Le onde gravitazionali e l'astronomia multimessenger
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Le onde gravitazionali e l'astronomia multimessenger

C'è una parte di universo che non si può osservare nello spettro elettromagnetico ma che si rende visibile tramite la gravità. Einstein teorizzò l'emissione di onde gravitazionali da masse in movimento ma soltanto un secolo dopo si è riusciti a captare, per la prima volta, un evento di questo tipo. E dopo pochissimi mesi è stata registrata la prima onda associata a un evento visibile in spettro elettromagnetico, avviando l'era dell'astronomia multimessenger.

La teorizzazione delle onde gravitazionali

Agli inizi del Novecento, nascosta tra le equazioni della Relatività Generale di Einstein, c'era l'emissione di onde gravitazionali a partire dal movimento delle masse. A distanza di un secolo Einstein continua ad aver ragione.

Era il 1916 quando unitamente alla teoria della Relatività Generale, Albert Einstein implicava la possibilità di perturbazioni in uno spazio-tempo curvo e fluido. Le masse, staticamente, curvano l'universo costringendo le altre a muoversi secondo quanto curvato, in un reciproco ballo. La massa dice all'universo come curvarsi e l'universo dice alle masse come muoversi, in un infinito rapporto. Se queste masse accelerano, però, allora la curvatura diventa una onda che si propaga nello spazio-tempo generando increspature, allo stesso modo in cui il movimento di un motoscafo in un lago crea onde. 

Quando le masse accelerano, le onde gravitazionali si propagano in modo ondulatorio facendo sì che al loro passaggio le distanze tra punti nello spazio tridimensionale vadano soggette a contrazioni e espansioni. 

Ogni massa in movimento genera onde gravitazionali ma chiaramente le onde maggiori, osservabili, sono quelle dovute a spostamenti di masse enormi a velocità elevate, quindi a fenomeni legati a fusione di oggetti compatti o collisione di oggetti molto massivi. 

Una prima prova, indiretta, della correttezza della teoria di Einstein giunse negli anni Settanta, quando un team di scienziati guidato da Russell Hulse e Joseph Taylor misurarono il rallentamento della mutua rivoluzione di due pulsar in sistema binario . I due astri, avvicinandosi, rallentavano a causa della perdita di energia sotto forma di onda gravitazionale. Einstein aveva ragione, di nuovo, regalando a Hulse e Taylor il Nobel per la Fisica del 1993.

Masse in accelerazione creano increspature nello spazio-tempo.
Masse in accelerazione creano increspature nello spazio-tempo.

Si trattava di una deduzione, di una scoperta indiretta, ma i calcoli erano del tutto compatibili con quanto predetto da Einstein. La cosa molto difficile restava comunque poter osservare in modo diretto queste onde gravitazionali visto che fenomeni che si verificano a miliardi di anni luce da noi danno vita a onde che impiegano miliardi di anni per raggiungerci, e proprio come le onde concentriche generate da un sasso nello stagno perdono intensità man mano che si allontanano dal centro, fino a essere misurabili come minuscole distorsioni migliaia di volte inferiori alla dimensione di un protone. Una misura del genere richiede una tecnologia molto sofisticata con un rumore ridotto al minimo possibile e, magari, con previsioni ben accurate sulle curve da aspettarsi. Richiede, in pratica, tutto quello che si è riusciti a mettere in piedi con gli interferometri LIGO e VIRGO.

 

Ultimo aggiornamento del: 11/09/2018 21:12:06

I rivelatori di onde gravitazionali: da LIGO al futuro

Riuscire a captare un segnale di dimensione infinitesima è un compito che richiede una precisione estrema e una strumentazione dedicata. Gli interferometri LIGO e VIRGO sono l'inizio di una tecnologia in rapida crescita che porterà allo spazio

L'interferometria è un metodo di misura che tende a sfruttare le rilevazioni effettuate da più strumenti, separati spazialmente e concentrati uno stesso evento, al fine di ottenere risoluzioni maggiori. Nel campo delle onde gravitazionali gli interferometri che vengono utilizzati sono, ad oggi, appartenenti a due collaborazioni con prossima estensione. 

Laser Gravitational-Wave Observatory (LIGO)

Il Laser Gravitational-Wave Observatory (LIGO) è un osservatorio negli Stati Uniti dedicato alla detection delle onde gravitazionali. E' stato fondato nel 1984 da Kip Thorne e Rainer Weiss - i quali con Barry Barish hanno ritirato il Nobel per la Fisica nel 2017 - ed è gestito dal California Institute of Technology (Caltech) e dal Massachusetts Institute of Technology (MIT). Grazie all'intercedere del National Science Foundation (NSF), Caltech e MIT iniziarono a mettere a fattor comune i prototipi elaborati in California e le teorie sviluppate in Massachusetts giungendo a un finanziamento nel 1989 per la sola ricerca. Il 1991 portò un finanziamento di 23 milioni di dollari per il primo anno ma la mancanza di un coordinamento vero e proprio non portò ai risultati sperati, con il congelamento del progetto fino al 1994 e il rischio di una chiusura preventiva. Il progetto, invece, fu beneficiario di un finanziamento di ben 395 milioni di dollari. A fine 1994 vennero iniziati i lavori per il rivelatore di Hanford, a Washington, e l'anno successivo quelli a Livingston, in Louisiana. La prima operatività ci fu nel 2002 ma i primi anni furono segnati da zero risultati e da continui upgrade alla ricerca della risoluzione migliore, che oggi viene chiamata Advanced LIGO, fino al 2015 che segnò l'avvio delle operazioni vere e proprie con un costo lievitato fino a 620 milioni di dollari. 

Interferometro di LIGO
Interferometro di LIGO, veduta aerea

La sede di Livingston ospita un tunnel a forma di L, con misura di 4 chilometri per segmento, alle cui estremità sono fissati degli specchi, posti in sospensione per non risentire di rumori esterni. Un raggio laser viene sparato contro gli specchi per misurare il tempo di ritorno in entrambi i lati, alla ricerca di eventuali discrepanze (misurate in 10-18 metri) che significherebbero una deformazione nello spazio-tempo, quindi il passaggio di un'onda gravitazionale. Tutti gli interferometri si basano su questo procedimento di base, con personalizzazioni dovute alle necessità di isolare in misura diversa l'impianto da possibili rumori esterni.  

Funzionamento di un interferometro per onde gravitazionali. Crediti NASA Space Place
Funzionamento di un interferometro per onde gravitazionali. Crediti NASA Space Place

La sede di Hanford è identica a quella di Livingston con l'aggiunta di un interferometro più piccolo, di 2 chilometri per lato. 

Il programma LIGO prevede l'apertura di un terzo rivelatore LIGO in India.

Virgo

La collaborazione Virgo, che prende il nome dall'ammasso della Vergine, si compone di scienziati di venti gruppi di ricerca europei.

La prima proposta venne avanzatanel 1989 e, con l'approvazione nel 1994, la costruzione viene avviata nel 1996 a Cascina, in provincia di Pisa. Il 2001 vede la creazione di EGO (European Gravitational Observatory) mentre i lavori vennero terminati nel 2003. Dopo i primi dati, privi di informazioni rilevanti, Virgo viene chiuso per upgrade dal 2011 al 2016 giungendo alle fasi Virgo+ e Advanced Virgo, messo in opera nel periodo 2016-2017.

L'interferometro si trova all'European Gravitational Observatory (EGO) a Cascina e si compone di una struttura simile a quella di LIGO con la differenza di bracci lunghi tre chilometri anziché quattro.

Interferometro Virgo, a Cascina (PI)
Interferometro Virgo, a Cascina (PI)

Kamioka Gravitational Wave Detector (KAGRA)

Formalmente chiamato Large Scale Cryogenic Gravitational Wave Telescope (LCGT), KAGRA (Kamioka Gravitational Wave Detector) è un progetto futuro gestito dall'Università di Tokyo unitamente all'Institute for Cosmic Ray Research (ICRR). Il progetto prevede due rivelatori con bracci di tre chilometri da costruire in Giappone, a Kamioka. I lavori hanno subito diversi ritardi anche a causa di infiltrazioni di acqua nelle gallerie. Inizialmente previsto per il 2009, si attende il termine del lavoro. 

KAGRA, i lavori in corso al futuro interferometro
KAGRA, i lavori in corso al futuro interferometro

Laser Interferometer Space Antenna (LISA)

Il Laser Interferometer Space Antenna (LISA) è  una missione spaziale futura progettata dall'Agenzia Spaziale Europea (ESA) nell'ambito del Cosmic Vision Project. La missione prevede un lancio nel 2034 e una operatività di cinque anni finalizzata a captare onde gravitazionali direttamente nello spazio, grazie a una costellazione di tre satelliti perfettamente allineati tra di loro e separati l'uno dall'altro da 5 milioni di chilometri. Da questa distanza, i satelliti riusciranno a scambiarsi perfettamente i fasci laser che serviranno a misurare i tempi di andata e ritorno, esattamente come avviene sulla Terra, puntando a specchi di 30 centimetri di diametro. Nello spazio non saranno presenti disturbi e rumori tipici degli interferometri terrestri e potranno essere captate onde anche più piccole di quanto non ricevuto fino a oggi. LISA dovrebbe essere in grado di accorgersi di onde provenienti anche da fusioni di nane bianche e uno dei sistemi binari più interessanti è già stato segnalato: si tratta di WD 0931 +444, scoperto nel 1982 e inizialmente classificato come coppia formata da nana bianca e nana rossa . Osservazioni del Gemini Telescope del 2014 invece hanno evidenziato la coppia di nane bianche dalle quali ci si apetta, un giorno, di captare onde: le due nane orbitano in venti minuti intorno al proprio baricentro e sono separate da una misura pari al 20% della dimensione del Sole. In un tempo compreso tra un milione e nove milioni di anni le due stelle andranno a fondersi.

Rappresentazione del progetto LISA. Crediti NASA
Rappresentazione del progetto LISA. Crediti NASA

Come test di tecnologia, il 3 dicembre 2015 è stata lanciata una versione molto ridotta di LISA, chiamata LISTA Pathfinder, che viene utilizzata per verificare la tecnologia su spazi più ridotti rispetto alla missione definitiva. I primi risultati sono tra l'altro molto migliori rispetto alle attese. 

Intorno a LISA esistono molte aspettative anche per campi diversi da quello delle onde gravitazionali e uno tra questi è la ricerca della materia oscura dopo che uno studio del 2018 ha trovato un link matematico tra fusione di buchi neri e abbondanza di materia oscura nelle galassie nane (link all'articolo).

Gli sviluppi

La detection delle onde gravitazionali avvenuta a fine 2015 e comunicata a inizio 2016 ha risvegliato gli entusiasmi e, allo stesso tempo, ha fatto riflettere su alcune vulnerabilità degli interferometri attuali, a partire dal rumore che può rendere molto difficile captare un segnale esistente distinguendolo dal fondo. In particolare, le vibrazioni provenienti dall'ambiente sono difficili da compensare soprattutto a basse frequenze, intorno al secondo o meno, proprio laddove si presume che le onde gravitazionali possano essere abbondanti e interessanti, provenendo principalmente da sistemi binari stellari presenti nell'universo primordiale. Al Center for Astrophysics della Harvard , ad esempio, si lavora per produrre alternative e la principale si basa su un contatore utilizzato dalla NASA per tracciare i propri satelliti ma anche da radioastronomi per precise misurazioni di fenomeni cosmologici tramite Very Long Baseline Interferometry. Tecnologie in via di sviluppo in termini di orologio super-precisi che possono rivelarsi utili anche per questo nuovo fine, dopo essere stati impiegati in vari campi come, ad esempio, la misurazione delle velocità stellari indotte dalla presenza di esopianeti. 

Uno studio si concentra in particolare sulle onde gravitazionali a bassa frequenza: la nuova tecnica, prevista da Igor PokovskiNick Langellier e Ron Walsorth, non misura la separazione dei sensori ma il loro minuscolo moto dovuto all'effetto Doppler indotto dal passaggio delle onde. Si utilizza un laser finemente controllato e un orologio atomico montato su due satelliti, contrariamente ai tre satelliti che finora sono alla prova con LISA Pathfinder. Non si tratta di qualcosa di molto futuristico visto che è necessario soltanto migliorare quanto già esistente, senza bisogno di produrre altro.

Un altro lavoro, pubblicato su Monthly  Notices  of the Royal Astronomical Society Letters, indica le stelle come possibile oggetto di studio per la detection di onde gravitazionali. Il modello presuppone che se una stella oscilla alla stessa frequenza di un'onda gravitazionale andrà ad assorbire energia dall'onda divenendo più luminosa. L'idea si basa su una predizione piuttosto trascurata che Einstein formulò nella sua teoria della Relatività Generale, pubblicata nel 1916. Si può pensare alle onde gravitazionali come simili alle onde sonore emesse durante un terremoto, solo che le sorgenti dei tremori nello spazio sono le esplosioni di supernova, le stelle di neutroni binarie, le fusioni di stelle di neutroni con buchi neri. La loro rilevazione è difficilissima, in quanto interagiscono molto debolmente con la materia,  ma il team degli scienziati del CUNY, dell' Harvard-Smithsonian Center for Astrophysicsdell' Institute for Advanced Study, e della Columbia University  suggerisce che le stelle che presentano un'oscillazione di frequenza pari a quella delle onde che le attraversano possano entrare in risonanza e assorbire grandi quantità di energia dalle onde stesse. E' come avere una molla che sta vibrando a una certa frequenza e darle un colpo alla stessa frequenza: come effetto si avrà un aumento dell'oscillazione. Quindi le stelle che si troveranno in asse fra il telescopio  e due lontani buchi neri in fusione dovrebbero brillare più del dovuto, mentre un rilevatore di onde gravitazionali dovrebbe mostrare una riduzione d'intensità delle onde.

Quel che manca, ad oggi, è la detection di un'onda gravitazionale collegata alla fusione di buchi neri supermassicci anziché stellari e, secondo uno studio di Novembre 2017 (13 novembre, Nature Astronomy) la prima detection potrebbe esserci prima del 2030. Una rilevazione del genere fornirebbe una infinità di informazioni riguardanti le modalità della fusione tra galassie e l'evoluzione dei buchi neri. Paradossalmente, le onde sprigionate da un evento simile sono molto forti ma non rientrano nel range di frequenze alla portata degli attuali rilevatori LIGO e Virgo. Un modo per osservare indirettamente queste onde potebbe consistere nell'osservazione delle pulsar, visto che il passaggio di un'onda determinerebbe una variazione nel ritmo di pulsazione delle stesse. Attualmente ci sono tre progetti che studiano le pulsazioni di questi oggetti, il Parkes Pulsar Timing Array (PPTA) in Australia, il North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves (NANOGW) e l'European Pulsar Timing Array (EPTA) Insieme, questi tre progetti formano l'International Pulsar Timing Array. Da questo, e dalla mappa delle pulsar , risulta come la probabilità di captare un segnale simile nel giro di 10 anni tenda al 100%. Le galassie che più di tutte sembrano favorite sono quelle piccole, visto che le galassie più grandi hanno buchi neri più grandi che si fondono più velocemente riducendo la finestra temporale di osservazione. Una fusione nella galassia M 87 comporterebbe, ad esempio, onde captabili per 4 milioni di anni mentre galassie più piccole porterebbero a una finestra di 160 milioni di anni.  

A fronte dei sei segnali scoperti fino ad Aprile 2018, i modelli lasciano sottendere come ogni pochi minuti una coppia di buchi neri vada incontro a una fusione e come esistano 100 mila eventi di onda gravitazionale ogni anno, eventi troppo deboli per gli attuali Virgo e LIGO. Le onde gravitazionali di questi eventi si combinano dando vita a un fondo di onda gravitazionale e questo potrebbe favorire la cattura del segnale cumulato, anche se i singoli segnali sono e restano troppo deboli. Spingendo il modello al limite, un giorno potrebbe essere anche possibile catturare il fondo derivante dalle onde gravitazionali primordiali, nascoste dietro le onde provocate oggi da buchi neri e stelle di neutroni.

Sono state così portate avanti simulazioni di segnali deboli fino a giungere alla convinzione riguardo la presenza nei dati, debolissima ma non ambigua, di fusioni di buchi neri (simulati). Ora il modello è da applicare ai dati reali, con l'aspettativa di giungere a qualcosa mille volte più sensibile di quanto non sia oggi a disposizione della tecnoogia. Il supercomputer OzSTAR sarà utilizzato per osservare le onde gravitazionali nei dati di LIGO.

Ultimo aggiornamento del: 22/10/2018 16:23:19

La detection diretta delle onde gravitazionali

Il giorno 11 febbraio 2016 l'astronomia si arricchisce di un nuovo strumento e un nuovo modo per toccare l'universo: la detection dell'onda GW 150915 rappresenta il primo evento di un universo osservato dal punto di vista della gravità.

Processi in grado di generare onde gravitazionali ascoltabili da Terra sono essenzialmente le fusioni di oggetti compatti, visto che nelle ultime fasi della fusione stessa gli oggetti vengono ad assumere velocità tali da innescare increspature dello spazio-tempo decisamente ampie. Non è un caso, infatti, se proprio fusioni di buchi neri e di stelle di neutroni sianono stati i processi alla base delle prime detection dal 2015 sal 2017, ma processi in grado di generare segnali compatibili con le risoluzioni attuali potrebbero appartenere anche ad altra tipologia di fenomeno e proprio queste tipologie sono oggetto di molteplici studi. Vediamo quindi quali possano essere le cause del rilascio di onde gravitazionali, fermo restando che qualsiasi massa accelerata emette onde quindi limitiamo il discorso agli eventi in grado di produrre onde attualmente captabili dalle tecnologie sviluppate.

Rotazione di stelle di neutroni

Secondo uno studio del Tata Institute of Fundamental Research (TIFR), una popolazione di stelle di neutroni in sistema binario  potrebbe incrementare il proprio tasso di rotazione  tramite sottrazione di materia ai danni di stelle compagne "normali". Una dimostrazione osservativa è data da stelle scoperte a ruotare centinaia di volte al secondo intorno al proprio asse di rotazione. Negli anni Settanta è stata creata la base teorica per la rotazione delle stelle di neutroni, e da lì il discorso si è mosso poco ma il nuovo studio - guidato dal Prof. Bhattacharyya - ha mostrato come, in episodici trasferimenti di massa che avvengono per molte stelle di neutroni, il tasso di rotazione stellare possa in effetti essere molto più elevato della media, portando una stella a ruotare migliaia di volte al secondo. Il fatto che simili stelle di neutroni non siano state ancora osservate lascia dedurre che queste stelle siano probabilmente rallentate dalla continua emissione di onde gravitazionali. Una trasformazione da energia rotazionale a energia gravitazionale in grado, quindi, di rallentare la rotazione stellare. Se questo fosse vero, allora l'emissione continua di onde gravitazionali potrebbe fornire una opportunità di studio permanente, senza dover attendere fenomeni sporadici e improvvisi come le fusioni. 

Esplosioni di supernova

Onde gravitazionali potrebbero provenire anche da esplosioni di supernova, secondo un team di astronomi di Glasgow Arizona (settembre 2017, arXiv). Se questo fosse vero, allora gli astronomi potrebbero entrare nel cuore della stella morente per la prima volta e non stiamo parlando di futuro ma di una possibilità già esistente, alla base della tecnologia in campo.

Fusione di oggetti compatti

Uno dei meccanismi in grado di generare onde gravitazionali è la fusione di buchi neri o stelle di neutroni ma non inganni il fatto che le prime detection siano state tutte all'insegna di questi eventi poiché si tratta di fenomeni rari nella nostra Galassia, verificandosi in media in misura di uno ogni diecimila anni. Proprio per questo è stato necessario un upgrade dei rivelatori, portandoli a sensibilità idonee a captare eventi extra-galattici. Uno studio del 2018, tuttavia, ha gettato un po' di entusiasmo su questa stima al ribasso, evidenziando come fusioni di buchi neri possano in realtà essere molto più frequenti di quanto ipotizzato, soprattutto all'interno di ammasi globulari. In questi oggetti molto densi di stelle potrebbe essere semplice trovare fusioni di "seconda generazione" e la presenza di buchi neri con masse intorno alle 50 masse solari dovrebbe testimoniare proprio l'appartenenza dell'oggetto a questa popolazione di seconda generazione e non a un processo di singola morte stellare. Come prova sono state implementate simulazioni in 24 ammassi globulari contenenti stelle in numero da duecentomila a due milioni: il risultato ha evidenziato morti stellari con formazione di buchi neri, fusione tra questi oggetti e "scivolamento" gravitazionale degli stessi verso le zone centrali dell'ammasso, dove la maggiore densità ha dato vita a nuove fusioni.

La fusione di oggetti compatti è un processo che viene suddiviso in tre fasi distinte, quali inspiral, merger e ringdown ed è fondamentale conoscere teoricamente l'evolversi dell'evento poiché in base a questa conoscenza è possibile risalire al segnale che ci si aspetta di captare. 

INSPIRAL - Le onde gravitazionali della fase di inspiral vengono generate durante la fine vita dei sistemi binari destinati a fusione. In genere i sistemi in esame riguardano due buchi neri, due stelle di neutroni o un mix dei due oggetti, con orbite degradate al punto da portare a coalescenza. L'orbita degradata consiste di una distanza sempre più ridotta e una velocità sempre maggiore, il che provoca un aumento della frequenza delle onde gravitazionali fino alla coalescenza vera e propria. La frequenza del segnale dell'onda è quindi in costante aumento.

MERGER - Il merger indica l'effettiva fase di coalescenza, durante la quale viene a crearsi l'oggetto finale che può essere - in base alle masse in gioco - una stella di neutroni oppure un buco nero. Il picco dell'emissione delle onde gravitazionali si raggiunge appena prima la fusione vera e propria.

RINGDOWN - E' la fase di assestamento del nuovo oggetto, caratterizzata da una forma che si distorce sui due assi principali alla ricerca dell'equilibrio stabile, raggiunto di nuovo eliminando l'energia in eccesso tramite onde gravitazionali. Le onde di ringdown quindi sono portatrici di informazioni riguardanti l'oggetto che si è venuto a creare, come massa e forma. Al termine della stabilizzazione l'oggetto rimanente potrebbe comunque non essere una sfera perfetta poiché potrebbe essere comunque più o meno schiacciato in base alla rotazione residua (es. buco nero di Kerr, rotante). Proprio in base all'onda di ringdown è stata innescata una fiorente letteratura sul fatto che non esistano prove definitive, allo stato attuale, a favore dell'esistenza dei buchi neri visto che il ringdown dovrebbe portare con sé anche il segnale relativo all'orizzonte degli eventi, ma questa fase di onda si trova in una zona ancora irraggiungibile dalla tecnologia a disposizione.

Una volta definito il processo atteso da un evento di questo tipo è possibile creare delle simulazioni in grado di mostrare quale sia la forma di onda attesa, facendo ipotesi sulle masse degli oggetti in fusione. Non è un discorso semplice: osservare da fuori uno spiraleggiare di buchi neri fino alla fusione è come osservare un illusionista delle tre carte con il risultato che ben presto perderemmo il filo. Proprio per questo un team della Università di Cardiff, guidato da Mark Hannam, ha avanzato l'idea di mettersi nei panni di uno degli oggetti in fusione, al fine di minimizzare il numero di variabili in gioco.

Come si capta un'onda gravitazionale

Vengono quindi create delle onde simulate partendo da masse ipotizzate e per ciascun segnale diverso dal rumore captato dagli interferometri si procede a una comparazione con le simulazioni. Quando il segnale captato si sposa con l'onda simulata viene generato un alert via e-mail per una conferma. Per testare il sistema, saltuariamente viene inserita una onda simulata nei dati degli interferometri (test di injection) al fine di verificare che l'algoritmo riesca effettivamente ad accorgersi del segnale. Prima di ciascuna injection viene fornita apposita notifica in modo che la e-mail venga presa con la giusta attenzione, evitando di pensare di trovarsi di fronte a una vera onda gravitazionale. Qualora il segnale venga captato in entrambi i bracci di più di un interferometro la probabilità di trovarsi di fronte a un evento reale di onda gravitazionale diventa altissima.

La prima detection - GW 150914

Il segnale captato in occasione della prima detection di una onda gravitazionale. Crediti LIGO collaboration
Il segnale captato in occasione della prima detection di una onda gravitazionale. Crediti LIGO collaboration

Proprio in base a questo procedimento, la e-mail segnalata all'ing. Marco Drago del Max Planck Institute il giorno 14 settembre 2015 alle ore 09.51 UTC è entrata di diritto nella storia dell'astronomia.  Le antenne di LIGO hanno infatti captato, con certezza pari a Sigma 5.1 (circa il 99,9%), la voce gravitazionale della coalescenza di due buchi neri in rapido volteggiare reciproco. Il segnale captato era uguale al segnale simulato corrispondente alla fusione di due buchi neri di masse rispettivamente pari a 36 e 29 masse solari (dedotte dalla fase di inspiring), dando vita a un buco nero finale di 62 masse solari (dedotta dalla fase di ringdown) La differenza di 3 masse solari è l'energia trasformata in onde gravitazionali (articolo ufficiale). La distanza dell'evento è stata stimata in 1.3 miliardi di anni luce.

Il segnale è stato captato da entrambi gli interferometri gemelli LIGO, con la strumentazione di Livingston in anticipo di 7 millisecondi rispetto a quella di Hanford. L'analisi ha rivelato una provenienza dall'emisfero australe del cielo, una direzione vaga ma l'unica possibile con due soli interferometri in ascolto, peraltro molto vicini tra di loro. Virgo si trovava in fase di upgrading, quindi è venuto a mancare un punto con il quale triangolare al meglio la posizione di partenza dell'evento. Fatalmente, pochi istanti dopo la detection gli osservatori gamma e X presenti nel cielo hanno captato un burst proveniente dalla stessa, ampissima, zona di cielo: una coincidenza, tuttavia, dal momento che eventi riguardanti buchi neri non possono emettere radiazione elettromagnetica. 

Le altre detection di fusioni di buchi neri

La seconda onda - GW 151226 - arriva al laser di LIGO il 26 dicembre 2015, ore 03:38:53, e viene osservata sia da Livingston sia da Hanford, di nuovo.  Ancora due buchi neri in fusione, stavolta di 14 e 8 masse solari rispettivamente, uniti a dare origina a un buco nero di 21 masse solari, quindi con una mancanza di una massa solare trasformata in onda gravitazionale. Rispetto alla prima onda la minor massa dei due buchi neri ha generato un'onda più debole ma più lunga, della durata di un secondo circa, prodotta dalle ultime 55 orbite prima della fusione. La distanza dell'evento è stata stimata in 1.4 miliardi di anni luce. L'annuncio è stato effettuato il 15 giugno durante il Meeting dell'American Astronomical Society a San Diego. 

Il 14 agosto 2017 alle ore 10:30:43 UTC i due interferometri LIGO e l'interferometro Virgo hanno vibrato in seguito al passaggio della terza onda gravitazionale mai captata (GW 170814). In realtà si tratta della quarta onda, ma l'annuncio viene dato con precedenza rispetto alla terza dal momento che si trattava della prima la cui detection appartiene a tutti gli interferometri presenti. La presenza di Virgo ha consentito di triangolare la posizione della sorgente in misura migliore rispetto alla prima onda, giungendo a definire un'area di "appena" sessanta gradi quadrati di cielo, mentre l'analisi dei segnali ha fornito un evento compatibile con la fusione di due buchi neri di masse pari a 31 e 25 masse solari, con la creazione di un buco nero di 53 masse solari. Anche stavolta, quindi, una differenza di tre masse solari convertita in onda gravitazionale. L'evento si è verificato a una distanza di 1.8 miliardi di anni luce. A produrre il segnale è stata ancora una volta la fusione di due buchi neri le cui masse sono state stimate in 31 masse solari e 25 masse solari rispettivamente. L'evento si è verificato a 1.8 miliardi di anni luce da noi dando vita a un buco nero rotante di 53 masse solari, con una differenza quindi di 3 masse solari "disperse" con l'onda. 

La quinta onda è stata registrata il 4 gennaio 2017 (quindi prima della terza ufficiale e anche della quarta, della quale si parlerà fra poco), generata di nuovo da una fusione di buchi neri con creazione di un buco nero di 49 masse solari (GW 170104). L'evento di fusione si è verificato a una distanza di 3.4 miliardi di anni luce e l'analisi del segnale ha evidenziato un probabile disallineamento negli assi di rotazione dei due buchi neri partecipanti, il che andrebbe a favore della cattura gravitazionale come nascita del sistema binario originario. Anche stavolta il satellite AGILE ha captato un fenomeno elettromagnetico appena 0.46 secondi prima della detectione dell'onda, originato da un punto del cielo potenzialmente compatibile con la provenienza dell'onda. Anche stavolta il lampo registrato dovrebbe essere una coincidenza, visto che buchi neri non emettono nello spettro elettromagnetico. L'onda è stata captata esclusivamente dall'interferometro di Livingston, dal momento che Virgo era di nuovo chiuso per upgrading mentre Hanford era acceso ma sottoposto a manutenzione. Per avere conferma, comunque, anche i dati di Hanford sono stati presi e ripuliti del rumore dovuto alla manutenzione fino a giungere al segnale captato. 

Ultimo aggiornamento del: 11/09/2018 21:27:03

GW 170817: inizia l'astronomia multimessenger

La detection dell'onda chiamata GW 170817 viene accompagnata da un segnale elettromagnetico riguardante la fusione di due stelle di neutroni. Per la prima volta un unico evento viene osservato sotto tutti i punti di vista. Nasce la multimessenger

Il 16 ottobre 2017 inizia ufficialmente quella che viene chiamata astronomia multimessenger, consistente nell'analizzare lo stesso evento sotto diversi punti di vista, in tal caso elettromagnetico e gravitazionale.

Sebbene la notizia sia stata annunciata il 16 ottobre 2017, una attenta analisi di quanto accaduto nei due mesi precedente avrebbe di sicuro indirizzato verso una facile previsione dal momento che tutti i telescopi spaziali insistevano sullo stesso oggetto mentre vari Twitt tra scienziati ottici e scienziati gravitazionali lasciavano intravedere una collaborazione molto stretta. L'articolo pubblicato su Nature dal titolo "A kilonova as the electromagnetic counterpart to a gravitational-wave source" dice tutto già dal titolo e apre una nuova porta sulla conoscenza dell'universo poiché per la prima volta è stato possibile osservare uno stesso fenomeno da un punto di vista gravitazionale, tramite un'onda, e da un punto di vista elettromagnetico. E' la prima volta che una onda gravitazionale rivela la sua controparte elettromagnetica, dando il via alla cosiddetta astronomia "multimessage", basata non più soltanto sui fotoni (e su qualche neutrino ) ma anche sulla gravità.

Rappresentazione artistica di fusione di stelle di neutroni
Rappresentazione artistica di fusione di stelle di neutroni

Il luogo dell'evento è la poco nota galassia NGC 4993 nell'Idra, galassia che il 17 agosto 2017 alle ore 14.41.04 italiane ha ospitato un GRB . Da quel giorno la galassia è stata il centro dell'universo, osservata a tutte le lunghezze d'onda dai maggiori telescopi spaziali e da strumenti di spettroscopia "terrestre" come Fors2 del VLT ma soprattutto XShooter, montato anch'esso sul Very Large Telescope di ESO a Paranal, in Cile. L'interesse immediato è nato dal fatto che, nello stesso momento, i laser di Virgo e di LIGO hanno vibrato nello stesso modo, a mostrare il passaggio di un'onda gravitazionale (GW 170817). Si aggiungono AgileSwift, il piccolo telescopio Swope a Las Campanas e il Rapid Eye Mount di La Silla. Curioso il caso di Swope, visto che la notizia dell'onda è giunta quando in loco era pieno giorno e che la zona da riprendere sarebbe tramontata molto presto dopo il crepuscolo, regalando al team soltanto un'ora per le immagini ottiche. Il risultato delle osservazioni ha portato a isolare un oggetto brillante prima non presente, al quale è stato assegnato il nome SSS17a: un oggetto luminoso come una supernova la cui luce, però, calava molto più rapidamente rispetto a quanto atteso da un evento di questo tipo. Notevole anche l'apporto di Swift, puntato verso la sorgente appena 16 minuti dopo la segnalazione dell'onda gravitazionale e in grado di osservare una rapida diminuzione nella radiazione ultravioletta emessa.  

L'evento che ha dato inizio alla Multimessenger Astronomy. Credit LIGO Scientific Collaboration
L'evento che ha dato inizio alla Multimessenger Astronomy. Credit LIGO Scientific Collaboration

A 130 milioni di anni luce di distanza, nella anonima galassia NGC 4993, due stelle di neutroni si sono fuse in un processo di coalescenza. Due resti stellari, quanto rimaneva di due stelle di grande massa, con massa tra 8 e 10 volte quella del Sole e legate gravitazionalmente a costituire un sistema binario . Le prime osservazioni sono dovute a un team del Carnegie Institution for Science a Las Campanas, in Cilie. La reciproca orbita intorno al comune baricentro fa sì che l'energia cinetica venga trasformata in gravitazionale e che le stelle di neutroni tendano sempre più ad avvicinarsi fino a essere talmente vicine da rilasciare una potente energia gravitazionale, captata dagli interferometri sulla Terra. Le due stelle si fondono a formare un oggetto ancora più esotico, con rilascio di onde gravitazionali ma anche (non trattandosi di buchi neri, stavolta) di radiazione a ogni frequenza , da raggi gamma alle onde radio. Il lampo gamma è stato battezzato GRB 170817A e ha "consigliato" gli astronomi a puntare verso la zona prima il VLT, poi ALMA e poi gli strumenti orbitanti come Chandra (19 agosto) e Hubble (22 agosto). Soprattutto Chandra ha consentito di far lievitare la curiosità visto che la procedura prevede il suo impiego soltanto in presenza di onde gravitazionali legate probabilmente a controparti ottiche. Sono proprio questi gli indizi che ci hanno consentito di anticipare la notizia di un mese, durante una delle nostre dirette.

Il segnale dell'evento ripreso da LIGO e da FERMI
Il segnale dell'evento ripreso da LIGO e da FERMI

A favore della scoperta ha giocato senz'altro la vicinanza della galassia NGC 4993, che ha consentito di osservare una zona di cielo particolarmente ridotta in termini di galassie papabili (parliamo comunque di un'area grande più di cento volte la Luna piena), spazzando il campo alla ricerca di un afterglow (radiazione decrescente dopo il "boom") degno di meritare una operazione di follow-up (analisi spettroscopiche per comprendere la natura dell'evento). E sempre la vicinanza ha consentito di ottenere spettri nitidissimi. 

Il Gamma Ray Burst è stato osservato dal telescopio spaziale Fermi in un tempo quasi concomitante (una differenza di 1.7 secondi tra onda e GRB) alla detection dell'onda gravitazionale, ma il dato essenziale è che la sorgente sia stata osservata fin dall'inizio, fin dall'immediato termine della fusione quando i fotoni sono ancora racchiusi nella piccola regione di spazio e l'unica cosa che si può osservare è la fotosfera che emette come corpo nero . Da questo momento in poi l'energia potenziale inizia a trasformarsi in cinetica tramite l'espansione dell'oggetto creato, che diventa via via più trasparente e consente ai fotoni di uscire. Gli spettri hanno evidenziato una velocità di espansione intorno al 30% della velocità della luce. La maggior trasparenza consente di osservare gli strati interni, le righe di assorbimento che cambiano, si evolvono a indicare gli elementi chimici che questo fenomeno, una kilonova , va a creare. Elementi pesanti, pesantissimi come il selenio, l'ittrio, il rutenio per arrivare a oro, planito e uranio.

Della fusione delle stelle di neutroni è rimasto un bozzolo, osservato in banda radio dal Karl Jansky Very Large Array durante i tre mesi di osservazione successivi all'onda gravitazionale. L'oggetto che è rimasto dalla fusione ha attratto il materiale presente ancora nei paraggi, non ancora scaraventato via dall'esplosione di kilonova, e questa attrazione ha generato un disco in rapida rotazione che a sua volta ha generato due getti relativistici in proiezione ortogonale. I getti non sono perfettamente allineati alla nostra linea di vista il che spiega come mai le emissioni radio e X non siano state osservate nello stesso istante della detection delle onde gravitazionali, ma più tardi, e spiega anche la debolezza del GRB associato all'evento. L'emissione delle bande, con il tempo, si è addirittura intensificata il che ha aperto una sorta di inchiesta per la comprensione del processo alla base e questo ha portato alla scoperta di un bozzolo (cocoon) in grado di frenare e disperdere l'energia dei getti. Non solo energie elevate, quindi, ma anche materia più lenta in grado di dar vita a segnali radio rilevabili, il che è fondamentale perché si tratta di una emissione più ampia e captabile anche laddove i getti energetici non siano collimati verso noi, ampliando le possibilità di astronomia multimessenger anche a energie inferiori. Lo studio dell'afterglow della fusione delle stelle di neutroni è stato impossibile in molte bande dello spettro elettromagnetico a causa della vicinanza al Sole ma le osservazioni radio hanno evidenziato una emissione molto più brillante e duratura di quanto ipotizzato, tanto da indurre gli scienziati a ricercare una spiegazione consistente in uno scenario molto più complesso del previsto. 

Dieci giorni dopo la fusione, l'emissione ha raggiunto il picco infrarosso a 1300 Kelvin di temperatura prima di iniziare e continuare a raffreddarsi. La zona è stata osservata da Spitzer Space Telescope tramite la camera IRAC a infrarosso coprendo 3.9 ore di puntamento divise tra 43, 74 e 264 giorni dopo la fusione. La difficoltà maggiore è data dalla presenza di una sorgente debole affiancata da una decisamente superiore ma attraverso un nuovo algoritmo si è riusciti a osservare chiaramente la sorgente della fusione in due diverse epoche, anche se quanto osservato si è mostrato due volte più debole del previsto, il che potrebbe essere legato alla trasformazione dell'ejecta in una fase di nebulosa.

L'emissione ottica e infrarossa dell'evento si è affievolita nel giro di poche settimane mentre la radiazione più forte, quella X e gamma, è andata crescendo nel tempo fino a che il 29 dicembre 2017 il satellite XMM-Newton ha certificato la fine della crescita (dopo 135 giorni dall'evento). Dal raggiungimento del picco anche la radiazione più energetica ha iniziato a calare. Quale oggettto sia nato dalla fusione è stato in dubbio per molto tempo.

La controparte in banda X del GRB multimessenger. Credit Nature
La controparte in banda X del GRB multimessenger. Credit Nature

Il buco nero risultante dalla fusione di stelle di neutroni sarebbe stato il meno massiccio mai individuato alla data della scoperta, secondo uno studio basato sull'analisi dei dati di Chandra X-Ray Observatory ottenuti per mesi dopo la detection delle onde gravitazionali. L'oggetto risultante ha una massa stimata in 2.7 masse solari il che crea un problema di identità tra la stella di neutroni più massiccia mai scoperta e, appunto, il buco nero meno massiccio mai scoperto (il record precedente è superiore a 4 masse solari). Se la risultante fosse una stella di neutroni molto massiccia, ci si attende un campo magnetico molto forte e una rotazione molto rapida da parte del corpo compatto, il che dovrebbe creare una bolla in espansione di particelle altamente energetiche in grado di offrire una apprezzabile radiazione X. I livelli registrati da Chandra invece si rivelano centinaia di volte inferiori a quanto atteso in questo caso. Se questo non è, resta il buco nero e allora la ricetta per creare un oggetto di questo tipo si complica poiché richiederebbe due supernovae in grado di lasciare due stelle di neutroni molto vicine, come quelle che si sono fuse. La radiazione X registrata da Chandra unitamente alle osservazioni radio del Karl G. Jansky VLA sembra provenire interamente dall'onda d'urto derivante dalla fusione e dal suo effetto sul gas circostante mentre nessun segnale sembra provenire da una stella di neutroni residua. Ci sono due anni di tempo, secondo i modelli, in cui la presenza di una bolla in espansione dovrebbe rivelarsi in banda X ma se questo non accadrà allora, probabilmente, ci si troverà di fronte a un buco nero di massa molto limitata. Se invece ci sarà evidenza di una stella di neutroni, allora bisognerà rivedere i limiti imposti riguardanti massa e struttura di questi oggetti. La detection di onde gravitazionali anche dall'oggetto risultante, e soprattutto la sua bassa frequenza, ha consentito infine, a fine 2018, di giungere alla conclusione per la quale a essere nata è una stella di neutroni molto massiccia (vedi l'articolo di Novembre 2018).  

La fusione delle stelle di neutroni è stata confermata, se ancora ce ne fosse bisogno, dopo 110 giorni dall'evento attraverso l'ulteriore osservazione del getto di materiale in uscita, ma per ottenere l'osservazione è stato necessario attendere che terminasse la congiunzione con il Sole. Dopo poche settimane, infatti, la zona di cielo che ha ospitato il segnale multimessenger si è nascosta dietro il bagliore del Sole per riemergere circa 100 giorni dopo, consentendo a Hubble Space Telescope di osservare il getto di luce ricercato (sebbene alcuni teorici sostenessero la presenza, invece, di un alone diffuso e non indirizzato), afterglow del breve Gamma Ray Burst visto cento giorni prima e alimentato dal decadimento radioattivo di elementi pesanti.  

Ultimo aggiornamento del: 14/11/2018 17:08:48

Analisi e conseguenze delle onde gravitazionali

Subito dopo la detection si è parlato di prova definitiva dell'esistenza dei buchi neri ma gli studi basati sulle onde gravitazionali sono di tantissimi tipi e toccano aspetti a volte davvero impensabili. E i buchi neri sono costretti ad aspettare

Connessione tra GRB e coalescenza di corpi compatti

L'evento ha fornito anche la prova di come i Gamma Ray Bursts possano derivare dalla coalescenza di corpi compatti. La connessione tra stella di neutroni e raggi gamma è stata identificatafu ipotizzata per la prima volta nel 1986 da astrofisici di Princeton e molte delle scoperte annunciate sono andate a confermare le previsioni dell'epoca. L'articolo del 1986 a firma di Bohdan Paczynski e Keremy Goodman parlava infatti di Gamma Ray Burst a partire dalla collisione di stelle di neutroni. Si teorizzò inoltre che fenomeni simili potessero verificarsi a distanze tali da subire l'influenza dell'espansione dell'universo. L'articolo fu recepito come interessante ma alla fine non venne preso molto in considerazione dagli scienziati dell'epoca, come spesso accade. 

Conferma della Relatività Generale

Come accennato, il 1974 portò alla scoperta del primo sistema binario di stelle di neutroni, con la coppia separata da appena mezzo milione di miglia e con un'orbita reciproca perfezionata in 7,75 ore. Nel 1981 lo stesso sistema fu studiato ancora meglio, giungendo alla osservazione di come il periodo di rivoluzione fosse in diminuzione e le stelle di neutroni fossero sempre più vicine tra loro. Einstein aveva già predetto questo fenomeno con conseguente perdita di energia rotazionale e emissione di onde gravitazionali. La coppia (binaria di Hulse-Taylor), per inciso, impiegherà ancora trecento milioni di anni prima di collidere. La collisione che ha portato all'astronomia multimessage testimonia anche la bontà delle osservazioni dell'epoca. 

Creazione degli elementi pesanti

Può sembrare in realtà strano che un sistema che perde energia veda le proprie componenti aumentare la velocità di mutua orbita, ma in realtà è proprio così. Nel caso della collisione del 17 agosto 2017 le due stelle, con dimensioni di Roma e con masse pari ad almeno due masse solari, hanno finito con l'orbitarsi reciprocamente centinaia di volte al secondo, con una velocità pari a una frazione apprezzabile della velocità della luce, prima di collidere. Gli elementi che vengono creati durante la fusione hanno molti più neutroni che protoni nel nucleo: non si può arrivare a questi elementi con lo stesso processo con il quale si arriva al ferro, ovvero aggiungendo un neutrone alla volta. Occorre aggiungere molti neutroni e molto velocemente (r-process). A lungo si è pensato che elementi simili fossero a totale discrezione delle esplosioni di supernova  ma le stelle di neutroni hanno molti più neutroni e se due di queste vanno a collidere è ragionevole attendersi un maggior numero di neutroni. E così si ottengono oro, uranio, europio ma anche piombo, platino e tanti altri elementi della tavola periodica più pesante. La luce proveniente dalla fusione di stelle di neutroni e che ha accompagnato GW170817 è prodotta dal decadimento radioattivo di nuclei atomici creati nell'evento stesso e questi atomi sono stati disposti in due gruppi. Il primo è formato da elementi leggeri e il secondo da elmenti pesanti, con la conseguenza che gli atomi del primo gruppo sono più veloci di quelli del secondo. Legame tra GRB e coalescenza di corpi massicci

La caratterizzazione della gravità, tra velocità e gravitoni

Altra conferma per Einstein viene dalla velocità della gravità: la gravità infatti non si propaga istantaneamente come sosteneva Newton ma alla velocità della luce nel vuoto, rappresentando quindi una costante dell'universo, proprio come la famosa "c" della luce. Senza onde gravitazionali non avremmo modo di misurare la velocità della gravità. Un team del CERN (Physical Review Letters, Ottobre 2017) ha combinato i dati delle prime tre detection delle onde gravitazionali consentendo una stima migliore dei confini nei quali stanziare la velocità della gravità ma è soltanto con l'astronomia multimessenger che la stima si è fatta molto più precisa, attestando la velocità della gravità in un intorno molto piccolo rispetto alla velocità della luce. La differenza temporale tra i due segnali è stata di pochissimi secondi in un viaggio di cento milioni di anni, quindi il nulla o quasi. In assenza di un segnale elettromagnetico una stima può essere data soltanto dai differenti tempi con i quali due interferometri captano l'onda gravitazionale da due posti diversi della Terra, ma si tratta di misure infinitesimali. 

Il fatto che le onde, gravitazionale e elettromagnetica, abbiano viaggiato insieme per così tanto tempo e con gli stessi tempi (più o meno, ma con differenza del tutto trascurabile) implica anche come l'energia oscura - se esiste - influenzi allo stesso modo le due tipologie di onda e come questa risulti costante sia nello spazio sia nel tempo. 

Allo stesso tempo anche la presenza del gravitone, particella ancora da scoprire e intermediaria della gravità, resta in vita a condizione che il gravitone abbia una massa molto piccola. 

L'età dell'universo

Le onde gravitazionali multimessenger sono state impiegate anche per misurare l'età dell'universo, compito svolto da di 1.314 astronomi di tutto il mondo. Conoscendo la distanza e la velocità di allontanamento della galassia ospite della fusione di stelle di neutroni (NGC 4993), gli scienziati hanno potuto misurare il tempo da quando l'espansione dell'universo ha avuto origine, tra 11.9 e 15.7 miliardi di anni fa. L'età dell'universo derivata dal singolo evento è consistente con le stime basate su decenni di osservazioni e metodi statistici basati a loro volta sulla radiazione cosmica di fondo e sul moto delle galassie. Soltanto la presenza di una onda associata a uno spettro visibile ha consentito questa misurazione. I due metodi classici (misurati da Hubble Space Telescope e da Planck Surveyor), tra l'altro, differiscono tra di loro di un buon dieci percento e la causa potrebbe risiedere nel fatto che si stia tendando di misurare uno stesso parametro guardando a diverse epoche: il metodo di derivazione da onde gravitazionali potrebbe porre fine a questa discussione interna. 

Conseguenze sulla Teoria delle Stringhe

La Teoria delle Stringhe è, ad oggi, quanto di più concreto si possa pensare per giungere alla comprensione della gravità quantistica e uno studio portato avanti al Max Planck Institute for Gravitational Physics sostiene che, se le svariate dimensioni previste da tale teoria esistono davvero, allora devono essere in grado di generare alterazioni nel segnale delle onde gravitazionali

I disturbi che queste infinitesime dimensioni aggiuntive dovrebbero apportare sono segnali ad altissime frequenze, oltre i 1000 GHz, frequenze alle quali dovrebbero verificarsi modifiche alle forme standard delle onde. Al CERN non è ancora possibile dar vita a esperimenti in grado di testare questi casi e per questo spetta alle onde gravitazionali dirci se la Teoria delle Stringhe possa rappresentare la strada giusta alla teoria cosmologica. La risposta, negativa, sembra essere arrivata a Settembre 2018, almeno per l'unica onda multimessenger catturata alla data. Per adesso, quindi, l'universo resta a quattro dimensioni (Journal of Cosmology and Astroparticle Physics).

Il fondo di onde gravitazionali

Ora che le onde gravitazionali sono state catturate può essere possibile verificare la presenza di un fondo di onde gravitazionali generato dalla fusione di buchi neri supermassivi. In tal caso i segnali fanno riferimento a fenomeni avvenuti lontano nel tempo e nello spazio e che si presentano con lunghezze d'onda in grado di raggiungere l'anno luce. Un segnale simile è molto difficile da intercettare ma secondo gli scienziati di NANOGrav (North America Nanohertz Observatory for Gravitational Waves) la soluzione potrebbe provenire dall'osservazione congiunta, tramite i radiotelescopi del Green Bank e di Arecibo, di 54 pulsar al millisecondo secondo il processo di Pulsar Timing Array. I segnali che provengono da questi oggetti sono perfetti in termini di intervallo e variazioni correlate nelle pulsazioni possono essere legate al passaggio di un'onda gravitazionale lunga, a bassa frequenza.

La prova dell'esistenza dei buchi neri

Dal blog del Dott. Paolo Pani - "The Gravity Room", per gentile concessione

Un direttore di orchestra può facilmente distinguere il suono di un gong da quello di una campana semplicemente dal differente rumore. Un astronomo può riconoscere un buco nero da un altro oggetto compatto, scuro, semplicemente attraverso il segnale ricevuto tramite onde gravitazionali? In un lavoro di Paolo PaniVitor Cardoso e Edgardo Franzin uscito a poca distanza di tempo dalla detection della prima onda gravitazionale sembrerebbe di no. 

La storica scoperta è stata interpretata anche come la prima vera prova dell'esistenza dei buchi neri ma di fatto non ne rappresenta una prova sicura al 100%. Ciò che rende GW150914 realmente unico è il fatto che il segnale di onda gravitazionale contiene tutti gli stadi finali dell'evoluzione cosmica del sistema binario : i due oggetti hanno perso una enorme quantità di energia attraverso l'emissione di onde gravitazionali, avvicinandosi reciprocamente e, eventualmente, fondendosi a formare un unico oggetto compatto di circa 62 masse solari. Dopo la fusione (durata soltanto pochi millisecondi) l'oggetto finale è stato fortemente distorto e ha subito una fase di aggiustamenti nota come "ringdown", fase durante la quale l'oggetto vibra più o meno come un tamburo percosso. Proprio come le onde del tamburo dipendono dalle proprietà dello strumento (forma, dimensione, materiale), i "modi di ringdown" dovrebbero trasportare le informazioni sulla natura dell'oggetto finale prodotto dalla fusione. I buchi neri sono frammenti nel tessuto dello spazio-tempo e il loro limite visibile - noto come orizzonte degli eventi  - vibra in una maniera molto particolare, predetta dopo decenni di lavoro senza sosta tramite le equazioni della Relatività Generale di Einstein. Gli scienziati sperano che, rilevando eventi come GW150914, si possa essere in grado di identificare i modi di vibrazione tipici del buco nero finale ("quasinormal mode") dal segnale ringdown. Questa sì che sarebbe la prova inconfutabile che la fusione di due oggetti compatti in sistema binario possa portare alla formazione di un buco nero , come predetto dalla Teoria di Einstein. 

Segnale e fasi della fusione. Crediti Paolo Pani - La Sapienza
Segnale e fasi della fusione. Crediti Paolo Pani - La Sapienza

Il team di Pani dimostra che questo paradigma non è, tuttavia, corretto. Le vibrazioni di oggetti molto compatti ma privi di un orizzonte degli eventi (come ad esempio wormhole) sono molto differenti da quelli di buchi neri (la frequenza è inferiore e durano molto più tempo). ma il segnale ringdown prodotto da questi "mimichers black-hole" è identico a quello di un buco nero nella prima parte, la sola che con la tecnologia odierna riusciamo a captare. Soltanto in seguito la presenza dell'orizzonte degli eventi rende inconfondibile il segnale del buco nero. Gli interferometri potrebbero quindi non essere in grado, ancora, di arrivare a captare questa piccolissima differenza, spacciando per buco nero un oggetto che invece potrebbe non esserlo, come un wormhole, una gravastar o un oggetto ancora più esotico.

La presenza di un orizzonte degli eventi sarebbe osservabile nella fase di ringdown dell'onda gravitazionale e questa ultima fase verrebbe estinta completamente dopo un brevissimo periodo di tempo proprio per la presenza dell'orizzonte. Se questo non esistesse, le oscillazioni non andrebbero a sparire totalmente ma produrrebbero una sorta di eco. In entrambi i casi (buco nero o eco) il ringdown sarebbe quindi simile e occorrerebbe andare a verificare la presenza dell'eco per poter distinguere gli oggetti. E' stato modellizzato il segnale che potrebbe derivare da due wormholes rotanti, con la rotazione a cambiare le onde gravitazionali prodotte. Il grafico risultante non sarebbe poi così diverso da quello effettivamente captato, ma l'eco non è stato osservato anche perché nessun modello lo aveva previsto. Se l'eco venisse osservato avremmo la prova, paradossale dato l'inizio del discorso, che i buchi neri non esistono.

La possibilità di riscontrare una eco nel ringdown del segnale di una onda gravitazionale è un argomento che tiene sempre più banco a valle delle detection operate da LIGO e VIRGO. Così, di nuovo Paolo Pani ha presentato a Giugno 2018 un ulteriore lavoro, un template analitico in grado di descrivere il ringdown e il segnale dell'eco per oggetti non rotanti con riferimento, per la prima volta, a due parametri fisici come coefficiente di riflessione R e redshift alla superficie dell'oggetto. Dato un rapporto segnale-rumore fisso nella fase post-fusione degli oggetti, i vincoli sui parametri dipendono così soltanto marginalmente dai dettagli della curva di sensibilità del sensore che effettua la detection ma in maniera molto forte dal coefficiente di riflessione. Potrebbe essere possibile rintracciare o negare correzioni Planckiane alla scala dell'orizzonte per oggetti ultracompatti perfettamente riflettenti (R = 100) con un grado di affidabilità pari a Sigma 5 anche tramite i dati di aLIGO/Virgo. In futuro, nel caso di rapporto segnale/rumore pari a 100 (e quindi in presenza di miglioramento tecnologico con l'Einstein Telescope o LISA) e in presenza di una coefficiente di riflessione compreso tra 30 e 85%, si potrà raggiungere una confidenzialità nell'ordine di 2 o 3 Sigma. Lo studio rappresenta il primo step nello sviluppo di un template accurato da utilizzare per la ricerca delle eco nei segnali delle onde gravitazionali, forme di onda che consentiranno di filtrare il segnale alla ricerca di un match con i modelli proposti, dipendenti dai parametri. In alcuni casi, addirittura, l'eco potrebbe essere trovata anche laddove il ringdown non sia rintracciabile. E' allo studio anche una modellizzazione delle eco per oggetti ultracompatti rotanti, che rappresentano la parte più interessante sia per il fatto di essere i più comuni sia perché presentano svariate forme di instabilità.

Nello stesso senso va un lavoro a firma di Jahed AbediHannah Dykaar e Niayesh Afshordi, pubblicato su arXiv come "Echoes from the Abyss: Evidence for Planck-scale structure at black hole horizons": nella Relatività Generale classica, un osservatore in caduta su un buco nero non sperimenta nulla di particolarmente drammatico durante l'attraversamento dell'orizzonte degli eventi. Il tentativo di risoluzione del problema nella gravità quantistica, però, necessita di una deviazione molto significativa dalla teoria classica nelle vicinanze dell'orizzonte. Ad oggi si ritiene che la Relatività Generale sia valida anche all'interno dell'orizzonte degli eventi, fino alla singolarità laddove la fisica classica muore e lascia il campo alla quantistica. La vicinanza all'orizzonte degli eventi potrebbe portare, come visto, a degli echi (eco è femminile, ma il suo plurale è maschile) durante la fusione di buchi neri e, quindi, nei segnali captati come onde gravitazionali. Lo studio ha ricercato le firme di questi echi nelle onde gravitazionali captate da LIGO alla ricerca in particolare di echi ripetuti alla scala di Planck presente al momento della partenza, nei pressi dell'orizzonte degli eventi. E' stata trovata una prova di strutture alla scala di Planck nei pressi dell'orizzonte con un livello di significatività pari a 2.9 sigma (1 possibilità di errore su 270). Futuri dati rilasciati da LIGO saranno sicuramente utili a ottenere più echi e daranno conferma, o smentita, della scoperta, fornendo forse una possibile evidenza osservativa di una teoria alternativa ai buchi neri. La validità della Relatività, quindi, si fermerebbe prima di quanto ipotizzato a oggi lasciando campo a fenomeni quantistici. I buchi neri quantistici potrebbero essere molto differenti dai loro corrispettivi di fisica classica, anche in un regime in cui la gravità semiclassica dovrebbe avere ancora validità. Queste modifiche possono esistere non solo per effetti di gravitazione quantistica ma anche a livello di approssimazione semi-classica e lo studio in questione cerca la prova riguardante la possibilità di sostituire l'orizzonte degli eventi classico con una barriera quantistica alla scala di Planck, tale da spiegare le scale osservate di energia oscura. Per fare questo, lo studio ha sostituito l'orizzonte degli eventi con uno specchio alla distanza di Planck, al di fuori dell'orizzonte. Una struttura di questo tipo porta a ripetuti echi nella fase di ringdown della fusione dei buchi neri (i rimbalzi di assestamento del buco nero risultante), echi dovuti alle onde intrappolate tra la struttura vicina all'orizzonte e la barriera di momento angolare. Se il tutto venisse confermato, le onde gravitazionali - tirate in ballo per portare all'esaltazione la teoria di Einstein - potrebbero rivelarsi un contraccolpo micidiale per la teoria stessa, in questa precisa condizione. 

La massa anomale dei buchi neri coinvolti

Le masse dei buchi neri coinvolte nelle fusioni che hanno generato le onde gravitazionali captate sono molto grandi e la spiegazione generalmente fornita riguarda la metallicità, bassa, delle stelle di origine (che genera venti meno potenti). Una alternativa parte dal fatto che molti buchi neri supermassicci al centro delle galassie sono circondati da dischi di gas e polvere e in queste galassie sono spesso presenti stelle poste proprio al limite del disco. Potrebbe essere possibile, a volte, che coppie di queste stelle vadano a finire nel disco evolvendo in buchi neri, acquisendo materiale proprio dal disco stesso e crescendo più di altri buchi neri.

Ultimo aggiornamento del: 14/09/2018 17:15:29

Onde gravitazionali primordiali e radiazione cosmica di fondo

Il 17 marzo 2014 i risultati di Bicep2 hanno rivelato la detection del passaggio delle onde gravitazionali primordiali nella polarizzazione della CMB. Un errore, ma la ricerca delle onde primordiali è sempre all'ordine del giorno

Durante la fase di inflazione l'universo è passato da una dimensione corrispondente a miliardesimi di volte quella del protone a una paragonabile a un pallone da calcio. La particella responsabile del tutto era l'inflatone e proprio l'inflatone ha iniziato a oscillare dando vita a onde statiche prive di una propagazione ma caratterizzate da un movimento verticale. Questi movimenti devono aver generato delle onde gravitazionali che ancora oggi devono essere presenti nell'universo. Trattandosi degli albori dell'universo, queste onde vengono chiamate onde gravitazionali primordiali. La loro detection potrebbe risultare quindi fondamentale per la comprensione dell'universo in un'epoca in cui la radiazione non potrebbe mai giungere fino a noi. Il problema principale della detection delle onde consiste nel dover separare il singolo segnale, debolissimo, da un fondo stocastico dato dall'interazione casuale di tutte le onde presenti. Modelli recenti hanno comunque tirato fuori una probabile forma di onda, data da un picco pronunciato all'interno di un segnale mediamente piatto. Si tratta di un modello ancora molto parziale e sommario che tuttavia potrebbe essere testato almeno parzialmente dai rivelatori di onde. 

Non basta: onde gravitazionali primordiali potrebbero derivare anche da buchi neri primordiali e questi buchi neri potrebbero essere nati addirittura prima della formazione di stelle, a partire da fluttuazioni quantistiche talmente ampie da dar vita direttamente ad oggetti così compatti (DCBH - Direct Collapse Black Hole). Si tratta di buchi neri primordiali teorizzati inizialmente da Stephen Hawking e ancora mai rilevati, quindi di natura ancora probabilistica, ma se simili oggetti sono davvero esistiti allora probabilmente hanno anche generato fusioni con conseguenti onde. La formazione stellare, nell'universo, ha una data di inizio e quindi se si riuscisse a rinvenire qualche onda gravitazionale proveniente da buchi neri antecedenti a questa data avremmo la certezza della natura non stellare dei buchi neri stessi, avvalorando le idee di Stephen Hawking. Certo è che per cercare di captare qualcosa, sarebbe bene conoscere il risultato da attendersi e così, all'insegna dell'astronomia multimessenger, buchi neri primordiali sono stati caratterizzati da simulazioni in spettro elettromagnetico in un lavoro pubblicato su Nature Astronomy il 10 settembre 2018: in base alle attese, quindi, un buco nero di questo tipo sarebbe accompagnato da una intensa radiazione, soprattutto X e ultravioletta, shiftata ai nostri giorni fino alla banda infrarossa e tale radiazione sarebbe anche accompagnata dalla presenza di stelle massicce e prive di metalli, il che è un risultato (simulato) davvero inatteso. La simulazione fornisce informazioni come densità e temperature ma lo studio ha voluto trasformare il processo in qualcosa di "visibile" da Terra: il primo step coinvolgerebbe quindi gas in collasso in una stella con massa di circa centomila masse solari, stella che andrebbe subito incontro a una instabilità gravitazionale collassando su sé stessa a creare un buco nero massiccio. La radiazione innescherebbe la formazione di stelle in un periodo di circa cinquecentomila anni. Dai successivi cinque-sei milioni di anni dopo la formazione, le stelle create esploderebbero come supernovae e il buco nero tenderebbe a calmarsi creando, però, una sorta di lotta tra emissioni elettromagnetiche e la gravità del buco nero stesso per un periodo di circa venti o trenta milioni di anni (Observational signatures of massive black hole formation in the early Universe - Nature Astronomy, 2018).

Il 17 marzo del 2014 una conferenza tenuta all'Università di Harvard ha rivelato al mondo la detection delle onde gravitazionali primordiali, sbagliando però clamorosamente. La notizia fu oggetto di spoiler già dai giorni precedenti la conferenza e le attese erano molto alte. Gli scienziati hanno rivelato la scoperta della traccia inconfutabile delle onde gravitazionali emesse durante il periodo di espansione "folle e disperatissima" che ha seguito l'istante della nascita dell'universo e che è comunque racchiudibile in una frazione di secondo. Questa fase si e' poi arrestata per dar posto ad una nuova fase espansiva dominata dalla forza di gravita' cosi' come la conosciamo oggi, ed e' nota - come detto - con il nome di inflazione. Le tracce di qust'ultima e delle fasi primordiali dell'universo sono impresse nel fondo cosmico dalle microonde. Questo relitto, che ha lasciato il nostro universo primordiale, e' estremamente uniforme ma non su tutte le scale. Negli anni '90 furono lanciate delle missioni in orbita che finalmente scoprirono queste piccole fluttuazioni nel fondo cosmico a microonde e la sonda COBE fornì la prima mappa di queste anisotropie. Questa mappa valse il Nobel a Smoot e Mather nel 2006. La ricerca, condotta da un consorzio di enti di ricerca statunitensi e capeggiato dallo Harvard-Smithsonian Astrophysical Observatory, ha sostenuto in quel fatidico 17 marzo di aver definitivamente trovato l'impronta delle onde in alcune particolari fluttuazioni del CMB (Cosmic Microwave Background): un particolare tipo di polarizzazione (B-mode) nella luce della CMB e' stato spiegato come la traccia delle onde gravitazionali sul relitto luminoso dei primordi dell'universo. Una ricerca che ha fatto uso delle migliori tecnologie sviluppate in anni di ricerca sulla CMB. La missione e' basata sul telescopio BICEP2 installato al Polo Sud per sfruttare le piu' basse temperature della Terra con sensori raffreddati a temperature di 0.25 gradi sopra lo zero assoluto, in maniera da amplificare notevolmente la propria sensibilita' e rendere i rumori delle apparecchiature elettroniche quanto piu' bassi possibile.

Dopo quasi due mesi da quel 17 marzo lo scetticismo iniziale si era già trasformato in una sorta di certezza in negativo. La rivista Science riprese una teoria apparsa sul blog Résonaance introducendo due possibili fonti di errore nell'elaborazione dei dati che portarono all'annuncio. Il primo era la sottovalutazione del ruolo in emissione in polarizzazione della polvere galattica, il miglioramenteo della cui mappa avrebbe portato ad un errore di misura. Dopo poco tempo arrivò, in effetti, l'ultima mappa della polvere galattica fornita da Planck fornì la conferma per la quale la polarizzazione osservata non era affatto derivante dal passaggio delle onde primordiali ma dalla polvere stessa.

Seconda vulnerabilità osservata era data dalla CIB, la Cosmic Infrared Backgroud, una radiazione di sottofondo ed extragalattica, diffusa nello spettro ultravioletto, emessa però da corpi compatti come galassie e protogalassie. Anche questo fondo avrebbe potuto giocare un ruolo di alterazione dei segnali indipendentemente dalle onde primordiali. 

Attualmente si è ancora alla caccia di simili onde.

Ultimo aggiornamento del: 19/09/2018 21:16:35