Astrocuriosità | febbraio 2026 – Puntini Rossi (Little Red Dots)

La curiosità del mese a cura di Luigi Foschini

I Puntini Rossi (Little Red Dots, LRD) sono degli oggetti cosmici peculiari scoperti grazie al James Webb Space Telescope (JWST). Questo telescopio è stato lanciato il 25 dicembre 2021 (per una descrizione dettagliata si veda la curiosità di febbraio 2022 di Gabriele Ghisellini) e ha dimostrato subito di avere prestazioni eccezionali. La sensibilità del Near Infrared Spectrograph (NIRspec, strumento che scompone la luce nei suoi colori) è circa tre ordini di grandezza migliore della strumentazione attuale. Per avere un’idea approssimativa di questo balzo, pensate che è come passare dal cannocchiale di Galileo Galilei ai telescopi come il Ruths installato alla sede di Merate dell’Osservatorio Astronomico di Brera (diametro di 134 cm). E tutto questo è avvenuto in una ventina d’anni, mentre da Galilei al Ruths sono stati necessari oltre tre secoli! Nella curiosità di ottobre 2022, sempre di Gabriele Ghisellini, potete ammirare alcune delle prime immagini del JWST.

Il JWST opera nelle regioni infrarosse dello spettro elettromagnetico. Il motivo è che si voleva andare a studiare l’Universo primordiale, la cui luce arriva a noi a quelle lunghezze d’onda. Questo è dovuto all’espansione dell’Universo, per cui tutti gli oggetti cosmici si allontanano da noi e questo genera uno spostamento delle lunghezze d’onda dello spettro elettromagnetico verso il rosso. È l’analogo dell’effetto Doppler acustico che possiamo udire qui sulla Terra, bene esemplificato dall’ambulanza a sirene spiegate che si avvicina a noi e poi si allontana: l’ululato della sirena ha un tono acuto in avvicinamento, mentre il tono è grave in allontanamento. Per la luce questo si traduce in uno spostamento verso il blu in avvicinamento e verso il rosso in allontanamento (Fig. 1).

In astrofisica è definita una grandezza detta appunto spostamento verso il rosso (redshift) data dal rapporto tra la lunghezza d’onda osservata e quella che si avrebbe in laboratorio, meno uno. Per esempio, una delle linee di emissione o assorbimento più importanti in astrofisica è la alfa della serie di Balmer dell’idrogeno (Hα, si veda la curiosità di settembre 2025) che ha una lunghezza d’onda pari a 0.6563 millesimi di millimetro (micron). Il Mid InfraRed Instrument (MIRI) a bordo di JWST può osservare la radiazione elettromagnetica fino a 28 micron. Pertanto, se osserviamo una linea Hα a 28 micron, un semplice calcolo ci dice che l’oggetto che l’ha emessa aveva uno spostamento verso il rosso pari a 41.7! Dato che questo è dovuto all’espansione cosmologica, più lontano equivale a dire più indietro nel tempo. Con un opportuno modello cosmologico si può quindi calcolare che l’oggetto ha emesso quella luce 13.66 miliardi di anni fa, quando l’Universo aveva appena 61.8 milioni di anni, e che la distanza dalla Terra è di ben 39 miliardi di anni luce (al).

L’oggetto più lontano scoperto sinora da JWST è MoM-z14, dove la sigla MoM sta per Mirage or Miracle (miraggio o miracolo) e ha un redshift pari a 14.44. Questo vuol dire che dista dalla Terra 34 miliardi di al e la sua luce è stata emessa quando l’Universo aveva appena 287 milioni di anni. Secondo gli autori, sarebbe una protogalassia irregolare, simile alla Piccola Nube di Magellano (PNM), ma molto più piccola: il diametro è di appena 1000 anni luce, contro i 19000 al della PNM.

Tra le tante scoperte di JWST, ci sono i Puntini Rossi (Little Red Dots, LRD, in inglese). Si tratta di oggetti compatti, molto rossi (se il loro spettro fosse riportato a un riferimento di laboratorio) e costituiscono circa il 10-30% dei nuclei galattici attivi (AGN) scoperti da JSWT. La Fig. 2 mostra lo spettro di questo LRD che dista dalla Terra 29 miliardi di al, quando l’Universo aveva appena 765 milioni di anni. Come si nota, la linea continua dello spettro ha un andamento a V, con una valle intorno alla lunghezza d’onda di 364.5 nanometri (miliardesimi di metro). Questa valle si chiama Balmer break. Per capire di cosa si tratta è necessario richiamare le caratteristiche dell’atomo di idrogeno (per altri dettagli si rimanda alla già citata curiosità di settembre 2025). L’atomo di idrogeno ha un nucleo costituito da un protone e un elettrone su differenti orbitali. Quando l’elettrone salta da un livello inferiore a quello superiore, deve acquisire energia e quindi assorbe un quanto di luce (fotone). La transizione opposta, ovvero salto da un livello superiore a uno inferiore, comporta l’emissione di un fotone. Secondo la meccanica quantistica, i fotoni hanno energie discrete, a pacchetti, detti quanti per l’appunto. La serie delle linee di emissione o assorbimento derivanti dai salti quantici costituisce la firma di ciascun elemento chimico. Per l’idrogeno, la serie che ha come base il livello 2, è detta serie di Balmer e le linee di emissione o assorbimento sono chiamate con le lettere dell’alfabeto greco: Hα, Hβ, Hγ, ecc. Per spostare un elettrone dal livello 2 verso orbitali più esterni, occorrono fotoni di sempre maggiore energia (ovvero minore lunghezza d’onda) e si arriva a un punto in cui l’elettrone è così lontano da non essere più legato dal nucleo di idrogeno, che in questo caso si dice ionizzato. La lunghezza d’onda corrispondente a questa energia è proprio 364.5 nm, corrispondente al Balmer break. Questo vuol dire che i fotoni più energetici (ovvero con lunghezze d’onda inferiori), verranno assorbiti per ionizzare gli atomi di idrogeno, mentre quelli meno energetici (ovvero con lunghezze d’onda inferiori) possono solo eccitare l’idrogeno che poi riemetterà i fotoni e noi osserveremo delle linee di emissione in corrispondenza delle lunghezze d’onda della serie specifica (es. Balmer). Ecco quindi spiegata la forma a V dello spettro: nella parte con lunghezze d’onda inferiore al Balmer break, ci sarà un maggiore assorbimento, mentre l’opposto avviene a lunghezze d’onda maggiori, ovvero nella regione rossa dello spettro ottico. Ecco perché questi oggetti appaiono rossi.

Il Balmer break è un effetto a soglia, perché quantistico, e dipende dalla temperatura e densità del gas. Viene spontaneo pensare subito alle popolazioni stellari: le stelle giovani, ai primordi dell’Universo, sono composte quasi solo di idrogeno, perché gli elementi chimici più pesanti si formano col tempo con i processi di fusione nucleare. Come si vede in Fig. 3, il Balmer break è tipico di popolazioni stellari più giovani di 1 miliardo di anni, che sarebbe quindi in accordo col fatto che questi LRD si trovano proprio in quel periodo di età dell’Universo. Il problema è che se lo spettro che osserviamo è dovuto solo alle stelle, ne occorrerebbe una quantità enorme (10-100 miliardi di masse solari, come la Via Lattea) e localizzate in strutture estremamente compatte (le dimensioni dei LRD sono in genere inferiori al qualche centinaio di anni luce), il che richiederebbe delle mostruose velocità orbitali delle stelle!

Una possibile soluzione è stata avanzata da Inayoshi & Maiolino (2025) [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2025ApJ…980L..27I/abstract], che hanno proposto un modello basato su un nucleo galattico attivo (AGN) immerso in un gas molto denso. Un AGN è costituito da un buco nero supermassiccio (da milioni a centinaia di milioni di masse solari) che accresce materia distribuita in un disco equatoriale. Allontanandosi dal buco nero si incontra una regione di gas, chiamata regione delle linee larghe (broad-line region, BLR), perché emette linee con profilo allargato, indice di velocità orbitale di migliaia di chilometri al secondo. Procedendo sempre verso l’esterno, si incontrano una regione equatoriale di forma toroidale, composta di polvere e molecole di gas freddo, e poi una regione che emette linee strette (narrow-line region, NLR), con velocità orbitale di centinaia di chilometri al secondo. In alcuni casi, ci possono essere dei getti polari di materia espulsa a velocità prossime a quelle della luce (Fig. 4). Inayhoshi & Maiolino hanno costruito un modello usando un tipico AGN e avvolgendolo con una nube di gas di crescente densità. Hanno visto che per densità superiori a circa 10^9 cm^-3 la forma dello spettro ricalca quella forma a V dei LRD (Fig. 4).

La prova definitiva era cercare un assorbimento nelle linee di emissione, cosa che è stata trovata da diversi autori (Fig. 5).

In conclusione, i Puntini Rossi scoperti da JWST hanno queste caratteristiche osservative che li rendono oggetti peculiari:

alto redshift, quindi si trovano nell’Universo molto giovane (< 1 miliardo di anni di età);
colore rossastro nel sistema di riferimento del laboratorio;
forma a V dello spettro, indice della presenza del Balmer break;
presenza di una componente di assorbimenti nelle linee di emissione;
estrema compattezza (<300 a.l.);
popolazione stellare giovane;
presenza di buchi neri supermassicci di massa relativamente piccola (~10 milioni di masse solari).
L’ipotesi più probabile — quella di Inayoshi & Maiolino — consiste in un buco nero supermassiccio con una broad-line region molto densa che ricopre ampiamente il disco di accrescimento, il tutto ospitato in una galassia primordiale.

Ora, però, ci si deve chiedere come può esistere un buco nero supermassiccio in un Universo così giovane e al centro di una galassia primordiale, ma questa è un’altra storia…