#AlmanaccoQuotidiano, a cura di #MarioBattacchi

 Buongiorno, oggi è il 10 aprile.

Il 10 aprile 2019 è stata pubblicata la prima, storica fotografia di un buco nero, nello specifico quella del buco nero supermassiccio nel cuore della galassia M87, sita a circa 50 milioni di anni luce dal nostro Pianeta. Ma cos'è esattamente un buco nero? E perché  averlo fotografato cambia la nostra storia?

Un buco nero è la fase terminale della “vita” di una stella di grande massa, che dopo essere collassata si trasforma in un corpo estremamente denso e compatto, una regione dello spazio-tempo caratterizzata da una fortissima attrazione gravitazionale. Essa è così intensa da non lasciar sfuggire qualsiasi tipo di radiazione elettromagnetica (ottica, raggi X, infrarossa e così via), oltre che la materia. Per questa ragione i buchi neri sono tecnicamente inosservabili dai nostri strumenti. Ciò che gli scienziati hanno immortalato è infatti il plasma incandescente che circonda il cosiddetto orizzonte degli eventi, una sorta di aura attorno al buco nero oltre la quale anche la luce non può sfuggire. Una spiegazione dettagliata del concetto di buco nero è stata data all'AGI dal professor Ciriaco Goddi dell'Università di Nijmegen e Leiden (Olanda), uno dei ricercatori dell'Event Horizon Telescope. "I buchi neri sono oggetti cosmici estremamente compressi, contenenti incredibili quantità di massa all'interno di una regione minuscola. La presenza di questi oggetti influenza il loro ambiente in modi estremi, deformando lo spazio-tempo e surriscaldando qualsiasi materiale circostante. Questi oggetti sono necessariamente circondati da materia (plasma incandescente) che viene inghiottito scomparendo nell'orizzonte degli eventi, mentre un'altra parte del materiali viene espulso a velocità relativistica (prossima cioè alla velocità della luce) in potentissimi jet di materia, dando vita alla cosiddetta emissione di sincrotrone. Se immerso in una regione luminosa, come appunto un disco di gas incandescente, ci aspettiamo che un buco nero crei una regione oscura simile a un'ombra, qualcosa di previsto dalla relatività generale di Einstein che non abbiamo mai visto prima. Questa ombra, causata dalla distorsione o curvatura gravitazionale e dalla cattura della luce dall'orizzonte degli eventi, rivela molto sulla natura di questi oggetti affascinanti”. È esattamente ciò che possiamo ammirare nel magnifico scatto ottenuto dall'ETH.

La prima vera immagine di un buco nero è un risultato storico, definito "una pietra miliare dell'astrofisica moderna, e un formidabile esempio di cooperazione globale" dal presidente dell'Istituto Nazionale di Fisica e Astronomia Nichi d'Amico. Ma perché è così importante averla ottenuta? Oltre a dimostrare ancora una volta la validità della Teoria della Relatività Generale di Albert Einstein, sottolinea che la nostra tecnologia è stata in grado di documentare qualcosa di invisibile, come dichiarato all'ANSA dal professor Luciano Rezzolla, direttore dell'INFN di Francoforte e membro del comitato scientifico della collaborazione Eht. “La grande novità della prima fotografia di un buco nero è che oggetti cosmici invisibili per definizione per la prima volta possono essere visti e studiati direttamente. Adesso possiamo finalmente osservarli. Si apre la prima pagina di un libro nel quale è possibile fare osservazioni sempre più accurate di questi oggetti, previsti un secolo fa da Albert Einstein”.

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Buongiorno, oggi è il 25 novembre.
Il 25 novembre 1915 Albert Einstein mette a punto l'equazione di campo:
 

Come è noto le masse deformano la struttura spazio temporale dell’universale che risulta come curva.
Qualunque corpo di massa più piccola, compresa la luce, che si trovi in prossimità di tali masse è costretto a muoversi lungo percorsi quindi che non sono rettilinei bensì curvi, seguendo la geometria dello spazio tempo curvo, e ciò porta a conseguenze sconcertanti come nella dilatazione gravitazionale dei tempi.
L’equazione di campo di Einstein consente di calcolare quale sia la geometria dello spazio una volta che risulta nota la distribuzione delle masse.
Una curva geodetica o geodetica rappresenta la minima distanza che unisce due punti nello spazio tempo.
In uno spazio euclideo piatto le curve geodetiche sono delle rette, in uno spazio curvo ad esempio quella su di una superficie sferica sono invece archi di circonferenza.
 Le cose si fanno molto più complicate quando passiamo dalla rappresentazione dello spazio tempo a una dimensione spaziale ed una temporale (diagramma di Minkoswky) a una a tre dimensioni in cui pensiamo di curvare tale diagramma.
In un diagramma di Minkowsky infatti un punto era rappresentato da una retta, la cosiddetta linea d’universo che forniva la coordinata spaziale e temporale contemporaneamente (cioè il dove e il quando di un evento).
La serie di tutti i punti di una retta forniva dunque la rappresentazione di un fenomeno e l’inclinazione della retta era direttamente collegata con la velocità.
Adesso in una rappresentazione a 3 dimensioni le rette diventano superfici curve e pertanto in tale spazio non vale più la geometria euclidea.
Le più importanti geometrie non euclidee da ricordare sono quelle ellittiche ed iperboliche.
Nelle geometrie ellittiche non è possibile avere rette parallele ad una data retta, che passino per un punto esterno ad essa, ed inoltre la somma degli angoli interni di un triangolo tracciato su di una tale superficie ellittica è tale per cui la somma degli angoli interni è sempre maggiore di 180°.
Nelle geometrie iperboliche invece è possibile individuare infinite rette parallele ad una data retta che passino per un punto esterno a quest’ultima.
In questo caso la somma degli angoli interni di un triangolo tracciato su di una tale superficie iperbolica è sempre minore di 180°.
Quando si ha a che fare con sistemi di riferimento non inerziali, cioè accelerati, si possono approssimare come inerziali solo alcune zone locali dell’intero sistema e solo per brevi istanti di tempo.
Ciò vorrebbe dire approssimare un grande spazio curvo con uno piatto limitatamente ad una piccola porzione di esso, come per esempio la Terra che ha una grandissima superficie curva ma che a noi, solo localmente, appare come piatta.
In un universo approssimato come piatto le leggi di Newton risultano ancora valide.
Matematicamente Einstein descrive questo spazio tempo con un’equazione che lega la curvatura Gμν di un punto dello spazio tempo al tensore Tμν (cioè una generalizzazione del concetto di vettore) energia cioè che la curvatura dello spazio è direttamente proporzionale alla densità di energia.
 Il significato fisico di questa equazione è che lo spazio tempo curvo è il risultato di una certa densità di energia e quindi materia ricordando che E = m ∙ c2 e più esso è incurvato più alta sarà allora l’attrazione gravitazionale.
In realtà quella sopra scritta è una semplificazione dell’equazione a cui giunse Einstein che invece presenta una forma specifica della curvatura dello spazio tempo ed è la seguente:
 

La soluzione di questa equazione esula dai programmi delle scuole superiori a livello nazionale e viene trattato solo in ambito universitario per la complessità matematica che la sostiene.
Tuttavia è interessante discutere che si perviene ad un risultato  circa la geometria dell’universo che viene definita in rapporto alla velocità di espansione dell’universo stesso e alla densità di energia/materia.
In sostanza la densità di energia/massa influenza la velocità di espansione dell’universo ed esiste una soglia critica di densità al di sotto della quale si ha un universo aperto che continuerà ad espandersi per sempre mentre al di sopra si avrà un universo chiuso che è destinato inesorabilmente a contrarsi.

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Buongiorno, oggi è l'11 febbraio.
L'11 febbraio 2016 viene dimostrata l'esistenza delle onde gravitazionali.
Le onde gravitazionali sono state per la prima volta misurate in modo diretto. Che però esistessero, lo sapevamo anche prima di questo annuncio, dato che era stata già trovata una prova indiretta della loro emissione. Forse, sapevamo anche già che era stata trovata anche una prova diretta della loro esistenza. Perché le onde gravitazionali sono uno di quei soggetti che, in un certo senso, si prestano facilmente al gossip: inseguite da quando Albert Einstein ne previde matematicamente l’esistenza nella sua teoria della Relatività generale di un secolo fa, a partire dagli anni Sessanta studiosi di tutto il mondo fanno a gara per trovare prove dirette della loro emissione. Nel corso del tempo ci sono stati molti tentativi di trovarle, e molti sono stati gli insuccessi. Magari preceduti da annunci entusiastici.
Perché è così complicato? Le difficoltà sono innanzitutto tecnologiche e legate al fatto che si tratta di increspature dello spaziotempo veramente infinitesimali. Quando un corpo che possiede massa si muove (cambiando la sua accelerazione) produce delle variazioni nel suo campo gravitazionale che si traducono in onde che viaggiano alla velocità della luce. Cosa succede quando un’onda gravitazionale incontra un corpo? Lo deforma, anche se molto,  molto, molto poco. Si stima, all’incirca, di 10-21 micron ogni metro. Un effetto veramente piccolo che gli scienziati tentano da decenni di misurare.
Per riuscire in questa impresa, prima di tutto hanno cercato le onde più alte, i cavalloni, le onde più potenti che quindi fosse un po’ più semplice misurare. Per esempio, quelle provenienti da cataclismi cosmici come la fusione di due buchi neri – protagonista dell’annuncio ufficiale – oppure l’esplosione di stelle come supernove.
I primi strumenti con cui si è tentato di intercettare le lievissime modificazioni del tessuto spaziotemporale indotte da un’onda gravitazionale erano antenne risonanti, progettate negli anni Sessanta, che in sostanza consistevano in un gigantesco cilindro di alluminio con un peso che andava da pochi chili ad alcune tonnellate. La speranza era di registrare una vibrazione nella barra di alluminio al passaggio di un’onda.
Uno dei primi a ottenere risultati significativi dall’applicazione di questa tecnologia è stato Joseph Weber, che nel 1968 ha osservato alcune coincidenze tra due rivelatori, uno che si trovava nel Laboratorio nazionale di Argonne, Illinois, e uno nell’Università del Maryland di Baltimora (a un migliaio di chilometri dal primo). Weber credette di aver documentato ben 17 eventi di vibrazione imputabili al passaggio di onde gravitazionali e pubblicò i suoi risultati su Physical Review Letters. Purtroppo, c’erano diversi errori ma il suo lavoro spinse però i colleghi di tutto il mondo a battere la sua strada sperimentale, che sembrava abbastanza promettente. Non ci saranno però risultati positivi.
Dobbiamo aspettare gli anni Settanta per una notizia clamorosa: la conferma indiretta dell’esistenza delle onde gravitazionali. La buona novella ci arriva dalle osservazioni astronomiche di Joseph Taylor (oggi al dipartimento di fisica dell’Università di Princeton) e Russell Hulse nel 1974. I due, con il telescopio Arecibo a Portorico scoprono infatti una pulsar binaria (e per questo riceveranno il Nobel per la fisica nel 1993), la PSR 1913+16. Questa pulsar si comporta in modo molto strano: emette impulsi in modo irregolare, con un periodo che varia e fa capire che la pulsar sta ruotando intorno a un’altra stella e la sua orbita si sta restringendo sempre di più a causa di una perdita di energia. Perdita causata da cosa? Dall’emissione di grandi quantità di onde gravitazionali – era questa l’unica spiegazione possibile. Arriva quindi la prima dimostrazione (indiretta) dell’esistenza delle onde gravitazionali.
Allora il gioco si fece veramente duro. Restavano solo  le prove dirette, si doveva misurare l’effetto diretto di un’onda gravitazionale. Sono ancora in campo le antenne, che vengono tenute a temperature più basse possibili per eliminare i rumori di disturbo che possono derivare anche dalla stessa agitazione termica del materiale con cui sono fabbricate.
Tra la metà degli anni Ottanta e i primi anni Novanta si fa vedere il Cern, con l’antenna criogenica Explorer. Nel 1992 una barra di alluminio dal peso di 2770 chilogrammi, viene installata ai Laboratori nazionali di Frascati dell’Infn (Istituto nazionale di fisica nucleare): è il rilevatore Nautilus, la cui temperatura può toccare un decimo di grado Kelvin sopra lo zero assoluto. Le antenne possono ormai comporre una vera e propria rete che si completa con Auriga, nei laboratori dell’Infn a Legnaro e con Allegro, il rivelatore della Louisiana State University di Baton Rouge, Louisiana, che è installato nei primi anni Novanta e che smette di funzionare nel 2007.
Le antenne però, potrebbero essere già il passato. La rivoluzione tecnologica (che, col senno di oggi, si rivelerà vincente) è quella degli interferometri. Non si misura più la vibrazione di una massa metallica ma la differenza di fase tra due fasci di luce che percorrono chilometri e poi si re-incontrano in un incrocio in cui, se c’è stato il passaggio di un’onda gravitazionale, si registra una differenza nel parametro fase del fascio. Maggiore è lo spazio di misurazione, maggiore è la deformazione spaziale misurabile a seguito del passaggio di un’onda gravitazionale, migliore è anche la precisione raggiungibile. Per questo, gli interferometri hanno bracci, che sono i binari dei fasci laser, lunghi anche diversi chilometri e il percorso viene ulteriormente allungato anche da un gioco di riflessioni.
Alla fine del 2003,  arriva l’interferometro Virgo. I suoi bracci sono ortogonali e lunghi tre chilometri, e si trova nel comune di Cascina, in provincia di Pisa, presso lo European Gravitational Observatory (Ego). Virgo è il risultato della collaborazione tra l’Infn e il francese Centre National de la Recherche Scientifique. Le onde gravitazionali di cui va a caccia Virgo, che per il modo in cui è progettato dovrebbero provenire da supernove e sistemi binari nell’ammasso stellare nella costellazione della Vergine (da cui il nome), dovrebbero distorcere i 3 chilometri di spazio tra gli specchi di circa 10-18 metri.
Fratello americano di Virgo è l’osservatorio statunitense Ligo (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory), che ha iniziato a prendere dati nel 2002. Per un po’, le due strutture sono in competizione, anche se sono diverse tra loro. Ligo punta infatti a ricevere onde gravitazionali provenienti da coppie di stelle di neutroni o da buchi neri e ha due inteferometri: uno a Hanford, Washington, e l’altro a Livingston, Louisiana. Frutto di una collaborazione tra il California Institute of Technology e il Massachusetts Institute of Technology, attualmente coinvolge oltre scienziati da più di 80 istituzioni scientifiche nel mondo, ma fino al 2010 non dà nessun segnale positivo di prove dirette di onde gravitazionali. Dopo il 2010, sia Ligo che Virgo avviano lavori di potenziamento. quelli di Ligo, che si trasforma in advanced Ligo (aLigo) terminano lo scorso settembre, quelli di Virgo finiscono nel 2017.
Intanto, arriva qualche cantonata. Nel 2014 l’esperimento Bicep 2 (Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization) sembra aver trovato una traccia anomala delle onde gravitazionali. In questo caso non si tratta di inteferometri e differenze di fase di fasci laser ma di una polarizzazione  particolare nella radiazione cosmica di fondo. Bicep 2 è un telescopio che si trova tra i ghiacci dell’Antartide e osserva la radiazione cosmica di fondo, ossia quello che resta della prima luce dell’Universo che si sprigionò nell’oscurità 380 mila anni dopo il Big Bang. Questa particolare polarizzazione della radiazione cosmica di fondo (ossia una particolare direzione di oscillazione del segnale radio) sarebbe appunto imputabile a onde gravitazionali primordiali. La smentita arriva nel febbraio 2015. Quello che hanno visto gli scienziati di Bicep2 è stato falsato da emissioni di polveri galattiche, parola di ricercatori del telescopio spaziale Planck dell’Esa.
Dopo qualche mese, anche quelli dell’esperimento del telescopio Parkes del Csiro portano cattive notizie: undici anni di osservazioni alla ricerca di onde gravitazionali generate da pulsar millisecondi non sono bastati, non è stato rivelato alcun effetto.
Ma proprio mentre sembra che il mondo della ricerca delle onde gravitazionali sia impegnato a leccarsi le ferite, arrivano i primi rumor che qualcuno, forse, ce l’ha fatta.
Tra settembre 2015 e gennaio 2016 i tweet di Lawrence Krauss, cosmologo della Arizona State University, fanno agitare tutti: le onde gravitazionali sarebbero state trovate. Il dito è puntato su Ligo, che avrebbe trovato la prima prova diretta delle onde gravitazionali proprio dopo essere stato riacceso dopo l’upgrade. Nessuno conferma anche se qualcuno, maliziosamente, dice che “i ricercatori di Ligo si stanno dando da fare diecimila volte più del solito“. Qualcosa, quindi, sembra bollire in pentola.
Arriviamo al 2016. Effettivamente, Ligo ha registrato il passaggio delle onde gravitazionali: i dati raccolti nel primo run, da settembre 2015 a gennaio 2016 sono stati analizzati e hanno confermato la scoperta. È decisamente servito, quindi, migliorare di circa quattro volte la sua sensibilità e non osiamo immaginare a cosa potrà portare il suo ulteriore potenziamento nel 2021. Un po’ di amaro in bocca per Virgo, che quel 14 settembre 2015, giorno in cui l’onda è stata registrata, era spento e avrebbe potuto, probabilmente, trovare anche lui l’evento.
Ma la ricerca sulle onde gravitazionali non finisce qui. Nel 2034 sarà infatti lanciato eLisa (evolved Laser Interferometer Space Antenna) primo osservatorio spaziale al mondo dedicato a queste sfuggenti onde. Il satellite europeo Lisa Pathfinder è infatti decollato a dicembre 2015 dalla base di Kourou nella Guyana francese allo scopo di testare la fattibilità tecnologica di un osservatorio di questo tipo. La caccia, semplicemente, si sposta nello spazio.

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Buongiorno, oggi è il 20 marzo.
Il 20 marzo 1916 Albert Einstein pubblica la sua teoria della relatività generale, un'estensione della relatività ristretta con cui nel 1905 aveva minato i concetti base del pensiero comune fino ad allora considerato immodificabile.
Per poter dare un’occhiata a questa teoria ed a come essa ha rivoluzionato il mondo della fisica occorre tornare un po’ indietro nel tempo e risalire fino a Newton ed al suo problema della ricerca del sistema di riferimento assoluto. Per poter descrivere qualsiasi fenomeno fisico sotto forma di legge è necessario avere un sistema di riferimento ed occorre che tale sistema di riferimento non alteri in alcun modo la nostra descrizione del fenomeno. Nella nostra vita quotidiana siamo portati spontaneamente a fare riferimenti quando facciamo delle misure, o quando diamo delle indicazioni. Per descrivere le leggi della fisica dobbiamo definire una categoria di sistemi di riferimento, detti inerziali. Nei sistemi di riferimento inerziali vale il principio di inerzia o prima legge della dinamica che afferma che se un corpo non è soggetto a forze fisiche esso rimane nel suo stato di quiete o di moto rettilineo uniforme. Questa definizione del principio di inerzia è dovuta a Galileo Galilei.
Un sistema non inerziale è quindi un sistema associato ad un corpo sottoposto a forze e quindi ad una accelerazione. Trovato un sistema inerziale, se ne possono definire infiniti altri purché il moto relativo di ognuno di questi sistemi sia rettilineo uniforme.
Un esempio di situazione in cui vale il principio di inerzia è il volo delle sonde spaziali nel cosmo. Una volta che queste sonde sono sfuggite alla forza di gravità della Terra, esse continuano il loro viaggio con velocità costante, la velocità che avevano nel momento in cui non subivano più la forza di gravità. Se tutti i sistemi di riferimento inerziali hanno moti relativi, ci si chiede quale è, fra tutti questi, quello che è in quiete assoluta, cioè fermo.
Il problema di Newton consisteva nel trovare un sistema inerziale in quiete assoluta e si pensò di trovare tale sistema introducendo l’esistenza dell’etere, una sorta di quasi-vuoto, trasparente, impalpabile e legato alle stelle fisse. Tutti i sistemi inerziali hanno quindi un moto rispetto all’etere anche se tale moto è costante, cioè rettilineo uniforme.
Il bisogno della ricerca dell’etere si fa più pressante quando si ha l’unificazione delle forze elettriche e magnetiche ad opera di James Clerk Maxwell. Una carica elettrica (ad esempio un elettrone) che oscilla nello spazio genera un campo elettromagnetico che si propaga sotto forma di onda piana. Il problema sta nell’individuare il mezzo di propagazione delle onde elettromagnetiche.
Le conoscenze che si avevano alla fine del secolo scorso dei fenomeni ondulatori mostravano che era necessario averne uno: le onde sonore si propagano nell’aria, mentre l’acqua propaga le perturbazioni. Per le onde elettromagnetiche il mezzo di propagazione non poteva essere il vuoto e quindi venne riesumato l’etere.
Un esperimento, molto noto, fatto nel 1887 da Michelson e Morley, eseguito proprio per misurare la velocità della Terra nell’etere, mostra inconfutabilmente che tale velocità è nulla. Sulla base di tale esperimento Einstein ipotizza che l’etere non esista e di conseguenza non esiste un sistema di riferimento assoluto: i moti sono tutti relativi. All’epoca di Einstein già si sapeva che la luce e più precisamente la radiazione elettromagnetica, si propagava con velocità finita pari a circa 300.000 km/sec.
Già verso la fine del 1600 l’astronomo danese Roemer constata che la luce ha una velocità finita. Osservando le eclissi dei satelliti di Giove nota che c’è un ritardo tra la posizione dei satelliti e la previsione. Giustamente Roemer imputa il ritardo al fatto che la luce non si propaghi istantaneamente e dà una prima valutazione della velocità della luce: circa 220.000 km/sec. Considerando l’epoca di questa misura, è un’ottima approssimazione.
Da questi presupposti Einstein enuncia i suoi postulati di relatività:

    Le leggi della fisica hanno la stessa forma in tutti i sistemi di riferimento inerziali;
    La luce ha una velocità finita sempre uguale in tutti i sistemi di riferimento inerziali.

Il secondo postulato quindi pone un limite invalicabile alle velocità in natura. Se in qualsiasi sistema di riferimento inerziale un segnale luminoso ha la stessa velocità, sarà impossibile superare tale limite. Supponiamo di trovarci su un’astronave in moto ad una velocità sostenuta. Se dall’astronave viene inviato un segnale luminoso nel verso di percorrenza dell’astronave, un osservatore fermo rispetto all’astronave dovrebbe vedere quel segnale muoversi ad una velocità pari alla somma della velocità della luce più quella dell’astronave. Il secondo postulato di relatività afferma che ciò non è vero: il segnale luminoso per l’osservatore fermo si muoverà sempre alla velocità della luce.
All’epoca di Einstein fare simili ipotesi era senz’altro azzardato, ma nel seguito i due postulati si sono dimostrati corretti tutte le volte che se n’è cercata la verifica. Da questi due postulati apparentemente semplici si deve edificare nuovamente tutta la fisica, migliorandone quelle parti che sono in contrasto coi postulati di relatività. Ciò significa che la fisica newtoniana ha una sua validità limitata al campo delle velocità molto basse rispetto alla velocità della luce. Il solo fatto di considerare la luce come una velocità limite della natura porta come immediata conseguenza l’eliminazione del concetto di tempo assoluto.
Nella fisica di Galileo e Newton il tempo scorre in modo assoluto in tutti i sistemi di riferimento; infatti un intervallo di tempo tra due eventi in un sistema di riferimento inerziale è lo stesso se misurato in un altro sistema in moto rispetto al primo. Nella relatività ristretta la situazione non è più la stessa. Per un osservatore che viaggia a velocità prossime a quelle della luce il tempo scorre più lentamente che per l’osservatore fermo. Per l’osservatore in moto l’intervallo di tempo è sempre lo stesso, cambia la sua misura quando si passa da un sistema all’altro.
Questo è dovuto al fatto che nella teoria della relatività la luce impiega tempo per collegare due punti dello spazio. Tale fenomeno è noto col nome di dilatazione del tempo. È chiaro però che nel momento in cui consideriamo eventi che si muovono a velocità molto basse rispetto a quella della luce vale la fisica classica così come la si impara a scuola.
Altra conseguenza della teoria della relatività ristretta è che un oggetto che si muove a velocità prossima a quella della luce appare ad un osservatore in quiete, più corto rispetto alla dimensione dell’oggetto medesimo in quiete. Quest’effetto noto come la contrazione delle lunghezze è un effetto che non può essere misurato direttamente, cioè non può essere verificato, a differenza del primo effetto relativistico, la dilatazione del tempo, che può essere quantificato sperimentalmente in vari modi. La dilatazione del tempo e la contrazione delle lunghezze sono le conseguenze più vistose della relatività ristretta.
Anche nel caso della teoria della relatività ristretta, come per tutte le teorie è sempre necessario che ci siano delle verifiche sperimentali. Dato che la contrazione delle lunghezze non può essere verificata, l’unico effetto realmente misurabile è la dilatazione del tempo. Tali misure vengono eseguite nei laboratori di fisica atomica dove studiando il tempo di vita delle particelle subatomiche, in quiete ed in moto, è possibile verificare appunto che le particelle in moto relativistico vivono più a lungo di quelle in quiete o comunque in moto newtoniano.
Unitamente a queste verifiche sulla dilatazione del tempo, quando una particella viene accelerata sempre più affinché raggiunga una velocità prossima a quella della luce, l’energia spesa per tale accelerazione si trasforma in massa, cioè aumenta la massa della particella in questione. Al limite, una particella che raggiunga la velocità della luce (e non sia un fotone, cioè un quanto di luce), dovrebbe avere una massa infinita.

La relazione che lega queste grandezze è la ben nota:

E = mc2

dove E è l’energia, m è la massa e c è la velocità della luce moltiplicata per se stessa due volte.
Molti altri esperimenti simili hanno sempre dimostrato la totale validità di questa teoria. Altro concetto di grande importanza nella relatività ristretta è lo “spaziotempo”: in relatività ristretta, dato che il tempo non è più assoluto, non è possibile slegare il concetto di spazio da quello di tempo. Il tempo diventa quindi un’altra coordinata da aggiungere alle tre spaziali che già conosciamo.
D’altronde anche noi in pratica usiamo quattro coordinate o quattro dimensioni nella vita di tutti i giorni. Quando fissiamo un appuntamento con una persona indichiamo un posto (tre coordinate per lo spazio) e l’ora (una coordinata per il tempo). La differenza sta nel fatto che in questa teoria si stabilisce un legame geometrico tra lo spazio e il tempo.
Dal concetto di tempo relativo si passa poi alla conseguenza che la simultaneità degli eventi viene a cadere quando abbiamo sistemi di riferimento in moto relativo. Due eventi si dicono simultanei quando accadono nel medesimo istante. Nella relatività ristretta, eventi che sono simultanei se misurati in un determinato sistema di riferimento inerziale senz’altro non lo saranno più se osservati da un altro sistema di riferimento inerziale in moto uniforme.
La relatività ristretta ed ancor di più la relatività generale, che è il miglioramento di questa teoria, hanno cambiato completamente il modo di porsi davanti alla natura.
Accettare che esiste una velocità limite, invalicabile, ha posto dei confini a ciò che noi possiamo fare. Ad esempio questa velocità rende di fatto impossibile i viaggi interstellari perché, pur essendo elevata la velocità della luce rimane sempre piccolissima rispetto alle distanze tra le stelle, inoltre per accelerare una astronave a velocità prossime a quella della luce occorre una quantità di energia talmente elevata da prosciugare tutte le riserve della Terra per secoli. Inoltre osservare oggetti celesti, come le galassie, che sono a distanze dell’ordine delle decine di milioni di anni luce (un anno luce è la distanza che compie la luce in un anno pari a circa 10.000 miliardi di chilometri) significa vedere tali oggetti come erano quando la luce è partita, cioè milioni di anni fa. Di fatto è come viaggiare indietro nel tempo.
Il fenomeno della dilatazione del tempo implica che un astronauta che viaggiasse alla velocità della luce per andare, ad esempio, alla stella più vicina, distante circa 4 anni luce, al suo ritorno sulla Terra, troverebbe non più la gente invecchiata di 8 anni, ma di secoli. Molto probabilmente si perderebbe il ricordo della sua partenza. Per lui sono passati fisicamente 8 anni, per chi è rimasto sulla Terra, col tempo relativisticamente dilatato, sono passati dei secoli. I concetti nuovi della relatività oltre a rivoluzionare la fisica ci costringono a confrontarci con situazioni che richiedono tempo e pazienza per essere accettate ed in seguito comprese.

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Buongiorno, oggi è il 21 novembre.
Il 21 novembre 1905 Albert Einstein pubblica su "Annalen der Physik" la teoria della relatività ristretta, rielaborando e perfezionando alcune sue memorie già pubblicate il 30 giugno dello stesso anno. Questa teoria, e più tardi la elaborazione della relatività generale, rivoluzionò il modo di vedere il mondo.
Già nella seconda metà dell'800 il mondo della fisica era in fermento: le leggi della fisica classica ad opera di Newton, universalmente accettate da tempo, cominciavano a scricchiolare da quando le teorie su Maxwell sulle onde elettromagnetiche, anch'esse ormai stabilmente accettate, ponevano problemi nei sistemi con moti relativi prossimi alla velocità della luce.
Il problema può essere semplificato con alcuni esempi: la fisica classica dice che un osservatore in movimento rispetto all'oggetto osservato, ne misurerà una velocità che è la somma algebrica delle due velocità: se una persona cammina ad una velocità di 2 km/h su un treno che viaggia a 100 km/h, un osservatore a terra misurerà la velocità della persona rispetto a lui di 102 km/h (fisica classica); tuttavia, se quel treno accende i fari, la velocità con cui si propaga la luce non diventa 300.000 km/s + 100 km/h orari del treno, ma resta 300.000 km/s. Questo fatto non è in alcun modo spiegabile con le leggi della fisica newtoniana, per cui fu postulata l'esistenza dell'etere, una materia impalpabile che dovrebbe permeare l'universo e "frenare" la luce e le onde elettromagnetiche nel loro propagarsi.
Einstein si sbarazza di tutto ciò ed esprime due postulati, poi verificati sperimentalmente:
1) Le leggi della fisica hanno la stessa forma in tutti i sistemi di riferimento inerziali;
2) La luce ha una velocità finita sempre uguale in tutti i sistemi di riferimento inerziali.

Questa teoria mette tutte le cose a posto: in sostanza con le formule della relatività ristretta, i fenomeni osservati in sistemi in movimento che siano molto al di sotto della velocità della luce (la quasi totalità delle situazioni della vita di tutti i giorni) possono essere studiati con le formule della fisica classica perchè le differenze che la relatività introduce sono talmente infinitesimali che possono essere ignorate; quando invece ci si approssima alla velocità della luce, queste differenze diventano apprezzabili e vanno calcolate opportunamente.
Tra tutti gli effetti che la relatività comporta, diventano apprezzabili il concetto di dilatazione dei tempi e contrazione delle distanze: per un osservatore che viaggi a velocità prossime alla luce, il tempo trascorre più lentamente e le distanze appaiono più corte; questo fatto, che sembra paradossale, è tuttavia stato dimostrato scientificamente calcolando la vita media di alcune particelle subatomiche, dunque è una realtà comunemente accettata.
Unitamente a queste verifiche sulla dilatazione del tempo, quando una particella viene accelerata sempre più affinché raggiunga una velocità prossima a quella della luce, l’energia spesa per tale accelerazione si trasforma in massa, cioè aumenta la massa della particella in questione. Al limite, una particella che raggiunga la velocità della luce (e non sia un fotone, cioè un quanto di luce), dovrebbe avere una massa infinita.
La relazione che lega queste grandezze è la ben nota:

E = mc^2

dove E è l’energia, m è la massa e c è la velocità della luce moltiplicata per se stessa.
Molti altri esperimenti simili hanno sempre dimostrato la totale validità di questa teoria. Altro concetto di grande importanza nella relatività ristretta è lo “spaziotempo”: in relatività ristretta, dato che il tempo non è più assoluto, non è possibile slegare il concetto di spazio da quello di tempo. Il tempo diventa quindi un’altra coordinata da aggiungere alle tre spaziali che già conosciamo.
Dal concetto di tempo relativo si passa poi alla conseguenza che la simultaneità degli eventi viene a cadere quando abbiamo sistemi di riferimento in moto relativo. Due eventi si dicono simultanei quando accadono nel medesimo istante. Nella relatività ristretta, eventi che sono simultanei se misurati in un determinato sistema di riferimento inerziale senz’altro non lo saranno più se osservati da un altro sistema di riferimento inerziale in moto uniforme.
La relatività ristretta ed ancor di più la relatività generale, che è il miglioramento di questa teoria, hanno cambiato completamente il modo di porsi davanti alla natura.

#Citazione #A. Einstein #Saggezza #istruzione #vita

https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjhglvrneLmmTM0onl0hN_3KEDhVDd6cEwPM8_tty0gWNkCXRL7vUrlHPqTQx0NzcroSLUIxw4v8090-3mU9tURJGsHyCfsUkpTczvHyyMHvPoYFeap05ETrm2RcaefkwdmHL__bAet0fli/s1600/+la+strada+che+porta+alla+saggezza.jpg


 

La saggezza non è un prodotto dell'istruzione

ma del tentativo di acquisirla,

che dura tutta una vita.

Albert Einstein, Pensieri di un uomo curioso, Mondadori, 1997, p.164

Scelta da Manlio Lo Presti