Fisica

Due pianeti temperati, delle dimensioni della Terra e di Nettuno, orbitano attorno a nane M completamente convettive

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Nuova scoperta di esopianeti temperati attorno a nane M

Un recente studio, pubblicato su arXiv (2601.05799v1), annuncia la scoperta e la caratterizzazione di due esopianeti temperati che orbitano attorno a stelle nane M, offrendo nuove prospettive sulla ricerca di mondi potenzialmente abitabili. Il lavoro introduce una “zona temperata” estesa, definita da flussi di radiazione stellare compresi tra 0,1 e 5 volte quello terrestre (S/S⊕), ampliando così la gamma di pianeti considerati potenzialmente abitabili.

Lo studio, condotto nell’ambito del progetto TEMPOS, ha portato all’identificazione di due pianeti. Il primo è TOI-6716 b, con un raggio di 0,98 volte quello terrestre, che orbita attorno a una nana M4 (temperatura effettiva di 3110 K) con un periodo di 4,7 giorni. Il secondo è TOI-7384 b, con un raggio di 3,56 volte quello terrestre, che orbita attorno a una nana M4 (temperatura effettiva di 3185 K) con un periodo di 6,2 giorni. Entrambi i pianeti si trovano vicino al limite interno (più caldo) della zona temperata.

La precisione nella misurazione dei raggi di questi pianeti è elevata, rispettivamente 6,8% e 5,9%. Le osservazioni a terra, le immagini ad alta risoluzione e le analisi statistiche hanno convalidato le scoperte. In particolare, TOI-6716 b, con una stima della massa simile a quella dei pianeti di TRAPPIST-1, rappresenta un interessante obiettivo per il telescopio spaziale James Webb (JWST) per futuri studi atmosferici.

Paper: ArXiv.org

Sondando la morfologia della Nebulosa di Gum attraverso le osservabili dei pulsar e un nuovo metodo di stima della distanza

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Nuove Scoperte sulla Nebulosa di Gum: Un’Analisi Dettagliata con i Pulsar

Un recente studio, pubblicato su arXiv (2601.05791v1), presenta una nuova analisi della Nebulosa di Gum, un vasto residuo di supernova nella nostra galassia. Diversi modelli esistenti sulla Nebulosa di Gum presentano notevoli discrepanze nei loro parametri e nelle origini suggerite. Questa ricerca propone un metodo per testare la coerenza di questi modelli con i dati osservativi dei pulsar presenti nella direzione della nebulosa. L’analisi si concentra sui dati del pulsar Vela, ipotizzando una regione di scattering predominante in primo piano.

I risultati suggeriscono che la distanza frazionaria dello scatterer è di $0.89 \pm 0.01$, che corrisponde a $254 \pm 16$ pc, data la distanza del pulsar Vela. Utilizzando le distanze indipendenti di dieci pulsar, lo studio propone una descrizione più accurata del modello di densità elettronica della Nebulosa di Gum, con una morfologia simile a quella del modello YMW16, ma con stime migliori delle distanze dei pulsar. Nel nuovo modello, il pulsar Vela si troverebbe dietro il bordo frontale del guscio di Gum, a differenza del modello YMW16.

Inoltre, viene presentata una nuova tecnica per vincolare meglio le distanze dei pulsar, utilizzando simultaneamente la misura di dispersione e l’allargamento temporale. Questo metodo risulta meno influenzato dalle incertezze nei modelli di distribuzione della densità elettronica galattica. L’approccio rivela che l’allargamento temporale atteso, in funzione della distanza, non segue un andamento monotono crescente, ma mostra oscillazioni nelle regioni di maggiore densità elettronica. Questo comportamento, dovuto all’impiego della forma integrale dell’allargamento temporale, consente stime più affidabili.

Paper: ArXiv.org

Indagine sul nucleo delle CME: la relazione con le protuberanze tramite osservazioni coronali interne

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Nuove scoperte sulla connessione tra espulsioni di massa coronale e protuberanze solari

Un recente studio, basato sull’analisi di osservazioni dettagliate della corona solare, ha fornito nuove informazioni sulla relazione tra i nuclei brillanti delle espulsioni di massa coronale (CME) e le protuberanze solari. La ricerca, pubblicata su arXiv (arXiv:2601.05768v1), ha utilizzato dati provenienti da diverse fonti, tra cui il coronagrafo K-Cor del Mauna Loa Solar Observatory (MLSO) e le osservazioni Hα del Global Oscillation Network Group (GONG), oltre alle immagini a 304 Å dell’Atmospheric Imaging Assembly (AIA).

I risultati dello studio evidenziano una forte corrispondenza spaziale tra le protuberanze Hα e i nuclei delle CME nella luce bianca, con una correlazione media di circa 0,7. Le correlazioni tra luce bianca e AIA 304 Å sono risultate più deboli (circa 0,5). In diversi eventi, è stato possibile tracciare continuamente i nuclei delle CME fino al campo visivo del Large Angle and Spectrometric Coronagraph Experiment (LASCO/C2), confermando la persistenza del materiale delle protuberanze nella corona esterna.

Lo studio sottolinea l’importanza delle osservazioni della corona interna per una corretta analisi della dinamica delle CME. L’estrapolazione all’indietro dei nuclei delle CME da LASCO/C2, basata su ipotesi di velocità costante e traiettoria lineare, può infatti introdurre errori significativi, fino a 40° nell’angolo di posizione e circa 140 minuti nel tempo di eruzione. In conclusione, i risultati suggeriscono che, nelle CME associate a protuberanze, i nuclei brillanti sono prevalentemente composti da materiale proveniente dalle protuberanze.

Paper: ArXiv.org

Fading into darkness: un’eiezione di massa debole e un rientro a bassa efficienza accompagnano la formazione di un buco nero in M31-2014-DS1

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Un’Improvvisa Scomparsa Svela i Segreti della Formazione di un Buco Nero

Un recente studio, basato su osservazioni del telescopio spaziale James Webb (JWST) e del Chandra X-ray Observatory, ha gettato nuova luce sulla formazione di buchi neri stellari. La ricerca, pubblicata su arXiv (arXiv:2601.05774v1), si concentra sull’oggetto M31-2014-DS1, una stella nella galassia di Andromeda che è scomparsa tra il 2014 e il 2022.

Gli astronomi ipotizzano che la scomparsa sia stata causata dal collasso di una stella massiccia, una supergigante gialla di circa 12-13 masse solari, che ha portato alla formazione di un buco nero di circa 5 masse solari. Le osservazioni nel medio infrarosso (MIR) del JWST hanno rivelato una sorgente estremamente rossa, con forti assorbimenti da gas molecolare (CO, CO2, H2O, SO2) e caratteristiche di polvere di silicato.

L’analisi dei dati suggerisce che la sorgente centrale stia continuando a svanire, con una luminosità bolometrica che raggiunge circa il 7-8% di quella della stella progenitrice. Intorno al buco nero si estende un guscio di polvere che copre una distanza di circa 40-200 unità astronomiche. Inoltre, è stata rilevata una massa di gas di circa 0,1 masse solari in espansione a circa 100 km/s. Non è stata rilevata alcuna sorgente di raggi X.

I risultati suggeriscono che la formazione del buco nero sia stata accompagnata da un’eiezione a bassa energia dell’inviluppo esterno ricco di idrogeno e da un rientro inefficiente di materiale. Questo studio fornisce nuove informazioni sulla formazione dei buchi neri attraverso esplosioni a bassa energia e il rientro a lungo termine di materiale.

Paper: ArXiv.org

Evento di distruzione mareale oscurato dalla polvere e radio-emittente coincide con un evento di neutrini ad alta energia

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Un’analisi approfondita rivela una potenziale connessione tra eventi di distruzione mareale (TDE) oscurati dalla polvere e l’emissione di neutrini ad alta energia.

La ricerca, basata sull’articolo arXiv:2601.05601v1, si concentra sull’identificazione delle sorgenti di neutrini ad alta energia rilevati da IceCube. Nonostante i progressi, le origini astrofisiche di questi eventi rimangono in gran parte sconosciute. Gli scienziati hanno esaminato la coincidenza temporale e spaziale tra eventi di neutrini e bagliori radio transitori, scoprendo un candidato TDE oscurato otticamente, SDSS J151345.75 + 311125.2, in correlazione con l’evento di neutrini sub-PeV IC170514B.

L’analisi dello spettro di sincrotrone, che copre 605 giorni, rivela una regione radio-emittente stabile, con un’energia cinetica fino a $10^{51}$ erg. Le immagini ad alta risoluzione, ottenute dall’European VLBI Network, mostrano un’emissione radio compatta, suggerendo un’interazione tra un flusso decelerante e un mezzo circumnucleare denso. Questa interazione potrebbe essere il sito di produzione di neutrini attraverso collisioni protone-protone, fornendo un ambiente ad alta densità. Ulteriori ricerche su transitori radio coincidenti con neutrini ad alta energia potrebbero confermare questa ipotesi.

Paper: ArXiv.org

Analisi delle Eruzioni Solari e delle Macchie Solari del 4 Gennaio 2025 e i loro Effetti sul Meteo Spaziale

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Analisi delle Eruzioni Solari e delle Macchie Solari del 4 Gennaio 2025

Le eruzioni solari e le espulsioni di massa coronale (CME) sono tra i fenomeni più energetici del sistema solare, con un impatto significativo sul meteo spaziale e sulle tecnologie terrestri. Uno studio recente, pubblicato su arXiv (arXiv:2601.05591v1), si concentra sull’analisi di questi eventi solari osservati il 4 gennaio 2025.

La ricerca utilizza SunPy, una libreria Python open-source per la fisica solare, per esaminare le regioni attive del sole e la loro correlazione con le eruzioni solari e le CME. I dati provengono da varie fonti, tra cui GOES, SDO (AIA e HMI), Solar Orbiter (STIX), e-CALLISTO, Aditya L1 (SUIT) e SOHO. L’analisi ha permesso di tracciare l’intensità delle eruzioni, l’evoluzione delle regioni attive, la dinamica delle onde d’urto e delle CME.

L’eruzione solare analizzata è stata classificata come un evento di classe X1.8. Lo studio ha evidenziato alcuni precursori magnetici chiave che hanno portato all’eruzione. I risultati contribuiscono a una migliore comprensione dei precursori delle eruzioni solari e supportano lo sviluppo di modelli predittivi per le previsioni del meteo spaziale. Questo tipo di ricerca è fondamentale per mitigare i potenziali rischi derivanti dalle tempeste solari, come interruzioni delle comunicazioni e danni ai satelliti.

Paper: ArXiv.org

Controllo stellare sulla chimica del carbonio atmosferico, fuga di CO e sintesi organica su pianeti simili alla Terra senza vita

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Controllo stellare sulla chimica del carbonio atmosferico, fuga di CO e sintesi organica su pianeti simili alla Terra senza vita

Le abbondanze delle specie di carbonio atmosferico—anidride carbonica (CO2), monossido di carbonio (CO) e metano (CH4)—esercitano controlli fondamentali sul clima, sullo stato redox e sull’ambiente prebiotico dei pianeti terrestri. Con i progressi nella caratterizzazione atmosferica degli esopianeti, è essenziale capire come queste specie siano regolate sui pianeti terrestri abitabili in un’ampia gamma di condizioni stellari e planetarie. In questo studio, viene sviluppato un modello numerico integrato che accoppia chimica atmosferica, clima e ciclo del carbonio a lungo termine per indagare le composizioni atmosferiche di pianeti simili alla Terra senza vita, in orbita attorno a stelle simili al Sole (di tipo F, G e K). Le simulazioni dimostrano che CO2, CO e CH4 generalmente aumentano con la distanza orbitale e che i pianeti vicino al bordo esterno della zona abitabile possono subire la fuga di CO, un’instabilità fotochimica guidata dal grave esaurimento dei radicali OH. La soglia per la fuga di CO dipende fortemente dal tipo spettrale stellare ed è più facilmente innescata attorno a stelle più fredde e meno massicce. Al contrario, la produzione atmosferica di formaldeide (H2CO)—un precursore chiave per la chimica organica prebiotica—raggiunge il picco attorno a pianeti in orbita attorno a stelle più massicce e luminose nell’ultravioletto ed è massimizzata a distanze orbitali appena all’interno della soglia di fuga di CO. Questi risultati stabiliscono un quadro quantitativo che collega le proprietà osservabili del sistema—tipo stellare e distanza orbitale—e la chimica del carbonio atmosferico dei pianeti simili alla Terra senza vita, fornendo un nuovo contesto per l’interpretazione delle future osservazioni spettroscopiche e per la valutazione del potenziale di tali pianeti di sostenere la chimica prebiotica.

Paper: ArXiv.org

Posso vedere il tuo alone: vincolare l’alone della Via Lattea DM con studi sulla popolazione di FRB

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I can see your halo: Constraining the Milky Way halo DM with FRB population studies

I fast radio burst (FRB) sondano la densità della colonna elettronica lungo la linea di vista e quindi possono essere utilizzati per sondare le strutture in primo piano. Una di queste strutture è l’alone galattico. In questo lavoro, utilizziamo un totale di 98 FRB ad alta latitudine galattica ($|b| > 20^ extdegree$) rilevati da ASKAP, Parkes, DSA e FAST con 32 redshift associati per vincolare il contributo di misura della dispersione (DM) dall’alone galattico. Adattiamo simultaneamente i parametri sconosciuti della popolazione di FRB, che mostrano correlazioni con l’alone galattico ma non sono completamente degeneri. Utilizziamo principalmente un modello isotropo per l’alone, ma non troviamo prove a favore di un particolare modello di alone. Troviamo DM$_{
m MW,halo}$=$68^{+27}_{-24}$pc/cm$^3$, che è in accordo con altri risultati all’interno della letteratura. I precedenti vincoli su DM$_{
m MW,halo}$ con FRB hanno utilizzato alcuni FRB a basso DM. Tuttavia, questo è altamente soggetto a fluttuazioni tra diverse linee di vista, e quindi l’utilizzo di un numero maggiore di linee di vista come facciamo noi è più probabile che sia rappresentativo del vero contributo medio. Tuttavia, dimostriamo che i singoli FRB possono ancora distorcere i dati in modo significativo e quindi saranno importanti in futuro per risultati più precisi.

Paper: ArXiv.org

Il ginocchio dei raggi cosmici come firma locale di PeVatron nelle vicinanze

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Il ginocchio dei raggi cosmici: un enigma cosmico con una soluzione locale?

Un recente studio pubblicato su arXiv (arXiv:2601.05435v1) solleva una questione affascinante: il “ginocchio” nello spettro dei raggi cosmici, un’improvvisa variazione nella sua forma a circa 4 PeV, è un fenomeno globale o un segnale locale? I raggi cosmici, particelle ad alta energia che permeano la galassia, presentano questo ginocchio, e la sua interpretazione è fondamentale per comprendere la loro origine.

Se il ginocchio fosse un fenomeno globale, significherebbe che lo spettro dei raggi cosmici è uniforme in tutta la Galassia, e il ginocchio sarebbe una caratteristica comune. In alternativa, se fosse un segnale locale, ciò implicherebbe che il flusso di raggi cosmici varia nello spazio galattico, e il ginocchio sarebbe dovuto a poche sorgenti nelle vicinanze.

Gli autori dello studio hanno simulato la propagazione dei raggi cosmici nel campo magnetico galattico e nel mezzo interstellare. Hanno scoperto che i due scenari corrispondono a diversi tassi di nascita degli acceleratori di protoni PeV e dipendono dalla presenza di potenti sorgenti vicine. Confrontando le simulazioni con le osservazioni dei raggi cosmici e dei raggi gamma, i ricercatori suggeriscono che un ginocchio locale sarebbe spiegato meglio da sorgenti situate a circa 1 kpc di distanza e con età comprese tra 0,1 e 1 Myr. Tra i candidati più promettenti, viene menzionato il Bozzolo del Cigno (Cygnus Cocoon).

Questa ricerca offre nuove prospettive sulla natura dei raggi cosmici e sulla loro interazione con l’ambiente galattico, aprendo nuove strade per future indagini.

Paper: ArXiv.org

Rilevamento dello sciame meteorico degli Aridi del 2021 sul Maunakea, Hawai’i

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Rilevamento dello sciame meteorico degli Aridi del 2021 sul Maunakea, Hawai’i

È stato annunciato il rilevamento dello sciame meteorico degli “Aridi” (IAU#1130 ARD), previsto per la prima volta nel 2021, utilizzando una telecamera live di YouTube accessibile al pubblico. Questa telecamera, installata sulla cupola del telescopio Subaru sulla cima del Maunakea, Hawai’i, offre un ampio campo visivo (70 gradi per 40 gradi) e un’elevata sensibilità, in grado di osservare stelle più deboli della sesta magnitudine.

Il rilevamento dei meteoriti è stato effettuato in due modi: l’ispezione visiva da parte dei cittadini spettatori e la successiva convalida attraverso il rilevamento automatizzato. Di conseguenza, abbiamo confermato che il numero di meteoriti provenienti da vicino al radiante previsto è aumentato di oltre sei volte (~9 sigma) rispetto ai giorni precedenti e successivi. Il nostro tempo di osservazione è stato di 4-5 ore dopo il picco previsto (longitudine solare = 193,9 gradi), fornendo dati chiari che indicano che l’attività non era ancora diminuita. Le osservazioni ottiche in questo momento dall’emisfero settentrionale sono estremamente limitate e uniche, rendendo prezioso il nostro punto di osservazione.

I meteoriti sono caratterizzati da un aspetto lento e debole, ma sono stati osservati anche diversi meteoriti più luminosi con scie. Le simulazioni che tracciano le scie di polvere dal corpo genitore, la cometa 15P/Finlay, suggeriscono che il nostro rilevamento può essere spiegato dalle scie di polvere rilasciate nel 2008 o nel 2014, che richiedono entrambe alte velocità di espulsione. Tuttavia, durante il ritorno della cometa nel 2008, la sua attività è stata eccezionalmente tranquilla, rendendo discutibile un’espulsione di polvere ad alta velocità. D’altra parte, sono stati osservati diversi grandi scoppi durante il ritorno del 2014, periodo in cui è prevista una certa quantità di rilascio di polvere ad alta velocità. Concludiamo che la fonte di polvere dello sciame meteorico rilevato in Hawai’i questa volta è probabilmente attribuibile alla polvere ad alta velocità (~67 m s-1) espulsa durante l’esplosione del 2014.

Paper: ArXiv.org