In questo Blog abbiamo sempre seguito con grande attenzione e fin dal suo inizio la missione Gaia, una delle più ambiziose e fruttuose dal punto di vista scientifico che l'agenzia Spaziale Europea abbia mai realizzato. Come forse qualcuno ricorderà, il telescopio astrometrico, successore di Hipparcos, venne lanciato il 19 dicembre 2013 dallo spazioporto europeo di Kourou, nella Guyana francese, con un lanciatore Soyuz-Fregat. Come Plank e Webb, anche Gaia è stata posizionata attorno al punto di Lagrange L2 del sistema Sole-Terra, a circa 1,5 milioni di km da noi; da lì. a partire dal 25 luglio 2014, ha ripetuto più volte una scansione completa dell'intera volta celeste, misurando per ogni sorgente puntiforme osservata la luminosità, il colore ma soprattutto la sua posizione apparente in cielo, senza mai interrompersi e con una precisione senza precedenti, inimmaginabile per un telescopio posto sulla superficie terrestre (parliamo di incertezze dell'ordine decine di microsecondi d'arco). Questa incessante scansione, ripetuta dozzine di volte in epoche differenti, ha permesso di redigere cataloghi sempre più ricchi, con stime incredibilmente precise di distanza e movimento di circa due miliardi di stelle, osservando e a volte scoprendo asteroidi nel Sistema Solare e collezionando, per gli astri più luminosi, anche spettri e misure di velocità radiale. Questa immensa mole di dati sta avendo ricadute importanti su tutti i settori dell'astrofisica, come ben sanno tutti gli astronomi che usano quotidianamente i cataloghi Gaia.
Conclusa la missione primaria, la cui durata era preventivata in 5 anni, adesso la missione estesa ha praticamente raddoppiato il periodo di attività (il decimo anno di osservazioni verrà celebrato il prossimo 25 luglio). Pochi giorni fa, a Cracovia, si è tenuto il "Great Plenary Meeting: PM17 / EAS Science Symposium S4", dove GREAT indica il programma comunitario "Gaia Research for European Astronomy Training" mentre EAS sta per European Science Foundation. Durante il simposio sono state riportate le conclusioni raggiunte dal Gaia Science Team (GST) riguardo una possibile ulteriore estensione della missione, facendo a meno del combustibile per la micro-propulsione ormai in esaurimento; purtroppo, anche se fattibile sulla carta, una simile opzione implicherebbe costi elevati a fronte di risultati scientifici modesti. Pertanto, anche se a malincuore, è stata confermata la dismissione completa di Gaia, la cui attuale missione estesa si concluderà definitivamente il 15 gennaio 2025. Nelle settimane successive, dopo una fase di raccolta dei dati scientifici nominali e un breve periodo dedicato alla conduzione di test tecnologici, con l'obiettivo di massimizzare i ritorni scientifici e tecnici prima che il satellite venga definitivamente spento, verranno condotti alcuni test finali sul sistema di micro-propulsione e, a metà aprile, il veicolo verrà completamente "passivato" e allontanato dalla regione L2, entrando in orbita solare.
Ad oggi, il centinaio di sensori CCD di Gaia ha raccolto qualcosa come 3073 miliardi di misurazioni nel corso di 256 miliardi di transiti attraverso il suo duplice piano focale, inviando a terra un volume di quasi 135 TB di dati. A fine missione, queste cifre supereranno i 267 miliardi di transiti per 141 TB di dati, rispettivamente.
L'analisi definitiva dell'intera mole di dati avverrà solo con l'ultimo catalogo, il Gaia DR-5 "Legacy Release". previsto attualmente per il 2030. Invece il catalogo intermedio DR-4, in uscita tra 2 anni, sarà basato sui soli dati raccolti nella missione primaria (primi 5 anni). Qui sotto, vediamo il grafico sul numero enorme di pubblicazioni scientifiche basate su questi risultati (il dato per il 2024 è estrapolato a fine anno con un colore più chiaro).
Credits: ESA/DPAC/EAS/GREAT - Timo Prusti - Processing: Marco Di Lorenzo
Vediamo, a puro titolo di esempio, due dei numerosi risultati recentemente ottenuti dai ricercatori sulla base di questi dati.
Dalla pesa delle stelle doppie...
Il diagramma massa-luminosità occupa una posizione fondamentale nella fisica stellare ma, in passato, robuste misurazioni di massa stellare sono sempre state difficoltose e questo ha ostacolato la convalida dei modelli di evoluzione stellare. Spesso le masse stellari vengono ricavate dalla fotometria stellare, un metodo fortemente influenzato dai modelli stellari utilizzati e quindi affetti da incertezza notevole. Altri metodi si basano ad esempio sulle binarie ad eclisse con doppia linea spettrale ma, a causa della loro rarità, queste misurazioni non sono riuscite a coprire l'intero diagramma HR. La definizione di una scala di peso che funzioni in modo robusto per tutte le stelle nel diagramma HR (Hertzsprung-Russell) fornirebbe una base fondamentale da cui partire, ed è questo l'obiettivo di Hsiang-Chih Hwang e collaboratori con la pubblicazione di questo articolo su MNRAS all'inizio di quest'anno.
Ora, con gli ultimi dati di Gaia, si è aperta una nuova strada per la misurazione della massa attraverso i movimenti orbitali di stelle binarie larghe risolte. In particolare, a una separazione binaria fissa, più è massiccia la coppia stellare, maggiore è la sua velocità orbitale. Queste informazioni sono ora disponibili in abbondanza nei dati di Gaia, grazie alla sua straordinaria precisione astrometrica; impiegando tecniche di inferenza statistica e apprendimento automatico su un ampio campione di stelle binarie larghe, viene ora presentata una tale "scala di peso universale" con una stima delle masse stellari attraverso l'intero diagramma HR, come evidenziato nella Figura sottostante.
Credits: Hsiang-Chih Hwang, et al. 2024 MNRAS / ESA - Processing: Marco DI Lorenzo.
Questa rappresenta la prima determinazione delle masse dinamiche attraverso un ampio spazio di parametri, unificando regioni disparate del diagramma. Le misurazioni della massa dinamica sono fornite per stelle di sequenza principale, binarie non risolte e triple non risolte sulla sequenza principale, nonché masse medie per giganti e nane bianche. Aree particolarmente intriganti del diagramma HR coinvolgono le stelle pre-sequenza principale e l'altra area potenzialmente correlata a compagni di oggetti compatti ravvicinati come le combinazioni tra una nana di tipo M e una nana bianca. Le misurazioni di massa derivate si basano esclusivamente sulla dinamica newtoniana e offrono una convalida indipendente dei modelli di evoluzione stellare nonché approfondimenti sul numero di oggetti compatti. Le masse medie dedotte per le diverse famiglie stellari come giganti, stelle simili al Sole, nane bianche, ecc. sono mostrate anche attraverso linee bianche continue, oltre che da singoli esempi. Questi valori sono stati confrontati con le masse medie ottenute con tecniche diverse e sono in buon accordo. Il gradiente di massa nelle nane bianche come rilevato dagli spostamenti verso il rosso gravitazionali non viene tuttavia rilevato con questo metodo e future pubblicazioni di dati Gaia potrebbero fornire i dati critici per studiare ulteriormente questa differenza osservata.
...all'avvistamento di compagni deboli
Combinando i dati della missione Gaia dell'ESA con quelli dello strumento GRAVITY dell'ESO , gli scienziati hanno rilevato segnali luminosi provenienti da deboli compagne di otto stelle luminose, mai viste prima. Un team internazionale di astronomi ha esaminato il catalogo di Gaia, che elenca centinaia di migliaia di stelle che si sospetta abbiano una compagna. Hanno quindi identificato otto stelle da prendere di mira con GRAVITY, l'interferometro avanzato nel vicino infrarosso del Very Large Telescope dell'ESO, a Cerro Paranal in Cile.
GRAVITY ha catturato il segnale luminoso di tutti gli otto compagni previsti, sette dei quali erano sconosciuti fino a quel momento. Cinque compagni sono nane brune, oggetti celesti tra pianeti e stelle; si tratta di corpi più massicci del più grande dei pianeti ma più leggeri e deboli della più leggera delle stelle note. Una delle nane brune individuate in questo studio, a cui si riferisce la figura in apertura, orbita attorno alla sua stella ospite alla stessa distanza della Terra dal Sole. Questa è la prima volta che una nana bruna così vicina alla sua stella ospite può essere catturata direttamente. Il risultato apre la possibilità di catturare presto immagini di pianeti vicini alle loro stelle ospiti.
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