Passato, presente e futuro dell`Astronomia in Italia

UNIVERSITÀ DI ROMA LA SAPIENZA
FACOLTÀ DI SCIENZE MATEMATICHE, FISICHE E NATURALI
DIPARTIMENTO DI FISICA
Tesi di Laurea Magistrale in Astronomia ed Astrofisica
Passato, presente e futuro
dell’Astronomia in Italia
Relatori di tesi:
Prof.ssa Corinne Rossi
Prof. José Angel Docobo Durántez
Realizzata e presentata da:
Luca Piccotti
Anno Accademico 2015 - 2016
Roma, Dicembre 2016
Indice
Introduzione
i
1 Alcune figure significative
1.1 Galileo Galilei (1564 - 1642) . . . . . . . . .
1.2 Giovanni Battista Riccioli (1598 - 1671) . .
1.3 Giovanni Domenico Cassini (1625 - 1712) .
1.4 Joseph - Louis Lagrange (1736 - 1813) . . .
1.5 Giuseppe Piazzi (1746 - 1826) . . . . . . . .
1.6 Angelo Secchi (1818 - 1878) . . . . . . . . .
1.7 Lorenzo Respighi (1824 - 1889) . . . . . . .
1.8 Giovanni Battista Donati (1826 - 1873) . .
1.9 Francesco Denza (1834 - 1894) . . . . . . .
1.10 Giovanni Virginio Schiaparelli (1835 - 1910)
1.11 Pietro Tacchini (1838 - 1905) . . . . . . . .
1.12 Antonio Abetti (1846 - 1928) . . . . . . . .
1.13 Vincenzo Cerulli (1859 - 1927) . . . . . . .
1.14 Emilio Bianchi (1875 - 1941) . . . . . . . .
1.15 Giuseppe Armellini (1887-1958) . . . . . . .
1.16 Livio Gratton (1910 - 1991) . . . . . . . . .
1.17 Leonida Rosino (1915 - 1997) . . . . . . . .
1.18 Margherita Hack (1922 - 2013) . . . . . . .
1.19 Vittorio Castellani (1937 - 2006) . . . . . .
1.20 Franco Pacini (1939 - 2012) . . . . . . . . .
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2 La costruzione degli Osservatori
2.1 Specola Vaticana . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.2 Osservatorio di Roma . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.3 Osservatorio di Bologna e succursale di Loiano . . . . . . . . .
2.4 Osservatorio di Brera a Milano e succursale di Merate (Como)
2.5 Osservatorio di Padova e succursale di Asiago . . . . . . . . . .
2.6 Osservatorio di Palermo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.7 Osservatorio di Capodimonte a Napoli . . . . . . . . . . . . . .
2.8 Osservatorio di Arcetri - Firenze . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.9 Osservatorio di Collurania - Teramo . . . . . . . . . . . . . . .
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INDICE
ii
3 Lo stato attuale della ricerca in Italia
3.1 Galassie e Cosmologia . . . . . . . . . . . . . . . .
3.2 Il Sole ed il sistema solare . . . . . . . . . . . . . .
3.3 Stelle, popolazioni stellari ed il mezzo interstellare
3.4 Astrofisica Relativistica e Particellare . . . . . . .
3.5 Le installazioni in terra . . . . . . . . . . . . . . .
3.6 Le missioni spaziali . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.6.1 Esplorazione del Sistema Solare . . . . . . .
3.6.2 Stelle, galassie e cosmologia . . . . . . . . .
3.6.3 Studio dell’Universo estremo . . . . . . . .
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4 Le prospettive del futuro dell’astronomia italiana
4.1 Galassie e Cosmologia . . . . . . . . . . . . . . . .
4.2 Il Sole ed il sistema solare . . . . . . . . . . . . . .
4.3 Stelle, popolazioni stellari ed il mezzo interstellare
4.4 Astrofisica relativistica e particellare . . . . . . . .
4.5 Le installazioni in terra . . . . . . . . . . . . . . .
4.6 Le missioni spaziali . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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79
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80
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81
88
Conclusioni
95
Appendice
99
Ringraziamenti
100
Contesto del lavoro di tesi
102
Elenco delle figure
1
2
Mappa d’Italia con i diversi Osservatori Astronomici. I punti rossi
si riferiscono agli Osservatori dove mi sono recato, i punti gialli
quelli presso i quali ho intervistato gli astronomi ed i rimanenti
sono indicati in blu. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Mappa d’Italia con le Università italiane nelle quali si impartisce
e si indaga in Astronomia e/o Astrofisica (punti rossi). . . . . . .
1.1
1.2
1.3
1.4
1.5
1.6
1.7
1.8
1.9
1.10
1.11
1.12
1.13
1.14
1.15
1.16
1.17
1.18
1.19
1.20
Ritratto
Ritratto
Ritratto
Ritratto
Ritratto
Ritratto
Ritratto
Ritratto
Ritratto
Ritratto
Ritratto
Ritratto
Ritratto
Ritratto
Ritratto
Ritratto
Ritratto
Ritratto
Ritratto
Ritratto
2.1
La Specola Vaticana presso il Palazzo Pontificio, nei pressi di
Roma, che si affaccia sul Lago di Albano. . . . . . . . . . . . . .
A sinistra l’Osservatorio Astronomico di Roma, a Monte Porzio Catone ed a destra la stazione osservativa presso Campo
Imperatore. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Stazione osservativa di Loiano (Bologna). . . . . . . . . . . . . .
L’Osservatorio di Brera come appare oggi. . . . . . . . . . . . . .
La stazione osservativa di Asiago Cima Ekar. . . . . . . . . . . .
Osservatorio di Palermo. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Osservatorio di Capodimonte. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.2
2.3
2.4
2.5
2.6
2.7
di
di
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di
Galileo Galilei. . . . . . . . . .
Giovanni Battista Riccioli. . .
Giovanni Domenico Cassini. .
Joseph Louis Lagrange. . . . .
Giuseppe Piazzi. . . . . . . . .
Padre Angelo Secchi. . . . . .
Lorenzo Respighi. . . . . . . .
Giovanni Battista Donati. . .
Francesco Denza. . . . . . . .
Giovanni Virginio Schiaparelli.
Pietro Tacchini. . . . . . . . .
Antonio Abetti. . . . . . . . .
Vincenzo Cerulli. . . . . . . .
Emilio Bianchi. . . . . . . . .
Giuseppe Armellini. . . . . . .
Livio Gratton. . . . . . . . . .
Leonida Rosino. . . . . . . . .
Margherita Hack. . . . . . . .
Vittorio Castellani. . . . . . .
Franco Pacini. . . . . . . . . .
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40
ELENCO DELLE FIGURE
2.8
2.9
3.1
3.2
3.3
3.4
3.5
3.6
3.7
3.8
3.9
3.10
3.11
3.12
3.13
4.1
La cupola dell’Osservatorio Astrofisico di Arcetri (a sinistra) e la
torre solare (a destra). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Osservatorio di Collurania (Teramo). . . . . . . . . . . . . . . . .
Distribuzione dell’indice-h di membri scientifici dell’INAF. [5] . .
Il pallone di alta quota in fase di preparazione per il lancio per
l’esperimento BOOMERanG (a sinistra), lancio di un pallone
stratosferico dall’aeroporto di Longyearbyen (Svalbard) per l’esperimento LSPE (al centro) e per l’esperimento OLIMPO (a
destra). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Lo strumento PISCO montato sul telescopio Epsilon dell’Osservatorio Astronomico della Costa Azzurra. . . . . . . . . . . . . .
Distribuzione dei vari interferometri, già esistenti e in costruzione
sulla superficie terrestre. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Modello di funzionamento degli interferometro LIGO e Virgo. . .
Incremento della porzione di Universo osservabile con Advanced
Virgo. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Sopra: I due specchi del LBT (a sinistra), le prime due antenne dell’ALMA connesse come interferometro (al centro) ed
il VLT Survey Telescope (VST, a destra); sotto: Immagine della
piattaforma di Paranal presa subito dopo il tramonto. . . . . . .
La cupola del TNG durante il crepuscolo pomeridiano (a sinistra)
ed il SRT in una visione notturna (a destra). . . . . . . . . . . .
Sopra: le missioni Cluster (a sinistra) e Mars Express (a destra);
sotto: le missioni Venus Express (a sinistra) e Cassini (a destra) .
Sopra: Una delle prime immagini di Vesta dal rodaggio della
sonda Dawn, il 17 luglio del 2011 (a sinistra) e la missione Juno (a
destra); sotto: la cometa Churyumov-Gerasimenko nel Settembre
2014 come fotografata da Rosetta. . . . . . . . . . . . . . . . . .
Sopra: Le missioni HST (a sinistra) e Planck (a destra); sotto: la
missione GAIA . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Sopra: Le missioni XMM (a sinistra) ed INTEGRAL (a destra);
sotto: le missioni SWIFT (a sinistra) e NuSTAR (a destra). . . .
Le missioni AGILE (a sinistra) e FERMI (a destra) . . . . . . . .
ii
43
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50
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60
60
61
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69
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75
77
Main Research Infrastructures in Astronomy and Astroparticle
Physics. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Space and time domain of investigation of the ESFRI Projects
and Landmarks in Astronomy and Astroparticle Physics. . . . .
Sopra: L’E-ELT (a sinistra) e lo SKA (a destra); sotto: il CTA
(a sinistra) e l’EST (a destra). . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Le missioni CHEOPS (a sinistra), Solar Orbiter (al centro) ed
Euclid (a destra). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
89
4.5
Le missioni PLATO (a sinistra), JUICE (al centro) ed ATHENA (a
destra). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
90
4.6
Le missioni BepiColombo (a sinistra), EXOMARS (al centro) e
JWST (a sinistra). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
91
Riduzione di dati di interferometrı́a speckle: STF 2107 AB. . . . . . .
Riduzione di dati di interferometrı́a speckle: STF 2114. . . . . . . . .
98
98
4.2
4.3
4.4
4.7
4.8
82
83
84
Elenco delle tabelle
3.1
3.2
3.3
4.1
4.2
4.3
Il numero di autori italiani tra i 200 articoli più citati ogni anno
nel triennio 2008 - 2010. [5] . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Classifica delle nazioni ordinata secondo il rapporto impatto nell’astronomia/prodotto interno lordo (PIL). [5] . . . . . . . . . . .
Collaborazioni delle Università italiane. . . . . . . . . . . . . . .
Lista delle stelle doppie visuali che ci proponiamo di osservare in
futuro. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Osservazione in remoto da Roma, il giorno 27 giugno 2016. . . .
Risultati ottenuti relativi all’osservazione in remoto da Roma.
∆θ y ∆ρ sono le incertezze nelle nostre misurazioni. Le osservazioni sono state ridotte, come detto precedentemente, con il
programma Gdpisco. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
i
48
49
50
98
98
98
Introduzione
Il presente lavoro è nato da un’idea del Professore José Angel Docobo Durántez,
direttore dell’Osservatorio Astronomico Ramón Marı́a Aller, dell’Università di
Santiago de Compostela (USC) dove ho partecipato al programma ERASMUS.
Il lavoro vuole offrire una panoramica della ricerca astronomica ed astrofisica
con sguardo agli sviluppi futuri. Il lavoro è stato presentato in forma più breve
ed in lingua spagnola presso l’USC il 19 luglio 2016 per il conseguimento del
Master in Astronomia.
Il lavoro è strutturato come segue.
Nel primo Capitolo faccio un excursus per i principali contributi storici da
Galileo Galilei. Pertanto, partendo da Galileo, passo in rassegna i seguenti
astronomi: Giovanni Battista Riccioli, Giovanni Domenico Cassini, Joseph Louis Lagrange, Giuseppe Piazzi, Angelo Secchi, Lorenzo Respighi, Giovanni
Battista Donati, Francesco Denza, Giovanni Virginio Schiaparelli, Pietro Tacchini, Antonio Abetti, Vincenzo Cerulli, Emilio Bianchi, Giuseppe Armellini,
Livio Gratton, Leonida Rosino, Margherita Hack, Vittorio Castellani e Franco
Pacini.
Nel secondo Capitolo illustro alcuni Osservatori Astronomici presenti in Italia ed i loro principali contributi, con particolare riguardo agli Osservatori di
Padova ed Asiago, Brera, Bologna, Arcetri, Roma, Teramo, Capodimonte, Palermo e la Specola Vaticana.
Il corpo centrale della tesi tratta la ricerca astronomica attuale e futura in
Italia. In questo senso, nel Capitolo 3, dopo aver descritto brevemente l’insegnamento e la ricerca condotti nelle Università italiane, vado a spiegare qual è
l’organismo principale di ricerca in Astronomia ed Astrofisica in Italia, ossia l’Istituto Nazionale di Astrofisica (da qui in avanti INAF), illustrando brevemente
quali sono al giorno d’oggi i campi di ricerca: Galassie e Cosmologia; il Sole ed
il Sistema Solare; Stelle, Popolazioni Stellari ed il Mezzo Interstellare; Astrofisica Relativistica e Particellare; Tecnologia Avanzata e Strumentazione. Dopo
di questo mi concentro in cinque di questi ambiti, basandomi principalmente
sulle interviste e tenendo conto di quello che mi hanno riferito gli astronomi
intervistati da me: le stelle binarie; i pianeti extrasolari; la astronomia solare; la cosmologia e le onde gravitazionali, specialmente alla luce dei risultati
significativi ottenuti dall’interferometro Virgo di Cascina (vicino Pisa, Italia).
Successivamente, nel medesimo Capitolo, pongo enfasi allo stato attuale, includendo i differenti progetti in corso a scala mondiale.
Il Capitolo 4 è dedicato ai progetti futuri sia in Italia sia negli Organismi
Internazionali, includendo progetti su scala mondiale.
La Tesi di Laurea Magistrale include, come ho appena commentato, anche
interviste ad astronomi ricercatori impegnati in progetti (le cui domande sono
i
INTRODUZIONE
ii
state incluse nell’Appendice) e statistiche sopra le pubblicazioni.
Ho avuto i primi contatti con i principali osservatori astronomici italiani grazie al mio relatore di tesi, il professore Docobo, che mi dette come riferimento il
direttore dell’Osservatorio di Padova, Dr. Massimo Turatto, e Marco Scardia,
il quale appartiene all’Osservatorio di Brera ma ora lavora presso l’Osservatorio
della Costa Azzurra, sul Plateau di Calern.
Successivamente, grazie alla mia relatrice di tesi a Roma, Dr.ssa Corinne
Rossi, ed ai professori dell’Università di Roma La Sapienza ed alle conoscenze
dei ricercatori negli Osservatori di Monte Porzio Catone e di Arcetri, il giro di
contatti si è ulteriormente esteso.
Le figure 1 e 2 rappresentano rispettivamente la mappa d’Italia con i differenti Osservatori Astronomici e le Università italiane dove si studia e si indaga
in astronomia.
Il documento di riferimento di tutto il lavoro, rispetto allo stato attuale della
ricerca astronomica e le prospettive future in Italia, è stato il ”Piano Triennale
2015/2017 dell’INAF”. In questa relazione si raccolgono tutte le infrastrutture
di ricerca operative ed in sviluppo, sia in terra o nello spazio. Si descrivono
tutte le attività di ricerca, le collaborazioni nazionali ed internazionali. Nella parte conclusiva, si parla dell’attività della terza missione, cioè: didattica
e divulgazione; biblioteche, archivi storici e musei, cosı̀ come delle collezioni
scientifiche.
INTRODUZIONE
iii
Figura 1: Mappa d’Italia con i diversi Osservatori Astronomici. I punti rossi
si riferiscono agli Osservatori dove mi sono recato, i punti gialli quelli presso i
quali ho intervistato gli astronomi ed i rimanenti sono indicati in blu.
INTRODUZIONE
iv
Figura 2: Mappa d’Italia con le Università italiane nelle quali si impartisce e si
indaga in Astronomia e/o Astrofisica (punti rossi).
Capitolo 1
Alcune figure significative
L’astronomia osservativa strumentale moderna parte intorno al 1600 con la
rivoluzione copernicana e la successiva scoperta delle leggi empiriche del movimento planetario di Giovanni Keplero, e con l’introduzione del cannocchiale da
parte di Galileo Galilei. L’invenzione del cannocchiale e poi del telescopio offre
la possibilità di osservare oggetti molto più deboli rispetto a quelli visibili ad
occhio nudo consentendo di determinare con molta più precisione la posizione
angolare degli oggetti osservati sulla sfera celeste.
Questa epoca, che termina nell’800, vede l’attività di vari ricercatori astronomi italiani: tra i molti menziono Galileo Galilei, Giovanni Battista Riccioli,
Giovanni Domenico Cassini, Joseph - Louis Lagrange e Giuseppe Piazzi, dediti
principalmente all’astronomia, cioè alle leggi cinematiche e dinamiche del movimento delle stelle e dei pianeti.
Agli inizi dell’800 si può porre la nascita dell’astrofisica a seguito dell’utilizzo
dello spettroscopio che permise di determinare temperatura, densità e composizione chimica delle stelle. Questo periodo, che termina nei primi anni del ’900,
vede come eminenti astronomi italiani Padre Angelo Secchi, Lorenzo Respighi,
Giovanni Battista Donati, Francesco Denza, Giovanni Virginio Schiaparelli, Pietro Tacchini e Antonio Abetti.
Fino al 1930, l’Universo è stato osservato attraverso la luce emessa dagli
oggetti celesti, prima ad occhio nudo e poi, a partire dal 1609, con Galileo, utilizzando il cannocchiale ed i telescopi sempre più potenti. Successivamente, si
scoprı̀ che le stelle o il gas interstellare non emettono solamente luce ma tutto
lo spettro elettromagnetico aprendo un nuovo mondo di esplorazione del cosmo.
Non potendo completamente godere della radiazione che colpisce la Terra perché
i raggi X, l’ultravioletto (UV) e gran parte dell’infrarosso (IR) sono assorbiti
dall’atmosfera, si decise di inviare satelliti per uso astronomico, cioè dotati di
telescopi appropriati, in orbita fuori dall’atmosfera. É difficile identificare alcuni astronomi italiani senza fare un’ingiustizia agli altri ma si possono ricordare
Vincenzo Cerulli, Emilio Bianchi, Giuseppe Armellini, Livio Gratton, Leonida
Rosino, Margherita Hack, Vittorio Castellani e Franco Pacini.
1
CAPITOLO 1. ALCUNE FIGURE SIGNIFICATIVE
2
Figura 1.1: Ritratto di Galileo Galilei.
1.1
Galileo Galilei (1564 - 1642)
Non è semplice riassumere in poche righe la figura di Galileo Galilei (figura
1.1) che segna una pietra miliare nella storia della fisica e dell’astronomia. L’introduzione del metodo sperimentale, anche chiamato galileiano, segna la nascita
della scienza moderna mentre l’uso del cannocchiale caratterizza la transizione
dall’astronomia osservativa (ad occhio nudo) a quella strumentale.
Galileo cominciò ad osservare metodicamente, attraverso il cannocchiale, l’aspetto ed il movimento dei corpi celesti con risultati al momento impensabili
che avrebbero rivoluzionato la concezione dell’universo confermando la teoria
copernicana opposta a quella tolemaica. Il cannocchiale fu costruito agli inizi
del XVII secolo da artigiani olandesi soprattutto per scopi bellici. Galileo nel
1609 fu il primo a comprenderne la sua potenzialità e farne uno strumento utile per l’osservazione astronomica. Il primo cannocchiale del quale dispose era
costituito da un tubo con una lente piano convessa, con il lato convesso verso
l’esterno, misurava 37 mm di diametro, apertura di 15 mm, distanza focale di
980 mm e spessore al centro di 2,0 mm.
Nel 1610 Galileo pubblicò il Sidereus Nuncius (il messaggero siderale o il messaggero degli astri) nel quale annunciava notizie importanti nel campo astronomico, pubblicando in dettaglio i risultati delle osservazioni, fatte giornalmente e
descritte minuziosamente. Galileo osservò la Luna e notò che non era quella sfera liscia ed imperturbabile della quale riportavano le teorie aristoteliche, ma era
una sfera di roccia, con crateri, con valli, con catene montuose, similmente alla
Terra. L’idea di una Luna simile alla Terra non solo negava la teoria aristotelica
della differente natura dei corpi celesti rispetto a quelli terrestri, ma, facendo
della Luna un satellite in orbita intorno a un centro, la Terra, conduceva alla
conclusione che quest’ultima, avendo la stessa sostanza, potesse anche avere un
comportamento simile ed orbitare a sua volta intorno ad un suo centro proprio.
Per mezzo di osservazioni aveva trovato nello spazio miriadi di stelle, invisibili ad occhio nudo, costituenti le nebulose e la Via Lattea. Questa quantità
sproporzionata di stelle, mai viste prima, poneva in crisi la piccola dimensione dell’universo tolemaico e rimpiazzava la stretta volta celeste con uno spazio
siderale molto ampio di derivazione copernicana. Inoltre, puntando il cannocchiale verso Giove, aveva osservato quattro oggetti orbitare intorno ad esso (i
cosiddetti satelliti Mediceii). Pertanto, si fece evidente che i quattro oggetti che
orbitano intorno a Giove erano suoi satelliti, e ruotavano contemporaneamente
ad esso, fenomeno la cui impossibilità sempre era stata presentata dai tolemaici
CAPITOLO 1. ALCUNE FIGURE SIGNIFICATIVE
3
Figura 1.2: Ritratto di Giovanni Battista Riccioli.
come evidenza di un sistema geocentrico. Stabilito, invece, che non era del tutto
impossibile, lo stesso potrebbe accadere alla Terra, che potrebbe effettuare la
sua rivoluzione intorno al Sole accompagnata dal suo satellite, la Luna. Tra
tutte, la scoperta dei satelliti di Giove era, pertanto, quella di maggior impatto.
È ben noto che Galileo osservò anche le fasi di Venere, le macchie solari, le
stelle della Via Lattea e la strana forma di Saturno.
Morı̀ l’8 gennaio del 1642 nella sua villa ”Il Gioiello” ad Arcetri, dove trascorse gli ultimi anni della sua vita agli arresti domiciliari in seguito al processo
e alla condanna da parte del Sant’Uffizio perché sospettato di eresia ed accusato di voler sovvertire la filosofia naturale aristotelica e le Sacre Scritture e fu
costretto all’abiura delle sue concezioni astronomiche.
Si possono concludere queste brevi note con le parole del Dr. Fabrizio Vitali dell’Osservatorio Astronomico di Roma, a Monte Porzio Catone: ”Galileo
muore nel 1642, ma non muore ovviamente tutta la sua eredità. [...] Galileo in
tutta la sua vita continua a dirci che non si può cercare la verità della natura,
la verità delle cose semplicemente andando a cercare queste risposte su dei libri perché molto spesso in quel periodo soprattutto si cercavano le risposte, si
cercavano le verità su dei libri scritti magari molto diciamo autorevoli, magari
libri di Aristotele, di grandi scienziati però sempre libri, libri molto antichi.”.
1.2
Giovanni Battista Riccioli (1598 - 1671)
Giovanni Battista Riccioli (figura 1.2), sviluppò la sua attività nel XVII secolo, essendo quasi contemporaneo di Galileo. Fu un importante astronomo
italiano ed il primo nell’osservare una stella doppia mediante un telescopio (Alcor e Mizar, nel 1650). Studiò la Luna e pubblicò nel 1651 in onore a Tolomeo il
Nuovo Almagesto (Almagestum Novum), una opera enciclopedica che conta più
di 1.500 pagine in folio (38 cm x 25 cm), nella quale stabiliva la nomenclatura
dei crateri e delle valli della faccia visibile del nostro satellite.
Nelle sue ricerche si occupò non solo di Astronomia, ma anche di Fisica,
Aritmetica, Geometria ed Ottica.
Collaborò con altri ricercatori nel suo lavoro, tra cui altri gesuiti, soprattutto
Padre Francesco Maria Grimaldi, e mantenne una voluminosa corrispondenza
con altri studiosi che condividevano i suoi stessi interessi, tra cui Huygens e
Cassini.
Riccioli e Grimaldi studiarono la Luna e disegnarono mappe e tale materiale
fu incluso nel Libro IV del Nuovo Almagesto. In una di queste mappe, Riccioli
e Grimaldi fornirono i nomi delle località lunari, che sono la base per la nomenclatura attualmente in uso. Per esempio, Il Mare della Tranquillità, il sito
atterraggio dell’Apollo 11 nel 1969, ricevette il nome da Riccioli.
CAPITOLO 1. ALCUNE FIGURE SIGNIFICATIVE
4
Figura 1.3: Ritratto di Giovanni Domenico Cassini.
Una parte sostanziale del Nuovo Almagesto nel libro IX, di Riccioli, è dedicata ad una analisi della questione se la Terra si muove o è immobile. Egli
analizza 126 argomenti sopra il movimento della Terra: 49 a favore e 77 contrari.
Argomentò energeticamente contro il sistema di teorie di Copernico, ma anche
rifiutò alcuni degli argomenti anti-copernicani.
Nel 1650 Giovanni Battista Riccioli scoprı̀ la prima stella binaria visuale.
Più tardi, ciascuna delle componenti visuali fu determinata essere una binaria
spettroscopica; le ultime osservazioni hanno mostrato che Mizar è una stella
quadrupla.
Morı̀ a Bologna nel 1671, dopo aver lasciato numerosi studi e trattati, nonostante le cattive condizioni di salute.
1.3
Giovanni Domenico Cassini (1625 - 1712)
Altro eminente astronomo, successivo a Galilei, fu Giovanni Domenico Cassini (figura 1.3), il cui nome è principalmente legato alla cosiddetta divisione di
Cassini (separazione tra gli anelli esterno (A) ed interno (B) di Saturno). Il suo
lavoro più importante fu il primo calcolo, prossimo ai dati di oggi (solo un 7% al
di sotto del valore attuale), della distanza esistente tra la Terra ed il Sole. Egli
fu professore di Astronomia presso l’Università di Bologna. Nel 1665 scoprı̀ il
movimento di rotazione di Giove intorno al proprio asse e ne misurò il periodo,
studiando e determinando anche le posizioni dei suoi satelliti. Nel 1666 estese
le sue osservazioni a Marte, scoprendo il suo moto di rotazione e determinandone il periodo. Nel 1669 assunse la direzione dell’Osservatorio Astronomico
di Parigi, su esplicita richiesta del re Luigi XIV, e nel 1673 gli fu concessa la
cittadinanza francese. Proseguendo gli studi avviati in Italia, Cassini scoprı̀ i
satelliti di Saturno: Giapeto (1671), Rea (1672), Dione e Teti (1684). Nel 1675
rilevò lo spazio buio che separa gli anelli A e B di Saturno e che porta il suo
nome, divisione di Cassini. Fu il primo nel considerare la luce zodiacale come
un fenomeno di origine cosmica e non meteorologica (Gli elementi di astronomia verificati, 1693). Cassini respinse la teoria di Giovanni Keplero delle orbite
planetarie ellittiche e propose traiettorie attraverso curve ovali, i cosiddetti ovali
di Cassini. Trovò che l’asse di rotazione della terra non era situato perpendicolarmente all’ellittica, come si era creduto fino allora, e che le sue posizioni
successive nello spazio non erano parallele tra loro.
Morı̀ a Parigi nel 1712.
CAPITOLO 1. ALCUNE FIGURE SIGNIFICATIVE
5
Figura 1.4: Ritratto di Joseph Louis Lagrange.
1.4
Joseph - Louis Lagrange (1736 - 1813)
Joseph - Louis Lagrange (figura 1.4), nato a Torino, è stato un matematico
ed astronomo italiano, tra i più eminenti e più influenti del XVIII secolo. Nel
settore della meccanica celeste condusse ricerche sul fenomeno della librazione
lunare e successivamente sui movimenti dei satelliti del pianeta Giove, indagando con il rigore del calcolo matematico il problema dei tre corpi e del loro
equilibrio dinamico (i cosiddetti Punti di Lagrange). Giovanissimo fu nominato
professore di matematica nella scuola di artiglieria a Torino ed essendo giunti
i suoi lavori a conoscenza di Eulero, fu da questi introdotto all’Accademia di
Berlino, dove nel 1766 lo sostituı̀. A 28 anni, nel 1764, vinse il premio offerto
dall’Accademia delle Scienze di Parigi per un articolo sul movimento di librazione della Luna, piccole oscillazioni del satellite che consentono di vedere una
parte della sua faccia nascosta. Durante la sua vita conseguı̀ diversi riconoscimenti per i suoi lavori di meccanica celeste, tra cui uno per la teoria dei satelliti
di Giove. Trattando nelle equazioni differenziali del moto perturbato di un satellite, la forza di attrazione del sole, come pure quella degli altri satelliti, egli
venne in fatto a considerare un problema di sei corpi. Si interessò anche del
movimento di tre corpi sotto l’azione della gravità e scoprı̀ i Punti di Lagrange,
regioni situate nella transizione di gravità di un corpo rispetto all’altro, nelle
quali le forze gravitazionali di entrambi si annullano. Quando Eulero ritornò
a San Pietroburgo, Federico II desiderando alla sua corte un degno successore,
chiamò il più grande matematico d’Europa, cioè il Lagrange, che accettando,
passò ventuno anni a Berlino. Trattò il problema della librazione, preparando il
materiale per la sua Mecanique Analitique, pubblicata quando egli fu chiamato da Luigi XVI a far parte dell’Accademia di Parigi, opera che è considerata
come una delle più belle opere di matematica dopo i Principia di Newton, di
cui perfezionò la teoria portando la legge di gravitazione universale alle sue più
profonde conseguenze.
Morı̀ a Parigi nel 1813 e venne sepolto nel Pantheon.
1.5
Giuseppe Piazzi (1746 - 1826)
Giuseppe Piazzi (figura 1.5), astronomo, sacerdote e monaco teatino italiano, insegnò dapprima filosofia nei collegi del suo ordine e soltanto relativamente
tardi cominciò ad occuparsi di astronomia, indirizzato dai Padri Le Seur e Jac-
CAPITOLO 1. ALCUNE FIGURE SIGNIFICATIVE
6
Figura 1.5: Ritratto di Giuseppe Piazzi.
quier, quando il governo borbonico lo inviò all’estero per preparare la fondazione
di due osservatori, uno a Napoli e l’altro a Palermo. Nel marzo del 1781 Piazzi è
chiamato alla cattedra di calcolo infinitesimale della Reale Accademia degli Studi di Palermo, mentre il 19 gennaio 1787 è nominato professore di astronomia.
Il 1 luglio 1790 ottenne l’autorizzazione dal re Ferdinando III di Sicilia per la
costruzione di una specola nella Torre di Santa Ninfa del Palazzo Reale; Piazzi
sovrintendette ai lavori e l’Osservatorio Astronomico di Palermo fu completato nel 1791. Nominato direttore dell’osservatorio, mantenne tale carica fino al
1817, quando fu chiamato a Napoli per dirigere la costruzione dell’Osservatorio
di Capodimonte, divenendo quindi Direttore Generale degli Osservatori di Napoli e Palermo.
Produsse un catalogo, includente la posizione di 7.646 stelle, il quale incontrò grandissimo favore fra gli astronomi del tempo e fu premiato dall’Istituto di
Francia. Piazzi poté cosı̀ dimostrare che i moti propri stellari sono non un’eccezione ma una regola, aprendo la via ad un nuovo campo di ricerche. Osservò
anche la stella (doppia visuale) 61 della costellazione del Cigno, dotata di un
notevolissimo moto proprio. Altra importantissima scoperta fu la localizzazione
nel 1801 di uno dei piccoli pianeti che gravitano intorno al Sole tra Marte e
Giove, ed al quale Piazzi mise il nome di Cerere in onore alla dea tutelare della
Sicilia. Attualmente, Cerere è un pianeta nano.
Morı̀ a Napoli il 22 luglio 1826.
1.6
Angelo Secchi (1818 - 1878)
Angelo Secchi (figura 1.6) nacque a Reggio Emilia nel 1818. Dopo essere
entrato nel Collegio dei Padri gesuiti di Reggio, dove studiò lettere classiche, fu
ammesso nel noviziato della Compagnia di Gesù a Sant’Andrea al Quirinale in
Roma. Nel 1837 iniziò gli studi di Filosofia al Collegio Romano dove mostrò una
speciale inclinazione per le scienze, in particolare per la matematica e la fisica.
Fu trasferito al Collegio Illirico di Loreto, dove insegnò fisica dal 1841 al 1844.
In seguito alle vicende dell’Italia risorgimentale, Secchi fu quindi costretto, con
i suoi confratelli, a lasciare l’Italia, recandosi presso il Collegio di Georgetown a
Washington. Durante il suo soggiorno negli Stati Uniti ebbe occasione di entrare
in contatto con un ambiente scientifico vivace ed innovativo e di apprendere le
CAPITOLO 1. ALCUNE FIGURE SIGNIFICATIVE
7
Figura 1.6: Ritratto di Padre Angelo Secchi.
teorie più moderne nel campo della fisica: risalgono a tale periodo le sue prime
pubblicazioni scientifiche. Alla fine del 1849, con la caduta della Repubblica
Romana, i Gesuiti fecero rientro a Roma e Secchi fu chiamato ad assumere la
direzione dell’Osservatorio del Collegio Romano. Una volta incaricato della direzione dell’Osservatorio, Secchi si preoccupò di rinnovarne la strumentazione
ed acquistò un telescopio equatoriale Merz di 22 cm di apertura, uno dei più
grandi allora esistenti in Italia, col quale iniziò le sue ricerche astronomiche.
Nel 1852, con il contributo di Papa Pio IX, fece costruire un apposito locale
sulla crociera dell’adiacente chiesa romana di Sant’Ignazio di Loyola in Campo
Marzio. Nei nuovi locali Secchi collocò gli strumenti di cui allora disponeva
l’Osservatorio: un telescopio Cauchoix per le osservazioni solari, un cerchio meridiano ed il nuovo equatoriale Merz.
Nel 1860 si recò in Spagna, al Desierto de las Palmas, nella Comunità Valenciana, per osservare l’eclissi totale di sole del 18 luglio e fu tra i primi astronomi
a fare uso di mezzi fotografici per registrare il fenomeno. Le fotografie da lui
ottenute furono determinanti per dimostrare che la corona e le protuberanze
erano fenomeni realmente appartenenti al sole e l’accordo mostrato con quelle
ottenute da Warren De La Rue a Rivabellosa consentı̀ di eliminare ogni dubbio
sul fatto che potesse trattarsi di illusioni ottiche.
Nel 1863 iniziò lo studio degli spettri stellari descritto in dettaglio in seguito.
Con la presa di Roma nel 1870, iniziò per Secchi un periodo di grandi difficoltà. Scienziato di fama ormai mondiale, egli divenne un personaggio scomodo
nell’ambito dei rapporti allora conflittuali tra Governo italiano e Stato Pontificio.
I difficili rapporti tra Stato italiano e Chiesa Cattolica condizionarono inoltre
la sua attività scientifica, costringendolo a svolgere le sue ricerche in un clima
di incertezze e di precarietà, oltre che di ristrettezze economiche, e talvolta a
rinunciare anche alla possibilità di portare il suo contributo scientifico in tematiche di suo speciale interesse.
Il 22 dicembre 1870 si verificò un’eclissi totale di Sole visibile dalla Sicilia.
Il Governo italiano fu obbligato ad invitare Secchi, grazie alla sua fama internazionale, a prendere parte, come membro onorario, alla spedizione governativa
per l’osservazione del fenomeno. Fu in tale occasione che Secchi ebbe modo di
istruire Pietro Tacchini, astronomo presso l’Osservatorio di Palermo, sul metodo
di osservazione delle protuberanze solari mediante lo spettroscopio. Ne nacque
una collaborazione scientifica duratura e fruttuosa in quanto i due astronomi
possedevano strumenti identici e potevano quindi ottenere osservazioni facilmente confrontabili. La collaborazione, iniziata con un progetto di osservazioni
CAPITOLO 1. ALCUNE FIGURE SIGNIFICATIVE
8
contemporanee del bordo solare a Roma e a Palermo finalizzate allo studio delle
protuberanze e della loro correlazione con le macchie e le facole solari, portò
nell’ottobre del 1871 alla fondazione della Società degli Spettroscopisti Italiani,
la prima società scientifica specificamente dedicata all’astrofisica, che rappresenta il primo tentativo di coordinamento delle ricerche spettroscopiche in Italia,
destinata poi a diventare col tempo l’attuale Società Astronomica Italiana.
La sua salute, intanto, sempre piuttosto malferma, andava peggiorando costringendolo ad abbandonare progressivamente l’attività di ricerca, dedicandosi
nel contempo alla stesura di opere e trattati. Sopportò con dignità e rassegnazione gli ultimi difficili mesi di malattia, spegnendosi il 26 febbraio 1878, all’età
di 59 anni.
Il principale campo di ricerca di Secchi fu quello dell’astrofisica o ”astronomia fisica” come si usava dire nell’800. Egli stesso amava affermare di aver
”portato, per cosı̀ dire, il gusto della fisica nell’astronomia” e giustamente si considerava uno dei più attivi e fortunati fondatori di questa branca dell’astronomia
moderna. La sua formazione di fisico gli consentı̀ un tale approccio scientifico,
originale e moderno. Questo fece sı̀ che egli si avvicinasse all’astronomia senza
i pregiudizi degli astronomi classici, per i quali tale scienza doveva occuparsi
esclusivamente di meccanica celeste.
Come direttore dell’Osservatorio del Collegio Romano, egli intraprese la misura di numerose stelle doppie, studi sulla temperatura del sole e la struttura
delle macchie solari, osservazioni e disegni della luna, di comete, pianeti e nebulose.
Il contributo più importante di Padre Secchi nel contesto della nascente
astrofisica fu tuttavia la pubblicazione di una delle prime classificazioni delle
stelle più brillanti per tipi spettrali, ottenuta grazie allo spettroscopio, collocato
nel fuoco del telescopio dell’Osservatorio del Collegio Romano. Nel 1859, con la
pubblicazione delle leggi di Kirchhoff sulla radiazione elettromagnetica, si poté
finalmente dare una spiegazione scientifica alle righe oscure osservate fin dal
1802 nello spettro della luce solare, spettro che veniva prodotto facendo passare
un sottile fascio di luce solare attraverso un mezzo disperdente, solitamente uno
o più prismi di vetro, od un reticolo di diffrazione. Le leggi di Kirchhoff mostravano che, a partire da tali righe spettrali, era possibile ricostruire una mappa
dettagliata della composizione chimico-fisica dell’astro.
Secchi ebbe l’idea di studiare e confrontare gli spettri di alcune stelle, come
conseguenza di un lavoro simile eseguito nel 1860 a Firenze da Giovanni Battista
Donati. Nel 1863, avendo acquistato uno spettroscopio a visione diretta, diede
inizio a queste ricerche, pubblicandone i primi risultati nel 1867 sulle ”Memorie
della Società Italiana delle Scienze”.
Definı̀ cosı̀ nel 1867 quattro tipi spettrali:
1. Stelle bianco-azzurre (Rigel, Sirio o Vega), caratterizzate da un massimo
di splendore nell’azzurro ed il cui spettro è solcato da poche righe scure
molto forti, conosciute oggi come righe di idrogeno ed elio.
2. Stelle di colore giallastro (Sole), nelle quali il massimo di splendore cade
nel giallastro e lo spettro è solcato da numerose righe scure molto sottili,
dovute principalmente a metalli (ferro, cromo, titanio, ecc.), naturalmente
allo stato gassoso.
CAPITOLO 1. ALCUNE FIGURE SIGNIFICATIVE
9
Figura 1.7: Ritratto di Lorenzo Respighi.
3. Stelle di colore arancio (Aldebaran) che si distinguono per le molte righe
sottili e le larghe bande scure, dovute alla presenza di diverse molecole ed
in particolare ossido di titanio.
4. Stelle rossastre (come Betelgeuse ed Antares), aggiunte posteriormente nel
1869, con il massimo splendore nel rosso ed i cui spettri si caratterizzano
da ampie bande scure, che cancellano la parte blu-violetta dello spettro.
Successivamente, nel 1872, estese lo studio degli spettri ad altri oggetti celesti,
come pianeti, comete, nebulose, ecc. Egli intuı̀ che la differenza di colore dovesse
rappresentare una differenza di temperatura: ritenne che le stelle bianco-azzurre
erano più calde di quelle di colore giallo e queste ultime più calde di quelle rosse.
Per lo studio degli spettri stellari Secchi utilizzò un prisma-obiettivo, che fece
appositamente costruire riprendendo l’idea di Lorenzo Respighi di porre il prisma davanti all’obiettivo del telescopio piuttosto che sul piano focale, per poter
osservare gli spettri di più stelle nello stesso campo visuale. Con questo metodo,
nel giro di pochi anni, Secchi riuscı̀ ad osservare e classificare oltre quattromila
spettri stellari. Questo lavoro rappresenta una pietra miliare nella storia dell’astrofisica poiché costituı̀ la base delle successive classificazioni stellari eseguite
negli Stati Uniti.
Nel 1868 vennero osservate per la prima volta allo spettroscopio le protuberanze solari e scoperto il metodo per osservarle in pieno sole, cioè al di fuori
dalle eclissi. Secchi rivolse subito l’attenzione alle nuove scoperte, facendo dello
studio della cromosfera e delle protuberanze solari, uno dei suoi principali campi
di ricerca, che lo porterà nel 1870 alla pubblicazione del suo celebre trattato Le
Soleil.
1.7
Lorenzo Respighi (1824 - 1889)
Lorenzo Respighi (figura 1.7), nato a Cortemaggiore nel 1824, dopo aver
studiato a Parma e a Bologna, divenne nel 1849 assistente della cattedra di
meccanica razionale e successivamente professore di ottica ed astronomia.
A Bologna, nel 1854, ottenne la cattedra di astronomia e, tra il 1855 ed il
1864, fu direttore del locale osservatorio astronomico, dove scoprı̀ tre comete:
la C/1862 W1, la C/1863 G2 e la C/1863 Y1.
Nel 1865, dopo la scomparsa di Ignazio Calandrelli, fu chiamato a Roma
CAPITOLO 1. ALCUNE FIGURE SIGNIFICATIVE
10
Figura 1.8: Ritratto di Giovanni Battista Donati.
per succedergli come titolare della cattedra di astronomia e come direttore dell’osservatorio astronomico del Campidoglio, dove rimase fino alla sua morte,
avvenuta nel 1889.
Tra le varie attività, diede un notevole contributo allo studio della fisica
solare osservando sistematicamente la cromosfera, le protuberanze, la corona,
le macchie ed il diametro del Sole. Da notare che queste misurazioni sono
continuate fino agli inizi degli anni ’60 del secolo scorso presso l’Osservatorio
Astronomico di Roma. In particolare, sviluppò lo studio spettroscopico della cromosfera solare con il cosiddetto metodo della fenditura allargata, da lui
stesso ideato. Introdusse anche l’uso del prisma obiettivo dopo i tentativi fallimentari di Joseph von Fraunhofer e la cui idea fu sfruttata dal Padre Angelo
Secchi per i suoi studi, come precedentemente detto.
Contribuı̀ anche alle conoscenze sulla scintillazione, sugli spettri delle stelle,
sull’aberrazione e sui moti propri delle stelle fisse. Compilò anche un catalogo
delle declinazioni di 2.534 stelle.
1.8
Giovanni Battista Donati (1826 - 1873)
Giovanni Battista Donati (figura 1.8) nacque a Pisa nel 1826. Compı̀, nella
città natale, gli studi all’università dove apprese la fisica e l’astronomia. Fu
aggregato all’osservatorio di Firenze presso il Regio Museo di fisica e storia
naturale, diretto da G. B. Amici, ottico modenese, i cui interessi erano prevalentemente attratti dall’ottica e dagli studi di microscopia. La strumentazione
disponibile presso l’osservatorio non dava molte possibilità al giovane Donati
di applicarsi alle ricerche astronomiche più avanzate. Essa, comunque, poteva
essere impiegata nella indagine su nuove comete e nella osservazione di quelle
già scoperte, secondo una lunga tradizione dell’osservatorio fiorentino, usando
le stelle presenti nel campo per ricavarne le coordinate astronomiche col metodo
della differenza. È appunto a una cometa, precisamente a quella scoperta il 2
giugno 1858 nella costellazione del Leone che Donati deve la sua fama di astronomo presso i contemporanei. Non era certo questa la prima cometa che egli
aveva scoperto, ma sicuramente fu quella che, divenendo nel giro di pochi mesi
tanto cospicua da occupare con la sua coda più di un terzo dell’emisfero visibile, rese il nome del suo scopritore noto al mondo. In seguito si dirà che questa
cometa era stata più spettacolare di quanto lo fu la Halley nel suo passaggio,
pur notevole, all’inizio del XX secolo. Nel 1860 si recò in Spagna a Torreblanca,
un piccolo villaggio vicino alla costa mediterranea tra Valencia e Tarragona, per
osservare l’eclissi totale di Sole del 18 luglio, la stessa osservata da Padre Ange-
CAPITOLO 1. ALCUNE FIGURE SIGNIFICATIVE
11
lo Secchi presso il Desierto de las Palmas. Essa confermò che le protuberanze
appartengono al Sole, e non alla Luna come qualcuno aveva ipotizzato, e soprattutto che esiste una correlazione tra la presenza delle protuberanze e l’esistenza
di macchie negli strati sottostanti dell’atmosfera solare. Già prima di partire
per la spedizione Donati aveva pensato di dedicarsi agli studi di spettroscopia
stellare, iniziati da J. Fraunhofer nel 1815 a Monaco nell’osservatorio di Bergenhausen. Le difficoltà incontrate da Fraunhofer per osservare glı̀ spettri stellari
furono confermate a Donati da J. von Lamont, allora direttore dell’osservatorio
di Bergenhausen, che aveva conosciuto in occasione della spedizione per l’eclissi
in Spagna. Le osservazioni condotte da Donati confermarono che non tutte le
stelle presentano lo stesso spettro di righe di Fraunhofer e sembrarono suggerire
una relazione tra il colore delle stelle e la posizione delle righe spettrali. Sappiamo ora che questo effetto è dovuto alla diversa ionizzazione degli elementi
prodotta dalla differente temperatura negli strati esterni delle stelle. Le osservazioni di Donati sugli spettri stellari sono i primi studi di carattere astrofisico che
si compirono a Firenze e tra i primi nel mondo. Tali studi ispirarono analoghe
osservazioni a Padre Angelo Secchi presso l’Osservatorio del Collegio Romano
a Roma. Nel 1864, Donati prese la direzione dell’osservatorio. In questa veste egli si adoperò per far sopravvivere la piccola officina ottico-meccanica. In
breve tempo, grazie all’interessamento di Donati e con l’aiuto del Comune di
Firenze nacquero le officine Galileo, nucleo dell’industria di precisione italiana.
A Donati si deve anche la fondazione e la costruzione del nuovo osservatorio di
Firenze, sul colle di Arcetri a sud della città, su una collina alta circa 100 m
sul livello del fiume Arno. Già nel 1862 Donati aveva fatto le prime proposte,
ma un vero e proprio progetto formale per la costruzione del nuovo osservatorio
fu presentato al governo nel 1864. Nonostante l’impegno profuso nelle attività
di trasferimento della specola e di avviamento delle officine Galileo non abbandonò la ricerca. L’interesse per le comete e l’esperienza acquisita negli studi di
spettroscopia stellare lo indussero a studiare lo spettro delle comete. Donati
rivolse poi i suoi interessi scientifici alla spettroscopia solare; si fece costruire
uno spettroscopio a visione diretta, composto di 25 prismi, per ottenere forti
dispersioni, mediante il quale riuscı̀ a vedere la riga C dello spettro solare (la
riga Hα a 6563 Å) in emissione sopra le macchie, osservando per la prima volta
le facole cromosferiche. La notte tra il 4 e il 5 febbraio 1872 fu visibile una
grandiosa aurora polare. Questo fenomeno attirò particolarmente l’attenzione
di Donati che riuscı̀ in breve tempo, tramite i consolati italiani all’estero, a compiere un’indagine per valutare l’istante di inizio e del massimo della aurora. Lo
scopo era di accertare se il fenomeno aurorale risentisse della posizione del Sole
rispetto all’osservatore. Lo studio dell’aurora suggerı̀ a Donati che il fenomeno
potesse avere il Sole come causa indiretta e che il concetto di meteorologia dovesse essere esteso tenendo anche conto dell’influenza del Sole sulla Terra. Fu
questa una felice intuizione anticipatrice di quel particolare ramo della geofisica
che si occupa dell’influenza del Sole sull’ambiente terrestre e a cui l’osservatorio
di Arcetri ha dato un notevole contributo. Il nuovo osservatorio fu inaugurato
il 27 ottobre del 1872, ma Donati non poté lavorarci per molto tempo: morı̀
infatti in Arcetri, meno di un anno dopo, il 20 settembre 1873 al ritorno da un
congresso di meteorologia a Vienna, dove era stato contagiato dal colera.
CAPITOLO 1. ALCUNE FIGURE SIGNIFICATIVE
12
Figura 1.9: Ritratto di Francesco Denza.
1.9
Francesco Denza (1834 - 1894)
Francesco Denza (figura 1.9) nacque a Napoli il 7 giugno 1834. Compiuti i
primi studi, si iscrisse a teologia presso il collegio ”S. Carlo” in Roma, dove ebbe modo di conoscere l’illustre studioso Padre gesuita Angelo Secchi, dal quale
ereditò la passione per l’astronomia e la meteorologia.
Nel 1857 si laureò a pieni voti in matematica e fisica all’università di Torino.
Nel 1858 Denza venne ordinato sacerdote e l’anno successivo fondò un osservatorio meteorologico.
La meteorologia fu il campo di studi più proficuo di Denza allestendo una
rete di stazioni meteorologiche estesa a tutto il territorio nazionale ed in America Latina (con l’aiuto di missionari italiani).
Nel 1881 fu istituita la Società meteorologica italiana e al Denza, consideratone giustamente il fondatore, fu affidata la direzione.
Nel 1870 era in Sicilia per osservare l’eclissi solare del 22 dicembre.
Nel 1887, benché paralizzato nel lato destro in seguito ad apoplessia cerebrale, il Denza promosse una mostra scientifica del clero in occasione dell’Esposizione Vaticana in onore di Papa Leone XIII. In quella occasione indusse il
pontefice a ricostituire la specola vaticana con il motu proprio pubblicato nel
1891, ”Ut Mysticam”. La direzione venne affidata al Denza. Questi, nel congresso astronomico di Parigi del 1889, aveva ottenuto che la nuova istituzione
venisse annoverata tra i 18 osservatori impegnati nell’esecuzione della carta fotografica del cielo (la Carte du Ciel, il primo atlante fotografico delle stelle). La
Specola collaborò con altri 21 osservatori di tutto il mondo per portare a termine la mappatura del cielo. Dal 1910 al 1922 furono catalogate 400.000 stelle.
La specola, eretta sulla torre Leonina dove venne costruita una cupola girevole di 8 m, venne corredata di un grande equatoriale astrografico di Gautier
di 33 cm di apertura e di un eliografo per la fotografia del Sole, ma il Denza ne
volle fare anche un osservatorio meteorologico, magnetico e sismico attrezzandola per queste discipline.
Non tralasciando le iniziative precedenti, iniziò la stampa delle Pubblicazioni della Specola Vaticana (solo i primi quattro volumi usciranno sotto la sua
direzione).
Il 14 dicembre del 1894, a Roma, Denza morı̀.
CAPITOLO 1. ALCUNE FIGURE SIGNIFICATIVE
13
Figura 1.10: Ritratto di Giovanni Virginio Schiaparelli.
Era stato eletto socio di numerose accademie ed associazioni scientifiche
italiane e straniere, tra le quali le società meteorologiche tedesca, inglese ed
austriaca, le società astronomiche inglese, tedesca e francese, la Società dei naturalisti di Mosca. Dal 1892 era stato chiamato alla presidenza della Pontificia
Accademia dei Nuovi Lincei.
1.10
Giovanni Virginio Schiaparelli (1835 - 1910)
Giovanni Virginio Schiaparelli (figura 1.10) nacque a Savigliano nel 1835 e
compı̀ i suoi studi presso la facoltà di Ingegneria dell’Università di Torino dove
si laureò nel 1854. Studiò astronomia presso l’Osservatorio di Berlino e presso
l’Osservatorio di Pulkovo (San Pietroburgo) sotto la direzione di Otto Struve.
Al suo ritorno in Italia nel 1860 entrò nell’Osservatorio Astronomico di Brera
del quale nel 1862 divenne direttore.
Nella sua attività astronomica eseguı̀ un enorme numero di misure delle stelle doppie. Scoprı̀ l’asteroide 69 Esperia e dimostrò l’associazione tra gli sciami
meteorici delle Perseidi e delle Leonidi con le comete. Schiaparelli verificò, per
esempio, che l’orbita dello sciame meteorico delle Leonidi coincideva con quello
della cometa Tempel-Tuttle. Queste osservazioni condussero l’astronomo a formulare l’ipotesi, che molti anni dopo si dimostrò esatta, che gli sciami meteorici
possano essere residui cometari.
La sua maggiore fama deriva dalle osservazioni effettuate a partire dal 1877
del pianeta Marte utilizzando prima un telescopio rifrattore Merz da 20 cm di
apertura (comprato dal nuovo Stato Italiano per l’Osservatorio Astronomico di
Brera) e successivamente, a partire dal 1886, un telescopio rifrattore Merz da
49 cm (al momento uno dei maggiori in Europa). Dal 1875 fino al 1900, Schiaparelli osservò con gli strumenti equatoriali della Specola di Brera quasi 1.200
stelle doppie, un lavoro utile per conoscere la massa delle stelle.
Le osservazioni di Marte realizzate da Schiaparelli fecero scuola e costituirono l’inizio di uno studio sistematico effettuato dai suoi contemporanei ed i
suoi successori. Le osservazioni di Marte cominciarono il 23 agosto del 1877 e
compresero uno studio della topografia marziana, osservando il pianeta in ogni
opposizione. Pubblicò presso l’Accademia dei Lincei una serie di mappe che
mostravano dettagli ogni volta più fini della superficie del pianeta, i più precisi
e particolareggiati mai prodotti finora.
In quel momento, in assenza di una tecnica fotografica accettabile, il risultato delle osservazioni di un pianeta era una serie di disegni dei dettagli della
CAPITOLO 1. ALCUNE FIGURE SIGNIFICATIVE
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Figura 1.11: Ritratto di Pietro Tacchini.
superficie fatti a mano: un procedimento difficile e faticoso. Dovuto all’imprecisione della tecnica e, soprattutto, dovuto agli effetti che si sarebbero rivelati
più tardi vere e proprie illusioni ottiche, le mappe di Schiaparelli si popolarono
di dettagli, come le strutture sottili e rettilinee che furono chiamate canali.
Morı̀ nel 1910 a Milano.
1.11
Pietro Tacchini (1838 - 1905)
Pietro Tacchini (figura 1.11) nacque a Modena nel 1838, conseguı̀ la laurea
in ingegneria a Modena e fu inviato all’università di Padova a perfezionarsi in
astronomia. Dal 1859 al 1863 fu direttore del piccolo osservatorio del ducato di
Modena.
Nel 1862 Tacchini fu contattato per conto del governo da Giovanni Virginio
Schiaparelli, con la proposta di andare all’Osservatorio di Palermo, che era allora dotato della migliore strumentazione disponibile all’epoca, con la qualifica
di astronomo aggiunto e l’incarico sostanziale di direttore. Il giovane astronomo
accettò e restò in Sicilia dal 1863 al 1879, dando grande sviluppo all’attività dell’osservatorio, con l’acquisto di ulteriori strumentazioni e la pubblicazione del
Bollettino Meteorologico del Regio Osservatorio di Palermo, che divenne anche
il veicolo di pubblicazione della ricerca astronomica da lui condotta localmente,
in particolare circa le sue osservazioni spettroscopiche delle protuberanze solari.
In questa ricerca Tacchini condivideva con Angelo Secchi l’opinione che il
futuro dell’astronomia fosse nell’astrofisica - disciplina allora nascente - mentre
la maggior parte degli astronomi dell’epoca ritenevano che il terreno di ricerca
dell’astronomo dovesse restare nell’ambito della meccanica celeste e dell’astronomia di posizione.
Nel 1871 fondò con Secchi la Società degli Spettroscopisti Italiani (di cui
rimase presidente a vita), che nel 1872 cominciò a pubblicare le Memorie della
Società degli Spettroscopisti Italiani, edite a cura dello stesso Tacchini, prima
rivista specializzata in astrofisica in Italia. Organizzò inoltre, con Secchi all’osservatorio vaticano e Giuseppe Lorenzoni all’osservatorio di Padova, una rete di
osservazioni spettroscopiche quotidiane dell’attività solare.
CAPITOLO 1. ALCUNE FIGURE SIGNIFICATIVE
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Figura 1.12: Ritratto di Antonio Abetti.
Nel 1879 fu nominato direttore dell’Osservatorio del Collegio Romano, succedendo ad Angelo Secchi morto l’anno precedente, e dell’Ufficio Centrale di
Meteorologia.
Pietro Tacchini fece diverse spedizioni all’estero per osservare fenomeni celesti: la prima fu quella del 1874 in occasione del transito di Venere; l’eclissi
totale di Sole osservata nel 1882 in Egitto e un’altra l’anno successivo all’Isola
Carolina, nell’Oceano Pacifico.
Pietro Tacchini morı̀ a Spilamberto nel 1905 e deve essere considerato oltre
che un importante ricercatore, una rilevante figura di organizzatore scientifico,
non solo in campo astronomico, ma anche meteorologico e sismologico.
1.12
Antonio Abetti (1846 - 1928)
Antonio Abetti (figura 1.12) nacque a San Pietro di Gorizia nel 1846 e si
laureò in ingegneria all’università di Padova. Fu assistente e poi astronomo aggiunto all’osservatorio astronomico di Padova dal 1868 al 1893. Dedicò grande
attenzione allo sviluppo della strumentazione e gli è riconosciuto il merito di
avere ampliato le attività dell’officina meccanica dell’Osservatorio di Padova.
Si dedicò all’astronomia di posizione, osservando specialmente con l’equatoriale
Dembowski piccoli pianeti, comete, occultazioni di stelle, eclissi parziali di sole.
Nel 1874 fece parte della spedizione italiana diretta da Pietro Tacchini, che si
recò a Muddapur nel Bengala per osservare il passaggio di Venere sul disco del
sole. Eseguı̀ l’osservazione spettroscopica del passaggio e le determinazioni delle
coordinate astronomiche della stazione occupata dalla spedizione. Nel 1876 si
recò a Berlino per perfezionarsi, presso l’Istituto delle effemeridi astronomiche,
nel calcolo delle orbite planetarie. La sua cultura tecnica e la sua capacità di
osservatore furono determinanti quando, nel gennaio del 1894, assunse la direzione dell’Osservatorio di Arcetri dopo aver vinto il posto di professore ordinario
di astronomia nell’Istituto di studi superiori di Firenze. Abetti trovò ad Arcetri una situazione difficile ed ebbe il merito di riorganizzare l’Osservatorio di
Arcetri, fondato da Giovanni Battista Donati nel 1872, ma parzialmente abbandonato dopo la sua prematura morte che interruppe il trasferimento degli
strumenti dalla Specola fiorentina alla collina di Arcetri. Promosse i progetti per
edificare gli istituti di fisica e di ottica e per indirizzare l’osservatorio di Arcetri
verso il nuovo ramo dell’astronomia, l’astrofisica. Antonio Abetti, nel 1921, per
raggiunti limiti di età, lasciò la direzione dell’Osservatorio, al cui posto successe
il figlio Giorgio che collaborava con lui già da tempo. Nei 40 anni di carriera, dal
1879 al 1919, osservò ben 121 comete, determinando per esse 2.600 posizioni, e
CAPITOLO 1. ALCUNE FIGURE SIGNIFICATIVE
16
Figura 1.13: Ritratto di Vincenzo Cerulli.
798 pianetini fissando oltre 6.500 posizioni, e solo ad Arcetri, dal 1895 in poi,
arrivò a stabilire ben 7.830 posizioni fra comete e piccoli pianeti. Gli interessi
di Antonio Abetti non si limitavano all’astronomia: Abetti si occupò infatti di
calcolo delle probabilità applicato alla teoria degli errori, delle soluzioni delle
equazioni che si incontrano nel metodo dei minimi quadrati e della costruzione
e rettifica degli strumenti astronomici.
Mori a Firenze nel 1928.
1.13
Vincenzo Cerulli (1859 - 1927)
Vincenzo Cerulli (figura 1.13) nacque a Teramo nel 1859 e studiò sotto la
guida dell’astronomo Lorenzo Respighi, che gli consigliò di recarsi in Germania per perfezionarsi nelle osservazioni e calcoli astronomici, e dal 1882 al 1885
frequentò gli osservatori di Berlino e di Bonn ed il Rechnen-Institut di Berlino. Durante il servizio militare ebbe il permesso di frequentare, volontario,
l’osservatorio del Collegio Romano, dove poi rimase fino al 1889 dando notevoli
contributi: il catalogo di 1.291 stelle, da lui compilato insieme a E. Millosevich,
ed una nota sull’orbita della cometa del luglio 1862. Nel 1890 Cerulli fece costruire a sue spese un osservatorio astronomico a Teramo, cui dette il nome di
Collurania in omaggio alla musa dell’astronomia, dotato di un rifrattore Cooke
di 40 cm di apertura e qui nel 1893 cominciò le sue osservazioni.
Fu autore di molte osservazioni del pianeta Marte, grazie alle quali fu tra i
primi sostenitori della teoria (poi rivelatasi fondata) che i famosi canali di Marte,
osservati da Giovanni Virginio Schiaparelli, non fossero reali ma delle semplici
illusioni ottiche. L’interpretazione ottica dei canali di Marte suscitò vive opposizioni e critiche che non cessarono neanche quando Newcomb e Schiaparelli si
dichiararono d’accordo con questa teoria. All’inizio Schiaparelli si oppose alla
teoria di Cerulli e ci fu una lunga polemica tra i due astronomi che si concluse
con la completa adesione di Schiaparelli all’interpretazione data da Cerulli alle
apparenze della superficie di Marte.
La scoperta del piccolo pianeta Eros, fatta nel 1898 contemporaneamente
a Berlino e a Nizza, offriva un mezzo per giungere ad una nuova e più precisa
determinazione della parallasse del Sole mediante osservazioni ben combinate
nelle opposizioni più favorevoli dell’astro. Nel 1910, Cerulli scoprı̀ un nuovo
pianetino facendo osservazioni dall’osservatorio di Collurania con un equatoriale, con camera fotografica di Cooke, che aveva appena acquistato. A questo
CAPITOLO 1. ALCUNE FIGURE SIGNIFICATIVE
17
Figura 1.14: Ritratto di Emilio Bianchi.
pianetino diede il nome di Interamnia (dal nome latino della città di Teramo).
Continuando nello studio delle lastre fotografiche il Cerulli ritrovò la cometa
periodica Faye che gli astronomi ritenevano perduta. Cerulli, nella sua attività
fu tra i primi a usare largamente la fotografia negli studi astronomici.
Cerulli coprı̀ numerosi incarichi: fu socio dell’Accademia Pontificia delle
Scienze, membro della Commissione geodetica italiana, professore dell’università di Roma, presidente della Società astronomica italiana e del Comitato astronomico, vicepresidente delle due più grandi associazioni internazionali: l’Unione
astronomica internazionale e l’Astronomische Gesellschaft.
Morı̀ il 30 maggio 1927 a Merate (Como), dove si era recato per assistere
all’inaugurazione del nuovo osservatorio astronomico.
1.14
Emilio Bianchi (1875 - 1941)
Emilio Bianchi (figura 1.14) nacque a Maderno sul Garda nel 1875 e si laureò
in fisica presso l’università di Padova. Dal 1899 al 1902 fu a Carloforte (nell’isola
di San Pietro, vicina alla costa meridionale della Sardegna) dove partecipò alla
realizzazione della Stazione Astronomica. Nel 1903 fu alla Specola del Collegio
Romano, dove nel 1907 venne promosso Astronomo e conseguı̀ la libera docenza
presso l’Università di Roma. Dopo un periodo presso l’Istituto Centrale di
Aeronautica alle dipendenze delle autorità militari, rientrò nella seconda metà
del 1919 all’osservatorio del Collegio Romano dove riprese il lavoro astronomico
e dove poco dopo, in seguito alla morte di Elia Millosevich, ebbe l’incarico della
direzione dell’istituto. Nel gennaio 1922 passò alla direzione della Specola di
Brera, per la quale optò dopo la vittoria di ambedue i concorsi per la direzione
degli osservatori di Milano e di Roma.
Dopo il trasferimento a Milano attuò la creazione e l’avviamento della specola
di Merate, succursale di Brera. Sotto la sua direzione vennero rapidamente
montati strumenti in parte nuovi in parte già esistenti. Il maggiore è un rifrattore
Zeiss con lo specchio parabolico di un metro per fotografie dirette del cielo o di
spettri stellari per mezzo di uno spettrografo. Emilio Bianchi dette alle attività
presso la succursale di Brera un indirizzo prevalentemente astrofisico, specie
per quanto riguarda problemi di statistica stellare, il problema delle parallassi
stellari spettroscopiche e trigonometriche fotografiche, l’osservazione fotografica
delle stelle doppie e la ricerca sulla più probabile distribuzione delle grandezze
assolute per i diversi tipi spettrali, nonché la determinazione delle anomalie
CAPITOLO 1. ALCUNE FIGURE SIGNIFICATIVE
18
Figura 1.15: Ritratto di Giuseppe Armellini.
locali nel problema della variazione delle latitudini.
Morı̀ a Merate nel 1941.
1.15
Giuseppe Armellini (1887-1958)
Il XX secolo si aprı̀ con la figura di Giuseppe Armellini (figura 1.15) che fu
uno dei più grandi studiosi di meccanica celeste.
Armellini nacque a Roma nel 1887 e si laureò in Ingegneria e Matematica
presso l’Università di Roma. Dopo essere stato presso gli osservatori astronomici di Parigi e di Meudon, vinse il concorso per la cattedra di meccanica razionale
presso il Politecnico di Torino. Passato a Pisa, insegnò astronomia e meccanica celeste e fondò il piccolo osservatorio astronomico dell’università. Nel 1922
fu chiamato a Roma per la cattedra di astronomia e per dirigere l’osservatorio
astronomico del Campidoglio. A Roma rimase direttore fino al 1957.
Oltre ai grandi meriti di scienziato, Armellini fu anche un importante organizzatore: fu responsabile, infatti, del trasferimento dell’Osservatorio del Campidoglio sulla collina di Monte Mario, della costruzione della Torre solare e della
fondazione di una stazione osservativa a Campo Imperatore, nel cuore del massiccio del Gran Sasso d’Italia.
Negli anni tra il 1925 ed il 1953 pubblicò numerosi lavori di grande interesse
nel campo dell’astronomia e della cosmogonia. Fece osservazioni precise delle
stelle doppie, del Sole e dei pianeti.
Studiò l’evoluzione stellare delle stelle doppie (secondo la quale le stelle perdono costantemente parte della loro massa, disperdendola nella forma di energia
generata dalle trasformazioni termonucleari, che hanno luogo nelle zone centrali
della stella) dimostrando quale deve essere la forma delle traiettorie e l’espansione delle orbite nel corso del tempo, questo in perfetto accordo con le osservazioni.
Queste ricerche si estesero dopo al cosiddetto problema dei tre corpi ristretto
o di Eulero ed al più generale degli n corpi per il quale, senza dubbio, Armellini
è un leader riconosciuto della teoria del moto dei corpi di massa variabile.
Nel campo della cosmogonia planetaria Armellini definı̀ una nuova legge relativa alle distanze dei pianeti dal Sole, che è la più semplice ed esatta finora
conosciuta.
Notevoli anche i suoi studi sopra il movimento di Urano e sopra le perturbazioni del satellite di Nettuno che gli fecero sospettare l’esistenza di altri satelliti:
intuizione verificata nel 1948 quando fu scoperto un quinto satellite di Urano
CAPITOLO 1. ALCUNE FIGURE SIGNIFICATIVE
19
Figura 1.16: Ritratto di Livio Gratton.
(Miranda) e nel 1949 un secondo satellite di Nettuno (Nereide).
Di certa importanza sono i lavori nel campo dell’astrofisica dove calcola la
differenza tra le magnitudini visuali e bolometriche delle stelle e trova formule
per la costante selettiva dell’atmosfera e per la correzione della temperatura
delle stelle dedotta a partire dallo spettro.
Morı̀ a Roma nel 1958.
1.16
Livio Gratton (1910 - 1991)
Livio Gratton (figura 1.16) nacque a Trieste nel 1910 e trasferitosi a Roma si
iscrisse al corso di laurea in fisica presso l’Università di Roma La Sapienza, dove
frequentò l’Istituto di Fisica di Via Panisperna (tra i suoi professori Enrico Fermi
e Franco Rasetti) e di matematici (Guido Castelnuovo, Tullio Levi-Civita, Beniamino Segre) e fece amicizia con colleghi poco più anziani di lui, come Edoardo
Amaldi. Si laureò avendo come relatore di tesi Giuseppe Armellini: il titolo della
tesi ”Il problema cosmologico della teoria della relatività” fu suggerito da Guido
Castelnuovo ed è il primo lavoro scientifico italiano di cosmologia relativistica.
Durante questo periodo conobbe il direttore dell’Osservatorio Astronomico di
Brera Emilio Bianchi, allora il più influente astronomo italiano, che lo apprezzò
e gli fu di molto aiuto negli anni successivi. Gratton vinse un concorso per
assistente astronomo presso l’osservatorio di Merate, stazione dell’osservatorio
di Brera, divenuto il miglior osservatorio italiano, con il nuovo riflettore da 102
cm. Utilizzò la strumentazione disponibile e grazie alla sua notevole preparazione di fisica poté compiere studi di grande interesse sulle stelle Novae e studi
di statistiche stellari.
L’astronomia italiana degli anni Venti e Trenta era dominata dalla tradizionale scuola geodetica patavina; solo a Firenze, nella tradizione di Giovanni
Battista Donati e Padre Angelo Secchi, vi era un’impostazione più moderna
(”astrofisica”), in particolare grazie al lavoro di Giorgio Abetti.
Alla fine degli anni Trenta Gratton iniziò a studiare la struttura delle stelle,
sia singole, sia come componenti di sistemi binari stretti. A causa delle grandi
limitazioni che esistevano nel calcolo numerico, questi studi erano svolti utilizzando modelli molto semplificati dal punto di vista fisico, ma che facevano
ricorso a metodi matematici sofisticati. Particolarmente interessanti risultano
comunque i lavori sui sistemi binari stretti. Negli anni immediatamente successivi alla guerra, gli interessi di Gratton si diversificarono ulteriormente. Dai
CAPITOLO 1. ALCUNE FIGURE SIGNIFICATIVE
20
suoi studi giovanili di struttura galattica nacque l’interesse per la composizione
chimica delle stelle delle differenti popolazioni stellari. Contemporaneamente,
in una serie di lavori su alcune binarie strette, Gratton evidenziava la presenza di materiale gassoso presente nel sistema, e dovuto alla perdita di materia
dal punto lagrangiano interno di una delle due componenti che riempie completamente il lobo di Roche. Anche questi lavori ebbero molta importanza nella
comprensione dell’evoluzione delle stelle binarie, con passaggio di materia da
una componente all’altra e perdita di massa dal sistema.
Il contributo scientifico principale di Gratton in quegli anni riguardò lo studio di due stelle variabili (Al Velorum ed Eta Carinae), molto diverse fra loro.
La prima essendo un prototipo della classe delle Cefeidi nane che pulsano su diversi modi contemporaneamente e la seconda perché si tratta di una delle stelle
di massa maggiore conosciute.
Nel 1960 Gratton tornò a Roma, chiamato da Edoardo Amaldi nell’ambito
di una collaborazione con il Comitato Nazionale per l’Energia Nucleare (CNEN)
per occuparsi di fisica del plasma. Ma presto l’amore per l’astronomia prese il
sopravvento: alla fine dell’anno, Gratton fu chiamato alla cattedra dell’Università di Bologna, e quindi nel 1962 di nuovo all’Università di Roma. A Roma
Gratton, circondato da un gran numero di collaboratori ed allievi di notevole
valore (tra gli altri Paolo Maffei, Vittorio Castellani, Franco Pacini, Giancarlo
Setti, Alvio Renzini, G. Spada, R. Viotti, F. Occhionero, A. Cavaliere, M. Fulchignoni, Antonella Natta, Andrea Preite Martinez, Italo Mazzitelli, Francesca
D’Antona, Roberto Nesci), diede vita a una vivace scuola di astrofisica, strettamente legata alle più moderne tematiche sia teoriche sia sperimentali (evoluzione
stellare, astrofisica delle alte energie, radioastronomia, cosmologia). La sua attività si concretizzò, in particolare, nella fondazione del Laboratorio (poi Istituto)
di astrofisica spaziale del Consiglio Nazionale delle Ricerche (CNR) a Frascati,
vicino Roma, che diventò in breve il più attivo centro di astrofisica in Italia.
Egli contribuı̀ cosı̀ in modo determinante alla rinascita dell’astronomia italiana,
insieme con Guglielmo Righini a Firenze, e Leonida Rosino e Nicolò Dallaporta
a Padova, con cui da tempo aveva stretto legami di collaborazione ed amicizia.
Il maggiore contributo scientifico di Gratton negli anni Sessanta riguardò
l’introduzione in Italia dell’astronomia delle alte energie e dell’astronomia X in
particolare, resa possibile dal lancio dei primi razzi e satelliti fuori dell’atmosfera; pionieri in questo campo furono due italiani emigrati in America, Bruno
Rossi ed il Premio Nobel 2002 Riccardo Giacconi, provenienti più dall’ambiente
dei fisici che degli astronomi.
Tuttavia, il campo di studi di Gratton fu molto ampio: dalla scienza planetaria alla struttura ed evoluzione stellare, dalle atmosfere stellari alla composizione
chimica delle stelle, dalle stelle di neutroni alla cosmologia.
Fuori ruolo nel 1980, Gratton si occupò negli ultimi anni in particolare di
cosmologia, intesa sia come la parte dell’astronomia che studia l’universo nel
suo complesso, sia più in generale come visione dell’universo fisico e delle sue
componenti da parte dell’uomo; e dei rapporti tra scienza, filosofia e fede, campo dove poté far valere la sua vasta cultura classica e scientifica.
Morı̀ a Roma nel 1991.
CAPITOLO 1. ALCUNE FIGURE SIGNIFICATIVE
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Figura 1.17: Ritratto di Leonida Rosino.
1.17
Leonida Rosino (1915 - 1997)
Leonida Rosino (figura 1.17) nacque nel 1915 a Treviso e compı̀ i suoi studi all’Università di Padova, dove fu allievo di Giovanni Silva e Bruno Rossi;
nel 1938 ottenne la laurea in Fisica e nello stesso anno fu invitato a trasferirsi
a Bologna, quale assistente alla cattedra di Astronomia; dal 1939 al 1953 fu
Astronomo Aggiunto all’Osservatorio di Bologna. Lı̀ Rosino si occupò dello studio fotografico delle stelle variabili e di osservazioni sia della Nebulosa di Orione
che di ammassi stellari, osservazioni che egli svolgeva principalmente con il telescopio Zeiss da 60 cm a Loiano.
Nel 1948 ottenne la libera docenza in Astronomia e l’anno successivo usufruı̀
di una borsa di studio di un anno presso l’Osservatorio di Yerkes dell’Università
di Chicago, dove imparò nuove tecniche spettroscopiche e portò a termine una
ricerca sullo spettro delle variabili di tipo RV Tauri.
Tre anni dopo fu chiamato alla cattedra di Astronomia dell’Università di
Cagliari, dalla quale passò nell’anno accademico 1954-55, a quella di Bologna.
Al tempo stesso gli fu affidato l’incarico di direttore dell’Osservatorio Astrofisico di Asiago, dotato di quello che all’epoca era il maggior telescopio d’Europa,
un riflettore da 122 cm. Dall’anno accademico 1957-58 fu nominato ordinario
di Astronomia all’Università di Padova, dove rimase fino alla sua pensione negli
anni Ottanta.
Grazie alla sua guida, l’osservatorio di Asiago crebbe tanto da diventare conosciuto ed apprezzato in tutto il mondo, portando importanti contributi in vari
campi dell’astrofisica.
Rosino volle anche dotare Asiago di nuovi strumenti: fece costruire prima un
piccolo telescopio Schmidt e poi uno più grande da 67/90 cm, con i quali avviò
un programma di ricerca sugli spettri di supernovae, mai compiuti in Italia.
Sul finire degli anni Sessanta concepı̀ due ambiziose idee: la realizzazione di
un riflettore della classe di due metri e la creazione a Padova di un corso di laurea in Astronomia distinto da quello di Fisica. Egli realizzò entrambi i progetti:
nel 1968 presero l’avvio le lezioni del Corso di Laurea in Astronomia, istituito
presso la Facoltà di Scienze dell’Università di Padova, un’iniziativa imitata l’anno successivo, 1969, dall’Università di Bologna. Il nuovo telescopio da 182 cm
di diametro venne inaugurato nel 1973 sulla Cima Ekar, vicino ad Asiago.
CAPITOLO 1. ALCUNE FIGURE SIGNIFICATIVE
22
Figura 1.18: Ritratto di Margherita Hack.
Rosino fu membro di numerose e prestigiose accademie, tra cui quella dei
Lincei e ricevette due lauree honoris causa. Fu attivo anche nel campo della
divulgazione astronomica, pubblicando alcuni libri e molti articoli. Egli fece
parte, insieme a Livio Gratton, di quel gruppo di astronomi che introdussero
nel dopoguerra l’astrofisica in Italia, dando un nuovo impulso alla scienza italiana.
Morı̀ a Padova nel 1997.
1.18
Margherita Hack (1922 - 2013)
Margherita Hack (figura 1.18), nata a Firenze nel 1922, è considerata una
delle astrofisiche italiane più importanti. Molto rilevante è anche la sua attività di divulgazione scientifica, a fronte delle richieste di conferenze da parte di
scuole, gruppi di astrofili, circoli culturali, università ed università della terza
età. La Hack è stata la prima donna a dirigere un osservatorio astronomico in
Italia e ha dato un forte contributo alla ricerca per lo studio e la classificazione
spettrale di molte categorie di stelle. È stata membro dell’Accademia dei Lincei,
dell’International Astronomical Union (IAU) e della Royal Astronomical Society.
Tra i campi di ricerca dei quali si occupò vanno ricordati: spettroscopia ed
atmosfere stellari, composizione chimica delle stelle magnetiche, classificazione
ed evoluzione delle stelle O, problema del litio e degli elementi leggeri, perdita di
massa nelle stelle, stelle peculiari Ae-Be, rotazione stellare, cromosfera e corona
solare, binarie interagenti, stelle simbiotiche, variabili cataclismiche, astronomia
ultravioletta e dello spazio, radioastronomia. Le fu dedicato un asteroide scoperto nel 1995 (8558 Hack).
Margherita Hack si iscrisse alla facoltà di Fisica dell’Università di Firenze.
Nel febbraio del 1944, Hack chiese la tesi a Mario Gerolamo Fracastoro, assistente di Giorgio Abetti, che le suggerı̀ di studiare una classe di stelle variabili
chiamate Cefeidi.
Fu cosı̀ che cominciò ad occuparsi di spettroscopia stellare, che ben presto
diventerà il suo principale campo di ricerca. Fracastoro le insegnò ad usare il
telescopio, a fotografare ed a sviluppare lastre, attività allora necessarie per un
astronomo. Margherita compı̀ le sue prime osservazioni astronomiche con un
piccolo telescopio di 30 cm di diametro, situato sulla terrazza dell’osservatorio
di Arcetri. Il 15 gennaio 1945 si laureò in fisica e continuò in seguito a frequentare l’osservatorio.
CAPITOLO 1. ALCUNE FIGURE SIGNIFICATIVE
23
Nel 1948 Fracastoro fu promosso al ruolo di astronomo, dopo diciotto anni
trascorsi come assistente alla cattedra del professore Abetti; Hack fu quindi nominata assistente incaricata al suo posto in attesa di un concorso.
In quegli stessi anni cominciò ad interessarsi di una particolare categoria di
stelle, quelle di tipo Be che presentavano delle righe di emissione nel loro spettro, probabilmente a causa della forte rotazione di cui sono dotate. Nel 1950
vinse il concorso per assistente alla cattedra di astronomia e cosı̀ iniziò la sua
carriera accademica.
Nel marzo del 1954 ottenne la libera docenza diventando pertanto docente
presso l’università degli studi di Firenze. Nello stesso anno chiese ed ottenne il
trasferimento all’osservatorio astronomico di Merate.
Pochi mesi dopo il trasferimento a Merate, Hack ricevette la notizia di aver
ottenuto una borsa di studio per l’Olanda. Nonostante i tanti tentativi dell’allora direttore dell’osservatorio di Merate, Margherita partı̀ per Utrecht dove
lavorò e studiò la struttura delle atmosfere stellari.
Ad agosto del 1955 partecipò per la prima volta all’assemblea dell’IAU e
ne divenne ufficialmente membro. Durante l’assemblea conobbe Otto Struve
il quale la invitò a lavorare con lui a Berkeley in California. In quel periodo
conobbe i più famosi astrofisici dell’epoca, quali Walter Baade, Margareth e
Geoffrey Burdidge che nel 1957 avrebbero scritto, insieme a Fred Hoyle e Williamo Fowler, il trattato fondamentale sulla formazione degli elementi chimici
negli interni stellari. Nel 1983 Fowler ottenne il Premio Nobel proprio per questi
studi. Dopo questo periodo, caratterizzato da un’intensa produzione scientifica,
Hack rientrò a Merate per poi tornare a Berkeley nell’anno accademico 1958-59
per scrivere un trattato di spettroscopia stellare, assieme a Struve.
Ad ottobre 1962 si recò a Princeton, dove ora si trovava Struve, per continuare a lavorare al libro che aveva iniziato con lui pochi anni prima (Stellar
Spectroscopy); il libro fu poi concluso da Hack dopo la morte di Struve, nel
1963, e pubblicato in due volumi negli anni 1969 e 1970, dall’osservatorio astronomico di Trieste.
Nel 1964 Hack vinse la cattedra di professore ordinario all’università di Trieste, prima donna in Italia a ricoprire quel ruolo nel campo dell’astronomia.
All’inizio la vita a Trieste non fu facile perché Hack dovette confrontarsi con
l’ostilità di Ettore Leonida Martin, allora direttore dell’Osservatorio astronomico di Trieste, il quale aveva sperato di far assegnare quella cattedra ad un suo
allievo. Hack ebbe però l’appoggio incondizionato di Paolo Budinich, fondatore
del Centro Internazionale di Fisica Teorica (ICTP) e della Scuola Superiore di
Studi Avanzati (SISSA) a Trieste. Nonostante l’opposizione di Martin, fu chiamata dalla facoltà di Scienze Matematiche, Fisiche e Naturali dell’università
di Trieste nel novembre 1964: lı̀ ricoprı̀ la cattedra di astronomia fino al 1997.
Contemporaneamente, Hack fu direttrice dell’Osservatorio astronomico triestino, carica che all’epoca spettava di diritto al titolare della cattedra universitaria
di astronomia.
L’osservatorio astronomico di Trieste era allora, per dirla con le sue parole,
l’ultimo in Italia sia per numero di dipendenti sia per strumentazione scientifica. Negli anni successivi Hack lo portò ad avere impronta internazionale e ad
imporsi tra i primi in Italia.
Nel 1967 per volontà di Hack fu avviata la costruzione della sede distaccata
dell’osservatorio di Trieste a Basovizza, sul Carso triestino, destinata ad ospitare la moderna strumentazione astronomica. All’inizio fu costruito il primo
CAPITOLO 1. ALCUNE FIGURE SIGNIFICATIVE
24
Figura 1.19: Ritratto di Vittorio Castellani.
provvisorio radiotelescopio solare e, dopo qualche anno, fu installato un paraboloide da 10 m di diametro. Negli anni a seguire vi fu un grande sviluppo
dell’astronomia spaziale e nei primi anni Settanta Hack studiò spettri stellari
nella regione dell’ultravioletto ottenuti dai satelliti TD1 e Copernicus. Compı̀
poi molte osservazioni per mezzo del satellite International Ultraviolet Explorer
(IUE), il cui quartier generale si trovava a Villafranca del Castillo, vicino Madrid, ricavandone molte importanti pubblicazioni.
Nell’anno 1978 fondò la rivista bimestrale L’Astronomia, grazie all’iniziativa ed alla disponibilità di un gruppo di piccoli industriali astrofili. Nell’agosto
1978 divenne socio corrispondente dell’Accademia dei Lincei e nel 1987 socio
nazionale.
Nell’anno accademico 1984-85, in seguito alla riforma universitaria che istituiva i dipartimenti, fondò il dipartimento di astronomia dell’Università di Trieste, ospitato all’interno dell’osservatorio astronomico, e ne divenne la direttrice,
essendo ancora l’unico professore ordinario di quella materia dell’ateneo. Quegli
anni coincisero anche con un impegno sempre maggiore nelle attività di divulgazione scientifica. Hack lasciò la direzione dell’osservatorio, nel 1986, a Giorgio
Sedmak.
Negli anni successi al 1987, Margherita Hack seguı̀ tutte le maggiori scoperte
di quegli anni. La sua attività di divulgazione e la sua popolarità, complice il
suo carisma, crebbero enormemente.
Morı̀ serenamente a Trieste il 29 giugno 2013, senza aver mai rinnegato i
principi che ispirarono la sua lunga ed esemplare vita di donna e di scienziata.
1.19
Vittorio Castellani (1937 - 2006)
Vittorio Castellani (figura 1.19) nacque a Palermo nel 1937. Durante la sua
proficua carriera scientifica, ha ricoperto diversi prestigiosi incarichi: Presidente
della Società Astronomica Italiana, Direttore dell’allora denominato ”Laboratorio” di Astrofisica Spaziale (che poi divenne l’Istituto omonimo), Presidente
del National Group of Astronomy (GNA), Direttore dell’Osservatorio di Teramo, Direttore del Dipartimento di Fisica dell’Università di Pisa, Accademico dei
Lincei e Presidente della Società Speleologica Italiana. Infatti parallelamente all’astronomia i suoi interessi si estesero alla speleologia ed archeologia, ricoprendo
importanti incarichi e partecipando a numerose campagne ed esplorazioni.
CAPITOLO 1. ALCUNE FIGURE SIGNIFICATIVE
25
Figura 1.20: Ritratto di Franco Pacini.
Vittorio Castellani frequentò la Facoltà di Fisica dell’Università La Sapienza
di Roma laureandosi nel 1962 con una tesi di Fisica delle particelle svolta tra i
Laboratori del CNEN di Frascati e del Centro Nucleare di Orsay a Parigi con
i Professori Ruggero Querzoli, Carlo Bernardini e Bruno Touschek. Percorse
la carriera universitaria presso La Sapienza fino ad ottenere la libera docenza
in astrofisica. Negli anni 70 ed 80 ha ricoperto diversi incarichi di rilievo sia
in Italia che all’estero (membro del consiglio dell’ESO e rappresentante italiano
IAU). Nel 1987 fu nominato direttore dell’Osservatorio Astronomico di Teramo, carica che mantenne per 10 anni. A lui soprattutto si deve una ripresa
dell’attività scientifica dopo gli anni bui che vanno dal 1956 all’anno della sua
nomina, coincidente con il riconoscimento dell’autonomia dell’Osservatorio, precedentemente gestito dal direttore dell’Osservatorio di Capodimonte. Dopo gli
inizi travagliati, il suo impegno ed entusiasmo per la struttura da lui diretta si
concretizzarono con l’arrivo di giovani ricercatori, borsisti ed ospiti stranieri che
sempre costituiscono la linfa vitale di ogni comunità scientifica (cfr. capitolo
2 paragrafo 9). Concluse la sua brillante carriera accademica presso la facoltà
di fisica dell’Università di Pisa presso la quale ottene la cattedra di ”astrofisica
teorica” e ”fisica stellare”. Vorrei concludere con una nota personale riguardo
a quest’ultimo insegnamento: io stesso, come diverse generazioni di studenti,
mi sono formato sul suo importante testo ”Fondamenti di astrofisica stellare”
pubblicato nel 1985 ora fuori commercio e comunque reso disponibile in formato
elettronico e curato dal Dr. Marco Castellani, suo figlio.
Vittorio Castellani morı̀ nel 2006.
1.20
Franco Pacini (1939 - 2012)
Eccellente alunno di Livio Gratton, Franco Pacini (figura 1.20), nato a Firenze nel 1939, iniziò i suoi studi universitari presso la Scuola Normale di Pisa,
passò quindi all’Università di Roma La Sapienza, dove si laureò con una tesi che
aveva per oggetto le stelle di neutroni ed il cui relatore di tesi fu Livio Gratton.
Dopo la laurea, Pacini continuò le sue ricerche all’estero prima a Parigi ed
in seguito alla Cornell University di Ithaca (Stati Uniti d’America) sulle stelle
di neutroni e lavorò alla sua prima importante ed influente pubblicazione nella
quale suggerı̀ che all’interno della Nebulosa del Granchio una stella di neutroni
di recente formazione generasse un intenso campo magnetico ed intanto ruotasse
su se stessa ad alta velocità, con l’asse magnetico inclinato rispetto all’asse di
rotazione. Questo meccanismo poteva appunto spiegare l’emissione di energia
dalla nebulosa. Nel febbraio 1968 rese pubblica la scoperta della prima ’pulsar’,
CAPITOLO 1. ALCUNE FIGURE SIGNIFICATIVE
26
ovvero una stella caratterizzata da una emissione di radiazione elettromagnetica che dalla Terra appare e scompare in modo estremamente regolare, appunto
’pulsante’. Il modello dell’ ”oscillatore obliquo” che aveva descritto per la rotazione delle stelle di neutroni forniva la migliore spiegazione teorica del fenomeno.
In un articolo pubblicato nel 1968 Pacini fece un passo in più nella descrizione
dei meccanismi elettrodinamici del suo modello e suggerı̀ che l’oggetto al centro della Nebulosa del Granchio fosse proprio una pulsar. La sua intuizione
fu confermata alla fine di quell’anno. Da quel momento in poi Pacini venne
riconosciuto come un esperto di livello mondiale su pulsar e stelle di neutroni,
e in generale sull’astrofisica degli oggetti altamente compatti e delle sorgenti di
alte energie. La reputazione garantita dal suo lavoro di ricerca, gli permise di
prendere nel 1975 il primo importante incarico di tipo organizzativo: diventò
responsabile della nuova divisione scientifica dello European Southern Observatory (ESO), allora a Ginevra, una posizione che occupò durante tre anni.
Pacini si fece tra l’altro portavoce della necessità dell’ingresso dell’Italia nell’organizzazione, per consentire alla comunità scientifica italiana di accedere alla
strumentazione ed ai telescopi più avanzati e conseguentemente allo studio del
cielo dell’emisfero meridionale. L’ingresso italiano avrebbe avuto luogo solo nel
1982 e Pacini fu determinante nel lungo negoziato. Nel 1978, ritornò a lavorare
in Italia, accettando una cattedra come professore ordinario all’Università di
Firenze, e soprattutto come direttore dell’Osservatorio Astronomico di Arcetri,
che mantenne per 13 anni. All’epoca, l’Osservatorio Astronomico di Arcetri era
considerato soprattutto un centro di eccellenza per la ricerca sulla fisica solare
ma Pacini si mise a lavorare immediatamente per ampliare le attività di ricerca
ad altri campi dell’astrofisica, che in quegli anni conosceva un grande sviluppo: iniziarono cosı̀ studi di astronomia delle alte energie, astronomia infrarossa,
formazione stellare, astronomia extragalattica e radioastronomia. Fondamentale fu poi la decisione, anch’essa dovuta a Pacini, di coinvolgere l’Osservatorio
Astronomico di Arcetri nella costruzione del Large Binocular Telescope (LBT)
in Arizona, che sarebbe entrato in funzione nel 2005. Il contributo di Pacini al
progetto (la cui costruzione richiese quasi 10 anni) fu determinante. Dal lavoro
su quel progetto nacque la specializzazione tuttora esistente dell’Osservatorio
Astronomico di Arcetri nella tecnologia delle ottiche adattive, un sistema che
permette di modificare in tempo reale la curvatura degli specchi di un telescopio
per correggere le distorsioni causate dall’atmosfera e ottenere quindi immagini
e dati con maggiore risoluzione e precisione. Grazie a quello sforzo, guidato da
Pacini, negli anni successivi l’Osservatorio Astronomico di Arcetri sarebbe stato
coinvolto anche nella realizzazione dei sistemi di ottiche adattive per i successivi
supertelescopi costruiti dall’ESO in Cile, come il Very Large Telescope (VLT)
e l’European Extremely Large Telescope (E-ELT) attualmente in fase di realizzazione.
Durante gli anni Ottanta, Pacini fu anche tra i promotori di un’importante
riforma degli osservatori astronomici in Italia, elaborata per il Ministero dell’Università e della Ricerca scientifica e tecnologica (MIUR) da una commissione
formata dallo stesso Pacini, Leonida Rosino e Giancarlo Setti ed entrata in vigore nel 1982.
A seguito di quel provvedimento, gli osservatori astronomici divennero enti
autonomi di ricerca, sotto il coordinamento del Consiglio delle ricerche astronomiche (CRA): era il primo passo di quella sistemazione organizzativa della
disciplina che anni più tardi, nel 1999, avrebbe portato alla nascita dell’INAF,
CAPITOLO 1. ALCUNE FIGURE SIGNIFICATIVE
27
che avrebbe riunito tutti gli osservatori.
Di quegli anni è anche il progetto, appoggiato tra gli altri da Pacini, del
Telescopio Nazionale Galileo (TNG) alle Canarie, che doveva mettere a disposizione della comunità astronomica italiana uno strumento competitivo con i
grandi osservatori internazionali.
Nel 2001 Franco Pacini divenne presidente dell’International Astronomical
Union (IAU), carica che mantenne fino al 2003.
Nell’Assemblea generale della IAU, tenutasi a Sydney nel 2003, lanciò la proposta di dichiarare il 2009 (quattrocentesimo anniversario delle prime rivoluzionarie osservazioni al telescopio di Galileo Galilei) ’Anno internazionale dell’Astronomia’. L’idea di Pacini si realizzò ottenendo il patrocinio dell’UNESCO e
infine l’approvazione dell’Assemblea generale delle Nazioni Unite nel dicembre
2007. L’Anno internazionale dell’Astronomia si rivelò un grande successo mondiale.
Pacini resta una delle figure chiave dell’astrofisica italiana del dopoguerra.
In oltre cinquant’anni di carriera scientifica e gestionale, ha contribuito in modo
determinante allo studio dei fenomeni di alta energia dell’Universo, all’organizzazione della ricerca astrofisica in Italia ed al suo consolidamento internazionale.
Morı̀ a Firenze nel 2012.
Capitolo 2
La costruzione degli
Osservatori
Durante il XVIII secolo, in Italia, nascono i primi osservatori istituzionali,
come d’altronde avviene nel resto d’Europa.
Dopo il 1861, che segna la nascita dello stato italiano, ci sono dieci osservatori astronomici distribuiti in tre categorie: osservatori dedicati alla ricerca
(Milano, Firenze, Napoli e Palermo), osservatori annessi alle università locali
(Bologna, Torino, Padova e Roma Campidoglio) e gli osservatori definiti come
osservatori meteorologici (Modena e Parma).
Nel 1862, mentre in Europa si puntava a un numero limitato di osservatori,
in Italia, a causa di interessi locali, derivati dalla situazione storica, rimanevano
molti osservatori in modo che le limitate risorse economiche investite dal nuovo
stato italiano si distribuirono ugualmente a tutti gli osservatori il cui numero
paradossalmente continuò a crescere.
Questa situazione, di fatto, bloccò l’acquisizione di strumentazione ottica
adeguata e di personale qualificato per la ricerca. Questo stato di cose persistette nel corso degli anni approssimativamente fino alla metà del secolo scorso.
Nonostante i tentativi di alcuni astronomi per porre rimedio ai problemi della
astronomia italiana, i successivi ministri negli ultimi anni non hanno mai capito
pienamente queste istanze.
Si sono avute quindi nel corso degli anni diverse riorganizzazioni degli osservatori astronomici di tanto in tanto diretti dai responsabili della cattedra di
astronomia delle vicine università o da direttori indipendenti senza una direttiva comune. Questo certamente non ha contribuito a uno sviluppo significativo
della scienza astronomica diretto ad acquisire una posizione di eccellenza nel
panorama della astronomia europea e/o mondiale.
Nel 1925 si formò il Comitato Nazionale Astronomico (CNA), che forma
parte del CNR, per ”promuovere e coordinare le ricerche astronomiche, specialmente quelle che importano collaborazione tra le diverse Istituzioni, o farsi
iniziatore”. Nel 1982 una nuova riforma fondamentale si realizzò per cambiare
la struttura degli osservatori astronomici con la costituzione del Consiglio delle
Ricerche Astronomiche (CRA).
La situazione è cambiata radicalmente alla fine del secolo scorso con la costituzione dell’Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) con l’obiettivo di unificare
29
CAPITOLO 2. LA COSTRUZIONE DEGLI OSSERVATORI
30
Figura 2.1: La Specola Vaticana presso il Palazzo Pontificio, nei pressi di Roma,
che si affaccia sul Lago di Albano.
in un solo centro di ricerca tutto il patrimonio astronomico italiano. In tal
modo, l’Italia è stata in grado di fare fronte alla mancanza di risorse interne
associandosi con altri centri di ricerca europei nell’ESA.
In ciò che segue parlerò degli Osservatori Astronomici Italiani menzionati
nell’Introduzione, posti in ordine cronologico secondo la loro costituzione.
2.1
Specola Vaticana
La Specola Vaticana (figura 2.1), anche se ufficialmente istituita da Papa
Leone XIII il 14 marzo del 1891 con il Motu Proprio ”Ut Mysticam” (grazie
al quale fu possibile per gli astronomi vaticani continuare lo studio dei cieli in
una sede più appropriata), risale alla seconda metà del XVI secolo quando Papa
Gregorio XIII invitò gli astronomi matematici del Collegio Romano per preparare la riforma del calendario promulgata nel 1582. Il Papa eresse la cosiddetta
”Torre dei Venti”. All’inizio conteneva una meridiana semplice ma verso la fine del XVIII secolo si istallarono i primi strumenti astronomici. A partire da
questo momento la storia della Specola Vaticana si intreccia con la storia dell’Osservatorio Pontificio del Collegio Romano istituito da Papa Clemente XIV
con Motu Proprio nel 1774 fino ad arrivare al 1850 quando, nominato direttore
Padre Angelo Secchi, fu eretta una cupola di 80 m di altezza e di 17 di larghezza
sopra la chiesa di Sant’Ignazio di Loyola in Campo Marzio a Roma. La requisizione dell’Osservatorio del Collegio Romano da parte dello Stato Italiano privò
la Santa Sede della possibilità di fare osservazioni. Fu cosı̀ che per la decisione
di Papa Leone XIII sopra la Torre dei Venti fu istallata una cupola rotante di
3,5 m e con un’apertura di 58 cm e dotata di strumentazione adeguata. Nel
1904 Papa Pio X riorganizzò la Specola nominando come direttore il Padre Johann Georg Hagen che insieme con Padre Stein si dedicò allo studio delle stelle
variabili pubblicando la sua grande opera che in 579 documenti tratta di 484
stelle variabili.
Come nella maggior parte degli osservatori astronomici costruiti all’interno
delle città, anche per la Specola Vaticana si rese necessario il trasferimento.
Pio XI ne dispose il trasferimento nella residenza estiva di Castel Gandolfo.
Qui, verso il 1935, fu rifondato un moderno Osservatorio dotato di tre telescopi (fabbricati dall’azienda Carl Zeiss di Jena) e di un laboratorio di astrofisica
per l’analisi spettrochimica, la cui gestione fu affidata ai gesuiti. Da segnalare
la ricerca di Padre O’Connell in collaborazione con il Padre Karl Treusch del
fenomeno del cosiddetto raggio verde, per il quale, in condizioni di atmosfera
CAPITOLO 2. LA COSTRUZIONE DEGLI OSSERVATORI
31
particolarmente pura e tranquilla, l’ultima fetta di sole al tramonto, o la prima
all’alba, è verde. Nel 1957, con l’istallazione di un telescopio a grande campo
Schmidt, la ricerca si estese a nuovi campi con lo sviluppo di nuove tecniche per
la classificazione spettrale delle stelle che riprende gli studi di Padre Secchi. In
generale, furono sviluppati nuovi campi di ricerca astrofisica che ofrirono alla
Specola la opportunità di collaborazioni in numero sempre crescente con istituzioni ed astronomi in tutto il mondo.
Di nuovo, nei primi anni ’70, si presentò agli astronomi della Specola il problema dell’aumento dell’inquinamento luminoso dopo l’estensione della città di
Roma e dei suoi dintorni rendendo inutilizzabile il telescopio Schmidt. Fu cosı̀
che nel 1971 il Padre Patrick Treanor, allora direttore della Specola, iniziò una
serie di indagini per trovare in Italia i luoghi più adeguati alle osservazioni.
Dopo la valutazione dell’idea di trasportare il telescopio Schmidt in Sardegna,
esclusa, vennero esaminate altre possibilità: accettare l’invito di trasferire lo
Schmidt alle Isole Canarie dove era in costruzione un osservatorio internazionale; fare della Specola un membro dell’ESO, organismo di paesi europei con
una stazione osservativa a La Silla, sulle Ande del Cile, dove pure lavoravano, per periodi più o meno lunghi, astronomi della Specola; accogliere l’invito
di stabilire una succursale a Tucson, Arizona, con la possibilità di utilizzare i
grandi telescopi ivi collocati e di collaborare con altri cinque istituti che fanno
di Tucson uno dei centri astronomici più importanti del mondo. Fu cosı̀ che il
nuovo direttore, trovandosi già inserito in uno dei più prestigiosi istituti astronomici, ritenne opportuno soprassedere per il momento al progetto di trasferire
il telescopio Schmidt e tentò di stabilire un rapporto di stretta collaborazione
tra la Specola e lo Steward Observatory dell’Università di Arizona a Tucson.
La situazione dell’inquinamento luminoso peggiorò al punto tale da decidere nel
1981 l’apertura di un secondo centro di ricerca, il Vatican Observatory Research
Group (VORG), a Tucson, uno dei più grandi e moderni centri di osservazione astronomica. Nel 1993 la Specola ha completato la costruzione del Vatican
Advanced Technology Telescope (VATT) presso il Monte Graham in Arizona,
il miglior sito astronomico del continente nordamericano. Il Steward Observatory che ha collaborato alla sua costruzione diede alla Specola uno specchio di
diametro di 1,83 m. Questo ha permesso agli astronomi del Vaticano di avere
a loro disposizione un proprio telescopio evitando di limitare l’osservazione a
poche ore concesse. Cosı̀, per concludere, la Specola Vaticana, come già fatto
negli anni ’60 a Castel Gandolfo, potrà continuare a programmare la propria
ricerca a lungo termine.
2.2
Osservatorio di Roma
Prima della costituzione dell’osservatorio di Roma, presso la collina di Monte
Mario, si ebbero numerose specole in genere sistemate in edifici estranei all’ultimo piano e qualche volta addirittura in soffitta. Di seguito la lista delle più
importanti in ordine cronologico:
a) L’Osservatorio di Santa Maria in Vallicella è la prima specola di cui si abbia
notizia ed è importante perché Giuseppe Ponteo vi eseguı̀ le osservazioni
su ”La Grande Cometa del 1680” usate dallo stesso Newton.
CAPITOLO 2. LA COSTRUZIONE DEGLI OSSERVATORI
32
Figura 2.2: A sinistra l’Osservatorio Astronomico di Roma, a Monte Porzio
Catone ed a destra la stazione osservativa presso Campo Imperatore.
b) L’Osservatorio di Via dei Lucchesi fondato da Francesco Bianchini, alle
falde del Quirinale, in cui furono eseguite celebri osservazioni di Venere.
c) I Padri François Jacquier e Thomas Leseur costituivano l’Osservatorio di
Trinità dei Monti nel ’700 in cui l’astronomo Eustachio Divini compı̀ le
prime osservazioni di Saturno.
d) L’Osservatorio Audiffredi presso il convento dei Domenicani in Santa Maria sopra Minerva dove effettuò misure dei tempi di occultamento delle
stelle, la durata delle eclissi dei satelliti di Giove e il transito di Venere sul
Sole.
e) L’Osservatorio Caetani, dapprima presso Santa Maria Maggiore, fu poi
trasferito nel Palazzo Caetani in Via delle Botteghe Oscure, inaugurato
nel 1778, ebbe come primo direttore Audiffredi e fu importante per lo
studio della climatogia romana.
f) L’Osservatorio Calandrelli, situato in una piccola torre presso il Collegio
Romano, fu inaugurato nel 1787 da Giuseppe Calandrelli con scarsi mezzi
economici e fu soppresso nel 1850 da padre Angelo Secchi.
Alla fine delle guerre napoleoniche, quando i Papi ritornarono a Roma, fu evidente la mancanza di una struttura di osservazione adeguata. Cosı̀ fu che il
Papa Leone XIII costituı̀ la prima specola romana, nella torre orientale del palazzo senatoriale del Campidoglio, dandone l’incarico al professore Scarpellini
già direttore dell’Osservatorio Caetani. L’Osservatorio era legato all’Università
Pontificia, nel Palazzo della Sapienza, ma a Roma c’era anche l’Università Gregoriana, affidata ai gesuiti, che a sua volta diede impulso al nuovo Osservatorio
del Collegio Romano fornendolo di strumenti di osservazione adeguati. Nel 1849
ne prese la direzione Padre Angelo Secchi iniziando un periodo di grande attività con nuovi indirizzi di ricerca e nuove scoperte.
Padre Angelo Secchi ritenne provvisoria la soluzione del Collegio Romano
fornendo il trasferimento fuori della città. Lo stesso sostenne Pietro Tacchini
che gli succedette dopo che l’Osservatorio fu tolto ai Gesuiti. Anche Lorenzo
Respighi, direttore dell’Osservatorio del Campidoglio, aveva espresso la volontà
di trasferire l’Osservatorio proponendo come località la vetta della collina di
Monte Mario dove passa il primo meridiano d’Italia. Alla fine, nel 1923, si
decise la fusione del nuovo Osservatorio di Monte Mario, nella rinascimentale
CAPITOLO 2. LA COSTRUZIONE DEGLI OSSERVATORI
33
Villa Mellini, il cui primo direttore fu Giuseppe Armellini. Approssimativamente nello stesso periodo fu fondato un nuovo Osservatorio a Monte Porzio Catone
(figura 2.2, a sinistra), che avrebbe dovuto essere dotato di tutta la strumentazione necessaria prodotta dall’azienda Carl Zeiss di Jena e promessa durante la
visita di Hitler a Mussolini a Roma nel 1938. Lo scoppio della seconda guerra
mondiale lasciò incompiuti i lavori del nuovo osservatorio ed i telescopi promessi
furono requisiti dall’Esercito Rosso e trasferiti nell’Unione Sovietica. Dopo la
guerra, nel 1948, l’edificio fu assegnato all’Osservatorio Astronomico di Roma
e partirono i lavori di ricostruzione, fino a che nel 1988 vi fu trasferita la sede
dall’Osservatorio Astronomico di Monte Mario. La grande cupola orfana della
strumentazione astronomica è stata riadattata ed ospita parte della biblioteca
dell’Istituto.
Attualmente, l’Osservatorio Astronomico di Roma comprende anche l’Osservatorio di Campo Imperatore sul Gran Sasso d’Italia (figura 2.2, a destra) che è
nato come Stazione Osservativa di alta montagna prima della nascita dell’INAF
ed è ancora oggi una delle poche strutture di questo tipo presenti in Italia. È la
struttura osservativa a più alta quota, 2.150 m, tra gli osservatori professionali
italiani: l’altezza del sito e la lontananza da sorgenti di inquinamento luminoso
e atmosferico lo rendono il luogo ideale per l’osservazione astronomica. L’Osservatorio astronomico fu costruito tra il 1948 ed il 1955e a partire dal 2001 è stato
sede del programma internazionale ”Campo Imperatore Near Earth Object Survey” (CINEOS) che ha portato alla scoperta di 61.000 asteroidi e 1.500 nuovi
oggetti, tra cui 6 ”near Earth object” (asteroidi e comete che periodicamente si avvicinano o intersecano l’orbita terrestre) e un planetoide. La struttura
comprende due telescopi:
• Un telescopio Schmidt che attualmente opera con una camera ChargeCoupled Device CCD (4096 x 4096 pixel) che consente un campo di osservazione di circa 1,3 gradi quadri di cielo ad ogni immagine (sfruttato per
la ricerca e lo studio degli asteroidi).
• Un telescopio AZT-24 realizzato a San Pietroburgo ed installato nella cupola Est, nell’ambito di una collaborazione scientifica tra gli Osservatori
Astronomici di Roma, Teramo e Pulkovo. È dotato di una camera elettronica SWIRCAM per l’osservazione nel vicino infrarosso (1 - 2,5 µm).
L’AZT-24 viene utilizzato nello studio sia fotometrico sia spettroscopico
di sorgenti variabili, nelle bande del vicino infrarosso ed è stato in particolare utilizzato per la ricerca e l’osservazione di supernovae in galassie
vicine. Recentemente il telescopio è anche impiegato per l’osservazione di
asteroidi, satelliti e detriti in orbita intorno alla Terra.
2.3
Osservatorio di Bologna e succursale di Loiano
Nonostante l’Osservatorio Astronomico di Bologna sia stato istituito il 24
settembre del 1985 l’astronomia bolognese ha una lunga storia che si intreccia
con quella della più antica università del mondo occidentale. Infatti le origini
dell’astronomia bolognese si possono far risalire alla fondazione dell’Università
di Bologna nel secolo XI anche se le prime osservazioni sistematiche furono svolte da Giovanni Domenico Cassini nella seconda metà del XVII secolo. La grande
CAPITOLO 2. LA COSTRUZIONE DEGLI OSSERVATORI
34
Figura 2.3: Stazione osservativa di Loiano (Bologna).
meridiana posta nella basilica di San Petronio a Bologna è la più eclatante testimonianza della attività del grande astronomo prima che questi si trasferisse
alla corte del Re Sole.
La sede naturale delle osservazioni trovò poi la sua collocazione naturale nella
Torre della Specola di Palazzo Poggi costruita tra il 1712 ed il 1727.
Qui iniziarono le prime osservazioni sistematiche di Eustachio Manfredi rivolte alla scoperta di un moto annuo delle stelle ”fisse”, da cui poter trarre una
verifica sperimentale della rotazione della Terra intorno al Sole e quindi della
validità del sistema copernicano. Da allora la nuova strumentazione, succeduta
a quella originaria procurata dal mecenate conte Luigi Ferdinando Marsili, ha
portato ad un notevole sviluppo dell’astronomia bolognese sia nel campo dell’astronomia di posizione che nello studio del moto dei pianeti.
Degna di nota, per gli anni più recenti dell’astronomia bolognese, è la direzione di Guido Horn d’Arturo, scandita purtroppo dalle vicende legate al suo
allontanamento seguito alle leggi razziali. Risale alla sua direzione l’abbandono
della antica torre della Specola con l’inaugurazione nel 1936, della nuova Stazione astronomica di Loiano (figura 2.3), sul monte Orzale, a 37 km da Bologna
e a 800 m sul livello del mare. Il nuovo osservatorio fu dotato di un telescopio
riflettore Zeiss con specchio parabolico di 60 cm di diametro e 2,10 m di distanza
focale (rapporto focale F: 3,5) allora il secondo in Italia.
Horn fu geniale anche dedicandosi alla realizzazione di nuovi strumenti. Di
particolare importanza la progettazione e costruzione del ”telescopio a tasselli”,
riconosciuto come il primo esempio di ”multi-mirror telescope”. Alla fine della
guerra, Horn riottenne la cattedra di Astronomia e la direzione dell’Osservatorio
fino al pensionamento, nel 1954. L’astronomia bolognese si rafforza nel 1969 in
seguito all’istituzione, presso la Facoltà di Scienze Matematiche, Fisiche e Naturali, del corso di laurea in Astronomia, già avviato un anno prima all’Università
di Padova. L’ultimo passaggio importante è quello riguardante la costruzione
del telescopio Cassini, inaugurato nel 1976, il secondo in Italia per dimensioni
con uno specchio di 152 cm di diametro. Quando nel 1986 nasce ufficialmente
l’Osservatorio Astronomico di Bologna, la collaborazione con il Dipartimento di
Astronomia diventa ancora più forte per effetto della convenzione tra due enti
che assegna all’Osservatorio Astronomico di Bologna la gestione di entrambi i
telescopi del sito di Loiano.
CAPITOLO 2. LA COSTRUZIONE DEGLI OSSERVATORI
35
L’Osservatorio di Bologna fa parte dell’INAF che ne coordina l’attività, nei
campi dell’astronomia e dell’astrofisica. In particolare nell’area bolognese, oltre all’Osservatorio Astronomico di Bologna, risiedono le altre strutture INAF:
l’Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica (IASF) e l’Istituto di Radioastronomia (IRA). Molti componenti dell’Osservatorio Astronomico di Bologna
partecipano a vario livello, nei grandi progetti internazionali con un contributo
di leadership in alcuni argomenti specifici. Si può quindi parlare di una vera e
propria ”scuola” che ha portato i ricercatori dell’Osservatorio Astronomico di
Bologna ad essere tra i maggiori utenti italiani dei grandi telescopi nonché a
partecipare alle maggiori missioni dallo spazio.
Astronomia extragalattica: le grandi survey cosmologiche, le ”Legacy
Surveys”, rappresentano uno dei cardini della ricerca astrofisica a Bologna. Sono progetti coordinati a livello internazionale e indetti da vari istituti per l’osservazione approfondita di vaste aree di cielo, ed hanno come fine la costruzione di
grandi archivi di dati da mettere a disposizione dell’intera comunità scientifica
mondiale.
Astronomia stellare: un approccio multibanda analogo a quello delle survey cosmologiche si applica anche alle stelle ed alle popolazioni stellari. Lo scopo
è fornire un contributo allo studio della evoluzione della Via Lattea e delle galassie dell’Ammasso Locale.
L’Osservatorio Astronomico di Bologna, come già accennato, gestisce la Stazione
osservativa di Loiano, di proprietà dell’Università di Bologna, che è composta
dal telescopio ”G.D.Cassini” da 152 cm, dotato di uno spettrografo Bologna
Faint Object Spectrograph and Camera (BFOSC+EEV) e di un fotometro bicanale per fotometria rapida e dal telescopio Zeiss da 60 cm con camera CCD
in presa diretta. Il telescopio ”Cassini” svolge regolarmente osservazioni ed è a
disposizione non solo della comunità astronomica bolognese ma anche di quella
nazionale ed internazionale garantendo un buon numero di notti utili durante
l’anno.
Il telescopio Zeiss da 60 cm è rivolto soprattutto ad attività di supporto alla didattica ed alla divulgazione. Infatti l’Osservatorio è una struttura molto
presente sul territorio ed è forte il suo legame con diverse istituzioni dell’area
bolognese, oltre all’Università: Comune, Provincia e Fondazioni.
2.4
Osservatorio di Brera a Milano e succursale
di Merate (Como)
L’Osservatorio Astronomico di Brera (figura 2.4) è uno storico osservatorio
costituito intorno al 1750 nel palazzo di Brera a Milano. L’inizio delle attività
di osservazione non è noto esattamente e quindi non è possibile indicare una
data precisa per la nascita dell’osservatorio: la prima osservazione documentata
risale al febbraio 1760 per opera di due padri gesuiti, Giuseppe Bovio e Domenico Gerra, che dopo aver scoperto ad occhio nudo una cometa ne seguirono il
passaggio con il loro cannocchiale.
A seguito del successo di questa scoperta il rettore del Collegio di Brera, Padre Federico Pallavicino, fondò il vero osservatorio chiamando da Marsiglia un
astronomo esperto, Padre Luigi La Grange, al quale affidò il compito di fondare
la Specola di Brera. La Grange fu aiutato dal Padre Gesuita Ruggero Boscovich
CAPITOLO 2. LA COSTRUZIONE DEGLI OSSERVATORI
36
Figura 2.4: L’Osservatorio di Brera come appare oggi.
cui era stata affidata la cattedra di matematica presso l’Università di Pavia.
In pochi anni, come risultato delle loro attività, l’Osservatorio Astronomico
di Brera divenne il più importante d’Italia e tale predominio durò almeno fino
al primo ventennio dell’ottocento. Per quasi dieci anni La Grange e Boscovich
diressero insieme l’Osservatorio di Brera ma avendo caratteri ed impostazioni
scientifiche molto differenti tra i due sorse un dissidio e nel 1772 Boscovich diede le dimissioni e lasciò l’osservatorio. L’anno seguente la Compagnia di Gesù
fu soppressa e l’osservatorio passò alle dipendenze del governo austriaco. Gli
austriaci dimostrarono interesse per lo sviluppo dell’osservatorio investendo sia
in termini economici che di personale per proseguire le linee tracciate da Boscovich. Nel 1774, su indicazione dell’Imperatrice Maria Teresa I d’Austria,
l’Osservatorio pubblicò il primo volume delle Ephemerides Astronomicae, che
divenne in breve tempo apprezzato in tutto il mondo.
Il successivo importante cambiamento si ebbe nel 1859 quando la Lombardia
fu annessa al Piemonte. Il nuovo governo decise di dare un nuovo impulso all’Osservatorio Astronomico di Brera chiamando Giovanni Virginio Schiaparelli
che a 27 anni divenne il direttore più giovane. Schiaparelli ottenne differenti
fondi arricchendo l’Osservatorio di nuovi telescopi. La produzione di Schiaparelli spazia su tutti i campi dell’astronomia conosciuta all’epoca.
Il diffondersi dell’illuminazione pubblica e dell’inquinamento atmosferico peggiorarono rapidamente le condizioni osservative di Brera come già lamentato da
Schiaparelli alla fine dell’ottocento. Nel 1922 il direttore Emilio Bianchi ottenne
una nuova sede nella Villa San Rocco a Merate. Dopo lavori di adattamento
venne installato un telescopio riflettore Zeiss di Merz da 102 cm di diametro e
rapporto focale f/5 che allora era il secondo più grande d’Europa ed il quarto
del mondo. Gino Cecchini, Livio Gratton e Camillo Emilio Krüger effettuarono
lavori di classificazione spettrale e di fotometria destinati a studi su alcune stelle
nuove. All’Osservatorio di Merate, proveniente dall’Osservatorio Astrofisico di
Arcetri, lavorò Margherita Hack in un vasto programma di ricerca sulle stelle
alle righe metalliche.
Anche a Merate l’urbanizzazione della Brianza con il conseguente aumento
dell’inquinamento luminoso hanno peggiorato le condizioni di osservazione fino
al punto che ora non si possono più effettuare osservazioni. La strumentazione
si utilizza soprattutto per scopi educativi ed informativi.
CAPITOLO 2. LA COSTRUZIONE DEGLI OSSERVATORI
37
Figura 2.5: La stazione osservativa di Asiago Cima Ekar.
2.5
Osservatorio di Padova e succursale di Asiago
L’Osservatorio Astronomico di Padova (figura 2.5) ha due sedi, quella storica di Padova e quella attuale di Asiago. L’anno di istituzione dell’Osservatorio
Astronomico di Padova può essere fissato al 1761 in cui il Senato della Repubblica di Venezia emanava un decreto con il quale veniva costituito un osservatorio astronomico presso l’Università di Padova. Fu incaricato l’abate Giuseppe
Toaldo, che può essere considerato il primo direttore, della scelta del sito che
individuò nella vecchia torre maggiore del Castelvecchio di Padova. I lavori di
edificazione della Specola durarono circa 10 anni e terminarono nel 1777.
All’abate Toaldo succedette, nel 1797, suo nipote Vincenzo Chiminello che
divenne cosı̀ direttore e professore di astronomia. Entrambi si occuparono principalmente di questioni di meteorologia. La caduta della Repubblica di Venezia,
nel 1797, segnò l’inizio di tempi difficili: francesi ed austriaci si alternarono al
governo della città, creando una situazione di confusione politica ed amministrativa, e insieme di degrado economico, che cessarono in parte con il Regno
napoleonico d’Italia nato nel 1805.
Gli succedette Giuseppe Lorenzoni e durante la sua direzione la Specola si
arricchı̀ di un prestigioso telescopio, un rifrattore Merz da 19 cm accompagnato
da uno spettrografo e da un fotometro. Antonio Abetti, allievo del Lorenzoni, e
più tardi direttore dell’Osservatorio Astrofisico di Arcetri - Firenze, realizzò numerose osservazioni di piccoli pianeti e comete con questo strumento. Seguirono
quali direttori Antonio Antoniazzi, nel 1913, e Giovanni Silva, nel 1925. Questo
ultimo sentı̀ la necessità di allontanare l’Osservatorio dalle luci e dal pulviscolo
della città e di cercare quindi una succursale in una ubicazione più appropriata.
Cosı̀ sorse, nel 1942, sull’altopiano di Asiago, l’Osservatorio Astrofisico dell’Università di Padova. L’altopiano di Asiago, ovviamente, fu scelto per le poche
luci allora presenti e per la buona percentuale di notti serene. L’Osservatorio fu
dotato di un telescopio di specchio parabolico da 122 cm costruito dalle Officine
Galileo.
Il successore di Silva, Leonida Rosino, per mantenere l’Osservatorio competitivo con le principali istituzioni astronomiche europee propose e realizzò la
costruzione di un telescopio più potente in un nuovo sito protetto dall’espansione urbanistica di Asiago. La scelta cadde sulla cima Ekar, a 1.370 m di altezza.
Partı̀ cosı̀ il progetto del telescopio Copernico da 182 cm che divenne ed è ancora
il più grande strumento operativo in Italia. Il nuovo telescopio fu utilizzato dal
CAPITOLO 2. LA COSTRUZIONE DEGLI OSSERVATORI
38
Figura 2.6: Osservatorio di Palermo.
principio sia per la fotografia diretta sia per la spettroscopia. La sua lunga focale, di 16 m, consentı̀ di ottenere fin dalle prime lastre delle immagini a grande
scala che permettevano di vedere dettagli di oggetti celesti estesi, come galassie
e nebulose, e di risolvere sistemi stellari compatti come gli ammassi globulari.
2.6
Osservatorio di Palermo
L’Osservatorio Astronomico di Palermo (figura 2.6) fu costruito l’anno 1790
sulla torre Santa Ninfa del Palazzo Reale. Sovraintendente alla costruzione fu
l’astronomo abate Giuseppe Piazzi, che ne fu anche il primo direttore dal 1790
al 1826. Prima del 1790 vi furono nel meridione d’Italia, ed in particolare in
Sicilia, scienziati che nel campo dell’astronomia riuscirono ad ottenere risultati in qualche caso brillantissimi, ma, usando una metafora di Giuseppe Piazzi
essi appaiono ”come lampi in una notte buia”, nel senso che i risultati da loro
ottenuti rimasero interamente sterili e morirono con le persone che li avevano
ottenuti. In Sicilia, come in tutto il meridione d’Italia, fino all’inizio del XIX
secolo, sostanzialmente ”non si fa astronomia”.
La specola palermitana acquisı̀ subito fama nel mondo astronomico per la
scoperta di Piazzi di Cerere (1801) e per la compilazione del Catalogo stellare di
7.646 stelle. Dotò la specola di molti strumenti quali un circolo verticale fatto
costruire da Ramsden in Inghilterra, ritenuto un capolavoro di arte meccanica
del XVIII secolo, uno strumento dei passaggi dello stesso Ramsden, quattro telescopi minori tra cui un riflettore newtoniano costruito da Guglielmo Herschel.
Dopo la morte di Giuseppe Piazzi l’Osservatorio visse un momento di stasi
come testimoniato dalle sue scarse ed in genere modeste pubblicazioni.
La direzione di Domenico Ragona, durata un decennio (1849-1860), rivestı̀
un’importanza notevole per la storia scientifica dell’Osservatorio come istituzione. Durante questo periodo venne completamente rinnovata la strumentazione,
che era in sostanza rimasta quella del Piazzi, ponendo cosı̀ le basi per l’eccellente
lavoro astronomico del periodo postunitario.
La sua vicenda astronomica ricalca quella di Piazzi. Nel 1851 egli chiese
ed ottenne di recarsi in Germania per due anni, poiché egli aveva seriamente
imparato il mestiere di astronomo e desiderava riallacciare quegli indispensabili
rapporti scientifici che si erano ridotti pressoché a zero durante gli anni precedenti. Ottenne dal Governo due nuovissimi ed eccellenti strumenti, un cerchio
meridiano delle officine Pistor e Martins di Berlino da 13 cm di apertura in sosti-
CAPITOLO 2. LA COSTRUZIONE DEGLI OSSERVATORI
39
tuzione dell’ormai obsoleto strumento dei passaggi di Ramsden, ed un telescopio
equatoriale da 25 cm di apertura della ditta Merz di Monaco in sostituzione di
quell’equatoriale di Troughton.
Il programma scientifico di Domenico Ragona era di sfruttare la posizione
geografica di Palermo per costituire, non appena messi in opera i nuovi strumenti, un ampio Catalogo di stelle australi non osservabili dagli osservatori del
Nord Europa. Contemporaneamente egli si dedicò alla riorganizzazione ed implementazione delle osservazioni meteorologiche, acquistando tutta una serie di
nuovi strumenti in linea con i più recenti sviluppi di questa scienza, che proprio
in quel periodo cominciava ad uscire dall’infanzia configurandosi come una vera
e propria disciplina scientifica.
Ragona di fede borbonica fu travolto dalle vicende risorgimentali che portarono all’unità d’Italia e venne destituito dalla sua carica.
Dopo l’era di Ragona la Specola palermitana registrò la presenza di Pietro
Tacchini dal 1863 al 1879, la cui opera si rivelò felicissima dando subito un vigoroso impulso alle attività dell’Osservatorio, nel quale comprese di avere tutte le
condizioni migliori per farsi un nome. In particolare, Tacchini aveva compreso
che l’astronomia stava cambiando: nuove applicazioni della fisica all’astronomia stavano dando risultati interessanti; valeva forse la pena di dirigersi con
decisione verso le nuove frontiere della ricerca astronomica come testimoniano
numerosi lavori astronomici, principalmente di fisica solare, in particolare le ricerche sulle macchie solari e sulle protuberanze. I fenomeni solari erano tornati
a suscitare l’interesse degli astronomi dopo l’ardita e promettente introduzione
della spettroscopia nelle ricerche astronomiche. Le applicazioni delle leggi di
Kirchhoff sulla radiazione avevano infatti aperto un nuovo campo di ricerca in
astronomia, e propriamente quello dell’analisi spettrale, che si rivelò subito un
potente mezzo nello studio della natura chimico-fisica dei corpi celesti. Questa
disciplina, denominata ”astronomia fisica” e più tardi ”astrofisica”, annoverava
tra i suoi pionieri padre Angelo Secchi. Fu cosı̀ che iniziò un fruttuoso scambio
di esperienze con alcuni astronomi italiani come lui interessati alla fisica solare, primo fra tutti Angelo Secchi, allora Direttore dell’Osservatorio del Collegio
Romano.
Altra importante figura dell’Osservatorio di Palermo fu Filippo Angelitti che
incrementò le strumentazioni della specola. Egli proseguı̀ sulle orme di Tacchini
e Riccò nello studio delle macchie e protuberanze solari.
Nel 1923, l’osservatorio fu annesso all’università di Palermo e di conseguenza
l’attività di osservazione fu notevolmente ridotta. Un tentativo di ripresa delle
attività fu effettuato da Francesco Zagar che però dopo due anni venne chiamato a dirigere l’Osservatorio di Bologna.
Va da ultimo menzionato Giuseppe Salvatore Vaiana il quale vantava una
relazione internazionale soprattutto avendo trascorso alcuni anni al Center for
Astrophysics dell’Università di Harvard. Nel 1975 Vaiana assunse con idee nuove la direzione dell’Osservatorio Astronomico, senza mai allentare i rapporti
con Harvard, anzi facendo leva sul prestigio lı̀ conquistato per creare una scuola
astronomica palermitana da portare a livello internazionale. Egli seppe infatti
attrarre un numero di giovani ricercatori che si inserirono rapidamente nel nuovo
fondamentale programma che nel frattempo andava maturando, l’Astronomia
X stellare.
CAPITOLO 2. LA COSTRUZIONE DEGLI OSSERVATORI
40
Figura 2.7: Osservatorio di Capodimonte.
2.7
Osservatorio di Capodimonte a Napoli
L’Osservatorio astronomico di Capodimonte (figura 2.7) è stato fondato nel
1812, grazie ad un decreto di Gioacchino Murat ed i lavori terminarono nel 1819,
quando Ferdinando I di Borbone ritornò sul trono del Regno delle Due Sicilie
ed approvò lo stanziamento degli ultimi finanziamenti. Fu il primo edificio, in
Italia, ad essere progettato per adempiere esclusivamente la funzione di osservatorio astronomico: la costruzione di un nuovo edificio espressamente dedicato
a Specola risultò una scelta del tutto nuova nel panorama italiano.
Nel 1812, essendosi decisa la costruzione della specola iniziò la ricerca del sito
e si optò per la collina di Miradois, un’altura vicina alla nuova reggia borbonica
di Capodimonte, che prendeva il nome dalla villa cinquecentesca del marchese
di Miradois. Nel 1817 Piazzi approvò la scelta del sito ma criticò il progetto, che
sebbene grandioso e monumentale che mancava però di funzionalità, perché non
contemplava i locali di studio e le abitazioni degli astronomi. I lavori iniziarono
il 4 novembre del 1812, ma proseguirono molto a rilento e con eccessiva spesa,
tanto che, quando nel febbraio del 1815 il barone von Zach giunse a Napoli per
curare l’installazione degli strumenti commissionati a Reichenbach, lo stabile
non era ancora completato. Intanto, tornati i Borbone, re Ferdinando I delle
Due Sicilie decise anche di far riprendere i lavori della Specola, che tuttavia si
interruppero nuovamente nel 1816 per mancanza di fondi. Finalmente, su invito del sovrano, nell’aprile del 1817 giunse a Napoli Padre Giuseppe Piazzi, per
esprimere un giudizio sullo stato delle cose e dare un suggerimento sul da farsi.
Il piano di Piazzi fu approvato ed i lavori ripresero dopo lo stanziamento dei
fondi. Tuttavia, Padre Piazzi dovette faticare molto per imporre il suo concetto
di utile sull’orientamento prettamente estetico. Nei primi mesi del 1819 si iniziò la sistemazione degli spazi esterni, si terminarono le stanze sotterranee e si
provvide alla decorazione: nello stesso anno l’edificio fu solennemente inaugurato. L’osservatorio disponeva come principale strumento di un circolo meridiano
sistemato in una sala che conteneva inoltre uno strumento dei passaggi e due altazimut; in un’altra sala era sistemato un equatoriale con obiettivi Fraunhofer.
Terminata la costruzione iniziò l’attività di ricerca: primo direttore fu Carlo
Brioschi, milanese. Gli astronomi Ernesto Capocci ed Antonio Nobile compirono nel 1820 la prima misurazione delle distanze meridiane di undici stelle e del
Sole, e nel 1821 fecero le prime osservazioni meteorologiche.
CAPITOLO 2. LA COSTRUZIONE DEGLI OSSERVATORI
41
A Brioschi successe nel 1833 Ernesto Capocci, che già nel 1819 era stato
nominato da Piazzi astronomo in seconda e che dal 1824 si era dedicato ad osservazioni cometarie. Nel 1827 fu incaricato con Padre Inghirami di Firenze, su
proposta di Friedrich Wilhelm Bessel all’Accademia di Berlino, di partecipare
alla compilazione della grande carta celeste, con l’assegnazione di una regione
da osservare compresa tra -15◦ e +15◦ di declinazione e 18 e 19 ore di ascensione retta. Utilizzando il cerchio meridiano di Reichenbach, Capocci, con il suo
aiutante Leopoldo Del Re, misurò in tre anni le posizioni di circa 7.900 stelle e
riscontrò la posizione relativa di alcune centinaia di stelle doppie.
Durante la direzione di Leopoldo Del Re, l’ultima dell’età preunitaria, era
emersa la personalità di spicco di Annibale De Gasparis, direttore poi dal 1864
al 1889, che fu il maggiore protagonista della scienza astronomica alla Specola di
Capodimonte negli anni Sessanta-Novanta. Furono anni difficili, con pochi fondi
a disposizione ed un parco di strumenti non adeguato. La Specola napoletana,
dotata inizialmente degli strumenti all’avanguardia per la pratica dell’astronomia di posizione, già alle soglie degli anni Cinquanta aveva mostrato di avere
attrezzature ormai superate.
In realtà gli astronomi di Capodimonte continuavano a muoversi sul filone
classico dell’astronomia di posizione tipico di un osservatorio ottocentesco: misura e regolazione del tempo ”civile”, ossia l’indicazione del tempo esatto, e
le rilevazioni di carattere meteorologico. Questo perché la cultura scientificoastronomica a Napoli rimase a lungo legata ad una tradizione di studi matematici; l’apertura verso altre scienze, come ad esempio la chimica, non fu favorita:
eppure, è proprio dagli interscambi tra matematica, chimica e fisica che nacque
e si sviluppò a livello internazionale il nuovo settore dell’astrofisica. Con estrema lentezza e superando molte difficoltà, la Specola di Capodimonte s’inserı̀ in
un circuito di lavoro internazionale unicamente grazie alla geniale intuizione di
alcuni personaggi di spicco. Tale rimase l’orientamento degli studi astronomici
a Napoli fino al 1912, quando, per il personale interesse del direttore Azeglio
Bemporad ci si incominciò ad interessare di astrofisica. Convinto che il settore
astrofisico fosse ricco di sviluppi, Bemporad dovette lottare contro il tradizionalismo del mondo accademico cosicché, alle soglie del primo conflitto mondiale,
la Specola napoletana muove i suoi primi passi nel settore astrofisico. La guerra
e poi la difficile ripresa segnano una battuta d’arresto negli investimenti che
porta ad un progressivo invecchiamento delle strutture ed impoverimento delle
risorse umane e strumentali. Nel 1926, lo stesso Bemporad scriveva ”Non si
può vivere di soli ricordi. Non si possono chiudere gli occhi dinanzi al fatto che
la suppellettile scientifica di questo Osservatorio è la stessa di settanta anni fa,
mentre progressi della tecnica astronomica sono tali che perfino gli strumenti
giganteschi costruiti in America venti anni fa si considerano ormai come antiquati. Non si possono chiudere gli occhi dinanzi al fatto che, per potenza di
strumenti equatoriali, il nostro Osservatorio è sceso ormai in coda a tutti gli
Osservatori italiani e resta persino indietro a qualche Osservatorio privato.”.
Alla direzione della specola napoletana gli era frattanto succeduto Luigi Carnera che spense ogni residua velleità di riforma e riportò l’Osservatorio nel solco
delle sue tradizionali attività. La sua totale chiusura verso ogni nuovo fermento
culturale, rendono difficile valutare positivamente la sua opera anche se non si
può affermare che egli sia stato un cattivo direttore.
Carnera diede avvio ad una radicale ristrutturazione della strumentazione esistente ed ad una risistemazione dei locali e per alcuni anni Capodimonte si trovò
CAPITOLO 2. LA COSTRUZIONE DEGLI OSSERVATORI
42
ad essere il centro di un filone di ricerche obsoleto, ma pur sempre di grande
rilevanza.
Nel 1943, dopo aver ospitato alcuni pezzi di artiglieria tedesca, la Specola
venne occupata una prima volta dagli inglesi ed una seconda dagli americani.
Alla fine della guerra nel 1946 le attività poterono riprendere ma Carnera, con
il suo carattere autoritario e con la sua convinzione dell’assoluta superiorità
dell’astronomia posizionale rispetto a quella teorica ed all’astrofisica, aveva scoraggiato i migliori intelletti dell’università partenopea dall’intraprendere studi
astronomici, e veniva cosı̀ a mancare il necessario ricambio di personale scientifico.
Nel 1948, la direzione dell’ossservatorio venne affidata al giovane astronomo
Attilio Colacevich. A Firenze sotto la guida di Giorgio Abetti, grande sponsor
della nascente astrofisica italiana, si era laureato in fisica, discutendo un argomento pionieristico per quei tempi: la variabilità delle stelle Cefeidi. Nel 1935
vinse una borsa di studio che gli permise di trascorrere un anno all’Osservatorio Lick in California. Nel 1948 vinse il concorso nazionale per la cattedra di
astronomia presso l’Università di Napoli e, con essa, ottenne anche la direzione
dell’Osservatorio.
Per la prima volta un vero astrofisico era alla guida dell’Osservatorio napoletano ma purtroppo l’indirizzo di ricerca non cambiò, anche per usuali resistenze
dell’ambiente scientifico locale verso ogni forma d’innovazione. Dal 1949 al 1950
lasciò l’Osservatorio nelle mani di Aldo Kranjc, suo aiuto-astronomo, e tornò
negli Stati Uniti. Poco dopo il suo ritorno, nel 1952, decise di avviare un moderato programma di rinnovamento dell’obsoleta strumentazione disponibile, ed
installò sul glorioso Fraunhofer un fotometro fotoelettrico (il primo ed unico in
Italia) con un registratore a penna. Malgrado si trattasse di un telescopio vecchio di oltre un secolo riuscirono ad ottenere affidabili curve di luce per numerose
stelle variabili. Colacevich morı̀ nel 1953 a soli 47 anni. Otto Struve, direttore
del Dipartimento di Astronomia dell’Università di Berkeley, scrisse di lui: ”Egli
fu uno dei più attivi astronomi europei, e le sue cognizioni di spettroscopia stellare ne facevano un membro particolarmente apprezzato del distinto gruppo di
astrofisici italiani. Il suo valore era degno dei suoi famosi predecessori, Secchi,
Respighi, Abetti ed altri.”.
Nel 1957 fu nominato direttore Tito Nicolini il quale era cronologicamente e
di fatto un uomo di un altro secolo. In un’epoca in cui la fisica rappresentava il
fulcro della ricerca astronomica, Nicolini era essenzialmente un matematico ed
uno specialista di astronomia posizionale e di meccanica celeste. Questi era un
brav’uomo e di certo aveva una profonda conoscenza dell’astronomia classica,
ma non mostrò alcun interesse né verso l’astrofisica né tantomeno verso le nuove
strumentazioni che il resto del mondo iniziava a sviluppare e a realizzare.
Nel 1969 Nicolini venne collocato a riposo e Mario Rigutti fu chiamato a ricoprire la cattedra di astronomia e con lui le cose iniziarono a cambiare. Rigutti
aveva studiato a Firenze nello stesso periodo in cui, sotto la guida di Guglielmo
Righini, si formava parte di quella nuova generazione di astrofisici destinata a
rivoluzionare l’assopito ambiente dell’astronomia italiana: una generazione fortunata, che avrebbe potuto valersi anche di maestri quali Livio Gratton a Roma,
Mario Girolamo Fracastoro a Catania prima e poi a Torino, e Leonida Rosino
a Padova.
In effetti, Rigutti trovò a Napoli un istituto ormai in rovina, con edifici
malridotti e strumenti scientifici già di per sé obsoleti, che l’incuria aveva reso
CAPITOLO 2. LA COSTRUZIONE DEGLI OSSERVATORI
43
Figura 2.8: La cupola dell’Osservatorio Astrofisico di Arcetri (a sinistra) e la
torre solare (a destra).
inutilizzabili (con la sola eccezione dello strumento dei passaggi). La situazione
era ulteriormente aggravata dalla mancanza di una scuola locale a cui poter
attingere nuove forze, capaci di far fronte alle esigenze di una moderna ricerca:
Nicolini ed i suoi predecessori avevano contribuito a confinare l’insegnamento
universitario all’astronomia sferica ed alla meccanica celeste.
Nel 1972, fu possibile sostituire il vecchio Dollond con un rifrattore Salmoiraghi del diametro di 20 cm e con 3 m di lunghezza focale. Su di esso fu installato
il filtro di Lyot. Si trattava di strumenti di piccola dimensione, ma nel contesto
napoletano significarono una vera e propria rivoluzione: per la prima volta in
trent’anni gli astronomi potevano finalmente avvalersi di strumenti in grado di
svolgere un lavoro modesto sı̀, ma significativo.
Attualmente, in Osservatorio sono operativi sei gruppi di ricerca di cui un
gruppo trasversale agli altri dedicato all’astronomia di survey con strumenti a
grande campo. La nascita di questo nuovo filone è legata al più importante
progetto in cui l’Osservatorio napoletano si sia mai impegnato: la costruzione del VLT Survey Telescope o VST. Il telescopio è stato concepito a Napoli,
interamente finanziato dall’Osservatorio di Capodimonte, per lo più attraverso
fondi finalizzati allo sviluppo del Sud.
2.8
Osservatorio di Arcetri - Firenze
Il primo osservatorio di Firenze fu la Specola costruita alla fine del XVIII
secolo. Come per gli altri osservatori italiani, la nascente illuminazione pubblica
diminuı̀ le capacità osservative per cui Giovanni Battista Donati si adoperò alla
costruzione di un nuovo osservatorio che fu inaugurato nel 1872 sulla collina
di Arcetri (figura 2.8), vicino alla villa ”Il Gioiello” in cui trascorse gli ultimi anni di vita Galileo Galilei. Alla morte di Donati l’Osservatorio fu affidato
all’astronomo tedesco Wilhelm Tempel che condusse studi di comete, piccoli
pianeti e nebulose producendo una serie di disegni delle nebulose. Alla sua morte, nel 1889, fu nominato direttore l’astronomo Antonio Abetti nel 1894 che
rappresentò un punto di svolta nella storia dell’Osservatorio perché comprese
che il mondo della astronomia stava cambiando grazie all’avvento delle ”nuove tecnologie dell’epoca”. Il figlio Giorgio, che succedette a suo padre, diede
una impronta internazionale all’osservatorio. Durante un viaggio, conobbe ne-
CAPITOLO 2. LA COSTRUZIONE DEGLI OSSERVATORI
44
Figura 2.9: Osservatorio di Collurania (Teramo).
gli Stati Uniti l’astronomo George Ellery Hale con il quale gettò le basi per una
collaborazione che lo portò a costruire una torre solare di 25 m di altezza basata
sul modello di quella di Mount Wilson. La torre fu intensamente utilizzata a
partire dal 1925 fino al 1972 fornendo più di 12.000 immagini del Sole. Giorgio
Abetti costituı̀ una scuola fiorentina astronomica riunendosi attorno a sé molti
giovani astronomi a partire dagli anni ’30.
Ad Abetti succedette Guglielmo Righini che introdusse la radioastronomia
le cui tecnologie aveva studiato a Cambridge.
Nel 1978 la direzione dell’Osservatorio fu affidata a Franco Pacini che proseguı̀ il cammino intrapreso da Righini allargando ulteriormente gli interessi
scientifici sia nel campo della ricerca, galattica ed extragalattica, sia nel campo
tecnologico astronomico più avanzato.
L’Osservatorio Astrofisico di Arcetri mantiene la leadership nello sviluppo
tecnologico dell’ottica adattiva.
2.9
Osservatorio di Collurania - Teramo
Vincenzo Cerulli negli anni 1890-91 fondò nei pressi della sua città natale,
Teramo, una moderna specola privata che più tardi, nel 1917, donò allo stato
italiano. In tale modo gli fu possibile poter dedicarsi alla astronomia senza la
necessità di entrare nella carriera ufficiale: poco più che trentenne acquistò una
collina presso Teramo, cui dette il nome di Collurania (Collis Uraniae), creandovi nel 1890 un osservatorio astronomico (figura 2.9) dotato degli strumenti più
moderni. A Collurania Cerulli si dedicò con passione e continuità ad osservazioni e calcoli. Con le grandi potenzialità che il telescopio Cooke di Collurania
poteva offrire entrò nella polemica sui cosiddetti canali di Marte scoperti da
Schiaparelli.
Il nuovo osservatorio fu dotato di un buon corredo di strumenti costituito,
tra l’altro, dal citato equatoriale di Cook dotato di uno spettroscopio solare e
da un telescopio zenitale con lente di 75 mm di apertura. A questi si aggiunsero un cercatore di comete Salmoiraghi con lente da 135 mm ed una camera
fotografica con obiettivo triplo di Cook avente 165 mm di apertura e 1 m di
distanza focale. In questo periodo eseguı̀ numerose osservazioni di pianetini e
scoperse Interamnia e la Cometa 1910.
Nel 1917, a causa di crescenti impegni, donò allo Stato la Specola di Collurania, con la condizione che questa fosse sempre dedicata allo studio indipendente
dell’astronomia. Il Governo italiano accettò il dono nel 1919, disponendo che la
Specola si intitolasse al nome del suo fondatore.
CAPITOLO 2. LA COSTRUZIONE DEGLI OSSERVATORI
45
Con il passaggio della specola allo stato fu nominato direttore Giuseppe Zappa cui spettò il compito di organizzare il nuovo istituto statale con l’ambizioso
progetto di acquisto di un riflettore di un metro di apertura e che avrebbe fatto
di Collurania uno dei maggiori centri astronomici italiani. Purtroppo tutto andò
perduto con l’improvvisa morte di Giovanni Zappa. Nel 1926, il professore Mentore Maggini fu nominato direttore e si propose di dare impulso alla ricerca con
la formulazione di nuovi programmi e progetti elaborati con Cerulli. Purtroppo,
il 30 maggio 1927 Vincenzo Cerulli morı̀ improvvisamente a Merate, dove si era
recato per l’inaugurazione di quell’Osservatorio quale presidente della Società
Astronomica Italiana.
La direzione dell’osservatorio da parte di Maggini si distingue per un forte dinamismo: osservazioni interferometriche e introduzione pionieristica della
fotometria fotoelettrica che sarà anche nel futuro il metodo più usato per le
osservazioni effettuate a Collurania. Nel maggio 1941 moriva improvvisamente
Maggini. Era questo il terzo lutto che nel giro di diciotto anni colpiva la Specola,
che chiudeva il suo primo cinquantennio di vita dando all’astronomia italiana un
contributo notevole di ricerche, tanto nel campo dell’astronomia classica quanto
nella moderna astrofisica. A Mentore Maggini successe Giovanni Peisino che
dovette ricostruire la struttura dopo le devastazioni della guerra guidandolo nei
difficili anni che seguirono sino al 1956 anno in cui venne soppressa la figura
del direttore residente ed il trasferimento della direzione a Napoli nella figura
del cattedratico di astronomia. La mancanza della guida di un responsabile
direttamente coinvolto nelle sorti dell’Osservatorio arrecò un gravissimo danno
in anni in cui l’astronomia italiana si trasformava in Osservatori ed Istituti più
dotati di mezzi e di ricercatori. Grazie alla dedizione ed all’entusiasmo di Piero
Tempesti che portò avanti l’Osservatorio sino al 1974, reintroducendo il metodo
della fotometria fotoelettrica e lo studio fisico degli asteroidi, limitò la stasi della
ricerca. Nel 1974, il direttore di Napoli Mario Rigutti riprese in prima persona
la direzione dando lo spunto iniziale per una trasformazione in senso moderno
dell’Osservatorio, portata poi avanti e sviluppata in loco dal personale, sia nel
campo della ricerca che della tecnologia applicata, ma senza quella crescita del
personale ricercatore indispensabile per una vera ripresa dell’Osservatorio.
Per avere una significativa svolta si deve attendere il 1987 con il riconoscimento dell’autonomia dell’Osservatorio e la nomina di Vittorio Castellani quale
direttore. Grazie al suo impegno ed entusiasmo l’Osservatorio ebbe nuova vita
in seguito all’arrivo di giovani ricercatori, borsisti, e ospiti stranieri.
Capitolo 3
Lo stato attuale della
ricerca in Italia
Quando si parla della ricerca nei campi della astronomia e della astrofisica
in Italia, a parte le università, ci si riferisce quasi esclusivamente all’INAF, tranne alcune eccezioni come la Scuola Internazionale Superiore di Studi Avanzati
(SISSA) situata a Trieste o la Specola Vaticana con sede a Castel Gandolfo,
vicino Roma.
L’INAF è stato costituito nell’anno 1999 dall’unione di 12 Osservatori Astronomici Universitari distribuiti sul territorio. Nel 2003, dopo di un riordinamento, furono acquisiti dal CNR gli istituti di Radioastronomia, Astrofisica Spaziale
e Fisica Cosmica dello Spazio Interplanetario. Da allora, l’INAF è stato dichiarato istituzione pubblica di riferimento nazionale ed internazionale per la ricerca
nel campo dell’astrofisica e dell’astronomia. Attualmente, la sua sede centrale si
trova presso l’Osservatorio Astronomico di Roma, sulla collina di Monte Mario,
dove si trova la Presidenza, gli uffici ed i servizi per il funzionamento di tutti gli
organi e le strutture dello stesso, oltre a 19 strutture di ricerca distribuite sul
territorio nazionale.
Il primo articolo dello statuto dell’INAF delinea chiaramente le finalità e la
missione dell’Organismo: ”L’INAF è un organismo pubblico nazionale di ricerca
ed ha il compito di portare, promuovere e valorizzare la ricerca scientifica e tecnologica nei campi dell’astronomia e dell’astrofisica e di diffondere e divulgare
i suoi risultati, cosı̀ come di promuovere e favorire il trasferimento tecnologico
verso l’industria, perseguendo obiettivi di eccellenza a livello internazionale”.
La Agenzia Nazionale di Valutazione del sistema Universitario e della Ricerca (ANVUR), istituzione pubblica sotto la supervisione del MIUR, ha condotto
uno studio per la Valutazione della Qualità della Ricerca (VQR) in Italia. La
analisi VQR utilizza 7 indicatori della qualità cui li si assegna un peso specifico:
• Qualità della produzione scientifica [peso 0.5].
• Attrazione di risorse esterne [peso 0.1].
• Mobilità (reclutamento o promozione del personale) [peso 0.1].
• Internazionalizzazione (numero di mesi/uomo di ricercatori incoming o
outgoing) [peso 0.1].
47
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
Posizione
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
10
Nazione
Stati Uniti
Germania
Regno Unito
Italia
Francia
Svizzera
Canada
Paesi Bassi
Australia
Giappone
Spagna
Totale
297
69
61
39
34
21
17
15
9
6
6
48
Frazione
0.495
0.115
0.102
0.065
0.057
0.035
0.028
0.025
0.015
0.010
0.010
Tabella 3.1: Il numero di autori italiani tra i 200 articoli più citati ogni anno
nel triennio 2008 - 2010. [5]
• Alta formazione (dottorandi, assegnisti, borsisti) [peso 0.1].
• Altri parametri [peso 0.1].
A partire dalla sua analisi risultano come punti forti la qualità della ricerca e
la capacità di attrarre risorse esterne. Il punto più debole è la bassa quantità
di risorse interne che partecipano in attività di ricerca, determinata dall’esiguo
investimento nella ricerca. Le indicazioni a medio termine emerse nello studio
suggeriscono di assumere e promuovere personale qualificato e la necessità di
essere più attrattivi per i ricercatori stranieri.
La astrofisica osservativa richiede oggigiorno l’accesso alle grandi infrastrutture e pertanto, si richiede un investimento finanziario significativo. Gli osservatori del prossimo futuro sono infatti strumenti di dimensioni colossali rispetto
ai telescopi attuali e si caratterizzano da un alto grado di complessità tecnologica (per esempio, l’E-ELT o lo Square Kilometre Array, SKA, o perfino la rete
Cherenkov Telescope Array, CTA). Pertanto, la ricerca è indirizzata all’interno
di grandi progetti nei quali le singole nazioni si consorziano a livello europeo
e/o internazionale. Questi consorzi favoriscono da un lato la cooperazione, ma
allo stesso tempo la concorrenza tra i ricercatori, le istituzioni scientifiche ed
i paesi. Infatti, l’accesso alle grandi infrastrutture del consorzio avviene, nella
maggior parte dei casi, di una maniera competitiva attraverso la presentazione
di proposte ai comitati scientifici che emettono il loro giudizio. Si crea cosı̀
la necessità di produrre proposte innovative e scientificamente valide per avere
l’accesso al tempo di osservazione in maniera da essere in grado di acquisire dati
per la ricerca e quindi produrre pubblicazioni.
Un recente articolo pubblicato nel 2014 dal Dr. Raffaele Gratton, ricercatore
presso l’Osservatorio di Padova, analizza la produzione scientifica astronomica
italiana ed arriva ai seguenti risultati principali:
a) Il numero di autori italiani (primi autori) tra i 200 articoli più citati ogni
anno nel triennio 2008 - 2010 colloca il nostro paese alla quarta posizione
della classifica mondiale (tabella 3.1).
b) L’Italia occupa la sesta posizione nella classifica di nazioni ordinata secondo il rapporto: Impatto nell’Astronomia/Prodotto Interno Lordo (PIL),
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
Posizione
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
Nazione
Cile
Regno Unito
Paesi Bassi
Germania
Israele
Italia
Svizzera
Francia
Canada
Spagna
Stati Uniti
Danimarca
Portogallo
Sudafrica
Svezia
49
Impatto Astronomia/PIL
4.33
2.19
2.09
1.88
1.77
1.68
1.67
1.43
1.39
1.38
1.37
1.25
1.24
1.23
1.00
Tabella 3.2: Classifica delle nazioni ordinata secondo il rapporto impatto
nell’astronomia/prodotto interno lordo (PIL). [5]
dove l’indice di impatto è il rapporto ed è dato dal numero di citazioni
relative ad una nazione ed il resto del mondo (tabella 3.2).
c) Infine, un altro parametro per giudicare la produttività scientifica ed il
riconoscimento internazionale è l’indice-H o l’indice di Hirsch (figura 3.1).
L’indice-H rappresenta un numero che quantifica sia la produttività sia
l’impatto scientifico di un ricercatore, nonché la continuità di questo impatto nel tempo e si basa sulle citazioni che un ricercatore ha ricevuto.
È stato proposto nel 2005 dal fisico argentino Jorge Eduardo Hirsch dell’Università della California a San Diego. L’indice medio dei ricercatori
INAF è 25 e 43 di questi hanno un indice maggiore di 50. Questo è un
risultato eccellente considerando che un indice di Hirsch maggiore o uguale
a 30 significa eccellenza scientifica e rappresenta il valore minimo per formare parte della classifica Top Italian Scientists redatta da VIA-Academy
(Virtual Italian Academy). [8]
Le attività che sviluppa l’INAF si effettuano utilizzando alcune infrastrutture osservative distribuite nel territorio italiano e nello spazio e maggiormente
mediante la collaborazione con importanti organismi di ricerca astronomica europei come la European Space Agency (ESA) e l’ESO. Infatti l’INAF partecipa
attivamente ai programmi di ricerca contribuendo alla costruzione di grandi infrastrutture e/o missioni spaziali. La complessità di questo tipo di infrastrutture
e delle missioni ed i costi relativi di fabbricazione non consentono l’investimento
esclusivamente autonomo e quindi necessitano di una collaborazione a livello
europeo per raggiungere risultati di eccellenza nella ricerca.
Questo è un elemento comune nella attuale ricerca scientifica che richiede grandi investimenti sia in termini di risorse economiche sia di risorse umane. Basti
pensare al Conseil Européen pour la Recherche Nucléaire (CERN) di Ginevra
dove la sperimentazione e la ricerca nel campo delle alte energie arriva a risultati
sopraeccellenti grazie alla cooperazione tra gli stati membri.
L’INAF nella sua attività collabora con altri organismi, soprattutto con
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
50
Figura 3.1: Distribuzione dell’indice-h di membri scientifici dell’INAF. [5]
LBT
E-ELT
SKA
CTA
VLBI
Euclid
Planck
BepiColombo
EXOMARS
JUICE
Rosetta
Solar Orbiter
Personale associato per progetti tecnologici e scientifici
Personale associato per progetti tecnologici strumentali
Personale associato per progetti tecnologici e scientifici
Personale associato per partecipazione del progetto
Università di Bologna
Università di Bologna
Università di Padova e Ferrara
Università di Padova, Perugia e Napoli
Università di Padova
Università di Padova, Lecce, Trento, Bologna, Pisa, Roma La Sapienza, Roma Tre,
Napoli e Politecnico di Milano
Università di Padova, Milano e Napoli
Università di Padova, Firenze, Genova, Roma Tor Vergata e Politecnico di Torino
Tabella 3.3: Collaborazioni delle Università italiane.
l’INFN ed il CNR e, naturalmente, con le Università che sono parte essenziale
della ricerca astronomica italiana. La presenza della componente universitaria
diventa sempre infatti la più importante soprattutto per quanto riguarda il contributo di risorse e di conoscenze. Per un totale di 1.046 ricercatori e tecnici si
aggiungano circa 670 associati universitari e 360 tra assegnisti e borsisti. Questa
ampia base duplica la capacità di ricerca dell’INAF. Il personale universitario
associato collabora in due modi diversi: l’uso del tempo di osservazione nelle
installazioni di ricerca terrestri o partecipazione diretta in progetti in corso e/o
futuri. A questo si aggiungono progetti sviluppati all’interno delle Università,
oltre alla collaborazione per la realizzazione di strumentazione astronomica.
La tabella 3.3 mostra le principali collaborazioni delle Università italiane in
progetti che saranno descritti in dettaglio nelle pagine seguenti. I ricercatori
universitari associati hanno accesso alle seguenti installazioni di osservazione
terrestri, anche queste illustrate qui di seguito:
• Sardinia Radio Telescope (SRT).
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
51
• Very Large Telescope (VLT).
• Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA).
• Telescopio Nazionale Galileo (TNG).
Attualmente, la attività scientifica dell’INAF è organizzata in cinque Macroaree:
1. Galassie e Cosmologia:
• Galassie, ammassi di galassie e nuclei galattici attivi.
• Evoluzione delle popolazioni di oggetti extragalattici.
• Mezzo intergalattico.
• Struttura a grande scala dell’Universo.
• Cosmologia teorica ed osservativa.
2. Sole e sistema solare:
• Origine ed evoluzione dei pianeti, satelliti e corpi minori.
• Sole, mezzo interplanetario, magnetosfere.
• Astrobiologia.
• La astronomia di laboratorio: lo studio di analoghi e campioni del
Sistema solare e mezzo interstellare.
3. Stelle, Popolazioni Stellari e Mezzo Interstellare:
• Popolazioni ed ammassi stellari galattici ed extragalattici.
• Struttura ed evoluzione delle stelle, incluse le fasi finali.
• Formazione stellare.
• Il mezzo interstellare galattico ed extragalattico.
• Pianeti extrasolari.
4. Astrofisica Relativistica e Particellare:
• La fisica degli oggetti compatti galattici ed extragalattici.
• Fenomeni non termici e accelerazione di particelle.
• Raggi cosmici ed astroparticelle.
• Radiazione gravitazionale e test di gravitazione.
5. Tecnologie Avanzate e Strumentazione:
• Sviluppo di nuove tecnologie per le osservazioni da terra.
• Sviluppo di nuove tecnologie per le osservazioni dallo spazio.
• Sviluppo di tecnologia informatica innovativa per la Astrofisica.
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
52
A continuazione, descriveremo gli obiettivi generali e strategici da raggiungere nei prossimi tre anni. Come abbiamo appena visto, i campi di ricerca in
astronomia ed astrofisica sono molti. Pertanto, qui di seguito, mi concentrerò
solamente nei più interessanti per me, menzionando le interviste che abbiamo
realizzato ad astronomi in alcuni di questi campi di ricerca. La strumentazione
astronomica montata sui telescopi da terra e dallo spazio per la produzione di
risultati scientifici di eccellenza non sarà descritta in un solo paragrafo ma riportata nella descrizione delle missioni e dei progetti.
Per completare il quadro della ricerca astronomica ed astrofisica italiana merita un commento a parte l’Agenzia Spaziale Italiana (ASI).
L’ASI è un organismo pubblico nazionale di ricerca vigilato dal MIUR e
stabilito nel 2011. La sua missione si definisce come ”Organismo nazionale
pubblico, assimilato agli organismi di ricerca, con il compito di promuovere, sviluppare e diffondere, con il ruolo di agenzia, la ricerca scientifica e tecnologica
affidata al campo spaziale ed aerospaziale e lo sviluppo di servizi innovativi,
perseguendo obiettivi di eccellenza, coordinando e gestionando i progetti nazionali e la partecipazione italiana a progetti europei ed internazionali, nel quadro
della coordinazione internazionale assicurato dal Ministero degli Affari Esteri, e
prestando attenzione al mantenimento della competitività del settore industriale italiano”.
Nell’ambito della definizione dei suoi compiti, l’ASI, rispetto ad altri enti,
non effettua la attività di ricerca diretta se non che fornisce risorse ed appoggio
tecnologico agli enti pubblici e privati che operano nel settore spaziale mediante
il finanziamento degli organismi di ricerca, università ed enti pubblici e lo stabilimento dei contratti per la realizzazione di progetti per l’industria aerospaziale.
L’ASI realizza la sua attività sia a livello nazionale sia partecipando in nome
del Governo ai programmi dell’ESA, della quale sottoscrive finanziariamente i
programmi.
L’ASI non è solo finanziatrice di impresa in quanto la realizzazione di strumentazione scientifica e spaziale richiede un insieme di attività tecniche/scientifiche
regolate da standard internazionali. Il personale ASI lavora quindi all’interno
del team scientifico: l’INAF mette a disposizione il proprio know-how scientifico
per la ricerca nell’ambito delle missioni spaziali.
3.1
Galassie e Cosmologia
La analisi dei dati della polarizzazione ottenuta dal satellite Planck, negli
ultimi quattro anni di osservazione, consentirà la realizzazione delle mappe finali
di anisotropia in temperatura della radiazione cosmica di fondo.
Rispetto allo studio della radiazione di fondo, presso l’Università di Roma La
Sapienza c’è un gruppo d’eccellenza, sia sperimentale (Dr. Paolo De Bernardis,
Dr. Elia Stefano Battistelli e Dr.ssa Silvia Masi) sia teorico (Dr. Alessandro
Melchiorri, Dr. Roberto Maoli e Dr. Giovanni Montani).
Ho avuto l’opportunità di intervistare il Prof. Paolo De Bernardis la cui
ricerca si può sintetizzare schematicamente cosı̀:
• Passato: esperimento Balloon Observations Of Millimetric Extragalactic Radiation and Geophysics (BOOMERanG). È un esperimento per la
misura della radiazione cosmica di fondo di una porzione dello spazio, utilizzando palloni stratosferici ad alta quota. È stato il primo esperimento
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
53
Figura 3.2: Il pallone di alta quota in fase di preparazione per il lancio per
l’esperimento BOOMERanG (a sinistra), lancio di un pallone stratosferico dall’aeroporto di Longyearbyen (Svalbard) per l’esperimento LSPE (al centro) e
per l’esperimento OLIMPO (a destra).
capace di fornire un’immagine ad alta definizione della anisotropia della
temperatura della radiazione cosmica di fondo. Attraverso un telescopio
sensibile alle microonde inviato ad un’altitudine di 42 km fu possibile ridurre l’assorbimento di microonde (prodotto dalla radiazione di fondo)
da parte dell’atmosfera della Terra. Il primo volo di prova ebbe luogo in
America del Nord nel 1997. I due voli successivi del pallone meteorologico
partirono nel 1998 e nel 2003 dalla base permanente antartica McMurdo,
all’estremità meridionale dell’isola di Ross.
• Presente: esperimenti Large Scale Polarization Explorer (LSPE) ed Osservatorio nel Lontano Infrarosso Montato su Pallone Orientabile (OLIMPO).
LSPE è una missione su pallone stratosferico per misurare la polarizzazione della radiazione cosmica di fondo in grandi scale angolari. Sarà
possibile ottenere un’alta sensibilità (approssimativamente dieci volte migliore di quella del satellite Planck) mediante l’uso di mosaici di rivelatori
di nuova concezione e la possibilità di operare voli di palloni circumpolari
durante la notte artica. Il globo contiene due strumenti per coprire l’intervallo di frequenze da 40 a 220 GHz.
Gli scienziati hanno tentato di osservare la radiazione in modo sempre più
dettagliato per ottenere informazioni sui primi istanti di vita dell’Universo. L’opportunità di porre gli strumenti su satelliti in orbita ha permesso
di compiere enormi passi avanti dal momento che l’osservazione nelle microonde è disturbata dall’atmosfera terrestre e infatti il satellite COsmic
Background Explorer (COBE) nel 1992 ha fornito per la prima volta uno
spettro completo e del fondo cosmico a microonde a grandi scale angolari.
La comunità scientifica del settore, a livello internazionale, è convinta che
la priorità della cosmologia sperimentale sia ora la misura, con una precisione molto alta, della polarizzazione della Cosmic Microwave Background
(CMB) per capire il processo di inflazione avvenuto nell’universo primordiale e per rivelare la presenza di onde gravitazionali.
I costi di una missione, che raggiunga l’obiettivo di misurare la polarizzazione del fondo cosmico a microonde a tutte le scale angolari, impongono
un’ampia collaborazione internazionale. Comunque i risultati meno definitivi, ma di forte impatto scientifico, possono essere raggiunti anche a
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
54
livello nazionale con esperimenti su pallone aerostatico. LSPE è una missione italiana; la collaborazione internazionale è limitata alla fornitura di
alcuni elementi della strumentazione ed all’interscambio scientifico.
OLIMPO è una missione su pallone aerostatico di lunga durata per lo studio del fondo a microonde e delle galassie primordiali. Coprirà la banda di
frequenze tra 150 e 500 GHz, in quattro bande spettrali misurate simultaneamente. L’alta risoluzione angolare, ottenuta grazie ad un telescopio
da 2,6 m di diametro, permetterà di aprire una nuova dimensione nello
studio delle anisotropie alle scale corrispondenti alla massa degli ammassi
di galassie. OLIMPO è anche un precursore tecnologico di future missioni
per la misura della polarizzazione del fondo cosmico.
Nel 2015, il gruppo di ricerca del Dr. De Bernardis presentò all’ESA il
progetto Cosmic Origins Explorer (COrE), in attesa di approvazione. Si
tratta di una missione satellitare per sondare le origini cosmiche, le masse
dei neutrini e l’origine delle stelle e dei campi magnetici attraverso un’analisi ad alta sensibilità della polarizzazione di microonde di tutto il cielo.
La missione COrE è composta da un unico strumento a bordo di un’unica
navicella spaziale, in orbita intorno al secondo punto di Lagrange (L2)
del sistema Sole-Terra. È uno strumento capace di realizzare una nuova
indagine completa del cielo approssimativamente ogni 6 mesi, poiché la
direzione dell’asse di rotazione è costretta a rimanere relativamente vicina
a quella anti-solare (meno di 20 gradi).
Al riguardo ho intervistato anche il Dr. Elia Stefano Battistelli dell’Università
di Roma La Sapienza. Egli è un ricercatore astrofisico puramente sperimentale
ed osservativo. Lavora sostanzialmente in ambito cosmologico ed il principale
oggetto della sua ricerca è la preparazione, la calibrazione, la messa a punto e l’acquisizione di dati di esperimenti progettati per studiare la radiazione
cosmica di fondo. Sta partecipando attivamente e dispone di pacchetti di lavoro sull’esperimento OLIMPO (la responsabile è la professoressa Silvia Masi),
sull’esperimento LSPE (il responsabile è il professore Paolo De Bernardis) e
sull’esperimento Q and U Bolometric Interferometer for Cosmology (QUBIC, il
cui responsabile è un ricercatore francese di nome Jean-Christophe Hamilton):
esperimenti il cui obiettivo è effettuare le misurazioni della radiazione cosmica
di fondo. Inoltre, il Dr. Battistelli sta lavorando ad una ricerca più prettamente
osservativa che è lo studio dell’emissione anomala a microonde, ”un’emissione
in eccesso rispetto a quello che si suppone essere l’emissione free free o di sincrotrone in particolari regioni galattiche ma anche in regioni extragalattiche”.
Ha guidato il proposal osservativo presso il radiotelescopio Parkes in Australia
ed adesso è il responsabile di un proposal osservativo presso il radiotelescopio
Sardinia Radio Telescope (SRT), osservazioni che sono state avviate a fine di
giugno 2016. La sua attivitá di ricerca, come accennato, è un’attività di cosmologia sperimentale: il suo gruppo sviluppa esperimenti per lo studio della
CMB; ”in tutto ciò c’è molta informatica, molta elettronica, molta meccanica,
molta criogenia, molto disegno, molta progettazione”. Ovviamente, una volta
pronto l’esperimento, è già successo in passato e succederà in futuro quando
gli esperimenti su cui sta lavorando saranno attivi, c’è la cosiddetta presa dati
quindi ci sarà un periodo più o meno lungo in cui l’esperimento è in funzione
ed acquisisce i dati. Successivamente, avviene l’analisi dati e quindi si fa la
deduzione dei dati scientifici dal rumore. Per quanto riguarda l’altra attività
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
55
di ricerca, cioè lo studio dell’emissione anomala a microonde il suo lavoro è
un lavoro prettamente osservativo: ha un’idea, prepara un proposal osservativo
per un grande telescopio (l’ha già fatto presso il 64 m di Parkes in Australia e
per il radiotelescopio SRT di 64 m in Italia); e se il proposal verrà accettato si
andrà in loco ad acquisire i dati e poi si farà l’analisi dati e sperabilmente la
pubblicazione scientifica.
3.2
Il Sole ed il sistema solare
L’INAF insieme con altre istituzioni scientifiche nazionali partecipa al consorzio European Association for Solar Telescopes (EAST) diretto all’osservazione ed allo studio del Sole per permettere:
1. L’osservazione diretta dei processi fisici di base di interesse per la astrofisica e la fisica dei plasmi.
2. Lo studio dell’interazione tra stella e pianeti, utile per la ricerca degli
esopianeti dove sia possibile o esista la vita.
3. Lo studio degli effetti sul clima dei corpi del sistema planetario, inclusa la
Terra.
4. La osservazione diretta di neutrini ad alta energia probabilmente prodotti
dall’annichilazione di materia oscura nel loro nucleo.
Rispetto a questo campo, la Dr.ssa Ilaria Ermolli dirige un gruppo di ricerca
presso l’Osservatorio Astronomico di Roma, a Monte Porzio Catone, che studia
l’interazione del campo magnetico solare con i movimenti del plasma.
Il campo magnetico solare si manifesta con la comparsa nell’atmosfera del
Sole di regioni con alta concentrazione del campo che evoluzionano a causa del
movimento del plasma dando luogo ad una serie di processi ed anche fenomeni (la
variazione delle emissioni di radiazione del Sole, per esempio). Quindi, l’aspetto
più significativo della sua ricerca è la comprensione di come il campo magnetico
interagisca con i movimenti del plasma a piccole scale spaziali che si riescono a
vedere oggi.
Inoltre, c’è un altro gruppo che si occupa della astronomia solare presso la
Università di Roma La Sapienza, diretto dal Dr. Costantino Sigismondi, la cui
ricerca è la astrometria solare ed in particolare le variazioni secolari del diametro
solare. Coordina le campagne di osservazione della International Occultation
Timing Association - European Section (IOTA), la raccolta e l’analisi di dati di
eclisse per la misura del diametro solare.
Parallelamente, l’INAF ha un ruolo importante nelle missioni di esplorazione
planetaria. In particolare:
1. La missione spaziale Rosetta è una missione importante dell’ESA, la cui
sonda Philae atterrò sulla cometa Churyumov-Gerasimenko nel Novembre 2014, iniziando la raccolta di dati e la conseguente trasmissione che
continuò fino al passaggio per il perielio che ebbe luogo nel giugno 2015.
Il 30 settembre 2016 la missione è terminata con l’atterraggio della sonda
Rosetta sulla cometa.
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
56
Figura 3.3: Lo strumento PISCO montato sul telescopio Epsilon dell’Osservatorio Astronomico della Costa Azzurra.
2. Dawn che dopo aver visitato Vesta ha raggiunto Cerere fornendo dati di
base per risolvere questioni relative alla formazione del sistema solare e la
composizione originale del disco protoplanetario.
3. Il satellite Cassini a partire dal 2004 opera nell’area di Saturno per lo
studio della atmosfera del pianeta e degli anelli e la struttura interna e la
composizione di Titano ed altri satelliti.
4. Mars Express e Venus Express, entrambi nella fase post-operativa a partire
da Dicembre 2014, lanciati per lo studio dell’atmosfera, della superficie e
del sottosuolo rispettivamente di Marte e di Venere.
3.3
Stelle, popolazioni stellari ed il mezzo interstellare
L’INAF sta già procedendo all’analisi dei dati ricevuti dal satellite Global Astrometric Interferometer for Astrophysics (GAIA), lanciato nel Dicembre
2013, che aumenterà la nostra comprensione della Via Lattea producendo una
mappa tridimensionale e dinamica della nostra Galassia estremamente precisa.
Questo consentirà di verificare la validità delle predizioni teoriche sulla formazione della Via Lattea e dei sistemi stellari più vicini.
Negli ultimi anni, l’Italia ha contribuito decisivamente allo studio dei pianeti
extrasolari facendo uso dello spettrografo High Accuracy Radial velocity Planet Seearcher for the Northern emisphere (HARPS-N) istallato sul Telescopio
Nazionale Galileo (TNG) presso l’Osservatorio del Roque de los Muchachos alle
Isole Canarie.
Un contributo aggiuntivo a questa ricerca è fornito dallo sviluppo della cosiddetta Ottica Adattiva che aiuta a correggere la turbolenza causata dall’atmosfera terrestre, osservando direttamente la debolissima luce riflessa dei pianeti
all’interno del brillantissimo alone della stella centrale.
Inoltre, attualmente il gruppo di Marco Scardia (collega del professore Docobo) dell’Osservatorio Astronomico di Brera conduce studi sulle stelle binarie.
Egli ora lavora come ricercatore presso l’Osservatorio Astronomico della Costa
Azzurra, sul Plateau de Calern (vicino alla città di Grasse, a 1.280 m sopra il
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
57
livello del mare) ed è responsabile, all’interno del gruppo Centre Pédagogique
Planéte Univers (C2PU), delle osservazioni con il telescopio Epsilon dove è istallato lo strumento Pupil Interferometry Speckle COronagraph (PISCO, figura
3.3), proveniente dall’Osservatorio Astronomico di Brera (Merate, Italia).
PISCO è uno strumento il cui obiettivo è ottenere immagini ad alta risoluzione spaziale utilizzando tecniche di interferometria che permettono liberarsi, in
parte, della degradazione naturale causata dalla turbolenza atmosferica. Situato nel fuoco di un telescopio Cassegrain, che consente l’acquisizione di immagini
a corta esposizione, molto ingrandite e correte per la dispersione cromatica
di origine atmosferica per mezzo di prismi di Risley. Queste immagini sono
successivamente processate, attraverso di un computer, con metodi bispettrali,
sviluppati dallo stesso gruppo C2PU. Lo strumento ora si dedica allo studio
delle stelle doppie.
Grazie all’invito di Scardia, collega del Professore Docobo, fu possibile la
mia visita scientifica all’Osservatorio della Costa Azzurra. Purtroppo, i giorni
nei quali soggiornai al Plateau de Calern (dall’8 all’11 marzo 2016), non fu possibile fare osservazioni perché il telescopio era stato assegnato ad un gruppo che
doveva fare osservazioni al fuoco Coudé di Giove per cercare eventuali oscillazioni della sua atmosfera in occasione del passaggio al perielio che è avvenuto
proprio in quelle settimane a cavallo della mia visita all’Osservatorio.
PISCO è un progetto totalmente francese ma grazie all’esperienza acquisita
da Marco Scardia che lo utilizzò all’Osservatorio Astronomico di Brera, l’Italia
partecipa alle attività.
PISCO fu completamente costruito presso l’OMP tra il 1991 ed il 1993 (progetto, meccanica, ottica, elettronica ed informatica). Fu allora utilizzato a Pic
du Midi de Bigorre istallato sul Telescopio Bernard Lyot (TBL) fino al 1998.
Dopo il cambio della politica scientifica del comitato di gestione dei programmi
del TBL, queste osservazioni hanno lasciato Pic du Midi nel 1998. Un gruppo
di ricercatori europei si era formato intorno a PISCO con l’obiettivo di studiare
le stelle doppie. Questo gruppo decise di cercare un telescopio nel quale PISCO
potesse essere istallato stabilmente per poter fare osservazioni regolarmente.
Nel novembre 2003 PISCO e la camera Charge-Coupled Device (CCD) intensificata dell’Università di Nizza sono stati installati al fuoco Cassegrain del
telescopio Zeiss, di 102 cm d’apertura, dell’Osservatorio Astronomico di Brera.
Dopo qualche settimana di test, a partire da gennaio 2004, PISCO è divenuto
operativo. Le osservazioni a Merate permisero di misurare stelle doppie visuali
fino a separazioni di 0”.14 (molto vicino al limite di diffrazione del telescopio)
e con una differenza di luminosità tra le due componenti fino a quattro magnitudini. Più di dieci articoli scientifici sono già stati redatti con le osservazioni
realizzate a Merate.
Con Marco Scardia abbiamo effettuato con successo, sia dalla Spagna che
dall’Italia, prove di connessione in remoto, ossia senza essere fisicamente presenti nella cupola dell’Osservatorio.
Scardia mi spiegò, durante la mia intervista al Plateau de Calern, che le
stelle doppie visuali sono un settore tradizionale dell’astronomia e che ad esso
afferiscono pochi ricercatori perché è un ambito classico che però grazie alle nuove tecniche di osservazione è tornato di moda. Il grande svantaggio è costituito
dal fatto che le orbite delle stelle doppie visuali hanno periodi molto lunghi che
vanno da qualche anno a decine di migliaia di anni e che per determinare una
buona orbita bisogna conoscerne per lo meno tre quarti di questa.
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
58
Questo ristretto gruppo di ricercatori, che è sostanzialmente europeo, si interessa, come il gruppo dell’Osservatorio Astronomico Ramón Marı́a Aller (OARMA) dell’Università di Santiago de Compostela, delle osservazioni delle stelle
doppie visuali strette fatte con una tecnica chiamata Interferometria Speckle.
La ricerca ha come obiettivo la determinazione dei parametri orbitali ma
ancora di più la determinazione della massa del sistema che è un parametro fondamentale in Astrofisica e che per alcuni tipi di stelle è ancora poco conosciuta.
Il punto più significativo di questa ricerca è raccogliere un numero sufficiente
di osservazioni per procedere al calcolo di orbite. In questo senso, Scardia mi
commentò che nel passato c’erano molti metodi che si basavano in grafici (gli
elementi statici dell’orbita si determinavano a partire dai disegni), o i metodi
grafico-analitici (che utilizzano, in parte disegni ed in parte algoritmi). I metodi
totalmente analitici, specialmente oggigiorno, sono i più utilizzati. Nell’OARMA, per diversi decenni, è stato utilizzato il metodo analitico progettato dal
Professore Docobo (1985, 2012) con il quale si sono determinate più di 300 orbite in vari paesi. Una volta che si determinano gli elementi orbitali si deve
chiaramente verificare la somma delle masse del sistema. Per questo è essenziale disporre della parallasse del sistema. Finora si utilizzava quella fornita dal
satellite Hipparcos ma in breve si potranno usare le misure dal satellite GAIA,
con una precisione molto maggiore. Una volta effettuato il calcolo dell’orbita,
il parametro più incerto era la parallasse, ora gli altri parametri orbitali stanno
diventando quelli più incerti. Quindi, gli errori nel periodo e nel semiasse nella
determinazione della somma delle masse diventeranno dominanti rispetto all’errore di parallasse. Pertanto, si dovrà fare un riaggiustamento nelle somme di
masse perché la parallasse diventerà il dato con l’errore più piccolo. Una volta
fatto questo, come fanno i ricercatori normalmente, i risultati saranno pubblicati e portati all’attenzione della comunità astronomica.
Per quanto riguarda la ricerca dei pianeti extrasolari ho avuto l’opportunità
di intervistare il Dr. Riccardo Claudi dell’Osservatorio Astronomico di Padova,
ricercatore sperimentale osservativo, il cui principale campo di ricerca attuale è
la scoperta dei pianeti extrasolari, l’analisi delle loro atmosfere e la costruzione
della strumentazione adeguata a questo scopo.
Il suo lavoro consiste proprio nella ricerca di esopianeti attraverso il metodo delle velocità radiali con lo spettrografo HARPS-N ed attraverso il metodo
dell’osservazione diretta con Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplantet REsearch (SPHERE). Le due cose riguardano popolazioni di pianeti diversi perché
nel primo caso i pianeti sono più vicini alla loro stella mentre nel secondo i
pianeti sono più giovani e lontani dalla loro stella, ma questa è una questione legata ai due metodi. E poi, oltre a questo, il Dr. Claudi è impegnato in
esperimenti di laboratorio (astrobiologia) per lo studio del comportamento dei
batteri fotosintetici se illuminati dalla luce di stelle diverse dal Sole. Concludendo, l’obiettivo della sua ricerca è comprendere profondamente l’architettura
dei sistemi planetari intorno a stelle diverse dal Sole e capire se il sistema solare
è qualcosa di unico o no. Inoltre capire se è possibile che la vita si sviluppi su
pianeti orbitanti intorno a stelle diverse dal Sole.
Nel campo summenzionato dell’astrobiologia, un gruppo internazionale di
ricerca nell’Osservatorio Astrofisico di Arcetri che nel mese di maggio 2016 ha
annunciato un’importante scoperta della quale già è disponibile il preprint. Il
gruppo di ricerca, diretto dall’INAF, è formato da ricercatori/ricercatrici italiani, spagnoli (Centro di Astrobiologia di Madrid) e tedeschi (Max-Planck-Institut
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
59
für extraterrestrische Physik, MPE). Usando le osservazioni realizzate con il radiotelescopio dell’Istituto di Radioastronomia Millimetrica (IRAM) a Pico Veleta (Granada, Spagna), si è identificata una molecola P-O formata da un atomo
di fosforo (P) ed uno di ossigeno (O) che si considera il costituente di base dei
primi organismi viventi. Questa molecola è stata localizzata in due regioni di
formazione stellare della nostra Galassia. L’importanza della scoperta è dovuta
al fatto che il legame P-O è cruciale nella formazione della struttura dell’Acido
Desossiribonucleico (DNA), la macromolecola che contiene le informazioni genetiche degli organismi viventi. Afferma Paola Caselli, direttrice del MPE: ”La
ricerca di molecole prebiotiche in regioni di formazione stellare è appena iniziata [...]. Il futuro di questo settore di ricerca è luminoso, grazie anche ai grandi
strumenti che abbiamo oggi a disposizione, come i telescopi IRAM e Atacama
Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA).”.
3.4
Astrofisica Relativistica e Particellare
Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR) è un piccolo satellite dei
raggi X ad alta energia che ha come obiettivo studiare la distribuzione dei buchi
neri nell’Universo ed il processo di produzione di elementi pesanti nelle esplosioni di stelle massicce (supernovae) ed il meccanismo di funzionamento dei getti
di materiale relativistico nelle galassie attive (Gamma Ray Burst, GRB).
Il satellite Swift, lanciato dieci anni fa, continua fornendo un grande contributo nel campo dei GRB ed in generale della fisica delle alte energie.
I satelliti X-ray Multi-Mirror (XMM) ed INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory (INTEGRAL), lanciati all’inizio del secolo, sono dedicati
allo studio ed alla comprensione dei fenomeni violenti nell’universo, esplosioni
di supernovae ed oggetti compatti che sono soggetti a forte gravità, come stelle
di neutroni e buchi neri.
La collaborazione internazionale Laser Interferometer Gravitational-Wave
Observatory (LIGO)/Virgo per la rivelazione e lo studio delle onde gravitazionali.
Per lungo tempo il problema delle onde gravitazionali è stato considerato
solo come un argomento interessante per indagini teoriche fino ad arrivare agli
anni 70 per avere la prima conferma indiretta dell’esistenza delle onde gravitazionali durante lo studio di una pulsar nella costellazione dell’Aquila da parte
dei premi Nobel Russell Alan Hulse e Joseph Hootan Taylor. Le pulsar, stelle di neutroni rotanti, emettono onde elettromagnetiche prodotte dall’azione
combinata del campo magnetico e della rotazione delle stelle con periodicità
estremamente regolare nel tempo. Analizzando i dati relativi alle osservazioni
della pulsar doppia, denominata poi PSR 1913+16 , si videro delle irregolarità
nel periodo di rotazione. Ciò portò a dedurre che la pulsar facesse parte di un
sistema binario e che avesse per compagna una stella di neutroni alla quale è
legata in una stretta orbita. Misurare il rallentamento del periodo medio di
rivoluzione significava misurare una perdita di energia e l’unico modo in cui si
potesse spiegare questo fenomeno era supporre l’emissione di onde gravitazionali.
Questa osservazione indiretta dell’effetto delle Onde Gravitazionali rafforzò
l’attività per la rivelazione diretta. Negli anni che vanno dal 1980 al 2000 si
svilupparono i rivelatori risonanti criogenici. Nel primo decennio del nuovo se-
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
60
Figura 3.4: Distribuzione dei vari interferometri, già esistenti e in costruzione
sulla superficie terrestre.
Figura 3.5: Modello di funzionamento degli interferometro LIGO e Virgo.
colo entrano in funzione gli interferometri con bracci di lunghezza chilometrica
in USA ed in Italia. Nel decennio successivo si va finalizzando la costruzione
della seconda generazione di interferometri in configurazione avanzata. Agli interferometri in USA e in Europa, si stanno aggiungendo in questi ultimi anni
analoghi rivelatori in India (LIGO-India), in Giappone (KAGRA) e in Australia
(AIGO). Questi sistemi costituiranno una rete planetaria destinata a rilevare le
onde gravitazionali in maniera più precisa. Nella Figura 3.4 si mostra la distribuzione dei vari interferometri terrestri.
La rilevazione delle onde gravitazionali richiede strumenti diversi da quelli
degli osservatori elettromagnetici. A causa dell’effetto che provoca il passaggio
di un’onda gravitazionale (la distanza reciproca tra due masse in quiete cambia
nel tempo per effetto della distorsione dello spazio-tempo) si utilizzano strutture
interferometriche con bracci molto lunghi per amplificarne l’effetto. Il sistema
su cui si basano i maggiori esperimenti oggi in funzione è l’interferometro di
Michelson (figura 3.5).
Questo tipo di sistema ottico è formato da due bracci, di lunghezza L, disposti ad angolo retto. Un beam-splitter divide un fascio laser in due fasci di
uguale intensità, uno collineare a quello di partenza, l’altro perpendicolare ad
esso. Ognuno dei due viene riflesso da uno specchio posto all’estremità dei bracci
e passa di nuovo nel beam-splitter, dove si ricombina con l’altro. Il segnale viene
poi raccolto su un fotorivelatore ed analizzato. Gli esperimenti LIGO e Virgo
utilizzano questo schema con alcune migliorie. Virgo è un esperimento per la
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
61
Figura 3.6: Incremento della porzione di Universo osservabile con Advanced
Virgo.
rivelazione delle onde gravitazionali nato dalla collaborazione di Italia, Francia,
Olanda, Polonia e Ungheria, sito a Cascina, in provincia di Pisa. Il progetto si
basa sull’utilizzo di un interferometro Michelson con due bracci perpendicolari
lunghi 3 km. Il sistema è stato inizialmente progettato in modo tale da osservare gli effetti di sistemi binari e supernovae nell’ammasso della Vergine, da cui
prende il nome. Con gli ultimi aggiornamenti, che termineranno proprio nel
2016, passerà ad Advanced Virgo, ed avrà un raggio di osservazione centinaia
di volte più grande rispetto agli iniziali 60 milioni di anni luce (figura 3.6 dove
è illustrato l’incremento della porzione di Universo osservabile con Advanced
Virgo).
Rispetto a questo ultimo campo di ricerca, c’è un gruppo di eccellenza presso
l’Università di Roma La Sapienza.
Il giorno 29 marzo 2016 ho intervistato presso il Dipartimento di Fisica dell’Università di Roma La Sapienza la Dr.ssa Paola Puppo, ricercatrice dell’Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN) di Roma e membro della collaborazione
internazionale LIGO-Virgo che ha annunciato la scoperta delle onde gravitazionali rivelata dagli interferometri statunitensi LIGO. In particolare, la Dr.ssa
Puppo è parte del gruppo che si incarica della sospensione sofisticata degli specchi dell’interferometro Virgo di Cascina (Pisa, Italia), attenuando le vibrazioni
sismiche e termiche. Questo è un punto forte per le antenne gravitazionali che
ha consentito raggiungere tale sensibilità per raccogliere il segnale di onda gravitazionale debole della ’danza’ finale di due buchi neri che si combinano per
formare un unico buco nero di massa più grande. Virgo è una collaborazione
internazionale tra Italia, Francia, Olanda, Ungheria e Polonia. Poi c’è anche la
collaborazione con LIGO che si trova negli Stati Uniti.
Durante l’intervista, la Dr.ssa Puppo ha commentato: ”noi sappiamo che
l’esistenza delle onde gravitazionali fu predetta dalla teoria della relatività generale di Einstein nel 1916 (cento anni fa) e sono distorsioni dello spazio-tempo
che si propagano alla velocità della luce e poiché l’effetto nelle masse è molto
piccolo, è necessario andare a cercare le onde gravitazionali che si producono
da sorgenti di tipo astrofisico; quindi, che coinvolgono a grandi masse e grandi
energie in gioco. Pertanto, dal momento in cui il segnale da andare a ricercare
è molto piccolo, è necessario sviluppare rivelatori che sono altamente sensibili e
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
62
che potrebbero rivelare spostamenti che sono dell’ordine di 10−18 m. Per fare
questo, è necessario sviluppare sistemi di rivelazione interferometrica che hanno
un alto grado di tecnologia che consente di eliminare tutte le perturbazioni esterne che possono aumentare il rumore del rivelatore e pertanto ridurre il segnale
minimo rilevabile”. Nel gruppo dove lavora la Dr.ssa Puppo, viene costruito il
sistema di sospensione di specchi che formano parte dell’interferometro e pertanto permettono di ridurre al minimo le vibrazioni sismiche che vengono dalla
terra attraverso questi sistemi di pendoli a multistadio e consentono dopo di
controllare la posizione degli specchi e senza introducendo rumore aggiuntivo e
quindi permettono di ottenere una sensibilità che è dell’ordine di 10−18 m.
Durante l’intervista, ho anche chiesto alla Dr.ssa Puppo come questa nuova
scoperta sarà utile per noi e che informazione porta. La Dr.ssa Puppo mi disse:
”le onde gravitazionali sono prodotte da masse accelerate che hanno simmetrie
di quadrupolo; quindi, dove l’accelerazione non si produca con simmetrie sferiche perché in quel caso non si producono e la forma dell’onda gravitazionale e
quindi la forma del segnale ci può fare risalire alla sorgente che lo ha prodotto e
poi, studiando la forma del segnale possiamo dopo avere informazioni su come
era la sorgente. Pertanto, poiché le sorgenti che producono le onde gravitazionali
sono di vari tipi (per esempio, esplosione di una supernova, pulsar, stelle binarie
e quindi sistemi stellari formati da una stella ed un buco nero, un buco nero ed
un buco nero o due stelle di neutroni o anche le onde gravitazionali emesse nel
Big Bang, ecc.), tutta questa serie di segnali hanno un marchio speciale che è
vincolato con il tipo di sorgente.
Le onde gravitazionali hanno la proprietà di interagire debolmente con la
materia e questo è uno svantaggio per noi perché è molto difficile rivelarle ma
è anche un vantaggio perché portano informazione della sorgente praticamente
intatta fino al rivelatore e questo permette pertanto di ricevere l’informazione
sulla sorgente molto più integra e non perturbata come nel caso delle onde elettromagnetiche. Quindi, sono un mezzo di ricerca molto potente per osservare
l’universo ed anche nuovo perché consentono di osservare una serie di caratteristiche che con le onde elettromagnetiche non si possono vedere perché le onde
elettromagnetiche hanno il problema che interagiscono molto con la materia che
trovano e molte volte non arrivano fino a noi.
Un esempio molto importante è la radiazione gravitazionale che viene dal
Big Bang che è una radiazione che possiamo osservare quando è stata rilasciata
e quindi pochi istanti dopo la nascita dell’universo mentre nel caso della radiazione cosmica di fondo possiamo osservarla solamente 300.000 anni dopo che è
stata rilasciata perché prima la radiazione stava intrappolata all’interno della
materia altamente incandescente nella forma di plasma e non poteva fuggire
dall’Universo a temperatura molto alta fino a che si sia raffreddato abbastanza.
Questa è la proprietà delle onde gravitazionali che le renderebbe molto importanti. La scoperta delle onde gravitazionali ci da una conferma aggiuntiva
della teoria della relatività generale e consente anche di valutare tutti i parametri che si utilizzano per fare una valutazione sulla bontà o meno di altre teorie
nel campo gravitazionale che esistono e studiando le onde gravitazionali che
sono emesse dalle differenti sorgenti si possono fare valutazioni e dire come la
teoria della relatività generale di Einstein è buona rispetto ad altre teorie”.
Ho avuto anche modo di intervistare il Dr. Cristiano Palomba del gruppo
di ricerca delle onde gravitazionali presso l’Università di Roma La Sapienza. Si
occupa di analisi dei segnali gravitazionali prodotti dai rivelatori interferome-
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
63
Figura 3.7: Sopra: I due specchi del LBT (a sinistra), le prime due antenne
dell’ALMA connesse come interferometro (al centro) ed il VLT Survey Telescope
(VST, a destra); sotto: Immagine della piattaforma di Paranal presa subito dopo
il tramonto.
trici LIGO e Virgo. In particolare, egli si occupa della ricerca dei segnali emessi
dalle stelle di neutroni in rotazione come per esempio le pulsars e diciamo che
la difficoltà comune ad altri tipi di analisi dati che si fanno in esperimenti come
Virgo è che le ampiezze di questi segnali sono molto piccole. Quindi, i segnali
sono profondamente immersi nel rumore e pertanto è necessario applicare tecniche appropriate di analisi di dati per provare a estrarli. Il principale obiettivo
della ricerca del Dr. Palomba è quello di rivelare i segnali gravitazionali. Una
volta che i segnali gravitazionali sono stati rivelati poi si può fare astrofisica con
questi segnali rivelati e a partire dalle osservazioni si possono dedurre informazioni sulle sorgenti che le hanno generate e pertanto, per esempio, le equazioni
di stato delle stelle di neutroni nel nostro caso o il campo magnetico nelle stelle di neutroni o il tipo di associazione che c’è tra l’emissione gravitazionale e
l’emissione elettromagnetica nel caso delle pulsars, eccetera.
3.5
Le installazioni in terra
Di seguito, illustro i progetti attuali di importanza europea/mondiale cui
partecipano le istituzioni di ricerca italiane che prevedono l’uso di telescopi dal
visuale al radio.
Al giorno d’oggi, per consentire la ricerca in queste aree, l’INAF si basa su
grandi infrastrutture sia in terra sia nello spazio.
In particolare, le istallazioni in terra sono:
• Large Binocular Telescope (LBT): È il telescopio ottico più grande
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
64
nel mondo. Si trova nel sud-est dell’Arizona, ad un’altezza di 3.200 m.
Ha due telescopi identici con specchi da 8,4 m di diametro montati in una
stessa montatura altazimutale, da cui il nome.
L’LBT è una collaborazione internazionale tra l’Università di Arizona
(25%), Italia (INAF, 25%), Germania (25%), Università dello Stato di
Ohio (12,5%) e Research Corporation for Science Advancement (12,5%,
Università dello Stato di Ohio, Università del Minnesota, Università di
Virginia ed Università Notre Dame).
Nell’Osservatorio Astrofisico di Arcetri, c’è un eccellente gruppo che si occupa di Ottica Adattiva. Il Dr. Enrico Pinna, intervistato da me, mi ha
illustrato questa tecnica che serve per correggere gli effetti della turbolenza
atmosferica.
• Atacama Large Millimeter Array (ALMA): è un consorzio internazionale, che tra gli altri partecipa l’ESO.
ALMA - il più grande progetto astronomico attuale - è un telescopio unico di progetto rivoluzionario, composto da 66 antenne di alta precisione
situate sull’altopiano di Chajnantor, a 5.000 m di altezza nel nord del
Cile. ALMA è un osservatorio versatile progettato per contribuire in vari
campi scientifici. Tra questi: Cosmologia ed Universo ad Alto Redshift;
Galassie e Nuclei Galattici; Mezzo interstellare, Formazione Stellare ed
Astrochimica; Dischi Circumstellari, Pianeti Extrasolari e Sistema Solare;
Evoluzione Stellare e Sole.
• Very Large Telescope (VLT): Il VLT si erige come la struttura più
importante per la astronomia dal suolo all’inizio del terzo millennio. Si
trova a Cerro Paranal a più di 2.000 m sopra il livello del mare. Lo strumento ottico è il più avanzato al mondo, che consiste di quattro telescopi
principali riflettori Ritchey-Chrétien (con specchi primario e secondario
iperbolici), con specchi principali da 8,2 m di diametro, e di quattro telescopi ausiliari mobili da 1,8 m di diametro. I telescopi possono lavorare
insieme, per formare un gigante ’interferometro’, il Very Large Telescope
Interferometer (VLTI) dell’ESO, il quale consente agli astronomi di vedere
dettagli fino a 25 volte più fini che con i singoli telescopi.
I telescopi da 8,2 m di diametro si possono anche utilizzare individualmente. Con un telescopio di questa dimensione si possono ottenere immagini
di oggetti celesti fino a magnitudine 30 con una esposizione di un’ora.
Questo corrisponde a oggetti che sono quattro miliardi di volte più deboli
di quelli che possono essere visti ad occhio nudo.
Ha avuto un impatto indiscutibile nella astronomia osservativa. Il programma di strumentazione del VLT è il più ambizioso mai concepito per
un solo osservatorio.
• VLT Survey Telescope (VST): Il VST è un telescopio altazimutale di
riconoscimento a grande campo, con un’apertura di 2,6 m che fu installato e messo in funzione nell’anno 2007 (ma iniziò a funzionare nel 2011)
presso l’Osservatorio ESO di Cerro Paranal, in Cile, un luogo perfetto per
l’osservazione astronomica da terra.
Mentre i maggiori telescopi, come il VLT, possono studiare solo una piccola parte del cielo in un dato istante, il VST è progettato per fotografare
grandi aree rapidamente ed esaustivamente.
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
65
Figura 3.8: La cupola del TNG durante il crepuscolo pomeridiano (a sinistra)
ed il SRT in una visione notturna (a destra).
Il progetto VST è il risultato di una joint venture fra l’ESO e l’Osservatorio Astronomico di Capodimonte a Napoli, un centro di ricerca dell’INAF.
L’INAF si fece carico della costruzione del telescopio e la collaborazione
per la sua prova e verifica scientifica; l’ESO ha costruito l’infrastruttura
sul posto, la quale è compatibile con il funzionamento e la manutenzione.
• Telescopio Nazionale Galileo (TNG): Il TNG è un telescopio italiano
altazimutale con una configurazione ottica Ritchey-Chrétien. Con un diametro di 3,58 m fu costruito nella sua totalità dalla comunità astronomica
italiana. Si trova nell’isola di La Palma, nell’arcipelago delle Isole Canarie.
È uno dei telescopi dell’Osservatorio del Roque de los Muchachos, uno dei
luoghi astronomici più importanti dell’Emisfero Nord. Dal 2005 è gestito
dalla ”Fundación Galileo Galilei, Fundación Canaria”, una organizzazione senza scopo di lucro che gestisce il telescopio per conto dell’INAF. Il
telescopio vide la sua ”prima luce” nel 1998.
• Sardinia Radio Telescope (SRT): è un grande radiotelescopio, totalmente orientabile completato nel 2011, vicino San Basilio, provincia di
Cagliari in Sardegna, Italia. Si tratta di una collaborazione tra l’Istituto
di Radioastronomia di Bologna, l’Osservatorio di Cagliari e l’Osservatorio
Astrofisico di Arcetri (Firenze). È un importante impianto di radioastronomia preparato per osservazioni scientifiche. Rappresenta uno strumento
flessibile di Radioastronomia, studi geodinamici e scienza spaziale. SRT
può essere utilizzato come un’unica antenna o coordinata in configurazione
Very Long Baseline Interferometry (VLBI). Offre una superficie configurabile di antenna tra le più grandi del mondo combinata con tecnologia di
avanguardia che permette osservazioni di alta efficacia per la banda da 3
mim. Il sistema ottico si basa in una antenna di piatto quasi-gregoriano
dotato di specchi con l’obiettivo di ridurre al minimo l’onda stazionaria di
rimbalzo tra i due riflettori.
• NEutrino Mediterranean Observatory (NEMO): Il progetto NEMO è stato sviluppato in Italia grazie ad un finanziamento INFN sotto la
guida del Professore Antonio Capone dell’Università La Sapienza di Roma, da me intervistato lo scorso mese di ottobre 2016.
Egli, prima di tutto, sottolinea l’importanza dello studio dei neutrini in
astrofisica: ”L’interesse per lo studio dei neutrini in questi anni è cresciuto
e si è diversificato. I neutrini che noi studiamo sono neutrini astrofisi-
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
66
ci, cioè prodotti da sorgenti galattiche o extragalattiche, ma sono anche
neutrini atmosferici, anzi i neutrini atmosferici rappresentano la quantità
maggiore dei neutrini che interagiscono con il nostro apparato. I neutrini
atmosferici non suscitano interesse dal punto di vista astrofisico; suscitano,
però, un grosso interesse in quanto lo studio di questi neutrini atmosferici
permette di trarre informazioni proprio sulla natura dei neutrini. Oggi
sappiamo che i neutrini si distinguono in tre famiglie distinte quando ”interagiscono debolmente con la materia”: esistono i neutrini elettronici, i
neutrini muonici ed i neutrini tauonici; sappiamo però anche che quando
queste particelle si propagano mettono in mostra il fatto che queste particelle sono composte da altre entità che noi chiamiamo neutrini autostati di
massa, che avendo massa diversa si propagano anche in modo diverso. Per
questo motivo andando ad interagire con un neutrino, che inizialmente in
base alla particolare composizione degli autostati di massa era ad esempio
un ”neutrino elettrone”, si potrebbe trovare una combinazione diversa, ad
esempio un ”neutrino muonico” o ”tauonico”. Questi studi si possono fare
molto facilmente con questo enorme flusso di neutrini atmosferici. La cosa
interessante è che quando i neutrini atmosferici attraversano la Terra hanno delle proprietà di interazione determinate dalla materia attraversata: i
neutrini elettronici trovano gli elettroni con i quali possono interagire (gli
elettroni fanno parte della materia ordinaria e quindi i neutrini elettronici
ne trovano tanti di elettroni), mentre i neutrini muonici e tauonici non
trovano gli analoghi leptoni nella materia ordinaria e quindi hanno delle
forme di interazione diverse e dalla differenza fra il comportamento dei
neutrini elettronici e muonici e tauonici nell’attraversare la Terra si possono trarre importanti conclusioni sulle interazioni di queste particelle.”
L’evoluzione dello studio e della rilevazione dei neutrini è descritta dal
Professore Capone che è stato il pioniere in questo settore: ”Negli anni
1995-1996 [...] sono venuto a contatto con un progetto portato avanti da
colleghi russi e greci, il progetto NESTOR, per la costruzione di un apparato che potesse fare realizzare l’astronomia con neutrini nel fondo del
Mar Egeo e lı̀ è nata una collaborazione. Quindi negli anni 1995-1996 ho
proposto all’INFN di partecipare all’esperimento NESTOR e l’INFN ha
approvato una fase di researching and development per valutare se questo
esperimento fosse fattibile e se la nostra partecipazione avesse un senso. Il
gruppo romano che si è cosı̀ formato era in collaborazione con altri gruppi
italiani sempre dell’INFN (in particolare con un gruppo di Bari, un gruppo di Firenze, un gruppo di Frascati). Questa collaborazione italiana si
è presa l’impegno nell’ambito del progetto NESTOR di realizzare l’elettronica di acquisizione. Abbiamo realizzato i prototipi dell’elettronica di
acquisizione che sono anche andati in misura in un modulo prototipo che
è stato messo in acqua ma a bassa profondità. L’esperimento NESTOR
infatti grazie alla adesione, temporanea, del gruppo INFN e di un gruppo francese di Saclay, grazie anche ad un finanziamento della Comunità
Europea, aveva avviato una attività sperimentale con la costruzione di
un prototipo. Dopo circa due anni di collaborazione l’INFN ha deciso
di non supportare la collaborazione con il gruppo NESTOR ma che era
interessato a far partire in Italia una attività di ricerca propedeutica alla
costruzione di un telescopio per neutrini in Italia. Tale attività di ricerca
e sviluppo diventava possibile grazie all’impegno di un solido gruppo di ri-
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
67
cerca dei Laboratori Nazionali del Sud dell’INFN (LNS) guidato dal Prof.
Emilio Migneco. In particolare, bisognava, da una parte, sviluppare le
tecnologie necessarie per realizzare un apparato sottomarino, e dall’altra
parte mettere in piedi una serie di attività sperimentali per identificare,
possibilmente nei mari circostanti l’Italia un sito dove le condizioni ambientali fossero adeguate alla realizzazione di un telescopio per neutrini.
Queste caratteristiche erano abbastanza chiare: il sito doveva essere profondo (possibilmente più di 3.500 metri); il sito doveva avere ottima qualità
ottica dell’acqua, cioè una elevata lunghezza di attenuazione e lunghezza
di assorbimento (l’acqua deve con bassa probabilità assorbire o diffondere
la luce); il sito deve essere privo di correnti sottomarine capaci di distruggere un eventuale apparato sottomarino; il sito deve essere in una zona
priva di terremoti; il sito non deve essere tanto lontano dalla costa. Cosı̀
è cominciato negli anni 1996-1997 un lungo periodo di misure in mare.
Quindi, il gruppo di Roma a cui si era unito un dottorando di LNS Catania venuto a Roma a svolgere il suo lavoro di dottorato, il Dr. Riccobene,
coadiuvato da colleghi dei Laboratori Nazionali di Frascati (LNF), dei
LNS e di Catania, si è impegnato in un’attività sperimentale per la caratterizzazione di siti sottomarini profondi e vicini alle coste italiane. Ciò è
stato possibile grazie alla collaborazione di gruppi del CNR e dell’Istituto
Nazionale di Geologia e Vulcanologia (INGV) e grazie alla possibilità di
accedere alle navi del CNR, in particolare la nave Urania. Per due anni,
due anni e mezzo abbiamo solcato i mari italiani immergendo nei diversi
siti profondi degli apparati che avevamo costruito qui a Roma e a Catania: apparati autonomi, cioè capaci di misurare e registrare sott’acqua
le informazioni richieste, poi di tanto in tanto questi apparati venivano
recuperati, le informazioni venivano scaricate e successivamente l’apparato veniva rimesso in acqua. Mentre per l’esperimento NESTOR io ero il
responsabile nazionale per l’INFN, per il progetto NEMO, questo nuovo
progetto italiano di researching and development, la responsabilità verso
l’INFN a livello nazionale era affidata al professore Emilio Migneco che in
quel periodo era il vicepresidente dell’INFN. L’attività è andata avanti per
alcuni anni. Abbiamo fatto circa 25 campagne di misura in mare, ognuna
delle quali durava da 10 giorni a circa 1 mese quindi lunghe permanenze
in mare. Alla fine, dopo aver studiato diversi siti (siti marini profondi
vicini a Ponza, Ustica, Alicudi, e la zona vicino Capo Passero in diverse
posizioni) abbiamo identificato un sito, quello in cui si è deciso di realizzare il telescopio per neutrini, che corrisponde a tutte quante le richieste
che noi avevamo fatto: profondo più di 3.500 metri, ha delle correnti sottomarine che in media sono poco intense, cioè hanno una velocità media
dell’ordine di 3 centimetri al secondo, ha una lunghezza di assorbimento
dell’ordine di 70 metri (quindi molto vicina alla lunghezza di assorbimento
tipica dell’acqua pura), una lunghezza di attenuazione intorno ai 60 metri
che è molto buona, non sono stati riscontrati recentemente terremoti nella
zona e dista dalla costa circa 80 chilometri. Quindi, grazie alle misure che
abbiamo fatto possiamo dire che è un posto ideale ed attualmente è il sito
in cui stiamo costruendo il telescopio per neutrini. [...] Successivamente,
negli anni 2000 anche l’Italia, quindi l’INFN, ha cominciato a collaborare
con ANTARES. La Collaborazione è cresciuta ancora con un gruppo di
tedeschi. Attualmente alla Collaborazione ANTARES collaborano gruppi
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
68
dalla Romania, e dal Marocco. Questa collaborazione negli anni 2003-2004
ha sottomesso una richiesta di finanziamento alla Comunità Europea per
lo studio di quello che abbiamo definito il futuro telescopio per neutrini
nel Mediterraneo, quello che oggi si chiama KM3NeT.”
Il più importante concetto innovativo sviluppato in NEMO è quello di
”torri flessibili” costruita con barre orizzontali di lunghezza fino a 15 m,
interconnessi da corde che formano una struttura tetraedrica, cosicché le
barre adiacenti sono posizionate ortogonalmente tra loro. I moduli ottici,
che rilevano i fotoni prodotti a seguito dell’effetto Cherenkov determinato
dai muoni, sono fissati alle barre. Questo disegno ha diversi vantaggi, in
particolare:
(i) Una torre può essere piegata insieme e appoggiata sul fondo del mare,
come un oggetto compatto che viene successivamente dispiegato.
(ii) Separazione della tensione meccanica (effettuata dalle corde) dalla
dorsale dei cavi elettro-ottici.
(iii) La fornitura di un dispositivo 3-dimensionale di fotomoltiplicatori per
torre, che consente la ricostruzione locale della direzione dei muoni.
In concomitanza con gli sviluppi tecnici, è stato individuato un luogo
adatto ad una profondità di circa 3,5 km, 100 km al largo di Capo Passero
presso la costa sud-orientale della Sicilia ed esaminato durante le varie
campagne. Durante la prima fase di prototipazione (”Nemo Fase-1”), è
stato installato un cavo presso un sito di prova nei pressi di Catania ad una
profondità di 2 km e dotato di una scatola di derivazione. Nel 2007, un
”minitower” con 4 barre è stato installato, collegato e utilizzato per diverse
settimane. Sebbene il periodo di raccolta dati fu limitato a qualche mese
a causa di problemi tecnici, il mini-tower ha fornito il ”Proof of Concept”
per le tecnologie e la maggior parte dei componenti impiegati. Il flusso di
muoni atmosferici è stato determinato in buon accordo con le aspettative
dalla simulazione. La configurazione ”Nemo Fase-2” include infrastrutture
a Capo Passero e un cavo di 100 km di lunghezza a 3,5 km di profondità.
È disponibile un veicolo robotizzato (Remotely Operated Vehicle, ROV)
per le operazioni in alto mare. Una torre meccanica di prova di dimensioni
limitate è stata implementata con successo all’inizio del 2010. Il piano per
implementare un prototipo di torre completo sarà eseguito nel quadro del
progetto KM3NeT.
3.6
Le missioni spaziali
I progetti spaziali sono una delle principali attività dell’INAF, che riceve
fondi per la maggior parte dei contratti sottoscritti dall’ASI.
Inoltre, come già segnalato, l’Istituto e l’Agenzia coopereranno attivamente
e con profitto per consentire all’Italia di ottenere eccellenti risultati nella ricerca
spaziale.
I grandi progetti hanno una vita propria che inizia dall’ ”Announcement
of Opportunity”, che continua con il lancio, le fasi orbitali fino all’uso di dati
scientifici raccolti. Pertanto, troviamo missioni che già sono in funzione, altre
nelle prime fasi ed altre che sono nelle ultime fasi di implementazione prima del
lancio.
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
69
Figura 3.9: Sopra: le missioni Cluster (a sinistra) e Mars Express (a destra);
sotto: le missioni Venus Express (a sinistra) e Cassini (a destra)
3.6.1
Esplorazione del Sistema Solare
L’esplorazione del Sistema Solare vede tuttora operative diverse missioni
che stanno fornendo un contributo cruciale a due questioni fondamentali: la
formazione del nostro sistema solare e le condizioni di abitabilità dei pianeti.
• Cluster (ESA): È una missione per studiare la magnetosfera terrestre
usando quattro sonde identiche che orbitano intorno alla Terra. Si tratta
di studiare come il vento solare influenzi il nostro pianeta in tre dimensioni.
La missione, che originariamente prevedeva la sua conclusione nel 2005,
ha avuto due periodi di estensione, prima, fino al 2009 e poi fino al 2012.
L’ampliamento ha consentito la prima misura di plasma spaziale di forma
simultanea in una scala grande e piccola, e la presa di campioni delle
regioni spaziali mai attraversate prima dai satelliti in formazione chiusa.
• Mars Express (ESA): Il satellite fu lanciato nell’anno 2003 ed è una
missione ancora operativa su Marte. L’obiettivo è studiare l’atmosfera
marziana, il clima, la struttura del pianeta, la sua mineralogia e la sua
geologia, e per cercare tracce di acqua. Mars Express è la prima missione
europea al pianeta rosso.
• Venus Express (ESA): Il satellite fu lanciato nel 2005 e da dicembre
dell’anno 2014 la missione è entrata in una fase post-operativa. In particolare, ha investigato l’atmosfera e le nubi in dettaglio, cosı̀ come le
interazioni superficie-atmosfera, facendo mappe globali della temperatura
della superficie del pianeta. Gli strumenti Visible InfraRed and Thermal Imaging Spectrometer (VIRTIS, una camera iperspettrale nel visibile
e nell’infrarosso) e Planetary Fourier Spectrometer (PSF, uno spettrometro) sono sotto la responsabilità dell’INAF e finanziati dall’ASI. È la prima
missione dell’ESA al pianeta Venere.
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
70
Figura 3.10: Sopra: Una delle prime immagini di Vesta dal rodaggio della
sonda Dawn, il 17 luglio del 2011 (a sinistra) e la missione Juno (a destra);
sotto: la cometa Churyumov-Gerasimenko nel Settembre 2014 come fotografata
da Rosetta.
• Cassini (ESA/NASA/ASI): Studia il sistema di Saturno. La missione
Cassini a Saturno è uno degli sforzi più ambiziosi della esplorazione spaziale planetaria mai realizzati. Una collaborazione tra la NASA, l’ESA e
l’ASI. Cassini è una navicella spaziale robotica sofisticata in orbita intorno
al pianeta per ricavare informazione di tutto il sistema: pianeta, anelli e
satelliti. Cassini porta anche una sonda chiamata Huygens, che si lanciò
in paracadute sulla superficie della maggiore luna di Saturno, Titano, nel
gennaio del 2005 e che ha fornito risultati spettacolari.
• Dawn (NASA): La missione Dawn fu lanciata nel 2007 dalla NASA.
La sonda esplorò Vesta tra il 2011 ed il 2012 ed ha raggiunto Cerere nel
marzo del 2015. I dati trasmessi sono stati analizzati e studiati per ottenere importanti informazioni rispetto alla formazione del Sistema Solare e
la composizione originale del disco protoplanetario. Lo spettrometro Visual and Infrared Spectrometer (VIR) fu costruito sotto la responsabilità
INAF, finanziato dall’ASI.
• Juno (NASA): Juno va a migliorare la nostra comprensione delle origini
del sistema solare, rivelando l’origine e l’evoluzione di Giove. In concreto
la missione Juno, che iniziò nel 2011 e che terminerà entro febbraio 2018:
- Fornirà informazioni sulla quantità di acqua nell’atmosfera di Giove,
che aiuterà a determinare quale teoria di formazione planetaria è
corretta (o se si necessitano nuove teorie).
- Investigherà nella profondità dell’atmosfera di Giove per misurare la
sua composizione, la temperatura, il movimento delle nubi ed altre
proprietà.
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
71
- Mapperà i campi magnetici ed il campo gravitazionale di Giove,
rivelando la struttura profonda del pianeta.
- Esplorerà e studierà la magnetosfera di Giove vicino ai poli del pianeta, specialmente le aurore, fornendo nuove conoscenze su come
l’enorme campo di forza magnetica del pianeta influenzi la sua atmosfera.
Sotto la sua densa cappa di nubi, Giove salvaguarda i segreti dei processi
e delle condizioni fondamentali che governano il nostro sistema solare durante la sua formazione. Come primo esempio di un pianeta gigante, potrà
anche fornire conoscenza critica per la comprensione dei sistemi planetari
che sono stati scoperti intorno ad altre stelle.
Lo scorso 4 luglio, la sonda Juno si è inserita nell’orbita polare di Giove.
Mai un veicolo è stato cosı̀ vicino al pianeta più grande del Sistema Solare:
larga 20 m ed alta 4,5, la sonda Juno alimentata a energia solare è la prima
sonda che si è spinta più lontano dalla nostra stella madre, ed è anche la
prima che orbiterà attorno ai poli di Giove e ne studierà il nucleo interno
con il Gravity Experiment. La sonda ha a bordo nove strumenti, due dei
quali realizzati in Italia. Riporto le parole del presidente dell’INAF, Nicolò D’Amico: ”Un altro grande risultato per l’Italia e per l’INAF, che ha
la responsabilità scientifica di Jovian InfraRed Auroral Mapper (JIRAM),
strumento ”made in Italy” a bordo della missione Juno, ideato dal gruppo
di ricerca guidato dalla nostra planetologa Angioletta Coradini. Si apre
ora un nuovo affascinante capitolo dell’esplorazione di Giove, in cui i nostri ricercatori giocheranno un ruolo da assoluti protagonisti.”.
L’Italia partecipa alla missione con due strumenti:
- Lo spettrometro ad immagine JIRAM (finanziato dall’ASI, realizzato da Finmeccanica ed operato sotto la responsabilità scientifica
dell’Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali (IAPS) dell’INAF
di Roma) che nell’infrarosso svolgerà indagini negli strati superiori dell’atmosfera gioviana andando a caccia di metano, vapore acqueo, ammoniaca e fosfina; ma soprattutto fornirà immagini delle
spettacolari aurore infinite che ”decorano” i poli di Giove.
- Ka-Band Translator (KaT), uno strumento di radioscienza progettato
dall’Università di Roma La Sapienza e realizzato da Thales Alenia
Space Italia sempre con il supporto di ASI.
• Rosetta (ESA): Rosetta è una missione fondamentale per inseguire, entrare in orbita al suo intorno, ed atterrare su una cometa. Ha studiato
la cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko che è una cometa periodica ed
appartiene alla famiglia delle comete gioviane con una combinazione di
telerivelazione e misure in situ. La navicella spaziale arrivò alla cometa il
6 agosto del 2014, dopo un viaggio di 10 anni attraverso il Sistema Solare.
Tra agosto e novembre, la navicella spaziale entrò in orbita intorno alla
cometa e raccolse dati per caratterizzare l’ambiente ed il suo nucleo. Il 12
novembre 2014, il modulo di atterraggio Philae di Rosetta si posò sulla
superficie. Philae porta un congiunto di strumenti per la formazione di immagini e per prendere campioni del nucleo della cometa. La sonda Rosetta
fece un inseguimento della cometa attraverso il perielio (agosto 2015), esaminando il suo comportamento prima, durante e dopo. La missione si è
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
72
Figura 3.11: Sopra: Le missioni HST (a sinistra) e Planck (a destra); sotto: la
missione GAIA
conclusa il 30 settembre 2016, con lo schianto programmato dell’orbiter
sulla cometa e disattivazione del segnale. La missione, grazie anche alle
fantastiche campagne di comunicazione che l’hanno accompagnata, ha entusiasmato scienziati e appassionati di tutto il mondo. L’INAF, finanziato
dall’ASI e realizzato da Finmeccanica Selex-Es, contribuisce con due strumenti: VIRTIS, già utilizzato su Venus Express, e Grain Impact Analyser
and Dust Accumulator (GIADA) che misura il numero, la massa, l’impulso e la distribuzione della velocità dei grani di polvere cometaria emessi
dal nucleo. Analizzando il ghiaccio rilevato in due diversi punti della regione della cometa denominata Imhotep ha fornito, tra l’altro, importanti
informazioni sui processi di creazione degli strati di ghiaccio all’interno
della cometa.
3.6.2
Stelle, galassie e cosmologia
– Hubble Space Telescope (NASA/ESA): L’Hubble Space Telescope (HST) è un telescopio spaziale in orbita intorno alla Terra ad
un’altitudine di circa 560 km. È un progetto comune della NASA e
dell’ESA. Fu lanciato il 24 aprile dell’anno 1990.
Come accennato, l’atmosfera terrestre non solo distorce le immagini
ma filtra la radiazione elettromagnetica a certe lunghezze d’onda, come nell’UV. Dall’orbita di Hubble è possibile prendere immagini in
una risoluzione estremamente alta e con inquinamento luminoso insignificante. Anche se Hubble non è il primo telescopio spaziale, è una
risorsa vitale per la ricerca astronomica attuale. Il progetto fu finanziato negli anni settanta, con il lancio previsto per l’anno 1983, ma
le difficoltà tecniche causarono ritardi ed aumenti dei costi costanti.
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
73
Finalmente lanciato nel 1990, il telescopio ha inizialmente risentito
di un difetto nella costruzione dello specchio primario, che non lasciò
raggiungere l’obiettivo previsto e che si risolse con l’aggiunta di ottica correttiva nei servizi della missione STS - 61 1993. Il telescopio è
ancora in funzione nel 2016 e si stima che possa continuare ad operare fino al 2020, mentre il rientro naturale in atmosfera è previsto
tra il 2030 ed il 2040. L’Italia, attraverso l’ESA, ha contribuito alla
costruzione della Faint Object Camera (FOC) operativa dal 1990 al
2002. Lo strumento consiste di due camere indipendenti per fornire
una risoluzione estremamente alta (più di 0,05 secondi d’arco). Il
sistema consente di visualizzare la radiazione elettromagnetica UV e
visibile con lunghezza d’onda tra 115 e 650 nm.
– Planck (ESA): L’obiettivo è tracciare una mappa della radiazione fossile dal Big Bang con una migliore sensibilità e risoluzione, e
provare teorie sulla nascita e l’evoluzione dell’Universo. Planck è la
macchina del tempo dell’ESA, guardando indietro agli albori vicino
al Big Bang, approssimativamente 13,7 milioni di anni fa. Planck
analizzerà, con la più alta precisione mai raggiunta, i resti della radiazione che riempı̀ l’Universo immediatamente dopo il Big Bang osservato oggi come il fondo cosmico a microonde. I risultati aiuteranno gli astronomi per dire quali delle teorie sulla nascita ed evoluzione dell’Universo sono corrette. Ma prima, Planck deve rivelare
e comprendere le emissioni del primo piano che si trovano tra noi
e la prima luce dell’Universo. I primi dati scientifici e risultati di
Planck furono posti ad accesso libero nel gennaio del 2011, ed i primi
risultati cosmologici all’inizio del 2013. L’INAF, finanziato dall’ASI,
contribuisce con uno dei due strumenti denominato Low Frequency
Instrument (LFI, progettato dall’Università statale di Milano) e con
il Data Processing Center (DPC) che fornisce una infrastruttura centralizzata hardware e software per un gran numero di istituzioni che
partecipano al progetto Planck.
– GAIA (ESA): GAIA è una missione ESA nella quale partecipa
l’INAF, finanziata dall’ASI. L’Italia collabora significativamente al
Data Processing and Analysis Consortium (DPAC) attraverso la partecipazione nella gestione del Data Center, la collaborazione nella definizione ed analisi dei dati e finalmente la presenza in Italia di uno
dei sei DPC.
Sulla missione, il 5 aprile del 2016, raccolsi un’interessante intervista
al Dr. Marco Castellani dell’Osservatorio Astronomico di Roma, a
Monte Porzio Catone, che partecipa direttamente al progetto.
”Il satellite GAIA fu lanciato poco più di un anno e mezzo fa e fece un
viaggio di alcune settimane per posizionarsi nel punto Lagrangiano
L2, che è circa a un 1.500.000 km dalla Terra. Sta lavorando in modo
da acquisire continuamente le immagini stellari. Il satellite è dotato
di un software a bordo per cui già parte del lavoro di analisi viene effettuato dal satellite in maniera completamente automatica evitando
di inviare a Terra tutti i dati che rileva perché eccessivi. È un software interessante perché si occupa di ritagliare intorno alle stelle che
trova dei quadratini, che vengono chiamati finestre, e inviare a Terra
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
74
solamente i dati relativi a queste finestre e pertanto sono inviati solo
i dati strettamente necessari. Un’altra cosa importante è che per le
stelle più luminose verranno inviati i dati esattamente come sono,
cioè un quadratino intorno a ogni stella. Le stelle meno luminose saranno come si dice ”marginalizzate”, cioè il profilo a due dimensioni
verrà compresso in una dimensione solamente. Questo si ottiene sommando ovviamente colonna per colonna tutti i pixels su un intervallo
intorno alla stella e questa procedura è chiamata ”marginalizzazione”. Questo procedimento è una caratteristica abbastanza peculiare
di questa missione perché questi dati compressi ovviamente occupano
molto meno spazio di trasmissione e questo si traduce nel problema
di ricostruire il profilo bidimensionale originale una volta che questi
siano arrivati a Terra. Ciò ha richiesto lo sviluppo di una tecnica
molto particolare. La missione ha una durata prevista di cinque anni
durante la quale si mostra approssimativamente l’1% dell’evoluzione della nostra Galassia che è una quantità già impressionante. È
previsto un rilascio di cataloghi a vari livelli sempre più dettagliati.
Il primo catalogo è previsto in uscita quest’estate ma sarà un catalogo molto parziale1 . Una volta l’anno, verrà rilasciato un catalogo
di dati sempre più precisi. Questo, piano piano, permetterà tutte
le necessarie verifiche a Terra e la rimozione di effetti scuri. I dati
ricevuti finora ci dicono che le condizioni del satellite sono ottimali.
Si sono prodotti due piccoli problemi: la presenza di vapore d’acqua
nella camera e piccole infiltrazioni luminose che sono stati mitigati in
modo da cercare di ovviarne durante la procedura di riduzione dati.”
3.6.3
Studio dell’Universo estremo
Lo studio dell’Universo estremo è perseguito tramite missioni con strumenti sensibili ai raggi X e gamma. L’Italia è tra i leader del settore.
Scienziati italiani hanno creato e fatto crescere l’astrofisica delle alte energie, a partire dai fondatori Bruno Rossi, Giuseppe Occhialini e Riccardo
Giacconi.
– XMM (ESA): XMM-Newton sta rilevando più sorgenti di raggi X
che nessun altro satellite precedente, e sta aiutando a risolvere molti
misteri cosmici dell’universo violento, di quello che succede dentro e
intorno ai buchi neri, fino alla formazione di galassie nell’Universo
primordiale. È stato progettato e costruito per fornire dati durante
almeno una decade. È il maggiore satellite scientifico mai costruito
in Europa. Gli specchi dei suoi telescopi sono i più sensibili che siano
stati sviluppati nel mondo, e con i suoi rilevatori sensibili, si vede
molto più di qualsiasi satellite di raggi X precedente. Una industria
1 Il 14 settembre 2016 in una conferenza stampa al centro ESA ESTAC presso Madrid è
stato effettivamente annunciato e pubblicato il primo catalogo con oltre un miliardo di stelle
in una sola mappa. Il team di Gaia ha infatti reso pubblici i primi risultati della missione,
basati sulle osservazioni condotte nel primo anno di osservazioni. Un ricco bottino da circa un
miliardo di stelle, di cui sono state misurate la posizione e la luminosità con precisione senza
precedenti.
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
75
Figura 3.12: Sopra: Le missioni XMM (a sinistra) ed INTEGRAL (a destra);
sotto: le missioni SWIFT (a sinistra) e NuSTAR (a destra).
italiana ha costruito gli specchi dei tre telescopi sul satellite lanciato
in orbita nel 1999 ed ancora operativo.
– INTEGRAL (ESA, NASA, RKA): INTEGRAL è il primo osservatorio spaziale con il quale si può osservare simultaneamente oggetti
in raggi gamma, raggi X e luce visibile. I suoi principali obiettivi sono lo studio di esplosioni violente conosciute come GRB, fenomeni
potenti come esplosioni di supernovae, in regioni nell’universo nelle
quali si ritiene esistano i buchi neri. Purtroppo, l’atmosfera della
Terra agisce come uno scudo per proteggerci da questa radiazione
cosmica pericolosa. Questo significa che i raggi gamma provenienti
dallo spazio solo possono essere rilevati sopra l’atmosfera terrestre.
INTEGRAL è il più avanzato osservatorio di raggi gamma mai lanciato. È capace di rilevare la radiazione degli avvenimenti lontani e
dei processi che conformano l’Universo. INTEGRAL è una missione europea ESA estesa agli Stati Uniti, alla Russia, alla Repubblica
Ceca ed alla Polonia. La sonda fu lanciata nel 2002 e la società italiana Alenia fu la responsabile e la coordinatrice del suo progetto e
fabbricazione. Quanto alla strumentazione a bordo l’INAF è responsabile dello strumento Imager on-Board the INTEGRAL Satellite
(IBIS) con alcune istituzioni italiane, europee (tra cui l’Università di
Valencia) ed americane. La missione è ancora operativa.
– SWIFT (NASA, ASI, UKSA): I GRBs sono le esplosioni più
potenti che l’Universo ha vissuto dal Big Bang. Si producono approssimativamente una volta a giorno e sono brevi, ma intensi, lampi
di radiazione gamma. Vengono da tutte le differenti direzioni del
cielo e durano da qualche ms fino a qualche centinaio di s. Gli scien-
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
76
ziati non sanno cosa li causa: segnalano la nascita di un buco nero
in una esplosione stellare massiccia? Sono il prodotto della collisione di due stelle di neutroni? O si tratta di qualche altro fenomeno
esotico che causa queste esplosioni? Con Swift, una missione della
NASA con partecipazione internazionale, gli scienziati dispongono di
uno strumento dedicato a rispondere a queste domande e risolvere
il mistero dei GRBs. I suoi tre strumenti scientifici hanno la capacità di studiare i GRBs come mai prima. In alcuni secondi dalla
rilevazione di una esplosione, Swift trasmette la sua ubicazione alle
stazioni terrestri permettendo sia ai telescopi spaziali sia ai telescopi
terrestri sparsi per il mondo, l’opportunità di osservare il risplendere
della raffica. Swift è parte del programma Medium-Class Explorers
(MIDEX) della NASA. Swift è una missione Stati Uniti (NASA), Italia (ASI) e Regno Unito (UK Space Agency) che iniziò nel 2004 ed è
ancora operativa. L’Italia ha fornito gli specchi del telescopio X-Ray
Telescope (XRT) insieme a parte del software per l’analisi dei dati
X. Inoltre l’ASI ha posto a disposizione le antenne della stazione di
Malindi (Kenya) per la ricezione e la trasmissione di dati.
– NuSTAR (NASA): La missione NuSTAR ha disposto i primi telescopi in orbita per focalizzare la luce nella regione dello spettro
elettromagnetico di alta energia di raggi X (6 - 79 keV). Durante una
fase della missione primaria di due anni, NuSTAR mapperà regioni
selezionate del cielo con lo scopo di:
1. Stabilire un censimento di stelle collassate e di buchi neri di differenti dimensioni mediante l’osservazione delle regioni che roteano
il centro della Via Lattea e del cielo extragalattico.
2. Mappare materiale sintetizzato recentemente in rimanenti di supernove giovani per comprendere come le stelle esplodano e come
si creano gli elementi.
In aggiunta al suo programma di scienza di base, NuSTAR offre una
ampia gamma di ricerche scientifiche: esame dell’origine dei raggi
cosmici, studio delle stelle compatte (collassate) e la mappatura di
micro brillamenti solari sulla superficie del Sole. NuSTAR risponderà
anche a obiettivi di opportunità, includendo supernove e GRBs. La
missione NuSTAR, iniziata nel 2012 ed attualmente operativa, si basa
nella collaborazione tra NASA, California Institute of Technology
(Caltech) ed INAF, attraverso ASI. La collaborazione italiana include
la disponibilità della stazione terrestre in Malindi (Kenya) ed ASI
Science Data Center (ASDC). Inoltre, l’Italia partecipa al progetto
con un gruppo di ricercatori dell’INAF, che collabora nei principali
obiettivi scientifici.
– AGILE (ASI): Astrorivelatore Gamma ad Immagini LEggero è un
osservatorio spaziale di raggi gamma dell’ASI lanciato il 23 aprile del
2007.
Porta due strumenti:
1. La camera di raggi gamma AGILE Gamma-Ray Imaging Detector (GRID) di grande angolare sarà capace di rilevare fotoni
gamma con energie tra 0,3 e 200 MeV.
CAPITOLO 3. LO STATO ATTUALE DELLA RICERCA IN ITALIA
77
Figura 3.13: Le missioni AGILE (a sinistra) e FERMI (a destra)
2. Il rilevatore di raggi X duri Super-AGILE, per l’intervallo tra 15
e 45 keV.
– FERMI (NASA): Il Fermi Gamma-ray Space Telescope (GLAST)
è un osservatorio spaziale progettato per studiare le sorgenti di raggi
gamma dell’universo con l’obiettivo di dettagliare una mappa delle
stesse. Nel 2010, due anni dopo della sua messa in funzionamento, aveva generato una mappa con le 1.451 sorgenti di raggi gamma
più brillanti conosciute. Fu posto in orbita l’11 giugno 2008. La
missione è finanziata dalla NASA, il Dipartimento di Energia degli
Stati Uniti (DOE) ed agenzie di finanziamento di Francia, Germania,
Italia, Giappone e Svezia. L’Italia, attraverso ASI/INAF, ha avuto
la responsabilità della costruzione e test del rilevatore di silicio, un
sottosistema importante del Large Area Telescope (LAT) e partecipa
all’utilizzazione scientifica dei dati della missione.
Capitolo 4
Le prospettive del futuro
dell’astronomia italiana
Nel capitolo precedente sono state descritte le attività attuali dell’INAF divise secondo le cinque macro-aree e le infrastrutture da terra e dallo spazio
utilizzate direttamente o attraverso partecipazione ai progetti internazionali. Il
referente in Italia della ricerca astronomica si sta muovendo attivamente insieme
con la comunità scientifica internazionale al processo di realizzazione di nuove
ed innovative infrastrutture, che, chiaramente, segneranno il futuro dell’Astrofisica.
Ora descriveremo gli obiettivi principali a corto e medio termine, includendo
dove disponibili le interviste agli astronomi.
Come già accennato in precedenza, la strumentazione astronomica sarà riportata nella descrizione delle missioni e dei progetti.
4.1
Galassie e Cosmologia
L’attività di ricerca nel campo dell’astronomia extragalattica, sia mondiale
sia italiana, si può riassumere come segue:
• Universo ad alto redshift: la ricerca, come spiegato dalla Dr.ssa Raffaella Schneider dell’Osservatorio Astronomico di Roma, a Monte Porzio
Catone, ”si basa principalmente nello studio della formazione delle galassie ad alto redshift per la realizzazione di modelli sia di formazione stellare
delle prime stelle delle prime generazioni stellari sia per caratterizzare le
proprietà delle prime galassie che si formarono”.
• Evoluzione e formazione delle galassie: comprensione della formazione delle differenti componenti delle galassie.
• Distribuzione della materia oscura intorno alle galassie: comprendere i dettagli della distribuzione di materia oscura intorno alle galassie e
discriminare tra modelli cosmologici.
• Struttura cosmica a grande scala.
79
CAPITOLO 4. LE PROSPETTIVE DEL FUTURO DELL’ASTRONOMIA ITALIANA80
4.2
Il Sole ed il sistema solare
Le principali aree di ricerca nello studio del sistema solare sono:
• Analisi dei dati delle missioni spaziali post-operative, in corso ed in fase
di crociera.
• Sole: studio del magnetismo solare, della energia radioattiva trasportata
dalla fotosfera alla cromosfera; il Sole costituisce un eccellente laboratorio
di fisica del plasma dove osservare le interazioni tra il plasma e i campi magnetici in condizioni che non si possono riprodurre nel laboratorio.
Il Sole come stella è di fondamentale importanza per la comprensione
dell’Universo.
• Mercurio: la prossima missione BepiColombo consentirà lo studio della
parte solida del pianeta, lo studio della esosfera e del campo magnetico
e finalmente fornire un test della teoria della relatività (precessione del
perielio dell’orbita di Mercurio) con estrema precisione.
• Marte: il programma EXOMARS prevede due sonde, delle quali la prima
(2016) studierà l’atmosfera marziana e farà misure climatologiche sulla sua
superficie, mentre la seconda (2018) verificherà l’esistenza delle condizioni
adeguate alla vita ad una profondità di circa 2 m in assenza di vento solare
e di raggi cosmici.
4.3
Stelle, popolazioni stellari ed il mezzo interstellare
I principali studi di ricerca in questa area sono:
• L’origine e la natura delle popolazioni stellari multiple: dovrà rivelare quantità astrofisiche fondamentali come l’efficienza della formazione
stellare, la funzione di massa iniziale (initial mass function, IMF), l’età,
la composizione chimica, la relazione massa/luminosità, ecc. degli aggregati stellari di differenti dimensioni, dai giovani fino agli antichi ammassi
globulari di stelle attraverso le galassie nane tenui alle distanti galassie a
spirale ed ellittiche.
• Scala di distanze extragalattiche: continuerà lo studio e l’analisi dei
dati provenienti dal satellite GAIA con lo scopo di ottenere una mappa
della nostra galassia con informazioni sulle dimensioni spaziali e dinamiche.
• Comprensione dell’evoluzione della materia nell’universo: i meccanismi che governano la formazione di stelle di differente massa, gli effetti
dell’ambiente dove si formano le stelle, le proprietà fisiche dei dischi di
accrescimento delle stelle in formazione, analisi della precisione nell’identificazione dei sistemi locali e remoti ed in particolare le incertezze delle
Cefeidi e degli indicatori di distanza per misurare la distanza attraverso la
scala di distanze extragalattiche, analisi dei progenitori delle Supernovae e
delle relative proprietà fisiche attraverso lo studio della curva di luce delle
CAPITOLO 4. LE PROSPETTIVE DEL FUTURO DELL’ASTRONOMIA ITALIANA81
Supernovae di tipo Ia, la previsione degli elementi prodotti dai processi
della nucleosintesi nelle Supernovae e nelle stelle di ramo asintotico delle
giganti (Asymptotic Giant Branch, AGB).
• Pianeti extrasolari: continuerà questo studio dove, come spiegato nell’ultimo capitolo, l’Italia ha contribuito decisivamente. Verso la fine del
prossimo anno (2017) sarà operativo il nuovo spettrografo ad alta risoluzione per il VLT, Echelle SPectrograph for Rocky Exoplanet- and Stable
Spectroscopic Observations (ESPRESSO), che sostituirà i due predecessori HARPS-N e GIANO, dal quale si spera un miglioramento sostanziale
nella ricerca dei pianeti extrasolari.
4.4
Astrofisica relativistica e particellare
L’estensione della missione NuSTAR (2015 - 2016), con strumentazione con
sensibilità alle energie più alte dei telescopi di raggi X attuali, permetterà di
ottenere informazioni spettrali più complete per un’ampia gamma di sorgenti.
Più in generale, l’INAF partecipa a differenti missioni con a bordo strumentazione nelle varie bande dello spettro elettromagnetico.
Rispetto alla ricerca nel campo delle onde gravitazionali, come accennato nel
precedente capitolo, ebbi l’opportunità di intervistare la Dr.ssa Paola Puppo che
brevemente mi spiegò le prossime linee di ricerca. Dopo il successo mondiale
della rilevazione delle onde gravitazionali ottenuto nello scorso febbraio grazie
alla collaborazione internazionale LIGO/Virgo continua l’attività congiunta con
gli Stati Uniti a partire da giugno 2016. Ci sono altre collaborazioni tra gli interferometri gravitazionali e quelli di controparte, cioè quelli elettromagnetici: c’è
una serie di accordi tra gli osservatori astronomici (rilevatori di raggi gamma, di
microonde e di neutrini) per valutare le coincidenze tra i segnali gravitazionali
ed elettromagnetici.
Concludendo, come dice la Dr.ssa Puppo: ”l’astronomia gravitazionale va a
braccetto con l’astronomia classica”.
4.5
Le installazioni in terra
L’European Strategy Forum on Research Infrastructures (ESFRI) nel suo
documento Strategy Report On Research Infrastructures sviluppa la roadmap
europea per il 2016 nel campo della ricerca astronomica/astrofisica. La Astronomia e la Fisica Astroparticellare forniscono informazioni che si completano
tra loro per lo studio cosmologico. Le organizzazioni intergovernative ESO ed
ESA consentono all’Europa di competere a livello mondiale sia nella astronomia
da terra sia nella astronomia spaziale. Lo state-of-the-art comprende:
• Le misure di precisione per il satellite Planck e studi pilota terrestri nel
settore della dark energy.
• La formazione e l’evoluzione delle galassie, delle stelle e dei pianeti studiati
dalle strutture VLT ed Herschel insieme con il progetto ALMA.
• La comprensione dei pianeti extrasolari con le missioni Convection, Rotation et Transits planétaires (CoRoT) e KEPLER.
CAPITOLO 4. LE PROSPETTIVE DEL FUTURO DELL’ASTRONOMIA ITALIANA82
Figura 4.1: Main Research Infrastructures in Astronomy and Astroparticle
Physics.
• Gli albori dell’astronomia di raggi gamma ad alta energia con High Energy
Stereoscopic System (HEISS) e Major Atmospheric Gamma-ray Imaging
Cherenkov Telescope (MAGIC).
Il prossimo decennio vedrà il dispiegamento di nuovi telescopi più grandi nelle
gamme visibili, infrarosso ed onde radio e per l’osservazione dei raggi gamma di
alta energia, concentrando le ricerche sulle origini dell’Universo, delle galassie,
delle stelle e dei pianeti. Probabilmente vedrà gli albori dell’astronomia delle
onde gravitazionali e dell’astronomia di neutrini cosmici, cosı̀ come le indagini
astronomiche e/o la rilevazione diretta della dark matter. Tutto ha un enorme
impatto nella società e nell’economia: l’innovazione industriale proviene dallo
sviluppo della strumentazione avanzata e la diffusione delle informazioni genera interesse in tutto il mondo e l’attenzione del pubblico alla scienza, come
avvenne per lo spettacolare atterraggio di Philae sulla cometa 67P/ChuryumovGerasimenko.
Un riassunto delle principali infrastrutture di ricerca nel campo dell’Astronomia e della Fisica Astroparticellare e dei contributi ESFRI è mostrato nelle
Figure 4.1 e 4.2.
• European Extremely Large Telescope (E-ELT): L’E-ELT è un nuovo e rivoluzionario telescopio terrestre sviluppato dall’ESO per l’avanzamento delle conoscenze astrofisiche, consentendo studi dettagliati di oggetti, inclusi i pianeti intorno ad altre stelle, i primi corpi celesti nell’Universo,
i buchi neri supermassicci e la natura e la distribuzione della dark matter
e della dark energy che dominano l’universo. Dotato di uno specchio principale da 39 m dotato di ottica adattiva per la correzione della turbolenza
atmosferica, l’E-ELT sarà il più grande telescopio ottico/vicino infrarosso
al mondo.
CAPITOLO 4. LE PROSPETTIVE DEL FUTURO DELL’ASTRONOMIA ITALIANA83
Figura 4.2: Space and time domain of investigation of the ESFRI Projects and
Landmarks in Astronomy and Astroparticle Physics.
Il programma dell’E-ELT è stato approvato nel 2012 ed il via libera per
la costruzione è stato dato alla fine del 2014. Sarà situato su Cerro Armazones, una montagna alta 3.064 m nella parte centrale del deserto di
Atacama in Cile, a circa 20 km da Cerro Paranal, sede del VLT. La prima
osservazione all’E-ELT è prevista per il 2024.
Il telescopio è progettato, come già accennato, per:
– La rivelazione e la caratterizzazione chimica di pianeti extra-solari di
tipo terrestre.
– La caratterizzazione di oggetti primordiali come le prime stelle e le
prime galassie.
– La misura diretta della variazione delle costanti fisiche fondamentali.
Il progetto e la costruzione di Multi-conjugate Adaptive Optics RelaY
(MAORY), sistema di ottica adattiva, è stato ufficialmente assegnato dall’ESO a un consorzio internazionale guidato dall’INAF, che utilizza gli
studi e le ricerche realizzate presso l’Osservatorio Astrofisico di Arcetri.
Nel mese di maggio 2016, l’Italia ha ottenuto una commessa dall’ESO per
un contratto di 400 milioni di euro per la costruzione della cupola e della
struttura meccanica di supporto dell’E-ELT.
• Square Kilometer Array (SKA): Lo SKA è un ambizioso progetto
mondiale per costruire il più grande radiotelescopio della Terra, con finalmente più di un milione di metri quadrati di area di raccolta. SKA sarà
CAPITOLO 4. LE PROSPETTIVE DEL FUTURO DELL’ASTRONOMIA ITALIANA84
Figura 4.3: Sopra: L’E-ELT (a sinistra) e lo SKA (a destra); sotto: il CTA (a
sinistra) e l’EST (a destra).
capace di guardare indietro nelle aree più remote del cosmo per studiare
le prime strutture nell’Universo, aiutando a comprendere alcune delle domande fondamentali della fisica, cosı̀ come sondare la natura della gravità
e del magnetismo cosmico ed esplorare le origini della vita stessa.
Nel 2012, è stata concordata una ubicazione di doppio sito per il telescopio SKA nei deserti del Sudafrica ed Australia. La fase di costruzione si
effettuerà dal 2018 fino al 2023.
La prima fase di SKA utilizzerà ∼ 200 piatti e ∼ 130.000 antenne di bassa
frequenza che consentiranno agli astronomi di sorvegliare il cielo con un
dettaglio senza precedenti, e per ispezionare tutto il cielo molto più rapido
di qualsiasi altro sistema attualmente operativo. L’area totale della raccolta di SKA sarà molto più di un chilometro quadrato, o 1.000.000 metri
quadrati, ottenuto con mille piatti orientabili a media ed alta frequenza,
ognuno di 15 m di diametro, in Sudafrica, e circa mezzo milione di antenne
digitalmente direzionali di bassa frequenza in Australia.
Il radiotelescopio è progettato, come già accennato, per seguire i seguenti
obiettivi:
–
–
–
–
–
Evoluzione delle Galassie, Cosmologia e Dark Energy.
Tests dei forti campi gravitazionali usando Pulsars e Buchi Neri.
Origine ed Evoluzione del magnetismo Cosmico.
Gli albori del cosmo.
Le origini della vita nell’Universo.
Il progetto è guidato da SKA Organization LTD (una società no-profit
Britannica, con partecipazione internazionale) nel quale l’Italia partecipa
con un gruppo italiano, composto da ricercatori dell’INAF, del Politecnico
di Torino e del CNR. Attualmente sta effettuando le misure per la caratterizzazione e la calibrazione di un prototipo di antenne che si installeranno
nel progetto finale.
CAPITOLO 4. LE PROSPETTIVE DEL FUTURO DELL’ASTRONOMIA ITALIANA85
• Cherenkov Telescope Array (CTA): Il CTA sarà un’infrastruttura
avanzata terrestre per l’astronomia di raggi gamma di energia molto alta.
Con due siti, negli emisferi nord e sud, estenderà lo studio dell’origine
astrofisica dei raggi gamma a energia da poche decine di GeV ed oltre, ed
investigherà i processi cosmici non termici. La fase di costruzione inizierà
a partire dal 2017 per terminare nel 2023, data di inizio delle operazioni.
CTA fornirà la prima visione completa e dettagliata dell’universo in questa
parte dello spettro della radiazione e contribuirà a una migliore comprensione dei processi astrofisici e cosmologici, come l’origine dei raggi cosmici
ed il loro ruolo nell’Universo, la natura e la varietà di accelerazione di
particelle intorno ai buchi neri e la composizione finale della fisica al di là
del Modello Standard.
I raggi gamma ad alta energia esplorano un Universo non termico perché,
a parte il Big Bang, non c’è niente di abbastanza caldo nell’Universo conosciuto per emettere detti raggi gamma. Questi raggi gamma si possono
generare quando le particelle altamente relativistiche collidono con il gas
circostante, o interagiscono con i fotoni ed i campi magnetici. Studiando
la loro energia e lo spettro di flusso, è possibile rintracciare questi raggi
cosmici e gli elettroni in regioni distanti dalla nostra Galassia o anche in
altre galassie. I raggi gamma di alta energia possono anche essere prodotti per disintegrazioni di particelle pesanti come le particelle ipotetiche di
dark matter. Pertanto, i raggi gamma forniscono una finestra alla scoperta della natura e dei costituenti della dark matter, reliquie che potrebbero
essere state lasciate dal Big Bang.
L’Osservatorio CTA è progettato per i seguenti tipi di osservazione:
– Sorgenti gamma della nostra galassia: Rimanenti di Supernovae, Pulsar, Regioni di Formazione Stellare, Centro Galattico, Binarie X e Microquasars.
– Sorgenti gamma extragalattiche: Nuclei Galattici Attivi, Fondo
della Luce Extragalattica, Gamma-Ray Bursts, Clusters di Galassie.
– Fisica Fondamentale: Dark Matter, Gravità Quantistica, Raggi
Cosmici Carichi.
Il progetto è guidato da CTA Observatory (società no-profit Tedesca, con
partecipazione internazionale). L’INAF è membro fondatore e contribuisce in maniera considerevole (secondo dopo la Germania). L’INAF sta
effettuando la costruzione di un prototipo completo di un telescopio di
piccole dimensioni, Small Size Telescope (SST), dedicato ad alte energie,
che è parte del progetto Astrofisica con Specchi a Tecnologia Replicante
Italiana (ASTRI) con un importante finanziamento del MIUR. Le attività coinvolgono l’INAF e gli Osservatori Astronomici di Brera, Palermo,
Padova, Trieste, Bologna, Roma, Catania e TNG (Canarie, Spagna). Successivamente, l’INAF implementerà un mini-array di telescopi SST nel sito
sud di CTA (da decidere tra Namibia ed Argentina).
• European Solar Telescope (EST): L’EST è un telescopio della classe
4 m dedicato a studiare i processi fondamentali nel Sole che controllano
l’atmosfera solare e la sua attività e le condizioni fisiche dell’eliosfera. La
fase di costruzione avrà inizio a partire dal 2019 per terminare nel 2026,
CAPITOLO 4. LE PROSPETTIVE DEL FUTURO DELL’ASTRONOMIA ITALIANA86
data di inizio delle operazioni. EST sarà ottimizzato per osservazioni della fotosfera e della cromosfera, cosı̀ come le strutture magnetiche in esso.
Uno degli obiettivi è quello di affrontare la questione ancora non risolta
e difficile rispetto alla nascita dei campi magnetici sulla superficie solare e il trasferimento di energia magnetica e cinetica a partire dagli strati
del sottosuolo fino all’atmosfera solare. Questa è la domanda chiave per
comprendere come il campo magnetico controlla l’atmosfera solare e la
sua attività. Dato che il Sole è l’unica stella dove le caratteristiche fotosferiche e cromosferiche si possono risolvere, queste osservazioni saranno
di grande importanza astrofisica. Comprendere l’interazione dei plasmi
con i campi magnetici ha molte applicazioni tecnologiche, per esempio nei
reattori nucleari di fusione. Le missioni spaziali sono anche tributarie dei
dati dei telescopi solari terrestri.
Elementi chiave del passaggio sono le missioni spaziali, in particolare il
programma dell’ESA Solar Orbiter che sarà lanciato nel 2018.
Il telescopio è progettato per rispondere alle domande:
– Come il campo magnetico emerge sulla superficie ed evoluziona.
– Come si trasporta l’energia dalla fotosfera alla cromosfera.
– Come l’energia si libera e si deposita negli strati superiori dell’atmosfera.
– Perché il Sole ha una cromosfera calda.
Il progetto è un consorzio formato da 15 paesi Europei e tra questi l’Italia
che ha partecipato nella fase di progetto con 5 Osservatori INAF (Arcetri,
Catania, Roma, Trieste e TNG) e 5 Università italiane (L’Aquila, Calabria, Catania, Firenze, Roma Tor Vergata). I ricercatori italiani hanno
contribuito in modo significativo alla definizione di diversi sottosistemi del
telescopio: la struttura meccanica ed il controllo termico, la strumentazione di piano focale, il controllo del telescopio e la gestione di dati. Una delle
componenti più importanti sarà il sistema di Multi-Conjugate Adaptive
Optics (MCAO) per la correzione delle distorsioni indotte dalla turbolenza
atmosferica terrestre, il cui centro di competenza si trova presso l’Osservatorio Astrofisico di Arcetri. Il sistema consentirà il raggiungimento di
un rendimento simile a quello fornito dai telescopi spaziali.
• KM3 Neutrino Telescope 2.0 (KM3NeT 2.0): Come detto precedentemente nel Capitolo 3 ho intervistato il Professore Antonio Capone
dell’Università di Roma La Sapienza al riguardo dei telescopi per neutrini:
”Negli anni 2006-2009, se ricordo bene, la Comunità Europea ha finanziato un’attività denominata KM3NeT Design Study per la costruzione di
un telescopio per neutrini. Nell’ambito di questo progetto ho coordinato
un gruppo di lavoro (Work Package) proprio per la caratterizzazione dei
diversi siti, questa volta coinvolgendo ricercatori a livello europeo. I vari
paesi del mediterraneo che collaborano a KM3NeT (la Francia, l’Italia e
la Grecia) sono infatti interessati ad ospitare il telescopio per neutrini.
Ho coordinato il gruppo di lavoro che doveva studiare le caratteristiche
di vari siti abissali del Mediterraneo, fare un confronto e decidere se fare
l’esperimento in un posto o in un altro. Da questo confronto è emerso che
i siti hanno caratteristiche differenti ma tutti possono comunque ospitare
CAPITOLO 4. LE PROSPETTIVE DEL FUTURO DELL’ASTRONOMIA ITALIANA87
almeno parte dell’apparato. Per motivi legati all’opportunità di ottenere
finanziamenti grazie a ”fondi regionali” si è deciso di realizzare parte dell’apparato sperimentale in ognuno dei tre siti (quello greco, quello italiano
e quello francese). Ciò è possibile anche perché l’apparato che si vuole
costruire è talmente grande che se costruito tutto nello stesso posto non
necessariamente ha delle prestazioni superiori a quello che si può ottenere come prestazione con tre apparati costruiti in tre posti diversi. Nel
2011-2012-2013 un altro finanziamento europeo ci ha permesso di consolidare questo consorzio europeo chiamato KM3NeT. Successivamente da
consorzio il gruppo è diventato una collaborazione e questa collaborazione,
che si è formata nel 2014, attualmente è regolata da un Memorandum of
Understanding ed è finanziata con fondi regionali ed europei. In questo
momento grazie ai disponibili finanziamenti stiamo costruendo nel sito di
Capo Passero un apparato le cui dimensioni sono circa un terzo dell’apparato IceCube.”
KM3NeT 2.0 è un progetto con coordinamento olandese cui collaborano
Grecia, Francia ed Italia. Il KM3NeT 2.0 si propone di esaminare gli oggetti astrofisici rilevando la loro emissione di neutrini ad alta energia e
di indagare le proprietà dei neutrini misurando quelli prodotti attraverso
le interazioni dei raggi cosmici nell’atmosfera. L’infrastruttura di ricerca è composto da due installazioni d’altura con le stazioni a terra, che
si trovano al largo di Tolone, in Francia e Capo Passero, Italia. I dati
vengono elaborati e memorizzati presso i tre principali centri di calcolo:
CCIN2P3-Lione (CNRS - Centre National de la Recherche Scientifique),
CNAF (INFN) e l’infrastruttura ReCaS (Rete di Calcolo per SuperB e
altre applicazioni). Le installazioni d’altura offriranno opportunità uniche
per la ricerca interdisciplinare nell’ambito della biologia marina, oceanografia e scienze ambientali. I neutrini sono messaggeri unici generati dai
processi più violenti, alla più alta energia nella nostra Galassia e oltre. La
loro misura consentirà nuove intuizioni sui meccanismi dei processi che governano l’universo non termico e completeranno gli studi di raggi gamma
ad alta energia astronomica e dei raggi cosmici. I neutrini sono particelle estremamente leggere ed elettricamente neutre che viaggiano quindi in
linea retta dalla loro origine alla Terra. Essi interagiscono debolmente e
quindi possono sfuggire dalle regioni dense in cui sono generati. Essi sono
sempre prodotti in strutture contenenti protoni o nuclei alle energie tipiche osservate nei raggi cosmici. I neutrini sono ideali per l’osservazione dei
fenomeni di altissime energie nell’universo ed, in particolare, individuando
fonti di raggi cosmici finora sconosciute. L’IceCube neutrino telescope al
Polo Sud ha rilevato un flusso di neutrini cosmici che si presume abbiano
origine in sorgenti extra- galattiche. La parte di neutrino ad alta energia di
KM3NeT 2.0 (ARCA) rileverà il flusso di neutrini segnalato da IceCube e
fornirà i dati essenziali relativi la sua origine, spettro di energia e ”flavour
composition”. Grazie alla sua posizione nell’emisfero settentrionale, le
informazioni ARCA saranno complementari alle misure IceCube. L’esperimento ANTARES, che rappresenta il ”Proof of Concept” per KM3NeT,
ha dimostrato che la strumentazione dei telescopi di neutrini ha la capacità di studiare le oscillazioni dei neutrini. Pertanto, il secondo grande
obiettivo del KM3NeT 2.0 (ORCA) è quello di esaminare le proprietà dei
neutrini e per determinare la gerarchia di massa del neutrino. Il rivelatore
CAPITOLO 4. LE PROSPETTIVE DEL FUTURO DELL’ASTRONOMIA ITALIANA88
ORCA fornirà inoltre sensibilità alla materia oscura di piccola massa e
forse anche alla composizione degli interni della Terra tramite tomografia
al neutrino. KM3NeT 2.0 sarà rivolto alle discipline affini, come l’astrofisica (sorgenti di raggi cosmici ad alta energia, astronomia dei neutrini), la
fisica delle particelle (oscillazioni dei neutrini, la ricerca di particelle esotiche) e la cosmologia (materia oscura), ma avrà anche forti legami con le
Scienze della Terra e del Mare. La misura di parametri di acque profonde
con sensori cablati aggiungerà nuove opportunità a oceanografi e biologi
marini. KM3NeT apparve per la prima volta sulla roadmap di ESFRI nel
2006. La prima fase del progetto ha portato alla progettazione del rivelatore modulare e alla costruzione dei prototipi finali. La ripresentazione di
KM3NeT 2.0 ridefinisce il progetto precedente e utilizza i progressi scientifici e tecnologici degli ultimi anni.
In conclusione, come riferito dal Professore Capone nella citata intervista, ”gli obiettivi più importanti sono ovviamente la misura di un flusso
di neutrini astrofisici in eccesso rispetto al flusso di neutrini atmosferici.
Questa scoperta è già stata fatta da IceCube nel senso che IceCube ha
mostrato che quando si studiano neutrini con l’energia superiore a qualche decina di TeV i neutrini astrofisici cominciano ad essere più numerosi
dei neutrini atmosferici. Ciò che manca ancora è l’associazione fra questi
neutrini astrofisici ed eventuali sorgenti puntiformi da cui questi neutrini
possono essere generati. Le varie astronomie attualmente in corso (l’astronomia con fotoni o l’astronomia con radiazione ottica o l’astronomia
con radiazione radio o con raggi cosmici di alta energia) hanno identificato delle sorgenti e ciò che manca ancora è l’identificazione di sorgenti di
neutrini. Come dicevo anche in precedenza, il nostro obiettivo principale è
l’astronomia multi-messenger, ossia riuscire ad identificare sorgenti capaci
di produrre particelle di diversa natura quindi sorgenti di fotoni, di protoni, di neutrini ed eventualmente di onde gravitazionali. Solo mettendo
assieme tutte queste informazioni si potrà ad arrivare a capire la natura
di queste sorgenti, i meccanismi di accelerazione e quindi il modo in cui le
energie più elevate osservate oggi nell’universo sono state raggiunte.”
4.6
Le missioni spaziali
Lo sviluppo di missioni spaziali scientifiche in Europa nella prossima decade
è stato definito dall’ESA nel programma Cosmic Vision 2015-2025, che contiene
le domandi fondamentali alle quali ci si propone di rispondere attraverso le
missioni future. Le missioni si dividono in tre classi a seconda del loro costo:
Small (S), Medium (M) e Large (L).
• CHEOPS (S): CHaracterising ExOPlanet Satellite è la prima missione
dedicata alla ricerca dei transiti di pianeti extrasolari realizzando fotometria di precisione molto alta di stelle brillanti dove i pianeti sono stati già
scoperti con il metodo delle velocità radiali. I principali obiettivi scientifici della missione sono la misura della densità di massa di super-Terre in
orbita intorno a stelle brillanti allo scopo di fornire obiettivi adeguati per
futuri studi di caratterizzazione di pianeti extrasolari in questi intervalli
di masse e dimensioni.
CAPITOLO 4. LE PROSPETTIVE DEL FUTURO DELL’ASTRONOMIA ITALIANA89
Figura 4.4: Le missioni CHEOPS (a sinistra), Solar Orbiter (al centro) ed Euclid
(a destra).
Con l’appoggio dell’ASI i ricercatori dell’INAF di Padova e Catania progettarono il telescopio riflettore CHEOPS ed ottimizzato per misure fotometriche di precisione molto alta. Attualmente è in fase di realizzazione
presso Selex Galileo a Firenze. Il suo lancio è previsto per la fine del 2017.
• Solar Orbiter (M): Solar Orbiter è una missione ESA il cui lancio è
previsto per il 2018. Il satellite sarà collocato in prossimità del Sole a
meno di 60 R , questa situazione consentirà di misurare il plasma del
vento solare ed il campo magnetico trasportato da esso con strumenti in
situ e, allo stesso tempo, per osservare le sorgenti solari che hanno generato
lo stesso vento. La missione ha come obiettivo scoprire la connessione fisica
esistente tra il trasporto all’esterno dell’energia solare ed i meccanismi di
accelerazione e di riscaldamento del proprio vento solare.
L’ASI finanzia tre strumenti del Solar Orbiter:
- Multi Element Telescope for Imaging and Spectroscopy (METIS), coronografo che osserva la zona più esterna e sviluppata dell’atmosfera
solare e registra l’attività eruttiva della corona. Progettato da INAF
ed Università italiane e realizzato da un consorzio italiano, tedesco e
ceco.
- Solar Wind Plasma Analyzer (SWA) misura le proprietà del vento
solare. L’ASI contribuisce, attraverso l’INAF, alla sua costruzione.
- Spectrometer/Telescope for Imaging X-rays (STIX) rivela l’emissione
X dei brillamenti solari. L’ASI, attraverso l’Università di Genova,
contribuisce allo sviluppo del Software di STIX.
• Euclid (M): Euclid è una missione ESA, il cui lancio è previsto per il 2020
con una durata di 6 anni, per mappare la geometria del dark Universe.
La missione investigherà la relazione distanza/redshift e l’evoluzione delle
strutture cosmiche misurando forme e redshift delle galassie ed ammassi
di galassie fuori redshift ∼ 2. Cosı̀, Euclid coprirà tutto il periodo nel
quale la dark energy ha giocato un ruolo importante nell’accelerazione
dell’espansione.
ESA scelse Alenia Space per la costruzione del satellite e del suo Modulo
di Servizio. Il progetto è finanziato dall’ASI.
• PLATO (M): PLAnetary Transits and Oscillations of stars è una missione ESA il cui lancio è previsto per il 2023. Il suo obiettivo è trovare e
CAPITOLO 4. LE PROSPETTIVE DEL FUTURO DELL’ASTRONOMIA ITALIANA90
Figura 4.5: Le missioni PLATO (a sinistra), JUICE (al centro) ed ATHENA (a
destra).
studiare un grande numero di sistemi planetari extrasolari, con enfasi nelle
proprietà dei pianeti terrestri nella zona abitabile intorno a stelle simili al
Sole. PLATO è anche progettato per investigare l’attività sismica nelle
stelle, il quale consente la caratterizzazione precisa della stella che alloggia
il pianeta, includendo la sua età.
Il progetto è finanziato dall’ASI e l’Italia ha partecipato al progetto della
strumentazione ed alla preparazione scientifica attraverso gli Osservatori (INAF) di Padova, Catania, Milano, Firenze, Palermo, Torino, Napoli
e Roma. La parte ottica, i 34 telescopi installati sul satellite, è stata
progettata dai ricercatori (INAF) dell’Osservatorio di Padova.
• JUICE (L): JUpiter ICy Moon Explorer è una missione ESA il cui lancio
è previsto per il 2022 ed il suo arrivo in orbita intorno a Giove nel 2030.
Impiegherà per lo meno tre anni per fare osservazioni dettagliate del pianeta gigante gassoso Giove e tre delle sue Lune più grandi, Ganimede,
Callisto ed Europa.
L’ASI sta finanziando tre componenti della strumentazione:
- Jovis, Amorum ac Natorum Undique Scrutator (JANUS), una camera iperspettrale ed a multicanale, progettata dall’Università di
Napoli.
- Radar for Icy Moons Exploration (RIME), sistema di radar per l’esplorazione sotto la superficie gelata delle lune gioviane, progettato
dall’Università di Trento.
- Gravity and Geophysics of Jupiter and Galilean Moons (3GM), sistema per la misurazione del campo gravitazionale di Ganimede e per
lo studio della ionosfera e dell’atmosfera superiore di Giove e delle
lune gioviane, progettato dall’Università di Roma La Sapienza.
• ATHENA (L): Advanced Telescope for High-ENergy Astrophysics sarà
il più grande osservatorio di Astrofisica a raggi X il cui lancio è previsto
nel 2028.
Gli obiettivi scientifici della missione ATHENA investigheranno:
– La formazione e l’evoluzione di gruppi ed ammassi di galassie.
– L’evoluzione chimica dei barioni caldi.
– Barioni che si pensa manchino per popolare il mezzo intergalattico.
– La formazione e l’accrescimento iniziale dei buchi neri.
CAPITOLO 4. LE PROSPETTIVE DEL FUTURO DELL’ASTRONOMIA ITALIANA91
Figura 4.6: Le missioni BepiColombo (a sinistra), EXOMARS (al centro) e
JWST (a sinistra).
– L’accrescimento dei buchi neri supermassicci nel tempo cosmico.
La fase di studio del progetto ATHENA si è completata ed ha visto
la partecipazione di numerosi ricercatori italiani che appartengono agli
Osservatori INAF, agli organismi di ricerca ed alle Università italiane.
La pianificazione operativa con l’assegnazione di attività ancora non si è
completata.
Ci sono altre missioni spaziali importanti, oltre a quelle del programma Cosmic
Vision, con contributi significativi dell’INAF in fase avanzata di esecuzione. Tra
queste:
• BepiColombo: BepiColombo è la prima missione europea su Mercurio.
Nel 2017 è programmato l’uscita verso il pianeta terrestre più piccolo e
meno esplorato nel nostro Sistema Solare. Quando raggiungerà l’orbita
di Mercurio nel 2024, dovrà sopportare temperature superiori a 350 ◦ C
e raccogliere dati durante la sua missione di un anno, con una possibile
estensione di un anno. La missione comprende due sonde: la Mercury
Planetary Orbiter (MPO) e la Mercury Magnetospheric Orbiter (MMO).
BepiColombo è una missione congiunta tra l’ESA e la Japan Aerospace
Exploration Agency (JAXA), effettuata sotto la coordinazione dell’ESA.
BepiColombo è progettato per fornire le misure necessarie per studiare
e comprendere la composizione, la geofisica, l’atmosfera, la magnetosfera
e la storia di Mercurio. In dettaglio, la missione ha i seguenti obiettivi
scientifici:
– Investigare l’origine e l’evoluzione di un pianeta vicino alla stella
madre.
– Studiare Mercurio come un pianeta: la sua forma, la struttura interna, la geologia, la composizione ed i crateri.
– Esaminare l’esosfera (composizione e dinamica) e la magnetosfera
(struttura e dinamica) di Mercurio.
– Determinare l’origine del campo magnetico di Mercurio.
– Investigare i depositi polari: la loro composizione e l’origine.
– Realizzare una prova della teoria generale della relatività di Einstein.
L’ASI contribuisce significativamente alla missione con 4 strumenti di 11:
CAPITOLO 4. LE PROSPETTIVE DEL FUTURO DELL’ASTRONOMIA ITALIANA92
- Spectrometers and Imagers for MPO BepiColombo Integrated Observatory System (SIMBIO-SYS), un sistema integrato di osservazione
della superficie.
- Italian Spring Accelerometer (ISA), l’accelerometro di alta sensibilità, realizzato da INAF ed Alenia Space.
- Mercury Orbiter Radio-science Experiment (MORE), condurrà esperimenti di Radio-Science. La responsabilità scientifica è dell’Università di Roma La Sapienza, con l’appoggio di Jet Propulsion Laboratory (JPL)/NASA.
- Search for Exosphere Refilling and Emitted Neutral Abundances (SERENA), l’esperimento per lo studio delle particelle dell’esosfera con
la responsabilità scientifica di alcune istituzioni ed industrie italiane.
• EXOMARS: La missione ESA si divide in due fasi. Nella prima, lanciata
lo scorso marzo 2016 ed entrata in orbita di Marte nell’ottobre 2016, una
sonda Trace Gas Orbiter (TGO) rimarrà nell’orbita di Marte per investigare la presenza di metano e tracce di altri gas presenti nell’atmosfera,
possibili indizi della presenza di una vita attiva. L’Entry, Descent and
landing demonstration Module (EDM) chiamato Schiaparelli che contiene la stazione meteorologica (DREAMS) ed altri strumenti, si è staccato
dall’orbiter il 16 ottobre 2016 ed è atterrato su Marte il 19 ottobre esattamente come previsto dai piani. Nella seconda parte della missione, che
decollerà invece nel maggio 2018, l’obiettivo è portare sul Pianeta Rosso
un innovativo rover capace di muoversi e dotato di strumenti per penetrare ed analizzare il suolo.
ExoMars fu concepito e realizzato con l’obiettivo principale:
– Di acquisire e dimostrare la capacità autonoma europea per effettuare
un atterraggio controllato sulla superficie di Marte.
– Di operare nel suolo di Marte in mobilità superficiale.
– Di accedere al sottosuolo per prendere campioni e analizzarli in situ.
In concreto, la missione investigherà le tracce di vita passata e presente su
Marte, la caratterizzazione geochimica del pianeta, la conoscenza dell’ambiente marziano ed i suoi aspetti geofisici e l’identificazione di possibili
rischi per future missioni umane. Gli strumenti più importanti forniti
dall’Italia, attraverso Alenia Space, sono:
- La trivella che avrà la capacità di perforare ed analizzare il suolo ad
una profondità di due metri.
- Il sistema DREAMS, che trasmetterà il bollettino meteorologico giornaliero relativo alle condizioni ambientali marziane.
• JWST: Il James Webb Space Telescope è un osservatorio spaziale in fase
di sviluppo, successore scientifico dell’HST e dello Spitzer Space Telescope
(SST), il cui lancio è previsto nell’ottobre del 2018. Sarà posto in orbita
intorno al punto Lagrangiano L2 del Sistema Sole-Terra.
Le principali caratteristiche tecniche sono un grande specchio da 6,5 m di
diametro, una posizione di osservazione lontana dalla Terra per contrastare i noti problemi causati dall’atmosfera terrestre e quattro strumenti
CAPITOLO 4. LE PROSPETTIVE DEL FUTURO DELL’ASTRONOMIA ITALIANA93
specializzati.
Nella pianificazione del 1996, è una collaborazione internazionale tra la
NASA, l’ESA e la Canadian Space Agency (CSA).
Un obiettivo importante consiste nell’osservazione di alcuni degli oggetti
più distanti nell’Universo, fuori dal progresso degli strumenti terrestri e
spaziali. Questo include le prime stelle, dall’epoca della reionizzazione, e
la formazione delle prime galassie. Altro obiettivo è la comprensione della
formazione delle stelle e dei pianeti. Questo includerà immagini di nubi
molecolari e regioni di formazione stellare, lo studio dei dischi di polvere
intorno alle stelle, immagini dirette di pianeti, e l’analisi spettroscopica di
transiti planetari.
L’Italia, ed in particolare l’ASI, purtroppo è rimasta un po’ fuori, essendo uno dei pochi Paesi che non ha partecipato al consorzio Mid-InfraRed
Instrument (MIRI). La collaborazione italiana sarà di tipo esclusivamente
scientifico con la presentazione di valide proposte per ottenere il tempo di
osservazione al telescopio JWST.
Per concludere, l’ESA ancora deve decidere una missione da scegliere tra tre
candidati. Le tre missioni che competono sono: X-ray Imaging Polarimetry Explorer (XIPE), Turbulence Heating ObserveR (THOR) ed Atmospheric Remotesensing Infrared Exoplanet Large-survey (ARIEL).
XIPE ha come obiettivo le osservazioni delle emissioni di raggi X delle sorgenti ad alta energia nell’universo, dalle supernovae ai buchi neri e stelle di
neutroni. Le misurazioni ad alta risoluzione di XIPE saranno capaci di monitorare i campi magnetici, ed identificare i punti nei quali accelera l’erogazione di
energia.
Obiettivo del progetto THOR è esaminare come si riscalda il plasma e si
accelerano le particelle, come si dissipa l’energia creata da questo, e come la
turbolenza influenzi questa dissipazione.
Il progetto ARIEL ha previsto di esaminare le atmosfere di 500 pianeti
in orbita intorno a stelle vicine, con lo scopo di comprendere meglio la loro
formazione, la composizione chimica, la temperatura e le condizioni fisiche.
Conclusioni
L’astronomia è la scienza più antica del mondo. È iniziata con le osservazioni astronomiche in Cina e Babilonia migliaia di anni fa e continuò attraverso
i secoli con Aristarco di Samo e Claudio Tolomeo in Grecia e dopo con Niccolò
Copernico, Tycho Brahe, Giovanni Keplero e Galileo Galilei in Europa. Fu in
Italia quando Galileo nel 1609, utilizzando per la prima volta il cannocchiale
per osservare il cielo, diede vita all’astronomia moderna. In questi 400 anni la
storia delle osservazioni ha avuto alti e bassi relazionati soprattutto con la storia
politica del nostro paese. Dal 1600 fino al 1870, l’Italia stava divisa in piccoli
stati ed interessi locali persistenti condussero allo sviluppo di piccole realtà, con
la presenza di molti Osservatori. A partire dall’Unificazione d’Italia c’erano vari
tentativi di organizzare la ricerca riducendo il numero di centri di osservazione
con scarsi risultati. L’astronomia moderna italiana è, pertanto, vissuta della
singola iniziativa di astronomi che hanno operato nei propri Osservatori come
Cassini, Secchi, Schiaparelli, Armellini, Gratton, Pacini ed altri che per ragioni
di brevità non menziono. Bisogna attendere fino alla fine del secolo scorso per
conseguire una politica seria di coordinazione ed investimenti nella ricerca astronomica ed astrofisica con la costituzione nell’anno 1982 del CRA divenuto INAF
nell’anno 1999. Nonostante tutto, si lamentò la mancanza di finanziamento adeguato. La capacità di trovare fondi esterni e collaborazione con l’estero spinse
l’astronomia italiana verso mete riconosciute a livello internazionale, difficile da
spiegare con le scarse risorse disponibili. In questo processo di internazionalizzazione è importante la figura di Franco Pacini che ha lavorato per l’adesione
del nostro paese agli organismi europei ESO ed ESA. Nell’anno 2003, lanciò
la proposta di dichiarare l’anno 2009 Anno Internazionale dell’Astronomia per
ricordare il momento della scoperta dello spazio e dell’innumerevole varietà e
complessità degli oggetti astronomici. Questa proposta divenne un progetto
che nell’anno 2007 ottenne l’approvazione dell’UNESCO e dell’ONU. È evidente da quanto sopra l’importanza della collaborazione internazionale sia a livello
europeo sia a livello mondiale. Questo è quello che ho intuito durante la preparazione della Tesi di Laurea Triennale frequentando la comunità di ricercatori
dell’Osservatorio di Roma, a Monte Porzio Catone, e dell’Università di Roma
La Sapienza, impegnati in progetti internazionali. Questo mi ha portato a richiedere la partecipazione al programma Erasmus per provare anch’io questa
esperienza. A Santiago de Compostela ho trovato un ambiente anch’esso aperto
alla collaborazione internazionale nel quale mi integrai. Grazie anche al Professore José Angel Docobo Durántez, ho avuto l’opportunità di potere completare
la mia esperienza con la presente Tesi di Laurea Magistrale che desidera essere
il mio piccolo contributo a questo processo di internazionalizzazione portando
all’attenzione della comunità accademica spagnola, ed in particolare a quella
95
CONCLUSIONI
96
della Galizia, la lunga storia dell’astronomia italiana.
Ovviamente, la ricerca astronomica ed astrofisica italiana si è introdotta nel
contesto di quella europea ed internazionale adeguandosi alle direttrici degli
organi intergovernativi come l’ESO e l’ESA. Le principali linee di ricerca si riferiscono alla comprensione della natura della dark matter e della dark energy, il
meccanismo della formazione ed evoluzione delle galassie, la costituzione delle
abbondanze di elementi chimici ed i lavori sui pianeti extrasolari e la possibilità
di vita in essi.
A conclusione, riepilogo di seguito schematicamente l’elenco delle missioni
ESA, prese in esame nella presente Tesi di Laurea Magistrale, attuali ed in sviluppo:
e quelle del programma Cosmic Vision 2015-2025:
Oltre a quelle sopra descritte va menzionato il progetto LIGO-Virgo (onde gravitazionali sotto il coordinamento dell’European Gravitational Observatory) e i
progetti OLIMPO e LSPE in carico al Dipartimento di Fisica dell’Università di
Roma La Sapienza. Per concludere i progetti NASA a partecipazione esclusiva
INAF/ASI senza il coordinamento ESA:
CONCLUSIONI
97
La realizzazione di questa Tesi di Laurea Magistrale ha portato una magnifica esperienza in quanto mi ha permesso contattare molti significativi astronomi/e italiani, nei cui gruppi di ricerca chi sa se un giorno avrò accesso. Sin
da subito ho già potuto partecipare a due campagne di osservazione con Marco
Scardia. L’obiettivo principale era dimostrare che qualsiasi ricercatore di stelle
doppie possa collegarsi al computer di PISCO a Calern. Con il contributo dell’operatore del telescopio Epsilon, che regola il puntamento dello stesso, è cosı̀
possibile osservare in remoto stelle doppie visuali eliminando di fatto il grande
problema dell’accesso diretto alla strumentazione. Il telescopio è di tipo Cassegrain con D = 104 cm, F = 1300 cm (f = F/D = 12,5), e la montatura, di tipo
inglese a due supporti, non consente il puntamento del polo perché il telescopio
è posizionato al centro di una struttura meccanica il cui asse di rotazione è diretto verso il Polo Nord Celeste. Nella tabella 4.1 c’è la lista delle stelle doppie
visuali che ci proponiamo di osservare in futuro. Dopo che Marco Scardia ci
ha fornito le credenziali di accesso al sistema, la connessione è stata possibile
attraverso il software di accesso remoto TeamViewer. Il giorno 4 giugno 2016,
dopo alcuni problemi iniziali di connessione, abbiamo fatto la prima prova di
osservazione in remoto. Le condizioni meteorologiche non ci permisero di aprire
la cupola e quindi abbiamo fatto una simulazione osservando ovviamente solo il
rumore. Pertanto, non fu possibile catturare immagini ma solamente verificare
le funzionalità di connessione remota. Il giorno 27 giugno 2016 le condizioni
meteorologiche erano migliori ed abbiamo fatto una prova di osservazione remota, in questo caso da Roma. Abbiamo osservato due stelle doppie visuali: STF
2107 AB e STF 2114. La tabella 4.2 mostra tutta l’informazione relativa alle
due osservazioni. Le figure 4.7 e 4.8 rappresentano le due riduzioni di dati di
interferometria speckle. Alla fine di ogni osservazione, il risultato si salva come file in formato FITS e abbiamo cinque immagini: l’immagine media (lunga
integrazione), salvata come l.fits, con due picchi nel caso di binarie risolte; lo
spettro di potenza medio, salvato come m.fits; l’autocorrelazione media, salvata
come a.fits, che è la stessa autocorrelazione di prima ma con la sottrazione di
un modello ottenuto a partire da una stella da risolvere (o unica), che è utile nel
caso di binarie molto vicine i cui picchi secondari (autocorrelazione) potrebbero
essere integrati nel picco centrale; la tripla autocorrelazione media, salvata come
q.fits, consente di discriminare il quadrante della compagna, che in generale presenta un’ambiguità di 180 gradi usando l’interferometria speckle; il vettore che
da la direzione della stella del sistema più brillante, salvato come dvect.fits. Le
immagini sono state processate usando il programma Andorspeck2 (sviluppato
nell’ambiente Windows 7) utilizzato per catturare dati con la camera EMCCD
ANDOR Ixon Ultra e per il processamento in tempo reale. Si utilizza il software
Gdpisco per visualizzare immagini di file FITS e per la misura delle immagini.
I risultati relativi alle due stelle osservate da Roma sono riportati nella tabella
4.3.
CONCLUSIONI
15359
15456
15355
15530
14544
14564
14459
15045
15088
15186
98
+0712 A 1123 ADS 9709 1963
+1640 COU 2511 1992
-0559 RST 4544 1996
-0218 RST 5035 1997
+0017 J 440 ADS 9432 2000
+0842 HEI 781 2005
+2344 COU 100 2008
+1950 HU 745 ADS 9495 2008
+4014 COU 1272 2008
+2356 COU 307 2008
15328
15405
15071
15136
14339
15498
14369
15382
15382
14024
+1945 HU 577 ADS 9692 2008
+1840 A 2076 ADS 9742 2008
-0217 A 689 ADS 9504 2009
+3453 HO 60 ADS 9547 2009
+2949 AGC 6 ADS 9313 2010
+4431 BU 621 ADS 9802 2010
+4813 A 347 ADS 9324 2012
+3615 HU 1167 AB ADS 9731 2012
+3615 STF 1964 CD ADS 9731 2012
+4620 SWI 1 ADS 9090 2013
Tabella 4.1: Lista delle stelle doppie visuali che ci proponiamo di osservare in
futuro.
Tempo Universaleiniziale
Tempo Universalefinale
Filtro
Oculare
Tempo d esposizione
Seeing
STF 2107 AB
20h 30m
20h 35m
R
20mm
20ms
suficiente
STF 2114
20h 51m
20h 56m
R
20mm
20ms
suficiente
Tabella 4.2: Osservazione in remoto da Roma, il giorno 27 giugno 2016.
Figura 4.7: Riduzione di dati di interferometrı́a speckle: STF 2107 AB.
Figura 4.8: Riduzione di dati di interferometrı́a speckle: STF 2114.
STF 2107 AB
STF 2114
t
2016.490
2016.490
θ
106o .2
197o .8
∆θ
0o .3
0o .3
ρ
1”.424
1”.342
∆ρ
0”.006
0”.004
Tabella 4.3: Risultati ottenuti relativi all’osservazione in remoto da Roma. ∆θ
y ∆ρ sono le incertezze nelle nostre misurazioni. Le osservazioni sono state
ridotte, come detto precedentemente, con il programma Gdpisco.
Appendice
Interviste a ricercatori astronomi/e italiani impegnati in progetti
Questa sottosezione contiene le domande realizzate agli astronomi/e italiani
impegnati in progetti che intervistai.
1. Ha lavorato precedentemente in altre linee di ricerca differenti da quelle
attuali?
2. Che tipo di ricerca sta dirigendo e/o partecipando in essa? Sperimentale
o teorica?
3. Qual è attualmente il suo principale campo di ricerca in Astronomia?
4. Come è nato il suo interesse per questo campo di ricerca?
5. Cambiò attività o linea di ricerca nel corso degli anni?
6. Nel suo campo, collabora con altri ricercatori in Italia e/o all’estero?
7. In caso affermativo, con chi e in quali osservatori astronomici o gruppi di
ricerca?
8. Può cortesemente fornirmi dettagli sopra la ricerca illustrando brevemente
i punti più salienti?
9. Quali sono i principali obiettivi della sua ricerca?
10. Potrebbe indicarmi nomi di ricercatori/ricercatrici in Istituti, Università o
Osservatori che lavorano in linee prossime alla sua per poterli intervistare?
A chi mi suggerirebbe?
Molte grazie per la sua attenzione e collaborazione.
99
Ringraziamenti
Desidero esprimere il mio sincero ringraziamento al Professore José Angel
Docobo Durántez (Università di Santiago de Compostela, USC), non solo per
avermi suggerito il tema di ricerca se non per le sue idee, i differenti contatti
apportati e, soprattutto, per tutto l’aiuto prestato nella realizzazione di questa
Tesi di Laurea Magistrale, includendo le raccomandazioni sulla struttura dello
stesso e tutta la revisione finale.
Allo stesso modo, al Professore Juan Manuel Ruso Beiras (USC) (Coordinatore del Máster in Fı́sica e Coordinatore del Programma Erasmus), per
incanalarmi nella direzione adeguata.
Inoltre, voglio ringraziare la Professoressa Corinne Rossi (Università di Roma La Sapienza) ed il Professore Aldo Altamore (Università di Roma Tre) per
il loro aiuto e per i loro consigli rispetto all’identificazione dei gruppi di ricerca all’interno dell’INAF ed all’interno delle Università di Roma La Sapienza e
Roma Tre. Prezioso è stato anche il loro contributo nel reperire informazioni
bibliografiche e testi utili per l’elaborazione di questa Tesi di Laurea Magistrale.
Non posso dimenticare Marco Scardia per avermi invitato a visitare l’Osservatorio della Costa Azzurra mostrandomi gli strumenti astronomici utilizzati e
proponendo possibili collaborazioni con l’Osservatorio Ramón Marı́a Aller della
USC.
Estendo la mia gratitudine a tutti i ricercatori/ricercatrici italiani che gentilmente mi hanno fornito informazioni fondamentali per la realizzazione di questa
Tesi di Laurea Magistrale:
Dr. Elia Stefano Battistelli (Università di Roma La Sapienza), Dr. Enzo
Brocato (Osservatorio Astronomico di Roma), Dr. Niccolò Bucciantini (Osservatorio Astrofisico di Arcetri), Dr.ssa Roberta Carini (Osservatorio Astronomico
di Roma), Dr. Marco Castellani (Osservatorio Astronomico di Roma), Dr. Riccardo Claudi (Osservatorio Astronomico di Padova), Dr. Sperello Di Serego
Alighieri (Osservatorio Astrofisico di Arcetri), Dr.ssa Ilaria Ermolli (Osservatorio Astronomico di Roma), Dr. Andrea Grazian (Osservatorio Astronomico di
Roma), Dr. Filippo Mannucci (Osservatorio Astrofisico di Arcetri, direttore),
Dr. Cristiano Palomba (Università di Roma La Sapienza), Dr.ssa Laura Pentericci (Osservatorio Astronomico di Roma), Dr. Enrico Pinna (Osservatorio
Astrofisico di Arcetri), Dr.ssa Silvia Piranomonte (Osservatorio Astronomico di
Roma), Dr.ssa Paola Puppo (Università di Roma La Sapienza, ricercatrice dell’INFN che lavora nell’esperimento Virgo), Dr. Jean - Pierre Rivet (Osservatorio
della Costa Azzurra), Dr.ssa Raffaella Schneider (Osservatorio Astronomico di
Roma), Prof. Costantino Sigismondi (Università di Roma La Sapienza), Dr.
Massimo Turatto (Osservatorio Astronomico di Padova, direttore), Dr. Paolo
Ventura (Osservatorio Astronomico di Roma), Dr. Fabrizio VItali (Osservatorio
100
RINGRAZIAMENTI
101
Astronomico di Roma), Dr. Stefano Zibetti (Osservatorio Astrofisico di Arcetri).
Per ultimo, il mio speciale riconoscimento, per tutte le facilità prestate, agli
Osservatori:
Observatorio Ramón Marı́a Aller (USC), Observatoire de la Costa Azul
(gruppo C2PU), Osservatorio Astronomico di Roma, a Monte Porzio Catone,
Osservatorio Astrofisico di Arcetri e la Specola Vaticana a Castel Gandolfo.
Contesto del lavoro di tesi
Santiago de Compostela è uno dei centri di pellegrinaggio cristiano, insieme
con Gerusalemme e Roma. Secondo la tradizione, nella sua cattedrale si conservano i resti dell’Apostolo San Giacomo il Maggiore.
Conosco Santiago de Compostela perché nell’estate del 2014 feci per la prima
volta il Cammino di Santiago, in particolare il portoghese a partire da Porto.
Fu una esperienza molto positiva. Conobbi molti pellegrini nel viaggio con i
quali ho condiviso i passi. Furono nove giorni intervallati dalla preghiera, dalla
riflessione e dalla gioia di vedere paesaggi e luoghi meravigliosi. Molte grazie
a Don Miguel López Varela, mio amico sacerdote della diocesi di Santiago e
conosciuto a Roma, per avermi dato la possibilità di contemplare questa bella
città spagnola.
Sappiamo, comunque, che ci sono molti cammini che conducono a Santiago.
Il principale, il francese, inizia a Saint-Jean-Pied-de-Port, a circa 700 km da
Compostela. In estate, quando il tempo è generalmente buono, la Via Lattea si
estende da est a ovest all’alba. I pellegrini quando si svegliano sanno orientarsi
grazie ad essa. Si crede anche che il nome di Compostela derivi dall’espressione
latina campus stellae, ossia campo della stella.
Attualmente sono iscritto al secondo anno della Laurea Magistrale in Astronomia ed Astrofisica presso l’Università di Roma La Sapienza. Come spiegherò
più avanti nell’appendice, a Roma ci sono tre università dove si può studiare
Astronomia ed Astrofisica: Roma La Sapienza, Roma Tor Vergata e Roma Tre.
A mio parere, la prima è un’università di eccellenza, anche a livello internazionale. Quando arrivai a Santiago, a settembre dell’anno 2015, per cominciare
questa nuova esperienza mi rallegrai molto di trovarmi in un’università anche
con notevole vocazione internazionale.
Il 26 giugno dell’anno 2014 esposi la mia Tesi di Laurea Triennale con titolo
”L’ammasso aperto M67: Analisi di dati fotocmci”, lavorando in collaborazione
con l’Osservatorio Astronomico di Roma, a Monte Porzio Catone, vicino Roma. Si tratta di una ricerca sperimentale, i cui dati di elaborazione sono stati
ottenuti con il Telescopio a COntrollo Remoto (T.A.CO.R.) dell’Università La
Sapienza. L’obiettivo della ricerca era fare una stima dell’età dell’ammasso e
della sua distanza dalla Terra.
Voglio dire che da sempre, dall’infanzia, mi è piaciuta la Fisica e l’Astronomia, e sono un appassionato amatoriale dell’osservazione del cielo notturno.
Che meraviglia, soprattutto le notti d’estate, alzare gli occhi al cielo e osservare
questa immensità di punti luminosi! Iniziai da diversi anni usando il telescopio
di alcuni amici, fino a quando il giugno 2014, ne comprai uno proprio. Cosı̀ ora,
quando ho tempo ed il cielo è sereno, mi piace osservare le stelle, i pianeti, la
Luna ed altri corpi celesti.
102
CONTESTO DEL LAVORO DI TESI
103
Mi decisi a partecipare al programma Erasmus principalmente perché volevo
avere una nuova esperienza di studio. Quando inviai la richiesta di partecipazione, pensavo che venire a Santiago potesse essere una buona opportunità che mi
avrebbe offerto la possibilità di conoscere nuovi professori e ricercatori con competenze ed ambiti di ricerca diversi da quelli che avevo visto finora. Pensai ad
una nuova sfida per la mia vita scientifica che mi avrebbe aperto nuovi orizzonti
migliorando la mia esperienza ed aumentando la mia capacità di lavoro in un
ambiente internazionale. Inoltre, ero ansioso di condividere le mie conoscenze e
la mia cultura con il nuovo ambiente accademico.
Pertanto, credetti che la Università di Santiago de Compostela (USC) mi
avrebbe dato l’opportunità ideale per sviluppare tutte queste motivazioni. Inoltre la città di Santiago, per le sue dimensioni e l’ambiente di città universitaria
che in essa si respira, mi avrebbe potuto aiutare a concentrarmi nei miei studi
meglio che in una grande città come Roma, facilitando una forte relazione con i
miei professori ed i ricercatori. L’offerta educativa dell’Università era adeguata
perfettamente alle esigenze del mio piano di studi. Concludendo, stavo sicuro
che questa esperienza mi avrebbe aiutato a formarmi come persona e come ricercatore.
Nonostante la lontananza dalla mia terra, dalla mia casa, dai miei genitori
e dalla mia famiglia e dai miei amici, mi sono sentito ben accolto grazie alla vicinanza delle persone che ho conosciuto qui. Oggi, mentre scrivo questo lavoro,
confermo quanto affermato precedentemente.
Ho instaurato in questi mesi un buon rapporto con i professori anche perché
la maggior parte dei corsi seguiti sono stati frequentati da un numero limitato
di studenti. A Santiago ho seguito quattro corsi tra cui quello di Astrodinamica
il cui titolare di cattedra è il professore José Angel Docobo Durántez, il quale
mi propose questa Tesi di Laurea Magistrale: ”Passato, presente e futuro della
Astronomia in Italia”. Il passato fu molto glorioso, il presente è di alto livello e
si spera un futuro promettente.
Bibliografia
[1] Piano Triennale dell’INAF 2015/2017;
[2] The European Strategy Forum on Research Infrastructures Roadmap 2016;
[3] Margherita Hack, Vi racconto l’astrinomia, Editori Laterza, 2007;
[4] Sara Bonechi, Mi fan patir costoro il grande stento... - Biografia in breve
di Galileo Galilei, Istituto e Museo di Storia della Scienza, 2008;
[5] Raffaele Gratton, Evaluation of Italian astronomical production: 20102012, http://arXiv.org/pdf/1402.4080v1.pdf;
[6] Enzo Brocato, Stefano Covino, Silvia Masi et al., La Visione Strategica
dell’INAF per l’Astronomia Italiana 2015-2024 ;
[7] Aldo Altamore, Natalia Ptitsyna, L’Osservatorio del Tuscolo e ”i telescopi
di Mussolini”, Giornale di Astronomia, 2016;
[8] J. E. Hirsch, An index to quantify an individual’s scientific research output,
(arXiv:0508025), 2005;
[9] Ileana Chinnici, Starlight: la nascita dell’astrofisica in Italia, arte’m, 2016;
[10] Luisa Pigatto, Gli Osservatori Astronomici nell’Italia unita, Giornale di
Astronomia - 2012, 1;
[11] Ileana Chinnici, Per una storia istituzionale degli Osservatori Astronomici
in Italia, Giornale di Astronomia - 2015, 1;
[12] Vı́ctor Martin Rivilla, Francesco Fontani, Maite Beltrán et al., First detections of the key prebiotic molecule PO in star-forming regions,
(arXiv:1605.06109v2), 2016;
[13] R. W. Argyle, M. Scardia, J.-L. Prieur and L. Pansecchi, Speckle imaging
in Merate. The PISCO project: results and prospects, (AIP Conference
Proceedings, Vol. 1346), 2011;
[14] René Gili, Jean-Louis Prieur, Jean-Pierre Rivet et al., PISCO2: the new
speckle camera of the Nice 76-centimetri refractor, (arXiv:1405.6830v1),
2014;
[15] U. F. Katz et Ch. Spiering, High-Energy Neutrino Astrophysics: Status and
Perspectives, (arXiv: 1111.0507v1), 2011;
104
BIBLIOGRAFIA
105
[16] Elisa Mantovani, I sistemi binari: laboratori di onde gravitazionali nella
multi messenger era, Tesi di Laurea Triennale, 20/10/2016;
[17] ttp://oldwww.unibas.it/mappa/italia.htm;
[18] ttp://www.italymap.it/mappetematiche/Osservatori/italymaposservatori.html;
[19] ttp://www.inaf.it/it;
[20] ttp://www.media.inaf.it;
[21] ttp://www.eso.org;
[22] ttp://www.asi.it;
[23] ttp://www.nasa.gov;
[24] ttp://planck.roma1.infn.it/lspe;
[25] ttp://planck.roma1.infn.it/olimpo;
[26] ww.core-mission.org;
[27] ttp://www.virgo-gw.eu;
[28] ttp://www.obs-mip.fr (Observatoire Midi-Pyrénées):
[29] ttp://www.usc.es/astro/;
[30] ttp://disf.org/.