Scritto: Lunedì, 14 Dicembre 2020 07:16 Ultima modifica: Sabato, 26 Dicembre 2020 14:55

L'impressionante precisione di Gaia EDR3


Cominciamo ad esplorare le meraviglie del nuovo catalogo astrometrico, partendo dalle nostre immediate vicinanze (entro 4 parsec o 13 anni luce)...

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Mappa della densità stellare e dell'indice di colore del datatbase EDR3 in coordinate galattiche Mappa della densità stellare e dell'indice di colore del datatbase EDR3 in coordinate galattiche Copyright: ESA/Gaia/DPAC; CC BY-SA 3.0 IGO. Acknowledgement: A. Moitinho

 Oltre due anni fa, in occasione della pubblicazione del catalogo Gaia DR2, mi divertii ad estrarre da esso le distanze di Proxima Centauri e della Stella di Barnard, confrontandole con quelle ottenute in precedenza. Già allora, risultava che l'incertezza fornita da Gaia era oltre 5 volte più piccola della migliore stima fatta da Terra, mentre rispetto al catalogo Tycho (basato sulle misure astrometriche del predecessore Hipparcos), il miglioramento era pari a poco più di tre volte per la Stella di Barnard e solo del 30% per Proxima.

 Da undici giorni però abbiamo a disposizione il nuovo catalogo EDR3, molto più preciso del precedente perchè basato su 34 mesi di osservazioni (contro i 22 del DR2) e su nuovi algoritmi iterativi per il data processing. Esso riporta i dati astrometrici completi per quasi 1,47 miliardi di astri, contro 1,33 del catalogo precedente, e da esso sono stati rimossi gli errori sistematici che affliggevano DR2, portando a un formidabile miglioramento nelle misure di posizione, moto proprio e parallasse: si stima che l'errore tipico sulla parallasse sia ora pari a ∼26 micro-secondi d'arco (µas), che diventano ∼ 33 µas/anno per il moto proprio; stiamo parlando di angoli che corrispondono alle dimensioni apparenti di una pallina da golf sulla Luna!

 Per non ritrovarmi a gestire una mole enorme di dati, qui mi sono limitato a una sfera molto contenuta, solo 4 parsec ovvero circa 13 anni luce attorno al Sole; essa contiene una trentina di sistemi stellari, i nostri vicini più prossimi. E' possibile estrarre un gran numero di informazioni su questo piccolo gruppo tramite l'interfaccia SEARCH/Advanced Query (ADQL), impostando la seguente condizione:

estrazione 4pc

Interfaccia utilizzata per l'estrazione dati su https://gea.esac.esa.int/archive/

 Il risultato dell'estrazione è mostrato nella seguente tabella, dove tra le numerose colonne presenti, riporto quelle più interessanti al nostro scopo. Le prime due colonne (in realtà non presenti nel catalogo) indicano il nome della stella, quello più famoso e il nome alternativo più utilizzato; seguono due designazioni interne al catalogo. Anche le quattro colonne successive sono state aggiunte da me e si riferiscono alla distanza in anni luce1, di cui parleremo meglio tra poco; esse sono ricavate direttamente dalla colonna "parallax" in cui la parallasse misurata da Gaia è espressa in milli-secondi d'arco (mas) ed è seguita dal corrispondente errore stimato (1-sigma). Sono riportate anche le coordinate celesti ("ra" per l'ascensione retta e "dec" per la declinazione, entrambe in gradi) con le corrispondenti incertezze, come pure il moto proprio annuo (pm) e la magnitudine media nel sistema fotometrico di Gaia. Ancora più a destra, ci sono le colonne della velocità radiale: esse sono negative per un oggetto in avvicinamento e positive per uno che si allontana e derivano dal precedente catalogo DR2 oppure, se mancanti, da altre fonti2. Nell'ultima colonna ho calcolato la velocità complessiva della stella nello spazio a tre dimensioni, ricavandola dal moto proprio, dalla distanza e dalla velocità radiale, combinate tra loro.

estrazione 4pc i

Elenco delle 28 stelle più vicine a noi nel catalogo EDR3; si noti il curioso affollamento di stelle a una distanza compresa tra 11,4 e 12 anni luce da noi - Source credits: ESA/Gaia/DPAC - Data processing: Marco Di Lorenzo

 Tornando alle distanze, la colonna "D 2016.0" indica la distanza in anni luce alla data di riferimento del catalogo DR3, cioè il 1 gennaio del 2016; si tratta della data media delle osservazioni su cui esso si basa (il catalogo DR2 era riferito al 2015,5 e il DR1 al 2015,0). La successiva colonna riporta l'errore assoluto sulla distanza mentre quella seguente mostra l'errore relativo, con un codice dei colori che ne indica la bontà (quelle verdi sono le migliori). Questi livelli di precisione sono davvero eccezionali, vedere distanze stellari espresse con 5 cifre significative corrette era una cosa impensabile per gli astronomi fino a poche decine di anni fa, quando le stime migliori erano 2 ordini di grandezza meno precise. La distanza di Proxima Centauri, ad esempio, è affetta da un errore relativo pari a una parte su 15400: è come se misurassimo la distanza tra il Colosseo e il Duomo di Milano con una incertezza di 31 metri! Si tratta di un risultato 4 volte migliore rispetto a Gaia DR2 e questo la dice lunga sul progresso realizzato con il nuovo catalogo. 

 La colonna "D 2021.0", come suggerisce il nome, si riferisce alla distanza attuale che è leggermente diversa da quella riportata nel catalogo poiché tiene conto del moto delle stelle nella direzione di vista, la cosiddetta velocità radiale; il livello di precisione è infatti tale per cui non si può ignorare questo effetto dinamico, che diventa particolarmente importante in stelle notoriamente veloci, quali la Stella di Barnard che si avvicina a un ritmo di 2 unità astronomiche ogni mese. In un paio di casi (Lalande 21185 e Ross 248) l'incertezza sulla velocità radiale è tale da poter inficiare anche sulla cifra meno significativa della distanza attuale, che in questi casi è riportata in carattere italico.

 Espressa in km, la distanza attuale di Proxima è di 40171,1 miliardi di km, con una incertezza di 2,6 miliardi di km. Questa è l'incertezza più piccola nel catalogo, sia in termini relativi che assoluti, mentre considerando l'angolo di parallasse da cui siamo partiti, ci sono casi in cui la misura è ancora migliore e l'incertezza arriva ed essere meno della metà rispetto a Proxima. Questo è il caso di Lacaille 9352, Struve 2398AGroombridge 34 A, tuttavia, data la loro relativa lontananza, esse non possiedono in assoluto le distanze più precise. Se l'incertezza sulla parallasse varia così tanto da caso a caso, è perchè tale quantità viene influenzata da vari fattori. Primo fra tutti, la luminosità che incide negativamente nel caso di oggetti molto deboli (è il caso di Epsilon Indi) ma anche molto luminosi, come avviene per Epsilon Eridani e Tau Ceti; il motivo è spiegato tra poco. C'è poi il numero di osservazioni effettuate su quel particolare astro, il che incide sulla statistica; dato che le misure della parallasse e del moto proprio, che per essere ben discriminate tra loro e molto precise, necessitano di numerose misure fatte a intervalli di qualche mese e prolungate per svariati anni. La mappa sottostante mostra come tale effetto incida negativamente sulle misure di parallasse di stelle in prossimità dell'eclittica, dove il numero di osservazioni è più basso per via del tipo di scansione effettuata da Gaia sulla volta celeste. C'è infine da menzionare anche la dipendenza della misura di parallasse dal colore della stella o dalla sua vicinanza a un astro molto più luminoso, e questo è proprio il caso di Sirio B che, nel periodo di osservazione, distava poco più di 10 secondi d'arco dalla compagna che è 10mila volte più luminosa; un tale disturbo non può non incidere negativamente su "rapporto segnale/rumore" e quindi sulla precisione delle misure astrometriche, un po' come avviene nelle stelle molto deboli e isolate.

EDR3 Punc map

Distribuzione sulla volta celeste in coortinate eclittiche per l'incertezza media sulle stelle luminose (G<14) - Credits: L.Lindgreen et. al., A&A proofs "DR3-Parallaxes" - Processing: Marco Di Lorenzo

  Nella tabella mancano alcuni stelle celebri: Alpa Centauri A e B, Sirio A e Procione. Il motivo è che, purtroppo, Gaia non è in grado di effettuare misure su stelle così luminose perchè i sensori CCD risultano "abbagliati" da esse (in pratica, vanno in saturazione e blooming) e questo è un limite ben noto al quale ci si è dovuti rassegnare già in fase di progettazione; in effetti, la stella più luminosa nel catalogo EDR3 ha magnitudine apparente G=+1,73.

 Per il motivo opposto mancano anche alcune nane brune come il sistema binario Luhman 16WISE 0855−0714, entrambe a circa 7 anni luce; esse sono da noi ma troppo deboli per essere rivelate da Gaia che lavora in banda visibile, e sono sicuramente oltre il limite di completezza del catalogo EDR3 che è intorno a G=20. In effetti si tratta di oggetti talmente deboli e freddi da poter essere osservati solo nell'infrarosso termico.

 Infine, manca all'appello anche il sistema triplo EZ Aquarii (Gliese 866 o Luyten 789-6) e questo è a prima vista strano, dal momento che si tratta di tre stelle situate a 11,3 anni luce di distanza e con una luminosità "giusta" per essere misurate con precisione da Gaia (intorno alla tredicesima magnitudine). Una possibile spiegazione è proprio legata alla natura multipla del sistema, dato che la componente B dista circa 0,3 secondi d'arco dalle altre due, che sono binarie strette spettroscopiche (non risolvibili neanche da Gaia). E' possibile che, in presenza di stelle doppie così ravvicinate, il sistema di misura di Gaia vada in crisi e non riesca a localizzare con esattezza il "centroide" dell'astro, dato che questo risulta non puntiforme ma elongato. In effetti, EZ Aquarii figura nel catalogo e Gaia è riuscita a misurarne la magnitudine complessiva, ma non la parallasse. Invece, quando le stelle binare vengono risolte chiaramente, sono trattate nel catalogo come oggetti indipendenti e per ciascuna di esse viene fornita posizione, moto proprio e parallasse.

 Insomma, a parte qualche inevitabile limitazione, Gaia ci sta regalando un'immagine completamente nuova del nostro vicinato stellare, con una squisita precisione. Il valore del nuovo catalogo EDR3 naturalmente va molto oltre, dato che il suo altro grande punto di forza è la vastità del campione di oggetti analizzati. Ma di questi risultati parleremo più ampiamente nei prossimi articoli, in cui ci allontaneremo progressivamente dalla nostra regione più prossima, ampliando lo sguardo fino a raggiungere le galassie a noi più vicine. Un'ultima considerazione: a quanto pare, ESA ha deciso di estendere ulteriormente la missione di Gaia di altri 5 anni, dunque fino al 2026. Questa è un'ottima notizia perchè significa che, alla fine del decennio, disporremo di un catalogo definitivo basato su ben 12 anni di osservazioni, contro i 5 inizialmente pianificati; di conseguenza, sia il numero di misure che l'intervallo temporale abbracciato saranno quasi 3 volte più grandi rispetto a EDR3 e la precisione raggiunta sarà ancor più sbalorditiva, soprattutto per quanto riguarda la misura dei moti propri. Rispetto ad altri satelliti astronomici, in effetti, Gaia ci offre una dimensione in più: quella temporale!

 

Note a piè pagina:

1) Nelle conversioni si è assunto, come lunghezza dell'anno luce, il valore convenzionalmente adottato, riferito alla distanza percorsa dalla luce nel vuoto durante un anno giuliano (365,25 giorni esatti). Esso risulta pari a 9,460730·1012 km e, di conseguenza, un parsec corrisponde a 3,261564 anni luce.

2)  Al contrario del catalogo completo DR3, che verrà rilasciato nel 2022, questa versione preliminare non contiene nuove misure di velocità radiale.

 

Riferimenti:
https://gea.esac.esa.int/archive/
https://en.wikipedia.org/wiki/List_of_nearest_stars_and_brown_dwarfs
https://arxiv.org/pdf/2012.01742.pdf

Acknowledgement:
This work has made use of data from the European Space Agency (ESA) mission Gaia (https://www.cosmos.esa.int/gaia), processed by the Gaia Data Processing and Analysis Consortium (DPAC, https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/dpac/consortium). Funding for the DPAC has been provided by national institutions, in particular the institutions participating in the Gaia Multilateral Agreement.

Altre informazioni su questo articolo

Letto: 161 volta/e Ultima modifica Sabato, 26 Dicembre 2020 14:55
Marco Di Lorenzo (DILO)

Sono laureato in Fisica e insegno questa materia nelle scuole superiori; in passato ho lavorato nel campo dei semiconduttori e dei sensori d'immagine. Appassionato di astronautica e astronomia fin da ragazzo, ho continuato a coltivare queste passioni sul web, elaborando e pubblicando numerose immagini insieme al collega Ken Kremer. E naturalmente amo la fantascienza e la fotografia!

https://www.facebook.com/marco.lorenzo.58 | Questo indirizzo email è protetto dagli spambots. È necessario abilitare JavaScript per vederlo.

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