Conferenza di Cesena

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Conferenza di Cesena

Conferenza dell’ 8 giugno 2012 a Cesena nell’aula magna della facoltà di Ingegneria e Scienze Informatiche

A cura di Mauro Spadolini

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Foto 1: L’astronomo introduce l’argomento delle sue ultime ricerche, volte a determinare, tra le altre cose, l’entità dell’effetto di selezione, il quale modifica il rapporto reale tra stelle giganti rosse e stelle nane rosse (ritenuto approssimativamente e mediamente di 1 su 50 000).

Secondo Goretti l’effetto di selezione non può modificare il rapporto tanto da farlo diventare addirittura ugale a 100, come invece risulta dall’ultimo catalogo, in cui le giganti rosse sono un centinaio di volte più numerose delle nane rosse.

Le ricerche avevano anche lo scopo di fare luce su diverse incongruenze e stranezze notate sul Catalogo HIPPARCOS (HIgh Precision PARallax COllecting Satellite). Dalle parallassi negative che, nei casi “più benevoli”, comporterebbero stelle lontanissime e, in quelli “meno benevoli”, la drastica revisione del procedimento di calcolo, come logica conseguenza dell’assurdità del risultato. Fino alle incertezze sulle misure di quegli angoli, che talvolta appaiono troppo basse se riferite ai telescopi che vengono usati per quelle misurazioni.

La modestia di Vittorio Goretti e l’improvvisa afonia del presentatore non hanno fatto emergere, nel corso della conferenza, un episodio significativo.

In occasione di un convegno presso la Facoltà di Ingegneria di Bologna (1999) il prof. Brian G. Marsden, direttore fino al 2006 dell’MPC (Minor Planet Center) presso lo Smithsonian Astrophysical Observatory di Cambridge, Massachusetts, fu accompagnato al luogo della conferenza dall’astrometrista bolognese. Lungo la strada il prof. Marsden si complimentò con Goretti perché tra i dati che arrivavano al Centro dagli osservatori minori (e che in parte venivano poi girati al NEODyS – Near Earth Objects Dynamic Site – del Dipartimento di Matematica dell’Università di Pisa, oggi NEODyS-2) quelli del suo osservatorio erano gli unici che non necessitavano di alcuna correzione prima del loro inserimento nell’Asteroid Database. Aggiunse che, se avesse avuto una postazione fissa (una cupola), l’Osservatorio 610 di Pianoro sarebbe stato contrassegnato con una H (High Precision Observatory), proprio come i quattro più importanti Osservatori americani.

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Foto 2: Davanti al diagramma da lui ideato Vittorio Goretti spiega come esso permetta di distinguere le nane rosse dalle giganti rosse ancor prima di eseguire le misure di parallasse.

Il diagramma è costruito con gli “indici di colore” ricavati dai dati riportati sui cataloghi ufficiali.
Sull’asse orizzontale si trova l’indice di colore B-V (bi meno vu) (differenza tra la magnitudine nel blu e la magnitudine nel visuale) che viene usato anche nel diagramma di Hertzsprung-Russell. Sull’asse verticale, invece, abbiamo un “diverso” indice di colore, che viene usato per la prima volta in questo modo dall’astronomo bolognese. Si tratta dell’indice V-R (differenza tra la magnitudine nel visuale e la magnitudine nel rosso).

Il diagramma, che è riportato nelle ultime pagine della prima ricerca, potrebbe, già di per sé, rappresentare una convalida delle misurazioni di parallasse del Goretti, ottenuta con l’utilizzo dei dati della scienza ufficiale, vale a dire con le misurazioni di magnitudine delle stelle (sia nel blu sia nel visuale sia nel rosso) eseguite dai grandi osservatori.

Allo stesso tempo il diagramma, insieme con le successive misure di parallasse eseguite dal suo ideatore, contraddice le misurazioni di distanza di alcuni cataloghi, che invece attribuiscono a tante nane rosse vicine l’etichetta di giganti rosse lontane, alcune così lontane da avere addirittura angoli di parallasse negativi…

Queste ultime contraddizioni presenti nel Catalogo Hipparcos sono state messe in evidenza nella prima parte della seconda ricerca con una dimostrazione per assurdo (cioè utilizzando i dati del catalogo stesso) ripetuta per quattro semi spicchi di cielo di ampiezza di un’ora. Ogni semi fuso di tale ampiezza rappresenta quindi un 48-esimo dell’intera volta celeste e contiene, censite in quel catalogo, da più di duemila a quasi tremila stelle.

Le foto 1, 2 e 3 della conferenza sono di Giorgio Boschi

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Foto 3: Il relatore indica, su un diagramma costruito dall’astrometrista Lorenzo Franco e pubblicato a pag. 36 del n.120 della rivista “Coelum Astronomia” del sett. 2008, l’andamento delle parallassi “generiche” della famosa stella doppia 61 Cygni.

Poco dopo l’istante della foto il relatore ha indicato anche i valori π, che sono il massimo negativo e il massimo positivo della sinusoide su cui si trovano i diciotto punti sperimentali delle parallassi generiche. Il valore π è il vero angolo di parallasse della stella, la sua parallasse “annua”.

Il diagramma, che è riportato nella prima figura di “Ipotesi e domande”, è stato costruito da Franco nell’arco di quindici-sedici mesi. Esso mostra la differenza della longitudine eclittica dell’astro (espressa in secondi d’arco – arcsec) alle varie date rispetto alla longitudine eclittica che viene assunta come riferimento, cioè la longitudine posseduta dalla stella nel momento in cui si trova in opposizione.

Il diagramma è molto utile per dare possibili risposte ai quesiti posti da Goretti e per valutare le sue ipotesi. Sia perché quel diagramma mette in evidenza come dalla differenza tra due longitudini eclittiche possano risultare valori positivi o negativi (e quindi valori di angolo di parallasse che “sembrano” essere positivi o negativi); sia perché serve per spiegare in quale errore potrebbero essere incorsi gli astrometristi del Progetto Hipparcos. Se infatti si assumessero le diciotto differenze di longitudine eclittica come diciotto misure di angolo di parallasse e si calcolasse la media di quei diciotto angoli, si otterrebbe un valore di angolo prossimo a zero (che potrebbe anche risultare negativo). Nel far ciò si commetterebbero però due errori.

Il primo errore consisterebbe nel lasciare il segno meno alle singole parallassi (annue e generiche) che erano risultate negative. Nel fare la media di tutti quei diciotto angoli è invece assolutamente necessario considerare i loro valori assoluti, vale a dire considerare positive anche le differenze di longitudini eclittiche che erano risultate negative.

Il secondo errore consisterebbe nel considerare utili (per fare la media) anche gli angoli di parallasse che risultano dalla differenza tra due longitudini eclittiche della stella che non sono intervallate dai tre mesi canonici e che non sono le due longitudini di quando la stella è in quadratura (minuendo λ2) e di quando la stella è in opposizione (sottraendo λ1). Quest’ultima longitudine eclittica (λ1), che fa da sottraendo tutte le diciotto volte, è quella che risulta dalla diciannovesima osservazione, dalla foto cioè che viene scattata con la stella in opposizione (in quell’arco di tempo di quindici-sedici mesi la stella si trova in opposizione due volte).

Nella figura proiettata durante la conferenza (foto 3) e che, come già detto, è stata riportata in “Ipotesi e domande”, una buona metà delle differenze fra longitudini sono angoli da scartare (sono parallassi generiche), poiché la distanza temporale tra il momento della seconda osservazione e il momento in cui la stella era in opposizione è troppo diversa dai tre mesi necessari per avere la parallasse annua p (o π), che è il vero angolo di parallasse.

La 61 Cygni (A e B) era stata già studiata da Piazzi fin dal 1804 e poi, più approfonditamente, da Bessel nel 1812 e, soprattutto, nel 1838, anno nel quale lo scienziato eseguì la prima misura di parallasse stellare, con osservazioni ottiche e con l’uso di un reticolo rotante, sovrapposto al campo visivo, che gli permetteva di prendere nota delle coordinate polari delle stelle di riferimento. La stella sotto osservazione era infatti sistemata al centro del reticolo e costituiva l’origine di quel sistema di riferimento; l’asse di riferimento poteva essere invece costituito dalla direzione del meridiano.

Bessel ottenne per la 61 Cygni una distanza dal Sole di poco più di 10 anni luce. Considerati i mezzi che aveva a disposizione (reticolo, carta e matita) è sorprendente la correttezza del valore ottenuto, poiché oggi la distanza è stata fissata in 11,4 (± 0,1) anni luce, essendo risultato un angolo di parallasse di 287 (± 3) mas. Le incertezze scritte tra parentesi mi sono state suggerite dallo stesso Goretti, dato che in Rete (Wikipedia) avevo letto “11,36 anni luce” e “287,18 mas”, valori tanto precisi quanto “misteriosi” per quanto riguarda l’entità degli errori di misura.

In Rete si trovano anche valori più precisi: (11,41 ± 0,02) l y   e   (285,88 ± 0,54) mas, con incertezze, quindi, che sono minori di quelle ipotizzate da Goretti e che possono derivare unicamente dall’uso di telescopi di diametro maggiore di quelli solitamente usati per misure di parallasse (attorno ai 30 cm se dal satellite e attorno ai 100 cm se dal suolo).

Nelle intenzioni degli organizzatori (Maurizio Balestra e Mauro Spadolini), nonché dell’astronomo stesso, la conferenza aveva tre scopi:

A – Invogliare qualche astrofilo, magari laureando o laureato in fisica come Goretti, a diventare un abile astrometrista utilizzando la sua esperienza ed il suo lavoro, perché sono sempre meno gli astronomi o astrofili che si dedicano ad un’attività che richiede un impegno notevole e necessita di molte ore di disagiato lavoro notturno (ben pochi sono disposti a sopportarlo per un tipo di ricerca che rimane lontano dai riflettori).

B – Sollevare il problema delle contraddizioni di alcuni cataloghi stellari, che capovolgono la teoria consolidata secondo la quale le stelle giganti rosse sono decisamente più rare delle nane rosse e che presuppongono un effetto di selezione spropositato e contradditorio. Di fatto in alcuni cataloghi sono quasi tutte stelle giganti e le stelle nane sono pochissime. Il tutto deriverebbe, secondo Goretti, dall’uso di programmi automatici di osservazione e di calcolo, che potrebbero essere stati scritti da informatici che non conoscono l’astrometria in modo approfondito.

C – Dare visibilità alle scoperte dell’astronomo bolognese, che hanno coronato una vita dedicata all’astronomia. Dalle prime osservazioni di quando era studente di scuola secondaria alle misurazioni di grande precisione di questi ultimi venticinque anni, che lo hanno portato, prima a scoprire nel giro di pochi anni più di trenta nuovi pianetini (e ad “osservarne” più di ventimila con lo scopo di aumentarne la precisione dei parametri orbitali); poi a collaborare con altri astronomi mettendo a loro disposizione le sue misurazioni, come, ad esempio, le curve di luce di alcuni pianetini dovute alla rotazione di quei corpi, molto spesso non sferici; ed infine a scoprire che molte stelle sono più vicine a noi di quanto sia Proxima Centauri (salvo smentite documentate).

Ma la conferenza è passata quasi inosservata, soprattutto perché chi avrebbe dovuto diffondere l’avviso alle testate giornalistiche locali non lo ha fatto. Così solo un giornale (La Voce di Romagna), che aveva un contatto diretto con gli organizzatori, ha riportato l’evento con l’articolo che si può leggere qui di seguito (foto 4).

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