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Buongiorno, oggi è l'8 marzo.
L'8 marzo 1619 Johannes Kepler, un matematico e astronomo tedesco, noto in Italia col nome di Giovanni Keplero, rende nota la sua terza e ultima legge sulla rivoluzione dei pianeti intorno al sole, completando così il lavoro iniziato 17 anni prima come assistente dell'astronomo danese Tycho Brahe.
Quest'ultimo aveva osservato e preso nota per anni posizioni e movimenti di stelle e pianeti, tutti osservati ad occhio nudo (il cannocchiale di Galilei arrivò nel 1609). Ne aveva ricavato una gran massa di dati senza tuttavia capire granchè del loro movimento.
Già da tempo Copernico aveva pubblicato i dati dei suoi studi, secondo i quali era matematicamente possibile spiegare l'apparentemente illogico movimento dei pianeti considerando che essi girassero intorno al sole, e non intorno alla Terra. Copernico aveva utilizzato questa formula, cioè quella del mero esercizio matematico, per non incorrere nel rischio di essere tacciato di eresia e scomunicato, dato che uno dei dogmi della Chiesa era rappresentato dalla centralità della Terra rispetto all'universo.
Il lavoro che fece Keplero tra il 1602 e il 1619 fu appunto quello di ordinare l'enorme mole di dati che Brahe aveva raccolto, e formulare le 3 leggi empiriche che li spiegavano.
La prima legge dice che il moto di un pianeta è rappresentato da un'ellisse, di cui il sole è uno dei fuochi. Dunque non si tratta di orbite circolari, ma di orbite ellittiche, in cui vi si trova un punto di massima distanza dal sole, detto afelio, e uno di minima, detto perielio.
La seconda legge dice che il raggio vettore che unisce il centro del Sole con il centro del pianeta descrive aree uguali in tempi uguali.
Le conseguenze di questa legge sono che la velocità orbitale non è costante, ma varia lungo l'orbita. In prossimità del perielio, dove il raggio vettore è più corto che all'afelio, l'arco di ellisse è corrispondentemente più lungo. Ne segue quindi che la velocità orbitale è massima al perielio e minima all'afelio, mentre la velocità areolare è costante.
Infine la terza legge, per la quale Keplero impiegò più di 10 anni dalla precedente per formularla, dice che i quadrati dei periodi di rivoluzione dei pianeti sono proporzionali ai cubi dei semiassi maggiori delle loro orbite. Questa legge è valida anche per i satelliti che orbitano intorno ai pianeti.
In sostanza, maggiore è la distanza del pianeta dal Sole, maggiore sarà il tempo di rivoluzione intorno ad esso. Ad esempio Mercurio impiega circa 87 giorni terrestri per ruotare intorno al sole, Plutone oltre 248 anni.
Le Leggi di Keplero sono puramente empiriche e non derivano da alcuna teoria. Esse codificano efficacemente le osservazioni sperimentali ma non le inquadrano in una teoria. Ammettendo la loro validità le posizioni dei pianeti effettuate nel passato concordano perfettamente con quanto previsto, ed è possibile anche calcolare le loro posizioni nel futuro. In sostanza Keplero non ha dimostrato che le orbite sono delle ellissi: egli ha scoperto che le osservazioni sperimentali si possono spiegare facendo tale ipotesi. Per dare giustificazione teorica alle tre leggi di Keplero si dovette aspettare Isacco Newton: grazie ai suoi studi e alla formulazione delle leggi di gravitazione universale, si potè dare una dimostrazione scientificamente corretta della veridicità delle leggi di Keplero.
Lo scienziato morì a 58 anni a Ratisbona e venne qui sepolto. La sua tomba si perse nel 1632 quando le truppe di Gustavo Adolfo (impegnate nell'invasione della Baviera durante la guerra dei trent'anni) distrussero il cimitero; rimane però la lapide dove ancora oggi si può leggere l'epitaffio da lui stesso composto:
"Mensus eram coelos, nunc terrae metior umbras. Mens coelestis erat, corporis umbra iacet".
(Misuravo i cieli, ora fisso le ombre della terra. La mente era nella volta celeste, ora il corpo giace nell'oscurità).

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 Buongiorno, oggi è il 30 giugno.

Il 30 giugno 1908 una esplosione di energia stimata tra i 15 e i 50 Megatoni abbatte 80 milioni di alberi in una sperduta regione della Siberia Centrale. L’area viene esplorata solo vent’anni più tardi da L. Kulik, un mineralista dell'Università di San Pietroburgo, che riesce, in mezzo a grandi difficoltà, a trovare la zona devastata. Con le spedizioni tra il 1927 e il 1938, Kulik raccoglie numerosi indizi del fatto che la devastazione è accaduta a causa dell’esplosione in cielo di un asteroide, ma non riesce a trovare meteoriti o tracce inequivocabili di materiale di origine extraterrestre. Il mistero di Tunguska diventa lo spunto per romanzi di fantascienza, alimentati da una serie di ipotesi tra il suggestivo e lo strampalato, come l’esplosione di una astronave aliena o la disintegrazione di un piccolo buco nero.

Nel 1999, una spedizione scientifica italiana riesce a esplorare la zona dell’esplosione e in particolare un piccolo lago, il Lago Cheko, a circa 10 chilometri dall’epicentro dell’esplosione, che viene interpretato come un cratere da impatto. Si apre a questo punto un dibattito tra geologi da un lato, e i cosiddetti impattologi dall’altro. I primi hanno raccolto evidenze molto convincenti che il lago si è formato nel 1908 per l’impatto di un grosso frammento di un corpo cosmico (asteroide o cometa) sopravvissuto all’entrata nell’atmosfera. I modelli teorici degli impattologi, invece, negano la possibilità che un frammento cosmico roccioso in quelle condizioni possa giungere fino al suolo. I dubbi sollevati frenano l’impegno dei finanziamenti necessari per la perforazione del lago e bloccano in qualche modo la ricerca del grosso frammento del meteorite di Tunguska in fondo al Lago Cheko.

Sulla rivista scientifica 'Terra Nova', è stato pubblicato il lavoro di un gruppo di ricercatori italiani dell'Ismar-Cnr e delle Università di Bologna e Trieste - Luca Gasperini, Francesca Alvisi, Gianni Biasini, Enrico Bonatti, Giuseppe Longo, Michele Pipan e Romano Serra - che hanno condotto sul luogo una spedizione scientifica. Dagli studi risulta che il lago Cheko, un piccolo specchio d'acqua, circa 500 metri di diametro, situato ad una decina di chilometri dall'epicentro dell'esplosione del 1908, può essere il cratere causato dall'impatto di un 'frammento' di circa cinque metri, sopravvissuto all'esplosione principale, che si è schiantato a 'bassa velocità', ovvero a circa un chilometro al secondo.

"L'esplosione si sarebbe verificata nell'atmosfera, 5-10 chilometri al di sopra della regione di Tunguska - spiega Luca Gasperini dell'Ismar-Cnr di Bologna -. Si è trattato della deflagrazione di un asteroide o di una cometa, (la prima ipotesi sostenuta in particolare da scienziati americani, mentre la seconda è sostenuta da ricercatori russi, ndr), di circa 50-80 metri di diametro. La zona di devastazione se centrata su Bologna - sottolinea il ricercatore - raggiungerebbe Ferrara, Forlì e Modena".

"Abbiamo effettuato uno studio geofisico e sedimentologico del lago per verificare se la sua formazione potesse essere correlata all'evento, e per rilevare nella sequenza sedimentaria del lago evidenze geofisiche e geochimiche dalle quali trarre informazioni sulla natura dell'oggetto cosmico", ha spiegato Luca Gasperini dell'Ismar-Cnr. "Varie spedizioni di studiosi avevano già esplorato la zona dell'esplosione senza trovare segni d'impatto o frammenti, e formulando ipotesi, anche molto diverse fra loro, per far luce su quello che è ormai considerato a tutti gli effetti un 'mistero'. Il nostro studio sul campo è stato effettuato principalmente utilizzando rilievi di acustica subacquea, con un obiettivo dunque più ambizioso di quello della prima spedizione italiana, avvenuta nel 1991, anch'essa organizzata dal professor Giuseppe Longo dell'Università di Bologna, e limitata alla ricerca di microparticelle dell'oggetto cosmico nella resina degli alberi".

Durante la spedizione 'Tunguska99' è stata quindi per la prima volta investigata con tecniche molto sofisticate la morfologia del fondo e la natura dei depositi del sottofondo lacustre, e raccolti campioni di sedimento. "Grazie a tali indagini - ha aggiunto il ricercatore - è stato possibile scoprire che la morfologia del lago è diversa da quella dei comuni laghi siberiani di origine termo-carsica: la natura dei sedimenti recuperati dal fondo sono invece compatibili con l'ipotesi dell'impatto, che sarebbe avvenuto in una foresta acquitrinosa con uno strato sottostante di permafrost (suolo permanentemente ghiacciato) spesso oltre 30 metri".

E' stato proprio lo scioglimento del permafrost avvenuto subito dopo l'impatto a modellare la forma e le dimensioni attuali del lago, e a nasconderne la vera natura di cratere da impatto per tutto questo tempo. Questa scoperta, se confermata, contribuirà, cento anni dopo a svelare il mistero di Tunguska, dando forti contributi, e nuove paure, sulla comprensione degli effetti dell'impatto di un asteroide o una cometa con la Terra. Ipotesi tutt'altro che remota e non infrequente nella storia del nostro pianeta.

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Buongiorno, oggi è il 15 luglio.
Il 15 luglio 1943 nasce Susan Jocelyn Bell.
La scoperta delle radio pulsar, uno dei risultati più alti della fisica del XX secolo, resterà associata per sempre al nome di Jocelyn Bell: Dame Susan Jocelyn Bell, sposata con Martin Burnell nel 1968 e madre di Gavin, nato nel 1973.
Le radio pulsar sono oggetti celesti dalle proprietà molto diverse rispetto alle stelle comuni. Tutta la loro materia, tanta almeno quanta ne contiene il Sole, è confinata entro un raggio di solo una decina di chilometri. Inoltre questa materia è principalmente composta da neutroni. Infine, esse ruotano a velocità elevatissima emettendo onde radio in uno (o due) fasci grosso modo conici. Ne deriva una sorta di effetto-faro: un radiotelescopio posto a Terra riceve un impulso di onde radio solo quando i fasci conici sono diretti verso l’antenna, ossia una (o due volte) per ogni rotazione della pulsar. A livello di osservazione, il segnale di una pulsar è dunque percepito come una sequenza regolare di impulsi radio.
Questo naturalmente è quanto sappiamo oggi, ma fino al 1967 erano state formulate solo previsioni teoriche, considerate oltremodo ardite, su eventuali stelle costituite da neutroni: nessuno aveva la minima idea della esistenza delle pulsar. In tale quadro va letta la scoperta di Jocelyn Bell e del suo supervisore di dottorato, Antony Hewish.
Su indicazione di Hewish Jocelyn passò un paio di anni a costruire, con cacciavite e martello, un nuovo radiotelescopio presso l’Università di Cambridge, in Inghilterra. Ciò richiese la posa di oltre 200 chilometri di cavi, su un area grande come 57 campi da tennis. Lo scopo era di studiare la cosiddetta “scintillazione” delle onde radio nel mezzo interplanetario. A partire dal luglio 1967, Jocelyn Bell divenne l’unica analizzatrice dei dati prodotti da questo strumento e presto fu in grado di riconoscere in essi il fenomeno ricercato della scintillazione e di distinguerlo dalle interferenze, il nemico quotidiano del lavoro di ogni radioastronomo. Un paio di mesi dopo l’inizio delle osservazioni, Jocelyn notò però un segnale dall’aspetto diverso dagli altri, che osservazioni successive rivelarono provenire sempre dalla stessa direzione in cielo e che nel novembre 1967 essa riconobbe come una sequenza di impulsi di onde radio spaziati di 11/3 di secondo. Cominciò cosi la “caccia” al responsabile. Nelle settimane successive furono via via scartate varie ipotesi, compresa quella di un segnale inviato da una civiltà extraterrestre… ma era davvero troppo difficile da credere e da pubblicare e infatti Hewish continuò le osservazioni nel periodo natalizio, facendo in modo che la notizia fosse custodita entro una ristretta cerchia di astrofisici di Cambridge. Il fatto decisivo avvenne al ritorno di Jocelyn dalle vacanze, quando, consultando i dati presi nel frattempo, confermò l’esistenza di una seconda sorgente con le stesse caratteristiche della prima e poco dopo una terza e una quarta… Chiaramente si trattava di una nuova classe di stelle. «Quello fu l’istante meraviglioso, l’autentica dolcezza, il momento di dire Eureka!», commenterà Jocelyn Bell 39 anni dopo in una intervista radiofonica alla BBC.
L’annuncio della scoperta, pubblicata su «Nature» nel febbraio 1968, mise a rumore tutta la scienza mondiale: era la prima prova della esistenza di materia ultradensa e in particolare delle stelle di neutroni. Ampia eco ci fu sui giornali, sia per la scoperta, sia per il ruolo decisivo svolto in quella ricerca da una giovane donna. Non a caso, il nome stesso dei nuovi oggetti celesti – pulsar – fu coniato dal «Daily Telegraph».
Con costernazione di gran parte della comunità astrofisica, però, l’Accademia Svedese delle Scienze decise nel 1974 di conferire il premio Nobel per questa scoperta soltanto al professor Antony Hewish. Il punto di vista di Jocelyn (che accolse la notizia mantenendo sempre quella serenità che è parte del suo carattere) è stato ribadito in tempi recenti nella già citata intervista alla BBC: «Io ero una studentessa di dottorato, e in quei tempi si credeva, si percepiva, si dava per assodato, che la scienza fosse fatta e guidata da grandi uomini – propriamente uomini – probabilmente in camici bianchi. E che questi uomini avessero una pattuglia di servi che facevano ogni cosa su indicazione, senza pensare». Poco prima dell’assegnazione del Nobel ad Hewish, Jocelyn Bell ebbe suo figlio Gavin: «E stavo combattendo per trovare qualcuno che potesse aiutarmi nel badare a mio figlio e così proseguire la carriera – tutte quelle cose con cui la mia generazione dovette lottare prima che ci fossero asili sui posti di lavoro, prima che fosse accettabile l’idea che una donna lavorasse. E così constatai con me stessa che “Gli uomini vincono i premi e le giovani donne badano ai bambini”». Qualcosa sta per fortuna mutando nella scienza, da allora («Ora la si guarda molto di più come uno sforzo di squadra, con persone diverse che forniscono contributi diversi al lavoro»), ma le difficoltà nel conciliare la carriera con la famiglia sono tuttora acutissime per le donne: «Non così brutto come un tempo, ma il problema resta tale».
Dopo la scoperta del 1967, Jocelyn Bell ha proseguito con successo la sua carriera scientifica in altri settori dell’astrofisica: dapprima ricercatrice all’Università di Southampton, poi presso l’University College di Londra, quindi al Royal Observatory di Edimburgo, per poi diventare professore di Fisica alla Open University e professore in visita a Princeton, nonché Preside di Scienze della Università di Bath e poi ancora professore in visita alla Università di Oxford. Nel frattempo, il mondo scientifico le attribuiva pubblicamente quei meriti che l’Accademia Svedese aveva negato. Negli Stati Uniti la medaglia Michelson (1973), il premio Oppeheimer (1978), il premio Beatrice Tinsley (1987), la lezione magistrale Jansky (1995), il premio Magellanic (2000), oltre a un dottorato ad honorem della Università di Harvard (2007). Nel Regno Unito, la medaglia Herschel (1989), la presidenza della Royal Astronomical Society (2002-2004), un dottorato ad honorem alla Università di Durham (2007) nonché, nel 2007, la nomina a “Dame” dell’Ordine dell’Impero Britannico da parte della regina Elisabetta II.
Invece di fare del Nobel ingiustamente mancato un motivo di risentimento verso il mondo scientifico, Jocelyn Bell si è profusa per la più ampia divulgazione della cultura scientifica. Centinaia le conferenze pubbliche per non addetti ai lavori, e ancora maggior impegno nell’avvicinare la scienza ad una generazione di adulti ai quali era stato preconizzato in giovane età – come del resto capitò a lei stessa quando aveva solo 11 anni – che non avevano alcun futuro negli studi scientifici.
A completare il quadro della sua personalità, il suo impegno nella Società Religiosa dei Fratelli (i Quaccheri), nel cui contesto educativo condusse quasi tutta la sua adolescenza, e di cui è stata Clerk del Comitato Esecutivo Centrale mondiale fino al 2012. Infine, i mille hobby ai quali colleghi e amici la vedono dedicarsi: le camminate in montagna, il giardinaggio e il nuoto in cima alla lista.

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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 21 agosto.
Il 21 agosto 2006 viene dimostrata l'esistenza della "Materia Oscura".
 La nascita della Materia Oscura è profondamente legata ai grandi progressi fatti in Cosmologia, la branca della Fisica che studia la nascita e l’evoluzione del nostro Universo. Fino alla prima metà del 1900 si credeva che la quasi totalità della massa dell'Universo risiedesse nelle stelle; oggi invece sappiamo che queste costituiscono soltanto una percentuale irrisoria della materia cosmica (circa il 4%). La restante parte della massa dell’Universo non è visibile e a tale massa mancante si dà appunto il nome di Materia Oscura.
Gli scienziati, inoltre, pensano che accanto alla Materia Oscura esista una particolare forma di energia (nota come Energia Oscura), la quale, secondo il principio di equivalenza di Einstein (E = mc2), è in grado di dar conto della maggior parte della massa dell’Universo.
Quali sono le osservazioni sperimentali che hanno portato alla formulazione del problema della Materia Oscura?
Sono state le osservazioni di stelle, galassie e ammassi di galassie da parte di astronomi e astrofisici a far nascere l’idea che l’Universo avesse molta più massa di quella visibile.
Le galassie sono costituite da un nucleo molto luminoso e massiccio attorno al quale ruotano le altre stelle, distribuite in maniera tale che la loro concentrazione diminuisce man mano che ci si allontana dal nucleo galattico. Dalla legge di gravitazione universale di Newton si ricava che in un sistema gravitazionale come quello di una galassia, la velocità delle stelle che si trovano nella regione esterna al nucleo deve decrescere all’aumentare della distanza. Al contrario, le osservazioni effettuate su centinaia di galassie hanno dimostrato che la velocità delle stelle anche lontane dal nucleo era molto maggiore di quella attesa e inoltre non diminuiva con la distanza . Questo può essere spiegato solo se si assume che la galassia contenga della materia invisibile e non concentrata nel nucleo, la cui attrazione gravitazionale è responsabile del moto delle stelle.
Le galassie inoltre, sotto l’influsso della mutua interazione gravitazionale, tendono a formare degli agglomerati noti come ammassi di galassie. Sempre utilizzando la legge di Newton siamo in grado di determinare quale deve essere il moto relativo di ciascuna galassia di un ammasso, mediante la conoscenza della massa totale del sistema, cioè la somma delle masse delle galassie che lo compongono. Anche in questo caso, osservazioni sperimentali di un gran numero di ammassi hanno dimostrato che le velocità delle galassie erano anche 400 volte maggiori di quelle calcolate, il che indicava che l’ammasso era molto più “pesante” di quanto non sembrasse.
Negli ultimi anni, i risultati di diversi esperimenti hanno portato alla scoperta che il nostro Universo è piatto, ovvero che la sua curvatura spazio-temporale è nulla. Questo comporta che la densità di massa totale dell’Universo debba essere uguale a un valore noto, detto Densità Critica e pari circa a 10-30 g/cm3. La massa luminosa dell’Universo, però, non basta a dare questo valore di densità. E’ nuovamente necessario ipotizzare che la maggior parte della massa dell’Universo sia invisibile e presente sotto forme diverse dalla materia ordinaria che siamo abituati a considerare.
Di cosa è fatta la Materia Oscura?
La natura della materia oscura è ancora sconosciuta. Essa può avere varie componenti: una di tipo barionico (materia "ordinaria", cioè fatta da atomi) e una, più “esotica”, di tipo non barionico.
La componente barionica, costituita da oggetti massicci ma non luminosi, può essere costituita da pianeti, nane bianche (stelle che hanno finito di bruciare), nane brune (stelle che non hanno mai cominciato a bruciare), stelle di neutroni e buchi neri.
Questi oggetti vanno sotto il nome di MACHOs (Massive Astrophysical Compact Halo Objects = Oggetti astrofisici massicci e compatti di alone) ed emettono per loro natura una quantità di luce troppo scarsa per poter essere rivelati. Esiste però un diverso sistema di rivelazione di questi oggetti, basato su un effetto detto lente gravitazionale: immaginiamo che lo spazio sia come un lenzuolo esteso e ben tirato alle estremità. Se mettiamo sul lenzuolo una pallina di piombo molto pesante esso tende a deformarsi in corrispondenza del punto di contatto. Analogamente, nell’Universo, lo spazio si incurva in presenza di oggetti molto pesanti. Quando osserviamo nello spazio degli oggetti luminosi distanti da noi, le immagini di questi oggetti possono essere deviate e deformate se fra loro e noi si frappone un oggetto di massa molto elevata, come una galassia od un ammasso di galassie. Questo effetto, chiamato “lente gravitazionale”, avviene perché la curvatura dello spazio dovuta alla galassia o all’ammasso (la stessa che si presenta in corrispondenza della pallina di piombo) può provocare la deviazione della traiettoria della luce.
Se osserviamo una sorgente luminosa e un oggetto massivo (MACHO) si frappone fra noi e la sorgente, il fenomeno a cui assistiamo è chiamato microlente (microlensing), perché la massa del MACHO non è grande abbastanza da creare una lente gravitazionale. Il fenomeno è molto simile a quello di una lente gravitazionale, solo che le varie immagini sdoppiate non sono rilevabili perché troppo vicine. Ne consegue che non potendo osservare più immagini separate, le vedremo tutte assieme, con un conseguente incremento di luminosità dell’oggetto che stiamo osservando. Questo aumento di luminosità è legato alla massa del MACHO.
La Materia Oscura non barionica, che prima abbiamo chiamato “esotica”, non è costituita da oggetti compatti ma da particelle. Queste particelle, note con il nome di WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles = particelle massive debolmente interagenti), sono molto massive (100 volte più pesanti di un protone o più), ma interagiscono pochissimo con la materia, ancor meno dei neutrini.
Esse vagherebbero nel Cosmo, addensandosi in prossimità delle galassie a causa dell’attrazione gravitazionale. I fisici ritengono che le WIMPs altro non siano che delle particelle previste da alcune teorie (per esempio la supersimmetria), ma non ancora osservate neanche nei più potenti acceleratori.
E l’Energia Oscura?
La cosiddetta “Energia Oscura” (Dark Energy, DE) rappresenta la componente più rilevante del nostro Universo. Secondo le più recenti osservazioni sperimentali, essa sembra costituire il 70% della densità dell’Universo.
Negli anni trenta Einstein, nel formulare la sue teoria della relatività generale, introdusse una costante, che egli stesso chiamò “costante cosmologica”. Tale quantità rappresenta in maniera semplificata l’energia che si può associare allo spazio vuoto e quindi è presente in ogni parte dell’Universo.
Einstein introdusse la costante cosmologica per fare in modo che la sua teoria descrivesse un Universo statico (come al tempo si pensava che fosse). Quando si scoprì che l’Universo era invece in espansione, egli riscrisse le sue equazioni senza la costante cosmologica, definendola “il suo più grande sbaglio”, ma senza sapere che in un futuro non troppo lontano essa sarebbe stata ripresa in considerazione.
La particolarità dell’energia oscura è che essa agisce come una gravità negativa, ovvero tende a far espandere l’Universo e si contrappone alla decelerazione dovuta all’attrazione gravitazionale della materia ordinaria e della materia oscura.
Quello dell’Energia Oscura è un campo ancora molto poco chiaro ma allo stesso tempo intrigante e studiato da un gran numero di cosmologi. Osservazioni sperimentali possono essere eseguite in maniera indiretta per determinare la concentrazione di Energia Oscura: la sua esistenza infatti, determinerebbe una accelerazione nell’espansione dell’Universo che può essere rivelata osservando sorgenti di luce molto intense e molto distanti dalla Terra, come le supernovae lontane.
Come si rivela la Materia Oscura?
La rivelazione della Materia Oscura non barionica, cioè sotto forma di particelle (WIMPs) è estremamente difficile a causa della loro debolissima interazione con la materia.
Per poter rivelare la presenza di una particella WIMP è necessario che essa interagisca in qualche modo con il nostro strumento di misura, dando un segnale. Purtroppo queste interazioni sono molto rare (ancora più rare delle interazioni dei neutrini). Per di più il segnale che otteniamo è difficilmente distinguibile da quello di altre particelle (elettroni, fotoni e soprattutto neutroni).
Esiste però un modo di rivelare le particelle WIMP basato sul cosiddetto effetto di “modulazione annuale”. Le WIMPs che si trovano nell'alone galattico investono la Terra con un flusso maggiore in estate (quando la velocità di rivoluzione della Terra si somma a quella del sistema solare nella galassia) e minore in inverno (quando le due velocità sono in direzioni opposte). Ci aspettiamo, quindi, che il numero di segnali di WIMP che contiamo sia massimo in estate (giugno) e minimo in inverno (dicembre). Su questo metodo di rivelazione si basano gli esperimenti dei LNGS DAMA/LIBRA, unici al mondo in grado di osservare questa modulazione.
Un esperimento che voglia rivelare le particelle WIMP deve essere necessariamente allestito in un laboratorio sotterraneo, dove solo particelle che interagiscono molto poco possono giungere e la presenza di altre particelle che possono disturbare le misure e costituire un rumore di fondo è ridotta al minimo.

#Almanaccoquotidiano, a cura di #MarioBattacchi

Buongiorno, oggi è il 29 giugno.
Il 29 giugno 2013 si spegne a Trieste Margherita Hack.
Nata a Firenze il 12 giugno 1922, Margherita Hack è stata una delle menti più brillanti della comunità scientifica italiana. Il suo nome è legato a doppio filo alla scienza astrofisica mondiale. Prima donna a dirigere un osservatorio astronomico in Italia, ha svolto un'importante attività di divulgazione e ha dato un considerevole contributo alla ricerca per lo studio e la classificazione spettrale di molte categorie di stelle.
Nasce in una famiglia in cui il padre, di religione protestante, lavora come contabile e la madre, cattolica, diplomata all'Accademia di belle arti, è miniaturista presso la prestigiosa Galleria d'arte degli Uffizi. I genitori, entrambi critici e non soddisfatti ognuno della propria appartenenza religiosa, aderiscono alle dottrine teosofiche instaurando rapporti con un ambiente che in futuro sarà loro di sostegno durante i momenti difficili.
Non simpatizzanti del regime fascista di Mussolini, sono vittime di discriminazioni. Sono inoltre vegetariani convinti e trasmetteranno questa filosofia alla figlia Margherita.
Frequenta il liceo classico e inizia a praticare pallacanestro e atletica, ottenendo discreti risultati a livello nazionale nel salto in alto. Nel 1943 all'Università di Firenze, dove frequenta la Facoltà di Fisica, dopo dieci anni ritrova l'amico di infanzia Aldo, che sposa l'anno successivo.
Nel 1945, a guerra finita, Margherita Hack si laurea con una tesi di astrofisica relativa a una ricerca sulle cefeidi, una classe di stelle variabili. Il lavoro viene condotto presso l'Osservatorio astronomico di Arcetri, luogo presso il quale inizia a occuparsi di spettroscopia stellare, che diventerà il suo principale campo di ricerca.
Inizia un periodo di precariato come assistente presso lo stesso Osservatorio e come insegnante presso l'Istituto di Ottica dell'Università di Firenze. Nel 1947 la Ducati, industria milanese che inizia a occuparsi di ottica, le offre il primo impiego. Margherita accetta, si trasferisce con la famiglia, ma dopo un solo anno sente l'esigenza di tornare al "suo" ambiente universitario, a Firenze.
Dal 1948 al 1951 insegna astronomia in qualità di assistente. Nel 1954 ottiene la libera docenza e, appoggiata e spinta del marito, inizia la sua attività di divulgatrice scientifica, collaborando con la carta stampata. Margherita chiede ed ottiene il trasferimento all'Osservatorio di Merate, vicino Lecco, una succursale dello storico Osservatorio di Brera.
Nello stesso periodo tiene corsi di astrofisica e di radioastronomia presso l'Istituto di Fisica dell'Università di Milano. Inizia a collaborare con università straniere in qualità di ricercatore in visita. Accompagnata dal marito, che la segue in ogni spostamento, collabora con l'Università di Berkeley (California), l'Institute for Advanced Study di Princeton (New Jersey), l'Institut d'Astrophysique di Parigi (Francia), gli Osservatori di Utrecht e Groningen (Olanda) e l'Università di Città del Messico.
E' il 1964 quando diviene professore ordinario, ottenendo la cattedra di astronomia presso l'Istituto di Fisica teorica dell'Università di Trieste. In qualità di professore ordinario assume l'incarico della direzione dell'Osservatorio astronomico. La sua gestione durerà per più di vent'anni, fino al 1987, e darà nuova linfa ad un'istituzione che in Italia era ultima sia per numero di dipendenti e ricercatori, che per qualità della strumentazione scientifica, arrivando a darle risonanza anche in campo internazionale.
L'enorme sviluppo delle attività didattiche e di ricerca che Margherita Hack ha promosso in università, ha fatto nascere nel 1980 un "Istituto di Astronomia" che è stato poi sostituito nel 1985 da un "Dipartimento di Astronomia", che la scienziata ha diretto fino al 1990.
Dal 1982 Margherita Hack ha inoltre curato una stretta collaborazione con la sezione astrofisica della 'Scuola internazionale superiore di studi avanzati' (Sissa).
Ha alternato la stesura di testi scientifici universitari, alla scrittura di testi a carattere divulgativo. Il trattato "Stellar Spettroscopy", scritto a Berkeley nel 1959 assieme a Otto Struve (1897-1963) è considerato ancora oggi un testo fondamentale.
Nel tempo ha collaborato con numerosi giornali e periodici specializzati, fondando nel 1978 la rivista "L'Astronomia" di cui sarà direttore per tutta la vita. Nel 1980 ha ricevuto il premio "Accademia dei Lincei" e nel 1987 il premio "Cultura della Presidenza del Consiglio".
Margherita Hack è stata membro dell'Accademia dei Lincei, dell'Unione Internazionale Astronomi e della Royal Astronomical Society.
Nel 1992 ha terminato la carriera di professore universitario per motivi di anzianità, continuando tuttavia l'attività di ricerca. Nel 1993 è stata eletta consigliere comunale a Trieste. In pensione dal 1997, ha comunque continuato a dirigere il "Centro Interuniversitario Regionale per l'Astrofisica e la Cosmologia" (CIRAC) di Trieste, dedicandosi a incontri e conferenze al fine di "diffondere la conoscenza dell'Astronomia e una mentalità scientifica e razionale".
Margherita Hack si è spenta a Trieste il 29 giugno 2013 all'età di 91 anni.
Nel 2022, in occasione del centenario della sua nascita, il Comune di Milano ha eretto un monumento in suo onore, intitolato "sguardo fisico", in Largo Richini, di fronte alla sede centrale dell'Università degli Studi di Milano.