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Articolo a cura di Silvia Giomi e Piero Paduano

L’Universo in cui viviamo ci è in gran parte ignoto. La materia di cui siamo fatti noi, i pianeti, le stelle e tutti gli oggetti che osserviamo – e quindi conosciamo – ne costituisce meno del 5%. La restante parte dell’Universo è energia oscura (70%) e materia oscura (25%). Quest’ultima è detta “oscura” poiché, non emettendo radiazione elettromagnetica, rimane invisibile ai nostri strumenti, ma la sua presenza si rivela per via degli effetti gravitazionali osservati.

La ricerca delle particelle di materia oscura è una sfida che coinvolge da anni la comunità scientifica che si cimenta in esperimenti di osservazione diretta (in laboratori sotterranei come CERN, LNGS) e indiretta (nello spazio).

Tra i metodi indiretti vi è quello che sfrutta il fenomeno della superradianza dei buchi neri, esplorato approfonditamente nell’articolo Black hole superradiant instability from ultralight spin-2 fields, pubblicato sulla rivista Physical Review Letters.

Tale metodo è estremamente interessante anche perché si inserisce nel contesto della LGQ (Loop Quantum Gravity), teoria che cerca di unificare la meccanica quantistica e la relatività generale.

Abbiamo il piacere e l’onore di parlarne con il professor Paolo Pani, associato in Fisica Teorica presso il Dipartimento di Fisica della Sapienza Università di Roma, tra i protagonisti dello studio.

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Il buco nero supermassiccio nel nucleo della galassia ellittica Messier 87 nella costellazione della Vergine. Si tratta della prima foto diretta di un buco nero, realizzata dal progetto internazionale Event Horizon Telescope. Foto modificata Event Horizon TelescopeCC BY 4.0

 

In cosa consiste l’instabilità per superradianza, e in che modo la sfruttate per la vostra indagine?

La superradianza è un fenomeno che avviene in molti sistemi fisici quando un’onda riflessa da un oggetto viene amplificata a scapito dell’energia dell’oggetto stesso. Questo avviene anche per un buco nero, che può amplificare le onde elettromagnetiche o gravitazionali che “sbattono” su di esso. L’energia in eccesso viene presa dalla velocità di rotazione dell’oggetto, che diminuisce.

L’instabilità per superradianza è un fenomeno collegato: se le particelle del campo elettromagnetico (fotoni) o del campo gravitazionale (gravitoni) avessero una seppur minuscola massa, la radiazione amplificata per superradianza rimarrebbe intrappolata vicino al buco nero, generando un effetto a cascata che rallenta il buco nero fino quasi a fermare completamente la sua rotazione.

In questo caso l’energia in eccesso viene emessa in onde gravitazionali la cui frequenza è direttamente collegata all’ipotetica massa del campo. Se queste particelle ultraleggere esistessero, quindi, non dovremmo osservare buchi neri rotanti e ciascun buco nero si comporterebbe come un “faro” di onde gravitazionali.

 

Il fenomeno della superradianza ha qualche connessione con la radiazione di Hawking?

Sì, si può dire che la superradianza è la controparte “classica” della radiazione di Hawking, che è invece un effetto “quantistico”. La superradianza richiede che il buco nero ruoti, mentre nel caso della radiazione di Hawking il buco nero può rimanere statico. In questo caso la radiazione viene emessa spontaneamente, a scapito della massa del buco nero.

 

Può spiegarci quali sono i vantaggi di aver esteso il fenomeno al caso di campo tensoriale rispetto allo scalare e al vettoriale?

Il caso di campo tensoriale è strettamente collegato ad alcune teorie che prevedono una massa minuscola per il gravitone, una proprietà che potrebbe risolvere il problema della costante cosmologica e dell’energia oscura responsabile dell’espansione accelerata dell’universo.

Inoltre, campi tensoriali ultraleggeri sono ottimi candidati per spiegare la materia oscura che sembra permeare il cosmo ma che finora non si è riusciti a misurare in laboratorio. Il nostro studio mostra che i segnali di onde gravitazionali presenti e futuri permettono di ricercare queste particelle anche quando la loro massa è troppo piccola per essere vista in esperimenti terrestri, come negli acceleratori di particelle.

 

I vostri risultati sono condizionati dalla scelta della metrica di Kerr?

Nella teoria della gravitazione di Einstein, la relatività generale, la metrica di Kerr è l’unica possibile per descrivere un buco nero astrofisico. Nelle teorie che menzionavo sopra, tuttavia, possono esistere altre soluzioni che descrivono buchi neri differenti.

Nel nostro studio abbiamo fatto l’ipotesi standard che i buchi neri siano descritti dalla metrica di Kerr. Scelte differenti renderebbero i calcoli più laboriosi ma ci aspettiamo che non modifichino sostanzialmente il risultato: in presenza di campi ultraleggeri tutti i buchi neri rotanti sono instabili per superradianza ed emettono onde gravitazionali.

 

Quali porte si stanno aprendo e/o quali si stanno chiudendo sulla ricerca della materia oscura?

Il problema della materia oscura è che sappiamo davvero poco su di essa, e quindi svariate speculazioni teoriche sono possibili. Nel corso dei decessi alcuni modelli teorici sono divenuti più popolari di altri, ma l’ultima parola ce l’ha sempre l’esperimento: finché non scopriremo tracce di materia oscura oltre quelle ben note, non sarà possibile distinguere diversi modelli.

Gli esperimenti attuali atti a ricercare uno dei candidati più promettenti (le cosidette WIMPS, weakly interacting massive particles) hanno raggiunto precisioni tali che possono quasi escludere questa ipotesi. Un altro candidato molto promettente sono gli assioni, che sono appunto particelle ultraleggere che producono l’instabilita’ di superradianza dei buchi neri.

Penso che la risposta al problema della materia oscura arriverà da esperimenti innovativi, o magari proprio dai buchi neri, tramite segnali inaspettati di onde gravitazionali.

 

 

Riferimenti allo studio su instabilità per superradianza, buchi neri, materia oscura:

Black Hole Superradiant Instability from Ultralight Spin-2 Fields – Richard Brito, Sara Grillo, and Paolo Pani – Phys. Rev. Lett. 124, 211101 – Published 27 May 2020 DOI:https://doi.org/10.1103/PhysRevLett.124.211101

WFIRST (Wide Field InfraRed Survey Telescope) – da poco ribattezzato Roman Telescope in onore dell’astronoma statunitense Nancy Grace Roman, affettuosamente chiamata “la mamma di Hubble” – è un progetto NASA designato ad indagare su alcuni grandi misteri dell’Universo come la materia e l’energia oscura e per cercare nuovi mondi in orbita attorno ad altre stelle della nostra galassia.

ScientifiCult ha l’onore di poter intervistare il dott. Valerio Bozza, ricercatore presso l’Università degli Studi di Salerno e attualmente impegnato a collaborare con la NASA per la realizzazione del Telescopio Roman.

Valerio Bozza
Il dott. Valerio Bozza

Può raccontarci i momenti della Sua carriera professionale che ricorda con più piacere?

In vent’anni di ricerca ho avuto la fortuna di vivere tante soddisfazioni e di lavorare con le persone che hanno scritto i libri su cui ho studiato. Certamente, partecipare alle discussioni nello studio di Gabriele Veneziano al CERN con i cosmologi più importanti del mondo e poter assistere alla nascita di idee geniali su quella lavagna è stata un’esperienza formativa fondamentale. Quando ho avuto il mio primo invito a relazionare ad un workshop all’American Institute of Mathematics sul gravitational lensing di buchi neri e ho ricevuto i complimenti di Ezra T. Newman, ho capito che potevo davvero dire la mia anche io.

Ricordo ancora le notti di osservazioni allo European Southern Observatory a La Silla in Cile, sotto il cielo più bello del pianeta. Ricordo l’invito al Collège de France a Parigi da parte di Antoine Layberie per un seminario, che poi ho scoperto di dover tenere in francese! Poi non ci dimentichiamo la notizia della vittoria al concorso da ricercatore, che mi ha raggiunto mentre ero in Brasile per un altro workshop sulle perturbazioni cosmologiche. Infine, ricordo con una certa malinconia le notti e i giorni di lavoro all’Osservatorio Astronomico UNISA per mettere su un programma di ricerca competitivo. Tutto è finito con la copertina di Nature sulla scoperta del pianeta KELT-9b, il più caldo mai visto, e la distruzione dell’Osservatorio nel febbraio 2019, una ferita ancora aperta.

Adesso, però, è ora di concentrarsi sullo sviluppo del nuovo telescopio spaziale WFIRST della NASA, che il 20 maggio scorso è stato rinominato Nancy Grace Roman Space Telescope (o semplicemente “Roman”, in breve), in onore della astronoma che ha contribuito alla nascita dei primi telescopi spaziali della NASA.

Infine, ricordo con una certa malinconia le notti e i giorni di lavoro all’Osservatorio Astronomico UNISA con il Prof. Gaetano Scarpetta, per mettere su un programma di ricerca competitivo.

Ci sono degli aggiornamenti sulla data del lancio di Roman?

Il lancio del telescopio Roman era programmato per il 2025, ma diverse vicende hanno giocato contro in questi ultimi anni: il ritardo nel lancio del JWST, lo shutdown del governo americano ad inizio 2019 e soprattutto l’epidemia di COVID-19, che sta provocando ritardi su tutte le scadenze nella tabella di marcia. A questo punto, direi che uno slittamento all’anno successivo possa essere plausibile. Tuttavia, l’interesse verso questa missione sta continuando a crescere sia dentro che fuori l’ambito accademico, mettendola al riparo da eventuali tagli di budget.


Roman viene spesso paragonato al telescopio spaziale Hubble. Quali sono le differenze e le somiglianze? E con il JWST?

Si tratta di tre telescopi spaziali che spesso vengono citati insieme, ma sono tutti e tre profondamente diversi: Hubble opera nella banda del visibile e nell’ultravioletto, mentre non è molto sensibile all’infrarosso. Al contrario, sia JWST che Roman opereranno nel vicino infrarosso. JWST avrà un campo di vista molto più piccolo anche di Hubble, perché il suo scopo è fornirci immagini con dettagli mai visti prima di sistemi stellari e planetari in formazione. Roman, invece, avrà un campo di vista cento volte più grande di Hubble, perché il suo scopo è quello di scandagliare aree di cielo molto grandi alla ricerca di galassie o fenomeni transienti. La grande novità è che Roman condurrà queste survey a grande campo con una risoluzione di 0.1 secondi d’arco, simile a quella di Hubble! Quindi, avremo la possibilità di condurre la scienza di Hubble su enormi aree di cielo contemporaneamente. JWST, invece, condurrà osservazioni con un dettaglio molto migliore di Hubble e di Roman, ma su un singolo oggetto in un’area molto limitata.

Roman telescope Valerio Bozza
Immagine 3D del veicolo spaziale Roman (luglio 2018). Immagine NASA (WFIRST Project and Dominic Benford), adattata, in pubblico dominio


Quali sono i target scientifici della missione e come vengono raggiunti?

A differenza di Hubble e JWST, Roman avrà poco spazio per richieste estemporanee di osservazioni. Sarà un telescopio essenzialmente dedicato a due programmi principali: una survey delle galassie lontane e una survey del centro della nostra Galassia. La prima survey effettuerà delle immagini di tutto il cielo alla ricerca di galassie deboli e lontane. Queste immagini consentiranno di capire meglio la distribuzione della materia nel nostro Universo, fissare le tappe dell’espansione cosmologica e chiarire i meccanismi alla base dell’espansione accelerata, scoperta venti anni fa attraverso lo studio delle supernovae Ia. I cosmologi si aspettano che Roman possa fornirci risposte fondamentali sulla natura della cosiddetta Dark Energy, che è stata ipotizzata per spiegare l’accelerazione del nostro Universo, ma la cui natura è del tutto sconosciuta.

Il secondo programma osservativo è una survey delle affollatissime regioni centrali della nostra galassia. Monitorando miliardi di stelle, ci aspettiamo che, almeno per una frazione di queste, la loro luce verrà amplificata da effetti temporanei di microlensing dovuti a stelle che attraversano la linea di vista. Il microlensing è un’amplificazione dovuta al ben noto effetto “lente gravitazionale” previsto dalla relatività generale di Einstein. Se la stella che fa da lente è anche accompagnata da un pianeta, l’amplificazione riporterà delle “anomalie” che potranno essere utilizzate per studiare e censire i sistemi planetari nella nostra galassia. Roman sarà così sensibile da rivelare anche pianeti piccoli come Marte o Mercurio!

microlensing
Il fenomeno del microlensing: la sorgente (in alto) appare più brillante quando una stella lente passa lungo la linea di vista. Se la lente è accompagnata da un pianeta, la luminosità mostra anche una breve anomalia. Credits: © ESA


Quali differenze tra le caratteristiche dei pianeti extrasolari che andrà a scoprire
Roman e quelle dei pianeti che ha osservato Kepler e che osserva TESS?

Il metodo del microlensing, utilizzato da Roman, è in grado di scoprire pianeti in orbite medio-larghe intorno alle rispettive stelle. Al contrario, sia Kepler che TESS, utilizzano il metodo dei transiti, in cui si misura l’eclisse parziale prodotta dal pianeta che oscura parte della sua stella. Questi due satelliti, quindi, hanno scoperto tipicamente pianeti molto vicini alle rispettive stelle.

Ipotizzando di osservare una copia del Sistema Solare, Kepler e TESS potrebbero vedere Mercurio o Venere, nel caso di un buon allineamento. Roman, invece, avrebbe ottime probabilità di rivelare tutti i pianeti da Marte a Nettuno.

Un’altra differenza è che Roman scoprirà pianeti distribuiti lungo tutta la linea di vista fino al centro della Galassia, consentendo un’indagine molto più ampia della distribuzione dei pianeti di quanto si possa fare con altri metodi, tipicamente limitati al vicinato del Sole. Purtroppo, però, i pianeti scoperti col microlensing non si prestano ad indagini approfondite, poiché, una volta terminato l’effetto di amplificazione, i pianeti tornano ad essere inosservabili e sono perduti per sempre.

In definitiva, la conoscenza dei pianeti nella nostra Galassia passa per il confronto tra diversi metodi di indagine complementari. Ognuno ci aiuta a comprendere una parte di un puzzle che si rivela sempre più complesso, mano mano che scopriamo mondi sempre più sorprendenti.

 

Nancy Grace Roman, in una foto NASA del 2015, in pubblico dominio

Cominciamo dando qualche dato fisico del secondo pianeta del sistema solare: Venere.

12103 km e 12742 km. Sono, rispettivamente, i valori dei diametri di Venere e Terra: come vedete, molto simili, ma le somiglianze terminano qua. L’asse di rotazione del pianeta è inclinato di 177°, ciò rende la rotazione di Venere retrograda: su Venere vedremmo sorgere il Sole a Ovest e tramontare ad Est! La rotazione del pianeta su se stesso è molto lenta: il giorno sidereo dura ben 243 giorni terrestri, ma, per via del moto retrogrado, il giorno solare è più corto: 117 giorni terrestri. Il periodo siderale (l’anno venusiano) conta 225 giorni terrestri. Su Venere è interessante anche riportare il valore di un altro dato, il periodo sinodico, ovvero il tempo che impiega il pianeta a ritornare nella stessa posizione rispetto al Sole per noi che lo osserviamo dalla Terra. Esso è di 584 giorni.

Un pianeta osservato da sempre

E proprio i 584 giorni del periodo sinodico di Venere li ritroviamo nel Codice di Dresda, uno dei documenti astronomici più importanti dell’antica civiltà Maya. Osservatori meticolosi del cielo, i Maya avevano calcolato con estrema precisione il moto celeste del pianeta; per loro Venere era una divinità di grande importanza, giocando un ruolo importante nelle vite materiali e spirituali: ad essa offrivano notevoli sacrifici. Anche per i Mexica, altro popolo mesoamericano, questo pianeta aveva un ruolo centralissimo: la leggenda narra che il potente Quetzalcoatl si buttò in una pira, divenendo parte del cielo e una divinità, Venere come stella del mattino, appunto. Nel Mar Mediterraneo, Venere era invece spesso associato ad una divinità femminile, Afrodite per gli antichi Greci, Venere per i Romani; il simbolo astronomico del pianeta è anche quello utilizzato per il sesso femminile; spesso lo si intende come una stilizzazione della mano della dea che regge uno specchio anche se non sarebbe quella la sua vera origine.

Venere è il pianeta più vicino alla Terra, dunque ben visibile nel nostro cielo. È perciò naturale che fosse un punto di riferimento importante per i popoli antichi. Per via della sua vicinanza al Sole, Venere si rende visibile in alcuni periodi dell’anno solo dopo il tramonto e in altri poco prima dell’alba. Questa dualità la ritroviamo presso i popoli antichi, che attribuirono due divinità differenti alle due apparizioni di Venere sin quando i pitagorici arrivarono a capire che le due manifestazioni erano riconducibili allo stesso oggetto celeste. Per esempio, secondo i Mexica, Quetzalcoatl era Venere mattutino, mentre il fratello Xolotl impersonificava Venere della sera. Similmente, presso i latini vi erano Lucifero e Vespero.

Il transito di Venere

Il fatto che Venere sia un pianeta interno dà origine a due fenomeni ben visibili dalla Terra:

  • Venere, come la Luna, ha le fasi. Lo sapeva bene Galileo Galilei, che fu il primo ad osservarle nel 1610.
  • Possiamo ammirarne il transito, ossia il passaggio del disco nero di Venere sulla superficie del Sole.

I transiti di Venere avvengono a coppie, distanziati di 8 anni; ogni coppia si ripresenta a intervalli di 121,5 e 105,5 anni (l’ultimo fu il 6 giugno del 2012 e il prossimo sarà l’11 dicembre 2117). Il grande astronomo Edmund Halley, nel 1691, calcolò le epoche dei successivi 29 transiti di Mercurio e Venere, sino al 2004. Purtroppo, il primo transito di Venere, secondo i suoi calcoli, sarebbe stato nel 1761, quando Halley avrebbe avuto quasi 105 anni… immaginate il suo dispiacere per non poter assistere all’evento!

Perché era così importante il transito di Venere? Secondo il metodo sviluppato da Halley stesso, osservando tale evento da due luoghi diversi (e possibilmente piuttosto distanti), si poteva determinare la distanza Terra-Sole.

Venere
Il transito di Venere nel 2004. Foto di Jan Herold/Klingon, CC BY-SA 3.0

Quando finalmente arrivò il tanto atteso transito, il 6 giugno 1761, le principali nazioni europee organizzarono importanti spedizioni scientifiche per l’osservazione. Fu un’impresa ardua: qualcuno perse la vita nel lungo viaggio in nave per via di naufragi o della guerra tra Francia e Inghilterra, qualcun altro rimase disperso e chi arrivò incolume a destinazione ebbe magari la sfortuna di trovare un cielo nuvoloso.

Alla fine, solo 120 astronomi riuscirono nell’impresa e poterono svolgere il calcolo di Halley, in maniera piuttosto imprecisa, trovando un valore compreso tra 123 e 157 milioni di km (il valore oggi accettato è pari a 149.57 milioni di km).

Un inferno affascinante

Venere
Cratere da impatto nella Lavinia Planitia di Venere. I colori non corrispondono a quelli reali. Foto NASA/JPL, in pubblico dominio

Ma com’è questo pianeta? La definizione più appropriata è “un inferno”. La temperatura media è di 460° C, l’atmosfera è “pesante” (la pressione è quella che potremmo sperimentare a 1000 m sott’acqua), tossica (il 96% è anidride carbonica) e corrosiva (sono presenti nuvole di anidride solforosa che generano piogge acide). La presenza di una spessa coltre di nubi che riflette la luce del Sole rende il pianeta molto brillante, ma ostacola l’osservazione della superficie. Solo nel 1990, con la sonda NASA Magellano, fu possibile vedere attraverso le dense nubi per scoprire un mondo per lo più pianeggiante, con pochissimi crateri da impatto e con più di 1500 vulcani.

L’esplorazione spaziale di Venere cominciò, però, molto prima. La Russia dedicò un intero programma al pianeta, cominciando nel 1961 con la sonda Venera 1. Per alcune delle sedici missioni Venera, era previsto anche un lander, ma, per via delle condizioni estreme del pianeta, la permanenza sul suolo venusiano fu molto breve. Fu il lander della Venera 13 a battere il record di durata, con ben 127 minuti!

Venere
Dalla Terra, Venere è sempre il più brillante dei pianeti del sistema solare. Foto Brocken Inaglory, CC BY-SA 3.0

Video a cura di Inter Nos: Silvia Giomi e Marco Merico

Mercurio è un pianeta che vanta diversi primati.

Dal 2006, anno in cui Plutone è stato declassato a pianeta nano, Mercurio è diventato il pianeta più piccolo del sistema solare. I suoi 4878 km di diametro sono del diametro terrestre. Essendo poi il più interno, è anche il più veloce a ruotare attorno al Sole: Mercurio completa l’intera orbita in appena 88 giorni terrestri. Ha proprio le ali ai piedi, come si suol dire! Difatti, questa locuzione si riferisce ai sandali alati del dio Mercurio, il messaggero degli dei, e il simbolo astronomico del pianeta altro non è che una stilizzazione del caduceo, il bastone del dio.

La velocità orbitale di Mercurio, cioè la velocità di rotazione attorno al proprio asse, è, invece, molto bassa: impiega ben 58 giorni terrestri a compiere un giro completo su se stesso (giorno sidereo), ma tra un’alba e la successiva (giorno solare) passano ben 176 giorni terrestri. Per essere più precisi, Mercurio compie 3 rotazioni ogni due rivoluzioni; si dice che è in risonanza 3:2. Quindi, su Mercurio il Sole sorge in un dato anno e tramonta nel successivo!

L’orbita più eccentrica del sistema solare è la sua: il valore di 0.205 è ben 15 volte l’eccentricità dell’orbita del nostro pianeta. L’eccentricità misura quanto l’orbita è “schiacciata”. Un’eccentricità così elevata porta ad una grande differenza tra la distanza del punto dell’orbita più vicino al Sole (perielio) e di quello più lontano (afelio) del pianeta. Il primo dista circa 0.30 AU dalla nostra stella, mentre il secondo circa 0.46 AU. Per via di un’orbita parecchio eccentrica e della risonanza 3:2, su Mercurio potremmo assistere ad un fenomeno curioso: il Sole sorge, si innalza nel cielo, poi ecco che ritorna un poco indietro per proseguire, infine, la sua strada verso il tramonto.

Mercurio ha anche una spaventosa escursione termica tra giorno e notte: per via della rotazione quasi sincrona con il Sole e della totale mancanza di atmosfera, si passa da un minimo notturno di -180° C ad un massimo di oltre 420° C.

La precessione del perielio dell’orbita mercuriana ha il valore più elevato del sistema solare. Troppo elevato, secondo i calcoli della fisica classica. Per anni si è cercata una spiegazione, arrivando addirittura a ipotizzare la presenza di un pianeta ancora più piccolo e interno a Mercurio che fu battezzato Vulcano. Era il 1859. Bisogna aspettare il 1916 e la teoria della relatività generale di Einstein per risolvere l’enigma. Da allora il pianeta Vulcano esiste solo nella saga fantascientifica Star Trek.

Lo sapevate, inoltre che Mercurio ha anche la coda? Proprio come le comete! È l’unico pianeta in cui è stata individuata una sorta di coda cometaria che si forma per surface sputtering, un processo a cui concorre la vicinanza del Sole e la bassissima attrazione gravitazionale del piccolo pianeta.

Infine, l’ultimo record che indichiamo, è la presenza di un grosso nucleo (che occupa il 40% del volume dell’intero pianeta), che si suppone essere il più ferroso del sistema solare. La scoperta di un nucleo così massiccio si deve alla Mariner 10 della NASA, la prima missione spaziale a visitare Mercurio nel 1974, che scoprì un campo magnetico piuttosto intenso per le ridotte dimensioni del pianeta.

Il Polo Nord di Mercurio, coi crateri dove non arriva mai la luce solare. Foto NASA in pubblico dominio

Nel 2004 fu il turno di MESSENGER, sempre della NASA, che raggiunse Mercurio nel 2008. MESSENGER verificò la presenza di ghiaccio d’acqua ai poli, sul fondo di alcuni crateri in cui non arriva mai la luce solare.

La sonda rimase in orbita sino al 2011, terminando la missione con uno schianto sul pianeta che lasciò un piccolo cratere sulla superficie . Mercurio non se la prese troppo a male per il nuovo cratere, dato che era già pesantemente butterato dall’impatto dei meteoriti che via via sono caduti sul pianeta. I crateri più grandi prendono il nome di bacini. Tra questi, spicca il bacino Caloris, che con i suoi 1500 km di diametro potrebbe contenere tranquillamente tutta l’Italia.

Immagine di Mercurio dalla sonda MESSENGER (2008). Foto NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington NASA/JPL, ritoccata da jjron, in pubblico dominio

A fine 2018 è partita la missione ESA Bepi Colombo, nome scelto in onore del fisico padovano Giuseppe Colombo, il primo a trovare la risonanza 3:2 tra periodo orbitale e di rotazione. Quattro degli undici strumenti a bordo hanno principal investigator italiani. Bepi Colombo entrerà nell’orbita mercuriana tra 7 anni per scoprire nuove e interessanti caratteristiche di questo bizzarro pianeta.

Mercurio
Il cratere Abedin. Foto NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington, pubblico dominio

Video a cura di Inter Nos: Silvia Giomi e Marco Merico

Le maree solide muovono i continenti 

Le forze di natura astronomica come le maree solide svolgono un ruolo attivo sulla tettonica delle placche: è quanto affermano i risultati di una ricerca frutto della collaborazione fra l’Università Sapienza di Roma, l’ASI e l’INGV

 

Il motore della dinamica delle placche tettoniche è ancora relativamente poco chiaro. Da decenni si è pensato che la Luna e il Sole potessero contribuire alla dinamica interna della Terra, ma, nonostante vi fossero molte evidenze indirette, la loro influenza non era mai stata dimostrata in modo convincente.

Non tutti sanno che oltre alle maree liquide vi sono anche le maree solide che deformano continuamente la crosta terrestre, dislocando il suolo sia sulla verticale che sulla orizzontale di diversi decimetri. Con lo studio “Tidal modulation of plate motions” appena pubblicato su Earth Science Reviews, gli scienziati dell’Università Sapienza di Roma, dell’Agenzia Spaziale Italiana (ASI) e dell’Istituto Nazionale di Geofisica e Vulcanologia (INGV) hanno fatto luce sull’importanza delle maree solide, (cioè di quelle deformazioni del suolo e di tutta la crosta terrestre che avvengono durante il passaggio allo zenit dei due corpi celesti) provando il legame fra gli spostamenti delle placche tettoniche e le forze di natura astronomica come le maree, in particolare nella loro componente orizzontale.

Gli effetti periodici delle maree si verificano a intervalli di tempo molto diversi. Alcuni hanno alta frequenza, cioè avvengono con cadenza semidiurna, diurna, bisettimanale e mensile. Altri, invece sono a bassa frequenza con cadenze più lunghe: semi-annuali, annuali, 8,8 e i 18,6 anni circa, fino ad arrivare a quella della precessione degli equinozi che ha un periodo di 26.000 anni. Quelle con periodi di 8,8 e 18,6 anni, sulle quali si è focalizzato lo studio, sono dovute, rispettivamente, alla precessione del perigeo e del nodo ascendente della Luna.

Le oscillazioni ad alta frequenza sono per lo più smorzate dall’alta viscosità del guscio esterno della Terra, la litosfera, che è spessa circa 100 km e il cui movimento relativo al mantello sottostante è rimasto finora inspiegato. Inoltre, le oscillazioni ad alta frequenza si confondono con fattori climatici e stagionali dovuti a oscillazioni della pressione atmosferica e dei cicli dei fluidi nel sottosuolo e nei bacini oceanici. Da qui l’idea di ricercare oscillazioni orizzontali di bassa frequenza sulle linee di base inter-continentali, perché univocamente attribuibili alle sollecitazioni mareali.
Ciò è stato possibile grazie alla rete globale di stazioni GNSS permanenti (la sigla sta per “Global Navigation Satellite Systems”, che comprende sia il GPS americano che il sistema GALILEO europeo) attraverso la quale è possibile effettuare misure di velocità tra le placche anche tra stazioni a migliaia di chilometri di distanza.

Grazie a importanti servizi internazionali operanti da almeno 30 anni come l’International GNSS Service (IGS), cui contribuisce in modo significativo l’ASI attraverso il suo Centro di Geodesia Spaziale di Matera, le stazioni hanno accumulato serie storiche delle loro coordinate giornaliere lunghe ormai almeno 20 anni, necessarie per svolgere questo tipo di analisi.
Così Davide Zaccagnino, Francesco Vespe e Carlo Doglioni hanno effettuato l’analisi delle variazioni nel tempo della velocità di allontanamento o avvicinamento tra le placche.
Dai loro studi è emerso che la deriva secolare dei continenti, cioè delle placche litosferiche in cui è suddiviso il guscio del pianeta, è modulata da una vibrazione che oscilla alle stesse basse frequenze delle maree. È stata fatta una controprova per linee di base intra-placca per capire se queste oscillazioni persistessero o meno.

Proprio la trascurabilità riscontrata su linee di base intra-placca ha confermato che queste forze astronomiche giocano un ruolo decisivo nel descrivere i moti della deriva dei continenti che, quindi, lentamente si muovono verso ‘ovest’ grazie alla spinta orizzontale delle maree solide rispetto al mantello sottostante, lungo un flusso ondulato descritto dal cosiddetto equatore tettonico che fa un angolo di circa 30° con l’equatore geografico.

Riferimenti:

Tidal modulation of plate motions – Davide Zaccagnino, Francesco Vespe, Carlo Doglioni – Earth Science Reviews https://doi.org/10.1016/j.earscirev.2020.103179

maree solide continenti
Immagine realizzata da SoylentGreen, con texture della NASA, CC BY-SA 3.0

Testo dall’Ufficio stampa e comunicazione Sapienza Università di Roma.