Immagine di fantasia dell’esopianeta CoRoT-2b vicino alla sua stella. Crediti: Nasa/Jpl-Caltech/T. Pyle (IPAC)

CoRoT-2b è un pianeta gigante gassoso, la cui massa è circa tre volte quella del nostro Giove, che orbita così vicino alla sua stella da risultarne “fritto”, evaporando progressivamente sotto l’intensa radiazione. Pianeti di questo genere, chiamati gioviani caldi, generalmente impiegano meno di tre giorni per compiere un giro completo attorno alla stella, presentandole sempre la stessa faccia.

Non sorprende, quindi, che il lato diurno di questi pianeti diventi notevolmente più caldo rispetto al lato notturno. Inoltre, ci si aspetterebbe ragionevolmente che il punto più caldo in assoluto sia quello più vicino alla stella, ma è stato teorizzato e osservato che questi pianeti gassosi possono presentare forti venti equatoriali che soffiano verso est, e tali correnti possono spostare il punto più caldo verso est.

Ora una nuova ricerca a guida canadese, pubblicata da un gruppo di ricerca internazionale su Nature Astronomy, utilizzando la Infrared Array Camera del telescopio spaziale Spitzer della Nasa per osservare il pianeta durante un’orbita completa, ha trovato che il punto più caldo di CoRoT-2b è spostato verso ovest, al contrario di quello che dovrebbe essere.

CoRoT-2 b, scoperto una decina di anni fa dalla sonda spaziale europea Corot, si trova a 930 anni luce dalla Terra. Sebbene molti altri pianeti gioviani caldi siano stati individuati negli ultimi anni, CoRoT-2b ha continuato ad incuriosire gli astronomi a causa di due fattori: la sua dimensione “gonfiata” e l’inusuale spettro di luce delle emissioni provenienti dalla sua superficie.

Lisa Dang, McGill University

«Entrambi questi fattori suggeriscono che qualcosa di insolito sta accadendo nell’atmosfera di questo gioviano caldo», commenta Lisa Dang, dottoranda alla McGill University di Montréal e autrice principale del nuovo studio. Secondo Dang e colleghi, le spiegazioni possibili alla direzione retrograda del vento possono essere tre, ciascuna delle quali apre nuove questioni.

1) Il pianeta potrebbe girare su sé stesso così lentamente che una rotazione completa richiede più di un’orbita completa attorno sua stella; questo potrebbe creare venti che soffiano verso ovest piuttosto che verso est.

2) L’atmosfera del pianeta potrebbe interagire con il campo magnetico del pianeta, modificando la direzione del vento.

3) Grandi nuvole che coprono il lato orientale del pianeta potrebbero renderlo più scuro di quanto sarebbe altrimenti, un’ipotesi che mette a soqquadro i modelli attuali di circolazione atmosferica su tali pianeti.

«Abbiamo bisogno di dati migliori per far luce sulle questioni sollevate dalla nostra scoperta», aggiunge Dang. «Fortunatamente, il telescopio spaziale James Webb, il cui lancio è previsto per il prossimo anno, dovrebbe essere in grado di affrontare questo problema. Dotato di uno specchio che gli consente 100 volte la capacità di raccolta rispetto a Spitzer, dovrebbe fornirci dati che ora possiamo solo sognarci».

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Rappresentazione artistica di un oggetto near-Earth

La Nasa annuncia sui suoi siti web un nuovo “passaggio ravvicinato” alla Terra di un asteroide di discrete dimensioni a inizio febbraio e, puntualmente, scatta sui media di tutto il mondo il campanello d’allarme. Giusto mantenere alta l’attenzione su questi oggetti celesti, per studiarli al meglio e prevederne l’evoluzione delle loro traiettorie, ma stavolta di “ravvicinato” c’è ben poco. L’asteroide in questione, denominato 2002 Aj129, del diametro stimato attorno ai 500 metri, raggiungerà la sua minima distanza dalla Terra il 4 febbraio prossimo attorno alle 22:30 italiane, ma si troverà a oltre 4,2 milioni di chilometri da noi: più di dieci volte lo spazio che ci separa dalla Luna. Nessun pericolo, quindi, per il nostro pianeta. Detto questo, seguirlo sarà davvero difficile proprio per la sua lontananza: le attuali stime della sua magnitudine apparente si attestano intorno al valore di 12. Questo significa che l’oggetto è assolutamente fuori della portata della nostra semplice vista e sarà quindi necessario dotarsi di un ottimo binocolo da puntare in un cielo perfettamente limpido e privo di inquinamento luminoso o, meglio, almeno un piccolo telescopio di discreta qualità per non dover osservare dalle Ande cilene.

In più, a quell’ora, l’asteroide, almeno in Italia, sarà sotto l’orizzonte, dal quale sorgerà circa alle 23:30. Vabbè, volete provarci lo stesso? Sappiate pure che, non molto lontano nel cielo, ci sarà una Luna calante ma illuminata per quasi il 75 per cento rispetto alla totalità, che non aiuterà di certo le osservazioni, riducendo con la sua luce la sensibilità dei nostri occhi.

Chi invece davvero a un asteroide ci passerà vicinissimo – tanto addirittura da toccarlo per prelevare dei campioni di superficie e riportarceli a Terra – sarà non un essere umano, ma una sonda robotica nello spazio, anzi due. La missione Osiris-Rex, di cui abbiamo parlato anche recentemente qui su Media Inaf, raggiungerà a dicembre l’asteroide Bennu, gli gironzolerà un po’ attorno, per studiarlo e poi scendere su di esso nel 2020, appoggiarvisi delicatamente raccogliendo un po’ di materiale superficiale e infine ripartire col suo prezioso carico alla volta del nostro pianeta, dove arriverà a settembre del 2023. Analogo copione, ma sull’asteroide 162173 Ryugu, per la missione giapponese Hayabusa-2. Touch-down previsto per quest’estate e arrivo a Terra dei campioni fra un paio d’anni.

Guarda qui sotto l’animazione della traiettoria dell’asteroide 2002 Aj129 realizzata dalla Nasa:

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Immagine al microscopio elettronico di un granello di polvere (di un micron) estratto da un meteorite primitivo: gli esperti hanno trovato del carburo di silicio (in basso a destra). Questi grani di polvere si sono formati più di 4,6 miliardi di anni fa dai resti delle supernove di tipo II. Crediti: Nasa e Larry Nittler

Chi direbbe mai che da piccolissimi granelli di polvere stellare (della grandezza di un micron) si possa ricostruire parte della storia del nostro Universo! Ebbene, è possibile. E alcuni astronomi del Carnegie’s Department of Terrestrial Magnetism hanno cercato di spiegare, in uno studio pubblicato su Science Advances, come e quando si siano formati particolari grani di polvere ricchi di carbonio che vengono estratti da molte meteoriti. L’analisi dimostra che questi grani si sono formati dall’emissione di supernove almeno due anni dopo l’esplosione della stella: la polvere stellare viene sparsa nello spazio per essere incorporata – miliardi di anni dopo – in nuovi sistemi stellari, come è accaduto nel nostro Sistema solare.

Le loro ricerche si sono concentrate sulle supernove di tipo II, esplosioni di stelle dieci volte più massicce del Sole: esplosioni che producono abbondanti quantità di polvere, ma come e quando è ancora un mistero. Per arrivare alla soluzione, i ricercatori non hanno usato potenti telescopi, ma sofisticati microscopi all’interno dei laboratori.

Questi minuscoli grani di polvere si sarebbero formati 4,6 miliardi di anni fa dalle “ceneri” di esplosioni drammaticamente affascinanti come quelle delle supernove, e sarebbero rimasti incastonati (o, per meglio dire, intrappolati) all’interno di meteoriti i cui detriti oggi possiamo studiare sulla Terra. Nei granelli di polvere estratti da una meteorite primitiva è stato trovato carburo di silicio, materiale che già conosciamo e utilizziamo in quanto estremamente leggero, duro, resistente, rigido e termicamente stabile. I grani di carburo di silicio d’origine spaziale giunti fino a noi si sono formati oltre 4,6 miliardi di anni fa dalle ceneri di precedenti generazioni di stelle della galassia, per poi rimanere intrappolati nelle meteoriti una volta giunti nel Sistema solare (così come altri elementi chimici alla base della nostra vita… i famosi “mattoni” originari della vita).

«Poiché questi grani presolari sono letteralmente polvere di stelle che può essere studiata in dettaglio in laboratorio», spiega Larry Nittler, uno dei coautori dello studio, «permettono di indagare una serie di processi astrofisici». Per questo studio, il team ha analizzato la formazione di polvere nelle supernova misurando gli isotopi in rari grani di carburo di silicio presolare con composizioni indicanti che si sono formati in supernova di tipo II. Gli esperti della Carnegie si sono concentrati su un isotopo raro di titanio, il titanio-49, perché è il prodotto del decadimento radioattivo del vanadio-49, che si forma durante le esplosioni di supernova e decade in titanio-49 con un’emivita di 330 giorni. La quantità di titanio-49 incorporata nei grani di polvere di supernova dipende, quindi, da quanto tempo è trascorso dall’esplosione di supernova alla formazione del grano: è così che gli autori dello studio hanno potuto stabilire che i grani devono essersi formati almeno due anni dopo l’esplosione.

«Il processo di formazione dei grani può avvenire continuativamente per anni, e la polvere si forma gradualmente nel corso del tempo, il che è in linea con le osservazioni di quantità variabili di polveri che circondano i siti di esplosioni stellari», ha specificato il primo autore dell’articolo, Nan Liu. «Studiando le sorgenti di questa polvere, possiamo saperne di più sulla storia dell’Universo e su come evolvano al suo interno vari oggetti stellari».

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In alto: immagine della galassia a spirale Ngc 1566 presa dal Telescopio Hubble. Crediti: Nasa and The Hubble Heritage Team (Stsci/Aura). In basso: risultato di una simulazione al computer di un sistema di un milione di particelle auto-gravitanti. Crediti:David Benhaiem e Francesco Sylos Labini

Hanno la forma di un disco composto da un nucleo con alcune braccia che gli si avvolgono intorno. Sono le galassie a spirale, uno degli oggetti più suggestivi e interessanti dell’universo visibile rivelati dall’astronomia. Francesco Sylos Labini, ricercatore presso l’Istituto dei sistemi complessi del Consiglio nazionale delle ricerche (Isc-Cnr) e del Centro Fermi, ha recentemente pubblicato sulla rivista The Astrophysical Journal una ricerca sul tema in collaborazione con il Laboratoire de Physique Nucleaire et de Haute Energies (Lpnhe) di Parigi.

«Molte teorie hanno cercato di spiegare l’origine di questi sistemi, ma nessuna si è mai affermata come quella corretta e definitiva. Una delle più famose del secolo scorso è quella che suppone l’esistenza della materia oscura, cioè una componente della materia non direttamente osservabile ma solo percepibile», spiega Sylos Labini. «Le curve di rotazione delle galassie a spirale, ovvero le variazioni della velocità orbitale delle stelle in funzione della loro distanza dal centro della galassia, finora hanno fornito l’evidenza più solida in favore della materia oscura. In questo sistema le stelle più lontane dal centro galattico orbitano quasi alla stessa velocità delle più vicine e questo fenomeno infrange la terza legge di Keplero, che definisce la velocità delle galassie inversamente proporzionale alla distanza dal centro. Per spiegare l’inaspettato fenomeno di quest’anomalia, dunque, è stato necessario ipotizzare una massa maggiore di quella visibile».

Un’altra spiegazione delle particolari velocità osservate nelle galassie a spirale secondo i ricercatori è fornita dal modello della Dinamica newtoniana modificata (Mond): «Al fine di spiegare il particolare comportamento di queste galassie la teoria si propone di modificare la seconda legge di Newton, introducendo una nuova costante fondamentale», precisa Sylos Labini. «La nostra pubblicazione si inserisce in questo interessante scenario fornendo una terza chiave di lettura del fenomeno. Grazie a simulazioni al computer e a calcoli teorici, abbiamo riprodotto il collasso gravitazionale di una nube ellissoidale di particelle isolate dando loro una piccola velocità di rotazione iniziale, constatando che ne derivano sistemi qualitativamente simili alle galassie a spirale, le cui braccia non sono stazionarie, cioè non orbitano come i pianeti intorno al Sole, che sono in uno stato di equilibrio, ma sono dei fenomeni generati da una dinamica fuori dall’equilibrio. La loro principale caratteristica è di avere delle velocità radiali oltre che circolari e le braccia a spirali sono formate proprio per effetto della combinazione di questi due moti. Invece di aver teorizzato un solo modello teorico, abbiamo dischiuso un ampio spettro di possibili modelli, su cui si baseranno nuovi studi offrendo un diverso quadro di lettura per un fenomeno affascinante e ancora misterioso».

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Rappresentazione artistica di venti intensi mentre agitano il disco esterno di materia che circonda un buco nero di massa stellare. La materia del disco (in giallo) viene risucchiata dalle regioni esterne di una stella vicina (in alto a destra). Il buco nero di massa stellare si trova in un disco di circa 5 milioni di km, ma ne divora solo la materia che si avvicina fino a 30 km dal centro. Crediti: Nasa/Swift/A. Simonnet, Sonoma State University

Per essere mostri che in teoria dovrebbero divorare tutto ciò che passa loro accanto, i buchi neri spargono attorno a sé parecchia roba: radiazione, getti relativistici, venti di materia… A ben guardare, non c’è contraddizione in questo: tutto dipende dalla distanza di quell’accanto. Entro un certo raggio (compreso, per buchi neri di massa stellare, fra i 3 e i 150 km), qualunque cosa – luce compresa – è destinata a finire nel buco nero, mentre se ci si trova appena un po’ al di là ci sono buone probabilità di venir scagliati lontano.

In che modo? Il processo all’origine di queste emissioni (outflows, in inglese), prodotte nella regione del disco d’accrescimento, non è affatto chiaro. Ma uno studio uscito oggi su Nature mostra la presenza continua di venti di materia attorno ai buchi neri per l’intera durata dei cosiddetti outbursts (picchi d’emissione particolarmente intensi), e suggerisce che il fenomeno sia dovuto prevalentemente a un meccanismo magnetico, più che termico.

Per giungere a questa conclusione, il team di scienziati che ha firmato lo studio – guidato da Bailey Tetarenko, studentessa di dottorato all’università di Alberta, in Canada – ha analizzato un campione rappresentativo di curve di luce in banda X relative a 21 outbursts provenienti dai buchi neri di 12 sistemi binari X di piccola massa, raccolte nell’arco di 20 anni con i telescopi spaziali Rxte, Swift, Chandra e Xmm-Newton.

Su cosa, esattamente, produca questi venti continuano a rimanere grandi punti interrogativi. «Riteniamo che i campi magnetici svolgano un ruolo chiave», dice uno dei coautori dello studio, Craig Heinke, «ma per arrivare a comprenderli dovremo compiere ancora molte ricerche». Sull’intensità della loro azione, invece, sembrano esserci ormai ben pochi dubbi. «I venti devono spazzare via una porzione notevole della materia che un buco nero potrebbe mangiare: in uno dei nostri modelli», chiosa infatti Tetarenko, «i venti hanno rimosso l’80 per cento del potenziale pasto del buco nero».

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Fonte: Esa. Crediti: Cmse/China Manned Space Engineering Office

La notizia del possibile rientro della stazione cinese Tiangong-1 è di quelle che tengono banco nel mondo “spaziale” e nell’opinione pubblica in generale, in questo inizio d’anno. Per la rilevanza dell’evento – non succede tutti i giorni di avere un “autobus” di oltre 8 tonnellate che ci cade in testa dal cielo – praticamente tutte le agenzie spaziali del mondo hanno in programma osservazioni continuative della Tiangong (il “Palazzo Celeste”, come suonerebbe il nome in italiano). Ma la grande incognita – ciò che tutti si chiedono, a questo punto – è se dobbiamo guardare all’evento con il naso all’insù, affascinati da uno spettacolo celeste che si preannuncia unico o se, al contrario, una nota di preoccupazione debba essere messa in conto… e si debba almeno aprire l’ombrello.

Per saperne di più ci siamo rivolti ad Alberto Buzzoni, dell’Inaf-Oas di Bologna, coordinatore scientifico del progetto Prisma per lo studio delle meteore e membro per l’Inaf di Ocis, l’Organismo nazionale per il coordinamento delle attività di sorveglianza spaziale e difesa in Italia, assieme ai colleghi dell’Asi e dell’Aeronautica Militare. Insomma, la persona giusta per tutto ciò che può cadere sulla Terra dal di sopra delle nuvole.

Allora, Buzzoni, come stanno realmente le cose?

«Beh, la situazione non è forse delle più chiare. Con una nota del maggio scorso all’Unoosa (l’Ufficio per gli affari spaziali delle Nazioni Unite), l’Agenzia spaziale cinese Cnsa ha infatti informato ufficialmente il mondo che la sua stazione “non funziona più” dal 16 marzo 2016. Con sapiente levità tutta orientale, tuttavia, il messaggio della Cnsa lascia in dubbio se sia da intendere che l’astronave è letteralmente “impazzita”, come alcuni giornali stanno già (allarmisticamente) anticipando, o se al contrario la situazione sia, almeno in parte, sotto controllo».

Cosa ci dicono le osservazioni da Terra?

«Ancora in queste notti la Tiangong-1 sembra in assetto corretto di volo (probabilmente mantenuto dal sistema di controllo automatico a bordo), ma l’impossibilità di agire attivamente da terra sui motori (e questo sembra assodato) fa sì che la quota di 280 km a cui orbita ora l’astronave non potrà essere mantenuta per molto: da Capodanno la stazione si è già abbassata di una decina di chilometri e in sostanza sta lentamente “spiraleggiando” verso l’imminente (e a questo punto inevitabile) caduta».

Alberto Buzzoni, astronomo all’Inaf-Oas di Bologna, coordinatore scientifico del progetto Prisma per lo studio delle meteore e membro per l’Inaf di Ocis. Crediti: Media Inaf

Che previsioni possiamo fare per la data del rientro in atmosfera?

«Le previsioni sono ancora molto imprecise poiché, mano a mano che la quota si abbassa, l’orbita dell’astronave risente in maniera crescente dell’attrito con gli strati alti della nostra atmosfera (la cosiddetta ionosfera), la cui densità è influenzata in maniera erratica dal flusso di particelle in arrivo dal Sole come conseguenza dell’attività magnetica della nostra stella. C’è poi da tener conto dell’assetto “aerodinamico” della stazione (una specie di “aereo” con una carlinga tubolare di 3×10 metri e due “ali” di pannelli solari, ciascuno di 7×3 metri), che a questo punto diventa una variabile importante per valutare l’entità dell’attrito e calcolare così l’esatta traiettoria dinamica.

Allo stato attuale dei calcoli, comunque, possiamo stimare che la finestra di caduta più probabile sia centrata attorno alla prima quindicina di marzo, ma con una incertezza di più o meno due settimane. Inutile dire che, per un oggetto che sta percorrendo 8 km al secondo, questa incertezza rende totalmente aleatoria, al momento, qualunque previsione sul “quando-e-dove” cadrà».

Come ci si sta preparando a terra?

«Data la rilevanza dell’evento, nelle prossime settimane è in programma una campagna di osservazione internazionale, coordinata dall’Inter-Agency Space Debris Coordination Committee (Iadc), e anche l’Italia è coinvolta a vari livelli nella iniziativa. Come conseguenza dell’inclinazione del piano d’orbita della Tiangong, comunque, la cosa certa sin d’ora (e la buona notizia per il nostro Paese) è che tutta l’Italia settentrionale (a Nord dell’Isola d’Elba, all’incirca) è certamente fuori pericolo, mentre rimangono potenzialmente interessate dal rientro le regioni centrali e meridionali. Le istituzioni preposte, fra cui il Dipartimento della Protezione Civile, sono naturalmente già attive e ci terranno opportunamente informati su come evolve la cosa, nelle settimane a venire».

Dobbiamo dunque temere che ci cada qualcosa in testa? 

«Dal momento che durante il rientro l’attrito con l’atmosfera porterà a raggiungere temperature di circa 2000 gradi, va da sé che gran parte della struttura in alluminio della Tiangong verrà letteralmente vaporizzata attorno ai 60-80 km di altezza per cui, come per le meteoriti naturali, solo una piccola frazione della massa totale (in questo caso quella in materiale a più alto punto di fusione, come il titanio e l’acciaio) cadrà fisicamente al suolo, sotto forma di detriti di diverse dimensioni. Possiamo attenderci quindi pezzi di alcuni centimetri ma, anche sulla base di analoghe esperienze passate, non possiamo escludere la possibilità che alcune parti di dimensioni maggiori possano sopravvivere quasi integre fino al suolo. Detto questo, e a scanso di inutili allarmismi, rassicuriamo comunque che la probabilità di incidente umano per “caduta detriti”, sull’Italia, si stima nello 0.000002 per cento. Ovvero una chance contraria su 50 milioni. Questi numeri sono corroborati anche dal fatto che, negli oltre 60 anni di attività spaziale, non si ha notizia di nessun incidente avvenuto a terra per cause di questo tipo».

Eventuale caduta di detriti a parte, se il rientro avverrà sui cieli italiani è presumibile che assisteremo a un evento di fireball artificiale, no? Voi del progetto Prisma siete pronti?

 «Se la sorte geografica ci favorirà, il rientro della Tiangong sarà certamente rilevabile dalla rete di camere Prisma. Al pari di una meteora, inoltre, la rete sarà in grado di verificare la traiettoria di caduta e l’eventuale localizzazione dei detriti a terra. Va però detto che la probabilità di goderci questo spettacolo – con il rientro sull’area italiana – è molto bassa: qualcosa attorno all’uno per mille».

E in questo periodo? È troppo prematuro o state già provando a intercettare qualche orbita? 

«Per “scaldare i motori” in via totalmente sperimentale, nelle prossime settimane, con le camere Prisma tenteremo anche alcune osservazioni della traiettoria di avvicinamento della Tiangong durante i suoi passaggi notturni sull’Italia. Naturalmente, la stazione cinese non si può vedere con le camere in funzionamento “standard” e richiederà modalità di osservazione “ad hoc”. I test preliminari sembrano incoraggianti, per cui se il meteo sarà favorevole già nelle prossime notti speriamo di poter contribuire con qualche buon dato alla campagna di osservazione internazionale».

Facciamo gli auguri a Prisma, allora, e incrociamo le dita… e tutti all’erta se verso marzo vedremo una bellissima meteora in più risplendere in cielo!

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La videoconferenza “quantistica” del 29 settembre scorso tra Cina e Austria. Crediti: Accademia delle Scienze cinese

Guardate l’immagine a fianco: probabilmente è la più noiosa e insignificante mai pubblicata da Media Inaf, ma contiene un ingrediente tecnologico nascosto, cruciale per lo sviluppo delle telecomunicazioni e del commercio mondiale. Si tratta di una videoconferenza tra l’Accademia delle Scienze cinese e quella austriaca, svoltasi lo scorso 29 settembre e durata 75 minuti.

Dov’è la novità? È che la trasmissione è stata crittografata con un sistema quantistico basato su connessioni in fibra ottica e satellitari. Rappresenta, quindi, il primo passo verso una rete internet quantistica globale.

Ma andiamo con ordine, e cerchiamo di capire perché mai dovremmo complicarci la vita aggiungendo l’elemento quantistico alla nostra quotidianità di navigatori internet. La sicurezza è un elemento fondamentale delle reti informatiche, in particolare per tutte quelle applicazioni – il commercio elettronico, per dirne una – in cui è vitale che i nostri dati non vengano rubati. Per questo si usa la crittografia, una codifica che può essere letta solo disponendo di una cosiddetta chiave.

La crittografia a chiave pubblica attualmente utilizzata funziona bene, ma ha il problema che può essere violata disponendo di computer abbastanza potenti, come saranno gli ormai non più fantascientifici computer quantistici.

Al contrario, la distribuzione a chiave quantistica (Qkd) utilizza quanti di luce individuali – fotoni, insomma – per implementare un sistema di crittografia la cui inviolabilità deriva direttamente dai fondamenti della meccanica quantistica. Gli stessi principi su cui era basata l’idea di denaro quantistico non falsificabile, un’idea nata quasi 50 anni fa e che ultimamente ha ripreso vigore.

Tuttavia, a causa della perdita di segnale, la distribuzione quantistica a chiave pubblica su fibra ottica (o su altri mezzi trasmissivi di luce in campo libero) è stata finora limitata a qualche centinaio di chilometri. La più estesa dorsale di comunicazione quantistica in fibra ottica è stato recentemente realizzata in Cina, con un percorso tra Pechino a Shanghai di circa 2000 km.

Illustrazione delle tre stazioni di terra (Graz, Nanshan e Xinglong) e del satellite che hanno realizzato il collegamento. Crediti: University of Science and Technology of China

Inoltre, nel 2016 l’Accademia delle Scienze cinese ha lanciato il primo satellite sperimentale per comunicazioni quantistiche, conosciuto col nomignolo Micius, dal nome di un antico filosofo e scienziato cinese. Alle quattro stazioni a terra in Cina, più una in Tibet, si è aggiunta un’ulteriore stazione a Graz, vicino Vienna, gestita dall’Accademia delle Scienze austriaca e coinvolta negli esperimenti di trasmissione quantistica di singoli fotoni.

Dopo avere dimostrato che il satellite Micius poteva gestire la distribuzione a chiave quantistica tra due stazioni cinesi, e dopo avere interconnesso il satellite con la rete geografica in fibra ottica a terra, ora un articolo appena pubblicato su Physical Review Letters racconta come sia stata realizzata con successo la comunicazione in crittografia quantistica Qkd tra Xinglong (a 280 km da Pechino) e Graz in Austria, separate da ben 7600 km.

Crediti: University of Science and Technology of China

I ricercatori hanno utilizzato il satellite Micius come “ponte” per realizzare una trasmissione dati totalmente sicura, inviando prima delle semplici immagini tra l’Austria e la Cina, e poi instaurando la videoconferenza di cui si parlava all’inizio.

Un aspetto interessante e promettente di questa tecnologia è che sul canale ottico satellitare, che impiega impulsi laser per la trasmissione, deve necessariamente passare solo l’informazione relativa alla chiave pubblica di decodifica, continuamente rigenerata. Ad esempio, lo streaming della videoconferenza ha impiegato circa 2 GB di dati, di cui solo 70 kB per lo scambio di chiavi quantistiche.

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27.01.2018, ore 20:45 – 28.01.2018, ore 17:30

Filippo Tognazzo durante una rappresentazione di Starlight. Fotografia tratta dal sito starlight.inaf.it

Come ogni anno il Pacta dei Teatri di Milano ha una ricca proposta di spettacoli di teatro scientifico. L’iniziativa, sotto la direzione artistica di Maria Eugenia D’Aquino, vede la collaborazione, tra le varie istituzioni, dell’editore Scienza Express, del Politecnico di Milano e dell’Istituto nazionale di Astrofisica. In particolare sarà Starlight, lo spettacolo di e con Filippo Tognazzo, per la prima volta a Milano, a chiudere – sabato 27 e domenica 28 gennaio – il piccolo festival di teatro scientifico, Scienza in Scena Atto 1.

Lo spettacolo, prodotto in collaborazione con la compagnia teatrale Zelda, narra la storia dell’astrofisica in Italia attraverso il racconto della vita di alcuni importanti scienziati del 19esimo secolo che hanno trovato nella ricerca scientifica e nell’astronomia la loro ragione di vita: Giuseppe Lorenzoni, Pietro Tacchini, Angelo Secchi, Lorenzo Respighi, Giovan Battista Donati e Arminio Nobile. Uno sguardo nuovo e appassionato sulla nostra storia fra il Risorgimento e l’Unità d’Italia.

Il programma, che si sviluppa nell’arco di un paio di settimane, dal 15 al 28 gennaio 2018, propone un ricco programma che spazia dalla robotica all’astronomia, senza dimenticare la matematica. Per alcuni degli spettacoli sono anche previsti degli incontri con attori e autori. Il programma completo è consultabile sul sito del Pacta.

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Emissione di onde gravitazionali da una stella che sta collassando. Crediti: Luciano Rezzolla

Con un raggio di circa dodici chilometri e una massa che può essere fino a due volte più grande di quella del Sole, le stelle di neutroni sono tra gli oggetti più densi, affascinanti ed estremi dell’universo, producendo campi gravitazionali paragonabili a quelli dei buchi neri. Mentre la maggior parte delle stelle di neutroni ha una massa che è circa una volta e mezza quella del Sole, sono noti casi di stelle di neutroni più massicce, come la pulsar PSR J0348 + 0432, la cui massa è il doppio di quella del Sole.

La densità di queste stelle è enorme, come se l’intera catena dell’Himalaya fosse compressa in un boccale di birra, o la massa di tutte le persone presenti sul pianeta Terra si trovasse nello spazio occupato da una zolletta di zucchero! Queste stelle hanno una densità migliaia di miliardi di volte superiore a quella dell’elemento più denso presente sulla Terra.

Dalla loro scoperta, negli anni ’60, gli scienziati si sono sempre chiesti quanto possa diventare massiccia una stella di neutroni perché, al contrario dei buchi neri, queste stelle non possono aumentare la loro massa arbitrariamente: oltre un certo limite, non c’è forza fisica in natura in grado di contrastare l’enorme forza gravitazionale che si viene a creare nella stella.

Per la prima volta, gli astrofisici della Goethe University di Francoforte sono riusciti a calcolare in modo rigoroso un limite superiore al valore massimo della massa delle stelle di neutroni. Raggiunta questa massa, un solo neutrone in più la farebbe collassare in un buco nero!

Luciano Rezzolla, fisico e ricercatore presso l’Istituto di studi avanzati di Francoforte (Fias), nonché professore di astrofisica teorica alla Goethe University di Francoforte, insieme ai suoi studenti Elias Most e Lukas Weih, ha risolto il problema rimasto senza risposta per 40 anni, riuscendo a stabilire, con una precisione di pochi percento, che la massa massima delle stelle di neutroni non rotanti non può superare 2,16 masse solari.

Questo risultato tanto atteso si basa su un approccio sviluppato a Francoforte pochi anni fa dallo stesso Rezzolla e dalla Cosima Breu, riportato in un articolo pubblicato su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, e basato sulle cosiddette “relazioni universali”, da loro postulate. I ricercatori hanno combinato queste relazioni universali teoriche con i dati sperimentali ottenuti lo scorso anno dall’osservazione delle onde gravitazionali generate dalla fusione di due stelle di neutroni, e con la successiva radiazione elettromagnetica (kilonova) emessa. Questo confronto ha permesso di semplificare enormemente i calcoli, rendendoli indipendenti dall’equazione di stato (un modello teorico per descrivere la materia densa all’interno di una stella, che fornisce informazioni sulla sua composizione a varie profondità nella stella).

Il risultato ottenuto è un ottimo esempio di come la sinergia tra ricerca teorica e ricerca sperimentale porti alla concreta risoluzione di problemi astrofisici complessi. «Il bello della ricerca teorica è che può fare previsioni. La teoria, tuttavia, ha un disperato bisogno di esperimenti per restringere alcune delle sue incertezze», dice Rezzolla. «È quindi davvero notevole che l’osservazione di una singola fusione di stelle di neutroni in un sistema binario, avvenuta a milioni di anni luce di distanza, combinata con le relazioni universali scoperte attraverso il nostro lavoro teorico, ci abbia permesso di risolvere un enigma che ha visto tante speculazioni in passato».

I risultati della ricerca sono stati pubblicati in un articolo su The Astrophysical Journal Letters, e pochi giorni dopo la pubblicazione gli stessi risultati sono stati confermati da gruppi di ricerca statunitensi e giapponesi, sebbene gli approcci seguiti da questi gruppi siano diversi e indipendenti.

Luciano Rezzolla, fisico e ricercatore presso l’Istituto di studi avanzati di Francoforte (Fias) e professore di astrofisica teorica alla Goethe University di Francoforte

Per capire meglio il lavoro e le sue implicazioni, nonché alcune caratteristiche di questi oggetti estremi che popolano la nostra e le altre galassie, abbiamo fatto qualche domanda a Luciano Rezzolla.

Può spiegarci, in parole il più semplici possibile, cosa sono queste “relazioni universali”?

«Il punto è che non si sa bene come siano fatte le stelle di neutroni e quindi non ne conosciamo l’equazione di stato. Questo vuol dire che, a seconda dell’equazione di stato, uno potrebbe avere una stella di neutroni con una massa di 1.4 masse solari ma un raggio di 10 km, oppure la stessa massa in un raggio di 12 o 15 km. Queste differenze possono apparire piccole per oggetti che sono comunque a distanze astronomiche ma una differenza di un paio di chilometri ha delle implicazioni enormi su come la materia si comporti a queste densità e quindi sulla nostra comprensione della fisica nucleare. Dal momento che ci sono moltissime equazioni di stato tutte ugualmente plausibili e che le osservazioni non sono molto ferme, non è possibile stabilire con certezza chi abbia ragione. Quello che è stato scoperto è che ci sono delle relazioni universali, delle correlazioni, tra delle quantità che legano le proprietà delle stelle di neutroni. Una di queste proprietà è la compattezza, che è il rapporto tra la massa e il raggio della stella ed è un numero puro in unità geometriche. Si è visto, per esempio, che se si rappresenta la compattezza in funzione del momento di inerzia, si vede che ci sono una marea di linee, una per ogni equazione di stato; tuttavia, se si utilizzano delle quantità adimensionali, ossia normalizzate, tutte queste linee convergono in un unico comportamento funzionale. È come se la varianza legata all’equazione di stato scomparisse quando le quantità sono normalizzate. Quindi, il trucco per trovare le relazioni universali sta nel rappresentare le quantità in gioco come numeri puri, adimensionali. Per fare un esempio, è come se in una popolazione di individui, nella quale ognuno ha un certo peso, una certa altezza e un certo numero di cellule, ci si accorge che se invece di guardare la distribuzione di massa e altezza, si andasse a guardare la distribuzione nel rapporto tra massa e altezza verso il numero di cellule in un braccio o in una gamba – facendo quindi correlazioni tra numeri puri – si vedrebbe che, indipendentemente dalla popolazione in questione (tedeschi, italiani o cinesi), le distribuzioni si comportano nella stessa maniera. Per questo motivo vengono chiamate relazioni universali ed è in questo senso che le stelle di neutroni, riferendosi alle relazioni universali, è come se si assomigliassero tutte. Sfruttando questo risultato e l’osservazione di Gw 170817 siamo quindi riusciti a mettere una soglia superiore a quanto massicce possano essere le stelle di neutroni, un problema che è rimasto aperto per decenni».

Quando si parla di stelle di neutroni non rotanti cosa si intende? Le stelle, per essere stabili, non dovrebbero necessariamente ruotare?

«In realtà no. Tutte le stelle che conosciamo ruotano ma questa rotazione rallenta con l’invecchiamento, perché le stelle perdono parte dell’energia rotazionale, ad esempio emettendo onde elettromagnetiche. Quindi ci si aspetta che la stella, alla fine, non ruoti più. In genere, quando si definisce la massa massima si pensa a stelle non rotanti perché la rotazione consente di avere sempre un po’ più di massa oltre il limite. Questo è possibile perché la forza centrifuga prodotta dalla rotazione della stella compensa l’aumento nella forza di gravità dovuto alla maggiore massa. È come se ognuno di noi potesse aggiungere qualche chilo oltre il nostro peso forma solo perché stiamo ruotando. Immaginando di avere un oggetto la cui massa massima è 1, se lo stesso oggetto ruotasse alla massima velocità di rotazione, la sua massa massima sarebbe 1.20 (il 20 per cento in più). Questa è la relazione universale che abbiamo trovato un paio di anni fa (Breu & LR 2016) e che è stata fondamentale in questa scoperta».

Per aumentare la sua massa, una stella di neutroni deve necessariamente essere in un sistema binario?

«La stella di neutroni deve essere in un sistema binario, non necessariamente di due stelle di neutroni. Abbiamo bisogno di un sistema binario perché il sistema binario ci istruisce sui parametri orbitali e, dai parametri orbitali, capiamo qual è la massa in gioco. Purtroppo, di una pulsar isolata non siamo in grado di dire niente, né sulla massa né sul raggio. Per rispondere alla domanda però è bene chiarire che solo in un sistema binario una stella di neutroni può sperare di aumentare la propria massa sottraendola alla compagna. Nella gran parte dei casi la massa acquisita è solo qualche percento di massa solare durante l’intera vita del sistema binario ma ci sono delle eccezioni in cui la massa acquisita può essere molto maggiore ed è in questi casi che vediamo i “pesi massimi” in termini di stelle di neutroni».

Esiste un censimento delle stelle di neutroni presenti nella nostra galassia?

«Tutte le stelle di neutroni che vediamo sono nella nostra galassia in quanto sono così piccole e deboli nella loro emissione che è difficile rivelarle in galassie esterne. Attualmente ce ne sono circa duemila censite. In realtà noi pensiamo che nella nostra galassia ce ne siano milioni o decine di milioni, quindi ne riusciamo a vedere solo una piccola frazione. Per vederle servono radiotelescopi. Il progetto Ska ha, tra le varie cose, l’obiettivo quello di censire le stelle di neutroni».

Avete un’idea di quante stelle di neutroni sono vicine al limite di massa da voi trovato e potrebbero presto diventare buchi neri?

Psr J0348+0432 è una stella di neutroni facente parte di un sistema binario con una nana bianca. Si trova nella costellazione del Toro, alla distanza di circa 2100 pc. La sua massa è pari a 2,01 ± 0,04 masse solari, la massa più alta trovata fino ad oggi per questo tipo di oggetti

«Le duemila stelle di neutroni censite sono tutte con masse abbastanza piccole. In genere il peso forma delle stelle di neutroni è di circa 1.4 masse solari. Ci sono situazioni particolari in un cui le stelle di neutroni appartengono a sistemi binari dove la pulsar riesce a distruggere il compagno e accrescerlo completamente: le chiamano black widows (vedove nere). In quel caso, le stelle di neutroni possono aumentare la loro massa molto velocemente ed arrivare alla massa limite. Quanto sia frequente questo fenomeno di cannibalismo in un sistema binario non è noto. Sistemi di questo tipo sono osservati molto raramente ed è per questo che è difficile capire quale sia la massa massima. La massa massima trovata in una stella di neutroni è pari a 2.01 (Antoniadis et al.  2013): questa stella di neutroni si pensa sia nata con una massa normale ma poi abbia avuto un overdose di accrescimento di questo tipo, mangiandosi velocemente la sua compagna bianca. Se vedessimo tanti di questi casi allora sarebbe facile fare una statistica e capire qual è il limite di massa ma siccome ne abbiamo trovate solo due o tre, e tutte sono di circa 2 masse solari, non possiamo dire molto. Quando avremo una statistica molto più elevata, potremo andare a studiare la coda della distribuzione, dove ci sono le stelle più massicce, per risolvere questo problema e rispondere alla domanda in maniera più precisa. Allo stesso tempo, osservare la fusione di altri sistemi binari aiuterebbe anche a vincolare meglio questo limite e la strategia che abbiamo suggerito nel nostro lavoro può essere facilmente estesa con altre osservazioni».

Cosa succede nelle vicinanze della stella di neutroni quando diventa un buco nero? Qual è la “distanza di sicurezza” alla quale potremmo osservare il fenomeno a bordo di un’ipotetica navicella spaziale?

«Se la stella è isolata, nel vuoto, senza campo magnetico, l’unica cosa che può emettere nel collasso sono onde gravitazionali e la quantità di energia delle onde gravitazionali che viene emessa non sarà molto elevata: stiamo parlando di un milionesimo della massa. Quello che si avrebbe, sarebbe soltanto un fronte d’onda gravitazionale molto intenso. Tuttavia, siccome le onde gravitazionali si accoppiano debolmente con la materia, questo fronte d’onda non produrrebbe delle grosse deformazioni alla nostra navicella, anche a distanze molto ravvicinate quanto la scala del sistema solare (ossia un’unità astronomica). Le cose cambierebbero radicalmente se ci fosse un campo magnetico. Il campo magnetico all’interno della stella verrebbe infatti assorbito dal buco nero, mentre quello esterno, non avendo più una superficie su cui ancorarsi, sarebbe costretto a propagarsi. Si potrebbe pensare alle linee di forza del campo magnetico come a degli elastici, che vengono spezzati a causa del collasso: una parte dell’elastico finisce dentro al buco nero, mentre la parte esterna viene proiettata all’infinito. Quello che succede quando una stella di neutroni con un campo magnetico collassa, è che – in aggiunta alle onde gravitazionali – essa emette una forte onda d’urto elettromagnetica. In questo caso sarebbe bene stare alla larga, a distanze dell’ordine del kpc, perché l’energia trasportata dall’onda sarebbe molto elevata e potrebbe danneggiare la navicella. È possibile collegare questo tipo di fenomenologia, ossia il collasso di una stella di neutroni magnetizzata in un buco nero, a quello che succede nei Fast Radio Burst (Frb). I Frb sono dei lampi radio, a distanze cosmologiche, che durano circa un millisecondo, di cui nessuno conosce ancora bene l’origine. La gran parte di questi lampi (tutti tranne uno) si è visto solo una volta. Una spiegazione del fenomeno è appunto una stella di neutroni che collassa in un buco nero. Il modello che viene utilizzato in questo caso per spiegare il fenomeno si chiama blitzar (da blitz che significa lampo, in tedesco). Quindi quello che ho descritto è proprio quello che succederebbe se avvenisse un blitzar e si pensa che questi blitzar possano essere visti a distanze cosmologiche».

Può darci qualche indiscrezione sulla foto al buco nero con l’Event Horizon Telescope, nella quale è coinvolto?

«L’indiscrezione che posso dare è che finalmente abbiamo ottenuto i dati dal Polo Sud, che sono arrivati tre settimane fa nei vari centri di elaborazione dei dati. Questi dati saranno essenziali per capire se possiamo veramente vedere un’immagine del buco nero. In questo momento è troppo presto per dire che la qualità dell’immagine è sufficiente. Senza il contributo del South Pole Telescope (Spt) non potevamo fare affermazioni positive. Scopriremo cosa ci aspetta guardando questi dati».

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Granello di circa 1 mm di coesite all’interno di una roccia metamorfica. Crediti: J.Smyth, Wikimedia

La silice, ovvero il biossido di silicio (SO2), è il costituente principale di molte rocce sedimentarie. In natura si trova comunemente nella sua fase cristallina stabile, in minerali come il quarzo e i suoi polimorfi, mentre ci imbattiamo quotidianamente nella sua fase disordinata metastabile, come componente principale del vetro.

La coesite è un polimorfo della silice che si forma solo a pressioni estremamente elevate, almeno 10mila volte più intense rispetto alla pressione atmosferica normale. L’interesse degli scienziati per la coesite è aumentato negli anni per le sue implicazioni geofisiche e geologiche. La sua presenza in un sito rappresenta, tra l’altro, uno straordinario indicatore di eventi catastrofici che hanno sviluppato enormi onde d’urto, come l’impatto di metoriti o comete, o esplosioni nucleari.

Sfruttando simulazioni di dinamica molecolare classica, uno studio teorico condotto da un gruppo internazionale, a cui ha partecipato anche l’italiano Sandro Scandolo, ricercatore dell’Abdus Salam International Center for Theoretical Physics (Ictp) di Trieste, ha sviscerato il meccanismo attraverso cui il quarzo si trasforma in coesite. I risultati della ricerca sono stati recentemente pubblicati sulla rivista Proceedings of the National Academy of Sciences.

La composizione chimica della coesite è la medesima del quarzo. La differenza è che l’alta pressione destruttura il reticolo cristallino caratteristico del quarzo, comprimendo gli atomi di silicio e di ossigeno in un sistema amorfo. Il risultato è un vetro ad alta densità.

Sandro Scandolo, Ictp

Il nuovo studio ha dimostrato che condizioni di stress non-idrostatico possono avere effetti notevoli sulla sequenza di fasi che si verificano alle pressioni crescenti. «Una grande quantità di misure erano state effettuate alla pressione limite a cui la coesite rimane stabile, equivalente alla pressione che troveremmo a 600 chilometri di profondità, ma erano tutte contraddittorie», commenta Scandolo a Media Inaf. «Il merito più grande di questo lavoro teorico è quello di avere finalmente messo ordine nei dati».

Questo minerale, spiega ancora il ricercatore, ha dimostrato di essere uno strumento estremamente utile per gli scienziati, sotto diversi aspetti. La presenza di coesite nel terreno è cruciale, ad esempio, da un punto di vista geofisico, per meglio comprendere la composizione e la temperatura del mantello terrestre. Inoltre, microscopiche inclusioni di coesite all’interno di diamanti sono state recentemente usate come geo-barometri, per determinare i valori di pressione e temperatura a cui i minerali si sono formati.

«Tutti i composti esibiscono transizioni di fase quando vengono compressi a pressione sufficientemente elevata», aggiunge Scandolo. «Nel caso dei minerali, come il quarzo, queste transizioni forniscono informazioni importanti per comprendere meglio la struttura interna della Terra e i processi che l’hanno plasmata nel corso di millenni».

Ma ci sono anche processi “istantanei” di cui la coesite rappresenta un marcatore eccezionale. Trovata per la prima volta nel 1960 all’interno del Meteor Crater in Arizona – creato da un meteorite di qualche decina di metri caduto 50mila anni fa -, la coesite è diventata un elemento fondamentale di prova per l’avvenuto l’impatto di un corpo celeste o di un’esplosione nucleare.

Rappresentazione artistica di come poteva apparire il cratere di Chicxulub 66 milioni di anni fa. Crediti: Detlev Van Ravenswaay / Science

Come nel caso del Cratere di Chicxulub, nascosto sotto la Penisola dello Yucatan, in Messico, che ha un diametro di 180 chilometri e risale a 66 milioni di anni fa, esattamente lo stesso periodo in cui si ebbe una grande estinzione di massa che colpì il 75 per cento delle piante e animali esistenti, compresi tutti i dinosauri non aviani.

Nel 2016, una perforazione a centinaia di metri sotto il fondo dell’oceano nell’anello principale del cratere ha ottenuto campioni di coesite e altre rocce formate in condizioni di alta pressione. Questo non solo ha fornito solide prove al fatto che si trattasse effettivamente di un cratere da impatto, ma ha anche contribuito a calcolare la potenza generata dal bolide, e quindi le sue dimensioni.

Si ritiene che Cratere di Chicxulub sia stato generato da un’asteroide (alcuni sostengono invece una cometa) di diametro tra i 10 e i 15 chilometri, il cui impatto sprigionò due milioni di volte più energia del più potente dispositivo nucleare mai testato, una bomba all’idrogeno da 58 megatoni nota come Bomba Zar, fatta esplodere dall’Unione Sovietica nel 1961.

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