neutrini interagiscono con l’acqua, utilizzando una vasca da 50mila tonnellate di acqua e circa 13mila tubi fotomoltiplicatori installati sottoterra. Questo permette di poter rilevare i neutrini e ridurre al minimo il rumore di fondo prodotto ad esempio dai raggi cosmici.
Per sintonizzarsi sul segnale, il team di ricerca ha condotto un’analisi dettagliata di circa cinquemila giorni – quasi 14 anni – di dati osservativi, combinando due fasi di raccolta dati che prevedevano l’uso di acqua ultrapura o di acqua ultrapura con l’aggiunta di gadolinio, un metallo che migliora la rilevazione.

L’impianto Super-Kamiokande.
L’aggiunta di gadolinio consente di distinguere e rilevare in modo più efficace i segnali provenienti dagli antineutrini elettronici, l’antiparticella del neutrino elettronico. Crediti: Kamioka Observatory, Institute for Cosmic Ray Research, Università di Tokyo
Il team ha individuato un segnale in eccesso statisticamente significativo nella fascia di energia dei neutrini compresa tra 13,3 e 81,3 megaelettronvolt. Il segnale viene descritto come un’indicazione, piuttosto che come una rilevazione definitiva, perché, sebbene non possa essere spiegato come una fluttuazione casuale, la sua significatività a 2,6 sigma non soddisfa ancora la soglia di scoperta, fissata a 5 sigma.
«Stiamo già pianificando di integrare le osservazioni in corso presso Super-Kamiokande con quelle del suo successore, Hyper-Kamiokande, per migliorare ulteriormente la sensibilità nei futuri studi collaborativi», dice Yosuke Ashida dell’Università di Tohoku. Rilevare il fondo diffuso di neutrini da supernova fornirebbe uno strumento osservativo per ricostruire quantitativamente la storia della nucleosintesi e della formazione stellare nell’universo, e perciò anche di verificare i modelli teorici. I risultati attuali potranno quindi contribuire a una migliore comprensione dell’evoluzione chimica dell’universo.

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Un emisfero nero come la pece e uno bianco come la neve: è questa la strana dicotomia cromatica che è valsa a Giapeto il soprannome di “luna yin e yang” e che, nel lontano 2007, ha spinto la Nasa a deviare la sonda Cassini-Huygens dalla sua orbita attorno a Saturno per farle effettuare un flyby ravvicinato a soli 2000 km dalla superficie di questo peculiare corpo celeste.
Giapeto è la terza luna più grande di Saturno, subito dopo Titano e Rea, e venne scoperta dall’astronomo italiano Giovanni Cassini nel 1671. Cassini si accorse subito che il satellite era visibile solo quando si trovava sul lato ovest di Saturno, motivo per il quale ipotizzò correttamente che la luna avesse un lato molto più scuro dell’altro e che fosse in rotazione sincrona con il suo pianeta. Questa espressione, infatti, indica una condizione in cui il periodo di rotazione di un satellite attorno al proprio asse coincide con il periodo di rivoluzione attorno al pianeta, facendo sì che il satellite mostri sempre la stessa faccia verso quest’ultimo, come la nostra Luna con la Terra.

L’immagine scattata dalla sonda Nasa ritrae principalmente l’emisfero chiaro, che riflette circa dieci volte di più la luce solare rispetto a quello scuro. Sul lato destro dell’immagine appare una piccola porzione dell’emisfero scuro, mentre in basso si può notare un grande cratere da impatto che si estende per oltre 500 chilometri.
L’origine di questa discrepanza così marcata fra i due lati della luna è stata a lungo oggetto di dibattito tra gli scienziati. Una delle prime ipotesi prevedeva che il materiale scuro provenisse da una fonte esterna, in particolare dalla luna più distante Febe: nel corso della sua orbita, Giapeto potrebbe infatti raccogliere particelle ricche di carbonio espulse dalla superficie di Febe, che si depositerebbero principalmente sull’emisfero rivolto nella direzione del moto orbitale, ovvero il leading hemisphere.

Due immagini di Giapeto evidenziano il contrasto di luminosità che caratterizza la superficie del satellite. Una – a sinistra – ritrae l’emisfero rivolto nella direzione del moto orbitale (leading hemisphere), mentre l’altra – a destra – mostra l’emisfero opposto, che segue il movimento della luna (trailing hemisphere).
Tuttavia, il processo più importante è probabilmente un fenomeno chiamato segregazione termica. A causa della sua lenta rotazione, che dura più di 79 giorni terrestri, Giapeto subisce cicli giorno-notte estremamente lunghi e il materiale scuro presente sulla superficie assorbe una quantità maggiore di radiazione solare rispetto al ghiaccio chiaro circostante, raggiungendo temperature più elevate. Questo calore provoca la sublimazione delle sostanze ghiacciate e volatili intrappolate nel terreno scuro, che migrano verso le regioni più fredde della luna, dove si depositano nuovamente sotto forma di ghiaccio.
Il risultato è che le aree scure diventano progressivamente più scure perché perdono il ghiaccio superficiale, mentre quelle luminose diventano ancora più brillanti grazie all’accumulo di materiale ghiacciato.

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In direzione della costellazione del Leone, a circa 1,8 miliardi anni luce dalla Terra, si trova una galassia a spirale con una caratteristica particolare: l’intensità della sua emissione radio è aumentata di oltre venti volte in un breve lasso di tempo e non mostra segni di attenuazione. Nome in codice Sdss J110546.07+145202.4, da più di otto anni la galassia brilla eccezionalmente nel regime radio, con un’intensità pari a circa dieci milioni di miliardi di volte quella del Sole. Ciò la rende particolarmente insolita: molte emissioni radio durano giorni o settimane, mentre questa si è mantenuta per un periodo di tempo assai più lungo.
La sorgente della radiazione si trova vicino al buco nero al centro della galassia. Si tratta di un buco nero con massa relativamente piccola, ma che si sta ingrandendo a un ritmo incredibilmente veloce grazie all’accrescimento di materia. Un team internazionale di ricercatori ha analizzato il fenomeno in uno studio pubblicato lo scorso maggio su The Astrophysical Journal.

«La radiazione radio luminosa proveniente da buchi neri leggeri in rapida crescita è di per sé rara», premette la prima autrice dell’articolo, Stefanie Komossa, del Max Planck Institute for Radio Astronomy (Germania). «Il loro passaggio a uno stato luminoso (in banda radio) di lunga durata non è mai stato osservato prima», aggiunge il coautore Alexander Kraus del Max Planck Institute for Radio Astronomy. «Le osservazioni di follow-up effettuate con numerosi telescopi, tra cui il radiotelescopio di Effelsberg, l’Australia Telescope Compact Array del Csiro – l’agenzia scientifica nazionale australiana – e i satelliti spaziali, confermano le proprietà uniche della sorgente».
I ricercatori ipotizzano che, per diversi anni, della materia aggiuntiva sia caduta verso il buco nero, innescando un getto relativistico, cioè un fascio di particelle con velocità paragonabili a quella della luce. La causa precisa dell’episodio, però, resta ancora da chiarire.

Le caratteristiche del buco nero — massa relativamente piccola e crescita molto rapida — ricordano quelle dei nuclei galattici osservati a grandi distanze, quando l’universo era giovane. È proprio questo a renderlo un oggetto di studio particolarmente interessante: un corpo celeste vicino permette di studiare condizioni fisiche che, nell’universo primordiale, erano molto più comuni ma che oggi sono difficili da analizzare direttamente. In questo modo, gli scienziati hanno la possibilità di seguire nel dettaglio la formazione dei getti e il comportamento della materia in caduta verso il buco nero, due processi cruciali per comprendere come siano cresciuti i primi buchi neri supermassicci.
«Eventi ad alta energia come questi possono fornire agli astronomi una grande quantità di informazioni. Osservando questi getti e queste esplosioni, possiamo studiare i processi fisici che avvengono in alcuni degli ambienti più estremi dell’universo», spiega il coautore Kovi Rose dell’Università di Sydney. Strumenti ad alta risoluzione come il Very Long Baseline Array consentiranno di mappare la struttura del getto e di seguire, nei prossimi anni, l’evoluzione dell’emissione radio.
«Grazie a strutture sensibili come i futuri telescopi Ska, saremo in grado di identificare transienti radio simili nelle future rilevazioni del cielo. Ciò è fondamentale», conclude Komossa, «per colmare le lacune nella nostra comprensione dell’universo primordiale».

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Nella notte di San Lorenzo, in un prato di montagna a lume del firmamento, a caccia di stelle cadenti. “Eccola! Tu l’hai vista?”. Chiaramente no. Troppo veloci, troppo rare, troppo piccole le strisciate perché due occhi, casualmente, si posino sullo stesso millimetro di cielo. Troppo veloci, soprattutto. Un po’ come i gamma ray burst (Grb): lampi rapidissimi catturati e segnalati da uno strumento apposito a cui gli astronomi cercano di dare un volto guardandoli, il più velocemente possibile, con altri occhi diversi fra loro. Il 26 gennaio 2026, per la prima volta, sono riusciti a osservarne uno a lunghezze d’onda millimetriche e submillimetriche pochi minuti dopo la sua scoperta, grazie a una nuova modalità di risposta rapida implementata al Submillimeter Array (Sma), alle Hawaii. I risultati sono pubblicati su The Astrophysical Journal Letters.

L’allerta dell’evento in questione, il Grb 260127A, è arrivata in maniera automatica dal satellite Neil Gehrels Swift Observatory. L’intera sequenza si è svolta quasi completamente senza intervento umano. Entro 90 secondi l’operatore di turno era stato avvisato, e in meno di quattro minuti il telescopio era già in movimento per avviare le osservazioni, iniziate 12,6 minuti dopo il segnale di Swift. Contemporaneamente, il fenomeno era stato osservato anche nell’ottico e ai raggi X, e Sma è riuscito a individuare una sorgente proprio in prossimità dei bagliori rilevati nelle altre lunghezze d’onda. Due giorni dopo, le osservazioni sono state ripetute, ma questa volta non si è visto nulla.

I Grb sono le esplosioni più luminose dell’universo: brevi ma straordinariamente intense emissioni prodotte dai getti di materia generati durante il collasso di stelle massicce o dalla fusione di oggetti compatti, come le stelle di neutroni. Alla prima esplosione segue un bagliore residuo (chiamato afterglow) che i telescopi nei raggi X e nell’ottico riescono da tempo a osservare nel giro di pochi secondi o minuti, a differenza degli strumenti operanti alle lunghezze d’onda millimetriche che finora arrivavano con un ritardo notevole.

Lo studio di fenomeni come i Grb fa parte di una branca dell’astronomia, chiamata time-domain astronomy, che studia gli oggetti e i fenomeni che cambiano nel tempo, osservandoli nel momento in cui avvengono e seguendone l’evoluzione. L’idea riflette un po’ la differenza tra una fotografia e un film: l’astronomia tradizionale scatta una fotografia del cielo, mentre la time-domain astronomy realizza un film, cercando di individuare fenomeni improvvisi o transienti e seguendone l’evoluzione minuto dopo minuto, giorno dopo giorno o anno dopo anno. Nel caso dei Grb, i tempi sono strettissimi e rispondere prontamente all’avviso generato in seguito alla loro individuazione è fondamentale. Per questo la nuova funzionalità di Sma è così preziosa.

Sebbene il tempo di risposta di 13 minuti rappresenti un traguardo senza precedenti – il nuovo sistema riduce i tempi di risposta di circa due ordini di grandezza rispetto a quelli tipici dei telescopi operanti alle lunghezze d’onda millimetriche e submillimetriche – i ricercatori si aspettano di riuscire a implementare ulteriori miglioramenti al sistema per ridurre i tempi di risposta fino ad appena 2-3 minuti, con la possibilità di raggruppare in serie le osservazioni di più oggetti per garantire un’elevata produttività. Non solo: questa nuova modalità consente di alternare, in modo semiautomatico, le osservazioni in risposta agli alert con osservazioni più “standard”, permettendo all’array di effettuare misurazioni con la precisione dei millijansky nel giro di pochi minuti, e con un impatto minimo sugli altri programmi scientifici.

«È stato straordinario assistere a tutto questo in tempo reale», dice Garrett Keating, astrofisico del Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian (CfA), nel Massachusetts, e vice direttore dello Sma, primo autore dell’articolo che descrive lo sviluppo del sistema di risposta rapida. «Essere in grado di reagire e processare i dati con questa velocità rappresenta un cambiamento radicale rispetto al normale funzionamento dello Sma, ma era fondamentale per osservare un fenomeno in cui ogni minuto conta. Era la prima volta che l’intero sistema operava nella sua configurazione completa. Abbiamo imparato molto da questa esperienza e pensiamo di poter ridurre ulteriormente il tempo di risposta fino a soli due o tre minuti.»

Il fatto che le osservazioni di follow-up effettuate due giorni più tardi abbiano mostrato che la sorgente si era affievolita, inoltre, rafforza l’ipotesi che lo Sma abbia effettivamente osservato il bagliore residuo di un evento transiente e non una galassia di fondo a emissione costante. Superata con successo la prima prova, parte ufficialmente Sma Sprints (Sma Sub/millimeter Program to Rapidly Investigate Novel Time-domain Sources), un programma progettato per sfruttare lo Sma e il suo aggiornamento a larga banda, denominato wSma, al fine di effettuare osservazioni di follow-up rapide, sensibili e flessibili degli eventi transienti nel cielo variabile.

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I gioviani caldi sono esopianeti giganti gassosi in orbita stretta attorno alla loro stella, solitamente con periodo di rivoluzione intorno all’astro e rotazione intorno al proprio asse di uguale durata. Sono quindi caratterizzati da un lato estremamente caldo, sempre rivolto verso la stella, e dal lato opposto molto più freddo. Non solo: a differenza di quanto avviene nei pianeti a rotazione sincrona rocciosi, in quelli gassosi le atmosfere vorticose rendono meno netti i confini tra le due zone, e i punti caldi del lato diurno risultano leggermente spostati nella direzione della loro rotazione e della loro orbita attorno alla stella ospite.
Solitamente, ma non sempre. Uno studio del 2018 guidato da Lisa Dang, della University of Waterloo (Canada), aveva individuato un’eccezione in CoRoT-2b, avanzando tre possibili ipotesi sul perché il punto caldo dell’esopianeta si trovasse in direzione opposta rispetto a quanto osservato negli altri gioviani caldi: la presenza di nuvole a ostacolare la visuale di osservazione; complesse interazioni tra i campi magnetici; oppure, una rotazione del pianeta più lenta rispetto a quella della sua rivoluzione intorno alla stella.
Ora uno studio guidato da Aurora Kesseli del Nasa Exoplanet Science Institute, presentato nel corso del 248esimo meeting dell’American Astronomical Society (Pasadena, California, 14-18 giugno 2026), analizzando nuovi dati spettroscopici raccolti dal Very Large Telescope dello European Southern Observatory, in Cile, ha individuato in una delle tre ipotesi quella che parrebbe essere la spiegazione corretta.

Nel nuovo studio, sottoposto per la pubblicazione a The Astronomical Journal e ancora in fase di peer review, Kesseli ha misurato la velocità del pianeta, scoprendo che un giorno su CoRoT-2b equivale a circa tre giorni terrestri, mentre un anno dura 1,5 giorni, dunque circa la metà. Ciò significa che l’esopianeta orbita due volte attorno alla sua stella prima di completare una rotazione sul proprio asse.
«Sono rimasta piacevolmente sorpresa», dice Kesseli, «quando ho provato diversi metodi e mi sono detta: “Ah, ecco! In realtà corrisponde a una delle tre ipotesi!” Vedere i dati indicare piuttosto chiaramente una di esse è stato davvero emozionante. Il modo in cui un pianeta ruota influisce notevolmente sulla distribuzione del calore sul pianeta stesso e, di conseguenza, sulla sua abitabilità; pertanto, per un pianeta in rotazione sincrona, le temperature, i venti e i climi saranno completamente diversi da quelli di un pianeta che non si trova in tale condizione».
Questa animazione mostra come CoRoT-2b ruoti più lentamente e in senso opposto rispetto ai tipici gioviani caldi, che solitamente sono in rotazione sincrona. Crediti: Keith Miller (Caltech/IPAC – SELab)

Le cause della velocità di rotazione più lenta osservata in CoRoT-2b non sono ancora chiare, e per questo saranno raccolti altri dati sui questa tipologia di esopianeti. «I gioviani caldi sono il primo tipo di pianeta per cui siamo riusciti a esplorare e perfezionare davvero i nostri modelli climatici», dice Kesseli. «Con la prossima generazione di telescopi, come l’Habitable Worlds Observatory e l’Extremely Large Telescope, saremo in grado di effettuare misurazioni più approfondite su un maggior numero di pianeti, forse anche su quelli potenzialmente abitabili».

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Come nel film La strana coppia, anche nel sistema Toi-791 convivono due “partner” molto particolari: due pianeti giganti, in orbitano attorno alla stessa stella, con una densità così ridotta da risultare tra i più leggeri mai osservati, al punto da sfiorare la consistenza dello zucchero filato. La scoperta, pubblicata oggi sulla rivista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, aggiunge un nuovo tassello alla comprensione di una fra le classi di esopianeti più enigmatiche conosciute: i cosiddetti pianeti super-puff. Lo studio è stato condotto dall’Università di Oxford, dall’Université Côte d’Azur/Observatoire de la Côte d’Azur e dall’Università di Birmingham, nell’ambito di una collaborazione internazionale che ha combinato dati raccolti nello spazio e con quelli catturati da osservatori distribuiti in diversi continenti, compresa l’Antartide.
Questa rappresentazione artistica raffigura la stella Toi-791, simile al Sole, e due pianeti giganti che il telescopio spaziale Tess della Nasa ha scoperto in orbita attorno a essa. Questi pianeti, denominati Toi-791 b e Toi-791 c, hanno all’incirca le dimensioni di Giove ma una massa pari a una minuscola frazione – rispettivamente, meno del tre e meno del sei per cento – di quella di Giove, il che significa che hanno una densità straordinariamente bassa. Crediti: Nasa / D. Rutter

I protagonisti della scoperta sono due giganti quasi impalpabili, Toi-791 b e Toi-791 c, due pianeti che orbitano attorno a una stella nana di tipo F7 situata a 1110 anni luce dalla Terra, nella costellazione australe del Pesce volante. A prima vista sembrano normali giganti gassosi, con dimensioni paragonabili a quelle di Giove. È la loro bassissima densità a renderli bizzarri: quella di Toi-791 b è di appena 0,038 grammi per centimetro cubo, mentre Toi-791 c raggiunge 0,047 grammi per centimetro cubo. Per comprendere quanto siano estremi questi valori può essere utile qualche confronto. Giove, il gigante del Sistema solare, ha una densità media di circa 1,33 grammi per centimetro cubo – dunque tra 28 e 35 volte superiore a quella dei due nuovi pianeti, mentre la Terra arriva a circa 5,5 grammi per centimetro cubo. Per trovare valori paragonabili a quelli dei due esopianeti possiamo pensare allo zucchero filato, che ha una densità tipica di circa 0,05 grammi per centimetro cubo.
«Si conoscono solo una manciata di questi pianeti “super-gonfi”, ed è ancora più raro trovarne due nello stesso sistema», osserva George Dransfield dell’Università di Oxford, prima autrice dello studio nonché conduttrice del programma della Bbc Sky at Night. «Le loro densità estremamente basse li rendono obiettivi affascinanti per comprendere come si formano ed evolvono i sistemi planetari».
Toi-791 b e Toi-791 c non sono soltanto due nuovi membri della rara famiglia dei super-puff: rientrando tra i pianeti giganti meno densi mai identificati ed essendosi formati, si ritiene, all’interno dello stesso disco protoplanetario di gas e polveri che circonda la giovane stella, si collocano ai limiti estremi di ciò che i modelli teorici riescono a spiegare.

Le dimensioni dei due pianeti giganti che orbitano attorno alla stella Toi791 a confronto con quelle di alcuni dei pianeti del Sistema solare. Non ne esistono immagini dirette: la missione Tess della Nasa ne ha rilevato la presenza misurando la variazione di luce mentre transitavano davanti alla loro stella. Pertanto, l’aspetto dei pianeti di Toi-791 in questa illustrazione è una rappresentazione artistica. Crediti: Nasa/ D. Rutter
A rendere ancora più interessante il sistema è la particolare relazione gravitazionale che lega i due pianeti. Toi-791 b e Toi-791 c si trovano infatti in una risonanza di moto medio 5:3. Detto alrtimenti, ogni volta che il pianeta più interno completa cinque orbite attorno alla stella, quello esterno ne compie tre. Questa configurazione crea una sorta di danza cosmica perfettamente sincronizzata: a intervalli regolari i due pianeti si trovano nelle stesse posizioni relative e la loro attrazione gravitazionale reciproca si ripete con regolarità, lasciando una “firma” osservabile. Gli effetti di questa interazione si manifestano nei cosiddetti tempi di transito. Quando un pianeta passa davanti alla propria stella, visto dalla Terra, provoca una lieve diminuzione della luminosità stellare. Se i pianeti fossero gravitazionalmente isolati, questi passaggi avverrebbero con una periodicità rigorosa; nel sistema Toi-791, invece, i transiti mostrano piccoli anticipi e ritardi causati dall’influenza gravitazionale reciproca. Proprio l’analisi di queste minuscole variazioni temporali ha permesso agli astronomi di stimarne le masse e, quindi, di determinarne la densità.

La rarità del sistema Toi-791 lo rende un laboratorio naturale prezioso per capire come questi mondi si formano ed evolvono. Ma anche la storia di come sono stati scoperti è interessante. Tutto inizia grazie alla collaborazione tra professionisti e astrofili: Toi-791 b e Toi-791 c furono, infatti, individuati inizialmente come candidati esopianeti rispettivamente nel 2019 e nel 2023 dai volontari del progetto di citizen science Planet Hunters Tess. L’iniziativa analizza i dati raccolti dal satellite Transiting Exoplanet Survey Satellite (Tess) della Nasa, incaricato di monitorare la luminosità di milioni di stelle alla ricerca delle caratteristiche diminuzioni di luce prodotte dal passaggio di pianeti in transito. Anche gli astrofili italiani Franco Mallia, Giovanni Isopi e Aldo Zapparata dell’Osservatorio di Campo Catino hanno partecipato alle osservazioni e all’analisi dei dati nell’ambito della rete internazionale di follow-up. Una volta identificati i candidati, i ricercatori hanno infatti avviato una lunga campagna osservativa utilizzando telescopi distribuiti in tutto il mondo per confermarne l’esistenza e caratterizzarne le proprietà fisiche.
La scoperta è il risultato di circa otto anni di osservazioni e deve molto a uno dei luoghi più remoti del pianeta: la Stazione Concordia, nel cuore dell’Antartide. In questa base di ricerca italo-francese opera Astep (Antarctic Search for Transiting ExoPlanets), un telescopio gestito dai ricercatori dell’Université Côte d’Azur/Observatoire de la Côte d’Azur insieme a collaboratori internazionali. L’ambiente antartico offre un vantaggio quasi unico: poiché durante il lungo inverno polare il Sole non sorge per mesi, è possibile compiere osservazioni astronomiche continue e senza interruzioni. Questa caratteristica si è rivelata fondamentale, perché i transiti dei due pianeti sono insolitamente lunghi e ciascuno dura oltre undici ore. Ciò comporta che nella maggior parte degli osservatori terrestri, a causa dell’alternanza tra giorno e notte, sarebbe impossibile seguirli dall’inizio alla fine, mentre da Concordia gli astronomi hanno potuto osservare l’intero transito in un’unica sequenza continua. Si tratta dei transiti planetari continui più lunghi mai osservati integralmente da terra.

Nonostante il numero crescente di osservazioni, la natura dei pianeti super-puff rimane un mistero. L’ipotesi principale suggerisce che questi mondi possiedano atmosfere dominate da idrogeno ed elio, talmente estese da costituire una frazione significativa della loro massa complessiva. Come giganteschi palloncini cosmici, questi pianeti potrebbero avere nuclei relativamente modesti avvolti da involucri gassosi estremamente espansi. Secondo i modelli più accreditati, tali atmosfere potrebbero essersi formate quando i pianeti si trovavano molto più lontani dalla stella rispetto a oggi, nelle regioni fredde del disco protoplanetario: in quelle zone il gas avrebbe potuto raffreddarsi e accumularsi rapidamente attorno a un nucleo solido, creando involucri eccezionalmente spessi.
La vera sfida per gli astronomi non è soltanto spiegare come questi pianeti si siano gonfiati a tal punto, ma capire perché non si siano già sgonfiati. Atmosfere così estese dovrebbero essere particolarmente vulnerabili all’erosione provocata dalla radiazione stellare e, invece, questi pianeti sono riusciti a conservare atmosfere così puffy per miliardi di anni, senza perderle nello spazio. La loro stessa esistenza suggerisce che nei processi di formazione ed evoluzione planetaria manchi ancora qualche tassello importante. Per rispondere a queste domande aperte, gli astronomi guardano già al James Webb Space Telescope (Jwst).

«Questo sistema offre un laboratorio unico per comprendere come si formano ed evolvono i pianeti super-puff», afferma Amaury Triaud dell’Università di Birmingham, responsabile scientifico del progetto Astep e coautore dello studio. «Proponiamo di effettuare osservazioni spaziali utilizzando il telescopio spaziale James Webb per valutare se l’atmosfera gonfia contenga specie a base di carbonio, azoto e ossigeno, fornendo nuove informazioni su come si sono formati questi pianeti insoliti». Durante un transito, infatti, una certa quantità di luce stellare attraversa gli strati gassosi dei pianeti, consentendo agli astronomi di cercare le impronte chimiche delle molecole presenti nelle loro atmosfere. L’analisi della composizione chimica potrebbe rivelare dove e in quali condizioni questi mondi si siano formati prima di raggiungere le attuali orbite. I super-puff sono tra i migliori bersagli per la spettroscopia atmosferica: essendo molto estese, le loro atmosfere intercettano una grande quantità luce stellare durante i transiti, rendendo questi pianeti bersagli ideali per Jwst.
Lo studio rappresenta anche un esempio di come l’astronomia moderna sia sempre più un’impresa collettiva, che unisce osservatori terrestri, telescopi spaziali e ricercatori distribuiti in tutto il mondo. «Questi sistemi multiplanetari sono complessi, con interazioni gravitazionali tra i pianeti che si evolvono nell’arco di periodi molto lunghi, decine di anni o più. Questa scoperta sottolinea l’importanza di una collaborazione internazionale continua nel campo dell’astronomia», sottolinea a tal proposito un altro fra i coautori dello studio, Tristan Guillot dell’Université Côte d’Azur. «Mettere insieme le osservazioni provenienti dall’Antartide, dai telescopi spaziali e dagli osservatori di diversi continenti è stato essenziale per rivelare la vera natura di questi straordinari pianeti»

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Nello spazio nessuno ti può sentire urlare, ma – se ti consola – puoi sentire il “suono” che producono due buchi neri in collisione. Un articolo pubblicato oggi, 24 giugno, su Nature da un team di ricercatori dell’Australian National University e del Perimeter Institute (Canada) spiega non solo come sia possibile, ma anche come possa svelarci i segreti più intimi della gravità estrema.
La traccia diretta della geometria dello spaziotempo viaggia attraverso l’universo sotto forma di onde gravitazionali, captate dai grandi interferometri come Ligo, Virgo e Kagra. Lo studio in questione si è concentrato su un evento specifico: Gw 250114.
«Abbiamo studiato il segnale proveniente da un sistema binario di buchi neri più intenso mai osservato fino ad oggi, circa tre volte più forte del primo storico rilevamento avvenuto un decennio fa», dice Ling Sun dell’Australian National University, coautrice dello studio. «La nostra analisi dimostra che questo segnale eccezionale può essere utilizzato come potente strumento per indagare l’orizzonte degli eventi del buco nero residuo, consentendoci di misurarne due proprietà fondamentali: la frequenza di rotazione e la gravità superficiale».

Un buco nero rotante (anche detto di Kerr) è descritto da due parametri principali: lo spin e la gravità superficiale. La determinazione precisa di questi ultimi rappresenta un obiettivo di primaria importanza per l’astrofisica contemporanea. Risulta quindi fondamentale comprendere le metodologie attraverso cui tali parametri fisici possano essere dedotti dall’analisi dei segnali gravitazionali emessi durante un merging di buchi neri.
Quando due buchi neri si fondono, creano un unico, nuovo buco nero temporaneamente deformato. Nel tentativo di assestarsi nella sua forma finale, esso “vibra” violentemente, scuotendo il tessuto dello spaziotempo ed emettendo radiazioni gravitazionali. L’equazione di Teukolsky, che descrive questo fenomeno, mostra che il segnale emesso si divide in tre fasi temporali distinte.
La primissima radiazione a raggiungere i nostri strumenti è la cosiddetta onda diretta (direct wave). È una fase fugace, che dipende fortemente da come è avvenuto l’impatto originario, e viaggia verso di noi in linea retta senza subire distorsioni dallo spaziotempo circostante. Subito dopo, il segnale viene dominato dai quasi-normal modes, oscillazioni smorzate che dipendono esclusivamente dalla massa e dallo spin del buco nero. Infine, il segnale sfuma in lunghe code (late-time tails), echi dovuti alla curvatura dello spaziotempo che “rimbalza” le onde a grande distanza.
Per semplificare, il sistema è disegnato come una piccola “particella” (uno dei buchi neri) che precipita a spirale dentro un buco nero più grande. L’immagine mostra come l’impatto generi diversi tipi di segnale: le “onde dirette” (frecce nere) che fuggono dritte verso di noi superando la barriera gravitazionale (in rosso), e le onde di assestamento “late-time tails” (frecce arancioni), generate dalla vibrazione dello spaziotempo stesso. Crediti: Neil Lu et al., Nature, 2026

Il contributo più significativo degli autori della ricerca risiede nell’analisi del complesso segnale associato all’evento Gw 250114, che ha consentito di estrarre e isolare la componente iniziale di debole intensità, nota come direct wave.
«Queste misurazioni rappresentano un primo passo verso future verifiche della relatività generale mediante onde dirette», dice il primo autore dello studio,
La nuova tecnica analitica sviluppata dal team consentirà finalmente agli astrofisici di testare l’intensità della gravità a ridosso dell’orizzonte degli eventi. Permetterà inoltre di studiare fenomeni estremi come il frame-dragging, il fenomeno per cui un buco nero rotante trascina letteralmente con sé il tessuto dello spaziotempo, dando così origine a un ambiente in cui nessun oggetto o sistema di riferimento può mantenere uno stato di quiete rispetto a un osservatore infinitamente distante.

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Gj 504 b è un mondo distante 57 anni luce dalla Terra che orbita attorno a una stella simile al Sole, Gliese 504. Se potessimo osservarlo direttamente con i nostri occhi, vedremmo un corpo celeste dall’insolita colorazione magenta, dovuta alle sue “gelide” temperature superficiali, una caratteristica che gli è valsa il soprannome di Pink Planet, Pianeta rosa.
Nonostante il soprannome, la sua vera natura rimane tuttavia incerta. Con una massa di oltre venti volte quella di Giove, Gj 504 b si colloca infatti al confine tra i pianeti giganti e le nane brune, tanto che gli astronomi preferiscono definirlo un planetary-mass companion, ovvero un “compagno di massa planetaria” in orbita attorno a una stella.
Per oltre un decennio questo enigmatico oggetto ha rappresentato una sfida per gli astronomi. La sua luminosità estremamente debole, conseguenza della bassa temperatura superficiale, ha impedito infatti ai telescopi terrestri di analizzarne la luce mediante spettroscopia, limitando gli studi a semplici misure fotometriche.
Utilizzando lo spettrografo NirSpec del James Webb Space Telescope, un team di ricerca guidato dalla Northwestern University è ora riuscito per la prima volta a ottenere lo spettro di luce diretto dell’oggetto celeste, rivelando un’atmosfera dalla chimica esotica, con nubi di sale mai osservate prima d’ora su un corpo celeste. I risultati dello studio sono stati pubblicati la scorsa settimana su The Astronomical Journal
Le osservazioni sono state condotte nell’ambito del programma Gto 2778, dedicato alla spettroscopia ad alto contrasto di due candidati substellari, tra cui, appunto, Gj 504 b. Nello studio, mediante spettroscopia, i ricercatori hanno prima catturato la radiazione termica emessa dall’oggetto e la luce stellare riflessa dalla sua atmosfera. Successivamente, grazie alla tecnica dell’angular differential imaging (Adi), hanno eliminato il bagliore prodotto dalla stella, molto più luminosa.
Questa combinazione di metodologie ha permesso di ottenere lo spettro di luce di Gj 504 b, un grafico in cui la luce del pianeta è scomposta nelle diverse lunghezze d’onda. Poiché ogni elemento e ogni molecola interagiscono con la radiazione in modo caratteristico, lo spettro conserva la loro firma chimica. La sua analisi permette dunque agli astronomi di identificare le specie presenti e ricostruire la composizione dell’atmosfera.

«Il Pianeta rosa è il compagno di massa planetaria più freddo mai scoperto con strumenti terrestri», spiega Aneesh Baburaj, ricercatore della Northwestern University e primo autore dello studio. «Molti gruppi di ricerca in tutto il mondo hanno effettuato osservazioni di follow-up per analizzarne la luce, ma il segnale era troppo debole per gli strumenti installati a Terra. Per questo rappresentava un bersaglio ideale per il Jwst. Quando abbiamo finalmente ottenuto il suo spettro, ci è sembrato subito molto interessante. Ma è stato solo analizzando i dati più in dettaglio che ci siamo resi conto di trovarci davanti a un oggetto diverso da qualsiasi altro avessimo studiato finora».
L’analisi dello spettro ha rivelato la presenza di numerose specie molecolari, tra cui vapore acqueo (H₂O), metano (CH₄), anidride carbonica (CO₂), ammoniaca (NH₃), idrogeno solforato (H₂S) e monossido di carbonio (CO). Ma la sorpresa è arrivata dopo.
Quando i ricercatori hanno cercato di riprodurre i dati mediante modelli atmosferici, si sono imbattuti in un problema: le simulazioni non riuscivano a spiegare lo spettro osservato senza introdurre caratteristiche fisicamente poco plausibili. La soluzione è arrivata aggiungendo come input un ingrediente finora solo ipotizzato: nubi di sale. Includendo nubi composte da cloruro di potassio e solfuro di zinco, è stato infatti possibile riprodurre correttamente lo spettro osservato, spiegano i ricercatori.
«Abbiamo eseguito simulazioni includendo le nubi e i risultati sono diventati coerenti con ciò che sappiamo dei pianeti freddi», aggiunge Baburaj. «Abbiamo testato tre diversi tipi di nubi e quelle di sale hanno fornito la migliore corrispondenza con i dati osservativi. Tenendo conto della loro presenza, il segnale delle molecole situate negli strati più profondi dell’atmosfera del compagno risultava attenuato, rendendo finalmente il modello fisicamente plausibile.
Ma non è finita. La modellizzazione dell’atmosfera, effettuata mediante il codice petitRadTrans sviluppato dal Max Planck Institute, indica infatti una gravità superficiale del corpo celeste di circa 741 metri al secondo quadrato, pari a circa 75,6 volte quella terrestre, e una temperatura compresa tra 283 e 291 gradi Celsius, dunque relativamente bassa, perlomeno rispetto ai pianeti extrasolari dei quali si siano ottenute immagini dirette.

Lo spettro suggerisce inoltre un’atmosfera particolarmente ricca di elementi pesanti – quelli che in astronomia vengono genericamente chiamati metalli – con rapporti isotopici di carbonio e ossigeno compatibili con quelli del mezzo interstellare.
I parametri atmosferici indicano anche che Gj 504 b ha una massa di circa 25 volte quella di Giove, in buon accordo con l’intervallo di 19-27 masse gioviane previsto dai modelli evolutivi e compatibile con un’età stimata tra i 2,5 e i 4 miliardi di anni. Proprio questa relativa maturità del corpo celeste spiegherebbe la sua temperatura insolitamente bassa.
Per quanto riguarda la natura di Gj 504 b, per stabilire se esso si sia formato come un pianeta oppure come una nana bruna i ricercatori hanno confrontato la sua composizione chimica con quella della stella madre Gliese 504. Dall’analisi è emerso che, a fronte di un’abbondanza di zolfo compatibile con quella della stella, l’atmosfera del pianeta presenta un arricchimento di carbonio pari a circa 2,5 volte e di ossigeno pari a circa 2,1 volte rispetto ai valori misurati nella stella primaria.
Questo arricchimento in elementi pesanti suggerisce una formazione di Gj 504 b simile a quella dei pianeti, sottolineano i ricercatori, ma non consente ancora di escludere del tutto che l’oggetto sia una nana bruna. Per risolvere questa ambiguità, concludono, saranno necessari studi futuri che determinino con maggiore precisione le abbondanze chimiche della stella oppure riducano le incertezze sui livelli di arricchimento, ad esempio grazie a misure dinamiche più accurate della sua massa.

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Immaginate di concentrare una quantità immensa di energia in un singolo punto. I destini possibili sembrano essere solo due: o l’energia si disperde nuovamente nello spazio vuoto, oppure la gravità ha la meglio, facendola collassare in un buco nero. Ma cosa succede esattamente sulla linea di confine tra questi due scenari? A dare una risposta matematica a questo interrogativo è ora uno studio puramente teorico, condotto da ricercatori delle università di Vienna e Francoforte, pubblicato su Physical Review Letters il mese scorso.
Fino a oggi, il comportamento della materia su questo confine precario era un mistero quasi impenetrabile. Negli anni ’90, il fisico Matthew Choptuik scoprì che su questa soglia critica è come se lo spaziotempo impazzisse, creando uno stato intermedio altamente instabile. «A volte basta una causa minuscola, apparentemente insignificante, per innescare un cambiamento enorme e drammatico. Prendiamo ad esempio l’acqua liquida a zero gradi Celsius», dice Daniel Grumiller, tra gli autori del nuovo studio. «È sufficiente un cambiamento minimo perché l’acqua si congeli. A quel punto, le molecole d’acqua si dispongono spontaneamente in una struttura regolare e formano un cristallo di ghiaccio».

Il problema è che le equazioni di Einstein in quattro dimensioni sono così complesse che questo “collasso critico” poteva essere studiato solo tramite pesanti simulazioni al computer. Per aggirare l’ostacolo e trovare finalmente una soluzione analitica esatta, con carta e penna, gli autori della nuova ricerca hanno utilizzato una scorciatoia matematica tanto elegante quanto insolita: hanno imposto la condizione di energia alla soglia critica utilizzando un campo scalare privo di massa, calato in uno spaziotempo a infinite dimensioni. La necessità di usare un campo non massivo deriva dal fatto che solo così si evita di introdurre una lunghezza fissa (lunghezza d’onda Compton), preservando l’esattezza matematica della soluzione. Ma perché aggiungere dimensioni?

«Il nostro universo ha quattro dimensioni: tre spaziali e una temporale», spiega Christian Ecker, primo autore dello studio. «Ma in linea di principio, nulla ci impedisce di scrivere equazioni fisiche per un numero maggiore di dimensioni: cinque, quarantadue o persino un numero infinito». L’aver portato le dimensioni a infinito è servito per “arginare” matematicamente le onde gravitazionali. In uno spaziotempo a quattro dimensioni, infatti, le continue oscillazioni del campo tra implosione ed esplosione genererebbero turbolenze che modificherebbero il campo stesso, rendendo il calcolo impossibile.

Il risultato di questo stato critico isolato è una soluzione analitica chiamata autosimilarità discreta: un frattale concentrico che mantiene lo stesso pattern via via che si fa zoom verso il centro del collasso. Questo schema geometrico che si ripete su scale di grandezza sempre più piccole è il motivo per cui ci si riferisce a esso come a un cristallo spaziotemporale
«Questo cristallo è un oggetto davvero singolare e affascinante», riprende Grumiller. «Si tratta di una sorta di stato intermedio, un punto instabile che può evolversi in due direzioni diverse. Potrebbe dissolversi di nuovo, lasciando uno spaziotempo ordinario. Ma se viene aggiunta una minuscola quantità di energia, l’evoluzione prende una piega completamente diversa: l’insignificante cristallo spaziotemporale si trasforma in un buco nero».
Siccome il pattern si ripete a scale via via più microscopiche prima che l’equilibrio si rompa, queste soluzioni dimostrano la possibilità teorica di generare buchi neri di dimensioni infinitesime.

Ovviamente le ipotesi di partenza sono delle astrazioni matematiche, ma il risultato fornisce uno strumento formidabile per sondare i limiti della relatività generale e capire come la gravità si comporti in condizioni estreme. Inoltre, questa dinamica teorica potrebbe offrire nuovi indizi sulla formazione dei buchi neri primordiali, nati dal caos dell’universo neonato.
«La nostra tecnica si è rivelata straordinariamente stabile. A seconda della precisione desiderata, possiamo migliorare sistematicamente le nostre formule ricorrendo a ulteriori metodi di approssimazione», conclude Florian Ecker. «Questo ci offre un nuovo metodo per studiare fenomeni legati ai buchi neri che in precedenza non potevano essere analizzati analiticamente».

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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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