mercoledì 27 marzo 2013

Lo sfigmomanometro

Oggi parliamo di misurazione della pressione. Come voi tutti saprete, l'occorrente per misurare la pressione del sangue è uno speciale strumento chiamato sfigmomanometro.
Ora, provando a non ripetere il nome di nuovo nel corso di questo post, proveremo a capire come funziona questo strumento.
Per capire meglio abbiamo bisogno di introdurre alcuni concetti come la pressione di un fluido e il flusso laminare e quello turbolento.
Iniziamo con il dire che il sangue è un fluido e ciò vuol dire che esso è caratterizzato da densità, velocità e pressione. Cos'è la pressione? Brevemente, la pressione è una quantità che indica la forza generata da un fluido su di una superficie.
Se premo su di una scatola con la mano, allora sto esercitando una certa pressione sulla scatola poiché la forza che sto applicando è distribuita su una superficie (ovviamente potrei anche avere una configurazione tale per cui ci sono diverse forze agenti in differenti direzioni, ma lasciamo perdere per il momento).
Bene, ora proviamo a capire cosa vuol dire che un fluido si muove di flusso laminare o turbolento. La migliore spiegazione che noi possiamo avere è, secondo me, in questa figura:



Dunque, la figura mostra la differenza tra flusso laminare (in basso) e turbolento (in alto). La principale differenza tra i due tipi di moto e che nel moto laminare abbiamo un moto abbastanza ordinato del fluido. In un flusso laminare le frecce ai bordi sono più corti di quelle centrali semplicemente perché indicano che le particelle vicino ai bordi sono rallentate dall'attrito tra le pareti del tubo e le particelle.
Ora dobbiamo parlare della sezione del tubo. Infatti accade che più è stretto un tubo e più veloce il fluido viaggia mentre più il tubo è largo più il fluido va lento. Si tratta di un fenomeno abbastanza comune; per esempio quando aprite un rubinetto l'acqua viene fuori ad una certa velocità. Se bloccate parzialmente il rubinetto con un dito allora l'acqua uscirà più veloce. La spiegazione fisica di ciò risiede nel fatto che, con o senza dito, ogni istante esce la stessa quantità d'acqua dal rubinetto. Si dice anche che la portata di acqua è costante.

A questo punto possiamo capire come funziona il nostro strumento. Esso consiste di uno stetoscopio, ovvero di un attrezzo che serve per ascoltare i suoni provenienti dall'interno del corpo umano, e di una pompetta che gonfia un tessuto. Il dottore poggia l'auricolare dello stetoscopio sul braccio vicino al cuore e dunque avvolge il tutto con una tessuto gonfiabile. A questo punto il dottore inizia a gonfiare con la pompetta. Questa operazione ha l'effetto di aumentare la pressione dentro l'arteria del braccio. Perciò, a causa della pressione esterna, l'arteria si restringe. Come detto sopra, la velocità del sangue aumenta quando l'arteria si restringe. Questo implica che il moto del sangue, ad un certo punto, passa dal regime laminare a quello turbolento. Quando avviene questo passaggio il dottore può sentire, grazie allo stetoscopio, dei suoni caratteristici chiamati suoni di Korotkoff. Continuando a gonfiare, ad un certo istante i suoni non vengono più uditi: vuol dire che l'arteria è totalmente occlusa. Questo punto segnerà il valore massimo della pressione arteriosa.
Allora il dottore inizia pian piano a rilasciare la pompetta per far sgonfiare il tessuto che avvolge il braccio. In questo viaggio all'indietro, ci sarà un momento in cui potrà udire di nuovo i suoni di Korotkoff dopo i quali il flusso passa, stavolta, da turbolento a laminare fino a non udire più i suoni caratteristici. Qui il dottore leggerà il valore minimo della pressione arteriosa.
Naturalmente questo è il discorso generale. Probabilmente ogni dottore decide se prendere i valori un istante prima o dopo aver udito i suoni. Ed ora che sapete come funziona provate a spiegarlo al vostro medico.


martedì 26 marzo 2013

Cosmologia con il righello

Quando sembra che i computer abbiano preso il sopravvento e che ormai non ci sia più nulla da fare per evitare il loro dominio, ecco che esce l'articolo che non ti aspetti:

<Paper-and-pencil cosmological calculator>

Aprite il link qui sopra e dopo una paginetta introduttiva vi troverete di fronte a tre pagine in cui vi sono  alcune importanti quantità cosmologiche con una specie di scala graduata al di sotto.
Bene, ora non dovete fare altro che prendere il vostro righello e posizionarlo all'altezza del valore che vi interessa della grandezza cosmologica che vi interessa.
E il gioco è fatto!
Ora allo stesso livello del valore prescelto potrete leggere, grazie al vostro righello, i valori cosmologici corrispondenti alle altre grandezze cosmologiche e potrete anche divertirvi (lo so, è una parola grossa!) a vedere come cambia la costante di Hubble con il variare dell'età dell'universo; oppure che tra redshift pari a 1 e redshift pari a 0 sono passati circa 7 miliardi di anni mentre tra redshift uguale a 1 e redshift uguale a 2 di anni ne sono trascorsi circa la metà. Quindi attenzione quando sentite parlare di redshift, più sentite un numero grande è più indietro del tempo si trovano le galassie!
Comunque come ho già detto lascio a voi tutto il divertimento (va bene, non uso più questa parola!).

Fonti: NASA/JPL-Caltech

lunedì 25 marzo 2013

Mettersi nei panni di un fotone

La teoria della Relatività di Albert Einstein ci dice che ogni osservatore deve misurare la velocità di un fotone uguale alla velocità della luce indipendentemente dal sistema di riferimento in cui si trova.

Albert Einstein (Fonte: www.educational.rai.it)

Un osservatore, praticamente, è un punto di vista. Cosa accade quando l'osservatore è proprio un fotone? Dal punto di vista di un fotone, esso è fermo nel suo sistema di riferimento e vede tutto il resto dell'universo muoversi.
Ma attenzione!
Poco fa abbiamo detto che ogni osservatore deve vedere che un fotone, nel vuoto, va alla velocità della luce e quindi un fotone, nel suo sistema di riferimento, non può vedersi fermo!

Che si fa?
Niente. Dobbiamo accettare che la prima frase di questo post sia un postulato, una verità indissolubile della teoria della Relatività. Se accettiamo ciò allora praticamente non possiamo descrivere nell'ambito della teoria della Relatività il sistema di riferimento solidale con un fotone.

Insomma pazienza. Comunque, se ciò non vi sta bene potete sempre cambiare postulato e fare una nuova teoria!

domenica 24 marzo 2013

Piezoelettricità per il futuro

Nel 1826 il fisico Thomas Johann Seebeck notò un fenomeno particolare durante i suoi studi ed esperimenti.

T.J.Seebeck

Se uno prende un filo metallico e permette che ci sia una differenza di temperatura tra le due estremità del filo, allora il risultato finale è un flusso di corrente elettrica nel filo. Sbalorditivo ma vero!
Questo effetto è chiamato effetto termoelettrico o, più comunemente, effetto Seebeck.
Così, se avete un metallo tale che alle due estremità ci sia una differenza di temperatura otterrete elettricità.
Perché accade questo? In pratica quello che accade è che gli elettroni caldi (cioè molto veloci) tendono a diffondersi in zone del metallo in cui gli elettroni sono più freddi (ovvero più lenti). Questo movimento di cariche genera elettricità. Se le due estremità del filo non sono mantenute constantemente a differenti temperature, in un certo periodo di tempo il metallo raggiungerà l'equilibrio termodinamico, ovvero il metallo sarà alla stessa temperatura e quindi alla fine non ci sarà più corrente. Una simpatica applicazione dell'effetto Seebeck può essere di mettere due contenitori con liquidi a differenti temperature separate da una cella di Peltier, cioè una cella costruita per sfruttare l'effetto Seebeck.

Esiste un'altra possibile causa di questo effetto. Infatti è possibile generare un movimento ordinato degli elettroni (ovvero generare corrente elettrica) a causa dei fononi. Tranquilli non avete letto male: fononi con la lettera N.
I fononi, in breve, sono l'analogo dei fotoni ma per le onde meccaniche anziché per le onde elettromagnetiche. Infatti i fotoni sono i quanti delle onde elettromagnetiche; i fononi sono l'analogo delle onde sonore.
Dunque si parla di fononi quando si vogliono studiare gli effetti meccanici, per esempio, di un reticolo molecolare o atomico, cioè su scale tali che gli effetti quantistici sono non trascurabili.
Senza andare troppo nei dettagli, possiamo dunque dire che i fononi possono essere in grado di spingere gli elettroni da un capo all'altro del metallo. Questa caratteristica dei materiali di generare campi elettrici quando sottoposti ad una sollecitazione meccanica è chiamata piezoelettricità.

Una sintesi visiva di tutto quello che abbiamo appena detto in questo post è fornita nel seguente video dove, tra l'altro, viene anche spiegato come sarebbe possibile sfruttare la piezoelettricità per generare energia nel presente e nel futuro:


Ultima cosa, tornando all'effetto Seeback: esiste anche l'effetto contrario, ovvero facendo scorrere corrente elettrica in un metallo è possibile avere un trasferimento di calore. Questo è chiamato effetto Peltier ma alla fine dei conti è essenzialmente l'effetto termoelettrico inverso (comunque è giusto citare Peltier perché è stato lui a scoprire l'effetto inverso).
Inoltre, se qualcuno vuole sapere come costruire una cella di Peltier o comunque se volete saperne di più ecco un buon link.

Questo articolo è stato modificato e corretto il 26 Gennaio 2016 grazie alla gentile segnalazione di Emanuela (vedi commenti).

 

sabato 23 marzo 2013

Le dimensioni contano

L'universo è troppo grande solo per essere pensato. Le distanze sono immense. In questo post mi piacerebbe un'idea di cosa accade.
Come unità di misura potremmo decidere di usare le unità che vengono normalmente usate quando si guida. Supponiamo che un automobilista vada a 100 km/h. Bene, ora proveremo a calcolare quanto tempo il nostro automobilista impiegherebbe lungo le autostrade dell'universo!

Dunque, cominciamo dalla Terra. Il nostro pianeta è una palla di un diametro lungo 12 mila km. Questo vuol dire che un giro intorno alla Terra è circa 70 mila km. Se uno viaggia a 100 km/h allora ci vogliono ben 700 ore per fare il giro della Terra. Si tratta di un mese di viaggio (senza fare alcuna sosta ovviamente!).
Supponiamo ora che il nostro automobilista voglia andare sul Sole, la stella più vicina al nostro pianeta. La distanza da coprire è di circa 150 milioni di km. Al ritmo del nostro automobilista ci vogliono 150 mila ore per arrivare! Questo vuol dire un viaggio di circa 17 anni senza soste. Una piccola gita insomma.

Ora, una volta arrivati sul Sole decidiamo di raggiungere Proxima Centauri che è la stella più vicina al Sole. Proxima Centauri è distante 4.23 anni-luce dal Sole, cioè la luce proveniente da Proxima Centauri impiega circa 4 anni per raggiungerci o, se vogliamo, dalla Terra vediamo com'era Proxima Centauri quattro anni fa. Andando a 100 km/h ci vorrebbero 40 milioni di anni!

A questo punto è meglio fermarsi con i nostri ipotetici viaggi anche se praticamente non ci siamo mossi dal giardino di casa del nostro Sistema Solare. Visti i tempi calcolati sin qui è praticamente inutile parlare della distanza che ci separa dal centro della Via Lattea, la nostra galassia, oppure della distanza che ci separa dalla galassia più vicina, Andromeda. Inoltre non dimentichiamo che solo nella nostra galassia ci sono un centinaio di miliardi di stelle e ancora, ci sono miliardi di galassie oltre alla nostra Via Lattea.

In breve, noi siamo esseri insignificanti che lottano per un piccolo straccio infinitesimo di universo. Se solo fossimo in grado tutti insieme di guardare un po più oltre il nostro naso...Comunque, per coloro che vogliono divertirsi pochi minuti vi lascio un simpatico video:




venerdì 22 marzo 2013

Due paroline sulle lenti gravitazionali

Questo post è una brevissima introduzione (cioè giusto due paroline) al fenomeno delle lenti gravitazionali. Sicuramente ci torneremo spesso su questo argomento in futuro qui su Quantizzando (se non altro perché è un argomento che riguarda la mia tesi di dottorato!).

Dunque, iniziamo.
Il fenomeno dei raggi di luce che "piegano" il loro percorso invece di viaggiare in linea retta è qualcosa di estremamente importante in astrofisica.

Infatti nel 1919 durante una spedizione per osservare un'eclissi di Sole, Sir Arthur Eddington ha potuto scattare alcune foto che hanno confermato il cambiamento della traiettoria della luce esattamente dello stesso valore previsto dalla teoria della Relatività Generale.
E quindi si è trattato della prima conferma sperimentale della teoria di Einstein.

Bisogna precisare che, in un certo senso, anche la teoria gravitazionale formulata da Newton prevede che la luce cambi la sua traiettoria nelle vicinanze di oggetti molto massivi.
Tuttavia, la deviazione prevista da Newton è minore di quella osservata e quindi ecco che abbiamo bisogno di Einstein e della teoria della Relatività Generale per ottenere una corretta descrizione di quello che accade.
Bene, detto questo, cerchiamo di capire cosa accade. Ovvero, perché la luce cambia la sua traiettoria? Di certo, per quanto riguarda l'esperienza quotidiana, questa non è affatto una novità. Infatti sappiamo benissimo che quando la luce passa, per esempio, dall'aria all'acqua. E vediamo tutti quei fantastici giochi ottici dentro i bicchieri.

Fonte: http://mydeejay.deejay.it/contenuto/Effetto-ottico

 Dunque, come già detto, abbiamo una lente gravitazionale, nell'universo, quando si osserva la luce di una stella o di una galassia provenire da un posto diverso dalla vera posizione di quella stella o di quella galassia. Insomma la luce non viaggia più in linea retta verso di noi.

A cosa è dovuto ciò? Al fatto che ci sia della materia tra noi e la galassia lontana.

Infatti la teoria della Relatività Generale afferma che la struttura dello spazio-tempo è modificata dalla distribuzione della materia-energia e viceversa. Dunque noi vediamo la luce muoversi lungo traiettorie diverse dalla linea retta perché in quei punti c'è della materia che modifica la struttura dello spazio-tempo.

Come funziona una lente gravitazionale (Fonte:Wikipedia)


Dunque ecco cosa accade con una lente gravitazionale. Accade che tra noi sulla Terra e una galassia lontana si trova una massivo ammasso di galassie. Dunque noi non potremmo vedere la galassia...ma invece la vediamo!
Questo perché, lo ripetiamo, la luce proveniente dalla galassia viaggia in linea diritta ma la presenza dell'ammasso fa curvare la traiettoria e quindi noi vediamo la galassia in un punto del cielo che non è il punto dove la galassia è davvero localizzata, ma appunto vediamo l'immagine attraverso una specie di lente!
Un'ottima spiegazione in termini pratici si può avere grazie ad una candela e un bicchiere di vino (vuoto mi raccomando!) come nella seguente immagine:

Fonte: http://kipac.stanford.edu/kipac/research/gravitational_lensing
Fate finta che la luce della candela rappresenti la galassia lontana e il bicchiere sia il nostro ammasso di galassie.
Come si può vedere anche dalla figura, esistono almeno due regimi di lenti gravitazionale: lente forte e debole.

I due aggettivi parlano da soli. Comunque, per chiarire, si parla di lente gravitazionale forte quando vengono prodotte forti deformazioni delle galassie e più o meno la situazione è quella rappresentata in basso a sinistra nella figura di sopra. Nel caso di lente forte è anche possibile riuscire ad osservare immagini multiple dello stesso oggetto! Dunque nel caso di lensing forte ci vogliono ammassi di galassie parecchio massivi oppure bisogna andare a studiare le zone più interne degli ammassi di galassie. Dagli effetti osservati con una lente forte è possibile studiare dunque i dettaglio la distribuzione di materia all'interno degli ammassi di galassie.

Si parla di lenti deboli invece quando abbiamo qualcosa che assomiglia alla figura in basso a destra (tra le immagini del bicchiere di vino). Si tratta di deformazione e/o ingrandimento di galassie lontane la cui luce, attraversando l'universo subisce parecchie deformazioni a causa della distribuzione della materia (ordinaria o oscura, non importa). L'effetto finale è che nelle vicinanze di un ammasso si possono notare galassie deformate tangenzialmente (ancora una volta, come la figura in basso a destra di sopra). Siccome questo fenomeno è "debole" l'effetto è davvero molto piccolo.

Quindi, diversamente dalle lenti forti, quello che si fa è studiare statisticamente le proprietà di questi effetti. In pratica si misurano le deformazioni di un grande insieme di galassie (il maggior numero possibile!) e si cerca di capire se ci sono correlazioni tra le varie deformazioni. Se le deformazioni sono correlate allora vuol dire che c'è una causa comune che le genera e si tratta dunque di distorsione causate da lenti gravitazionali. Ecco un'immagine di una simulazione di fenomeno di lenti gravitazionali deboli:

Simulazione fatta da B.Jain, U.Seljak e S.White al Berkeley National Laboratory.

Come potete vedere vicino agli ammassi le distorsioni sono tangenzialmente correlate. Misurare questo segnale permette di effettuare una stima dei parametri cosmologici, come ad esempio il contenuto di materia oscura e di energia oscura dell'universo! 
Dunque è davvero molto, ma molto, importante effettuare bene le misure di lenti deboli.

E qui nascono i problemi. Infatti misurare le distorsioni vuol dire misurare l'ellitticità delle galassie...ma le galassie sono intrinsecamente ellittiche... 

Tuttavia questa è solo la punta dell'iceberg perché vi sono innumerevoli errori tecnici e non solo associati all'elliticità intrinseca delle galassie che rendono le misurazioni di lensing debole una sfida.
Comunque il lensing debole viene misurato e gli astrofisici lavorano per effettuare misurazioni sempre migliori cercando di minimizzare gli errori dato che in linea di principio le lenti gravitazionali possono essere tra gli strumenti astrofisici più potenti in grado di stimare i parametri cosmologici dell'universo.

Per concludere questo post, infine, ecco un'immagine reale di lente gravitazionale molto famoso:

Ammasso di galassie Abell 2218 (immagine presa dall'Hubble Space Telescope).


E anche un esempio meno famoso (sempre del Telescopio Spaziale Hubble) e del tutto casuale ma che ci permette di chiudere questo post (a proposito, grazie per aver letto fino a qui!) con un bel sorriso!






giovedì 21 marzo 2013

Cosa ha trovato Planck?

Oggi è stato un grande giorno per la cosmologia. I dati del satellite Planck sono stati resi pubblici. Detto così non dice niente quindi proviamo a fare un poco di chiarezza dicendo innanzitutto cos'è Planck, a cosa serve e cosa ha trovato di bello, ovviamente senza entrare troppo nei dettagli.

Planck è un satellite dell'ESA (European Space Agency). Il suo compito è stato quello di misurare le fluttuazioni della radiazione cosmica di fondo dell'universo.
Ora, la radiazione cosmica di fondo (che in seguito per abbreviare chiamerò all'inglese CMB cioè Cosmic Microwave Background) è un qualcosa di fondamentale in cosmologia.
In sostanza, prima che le galassie si formassero, la materia (che in seguito ha appunto formato le galassie) era "accoppiata" ai fotoni, cioè onde elettromagnetiche. Questo accoppiamento consisteva in una serie ripetuta di interazioni tra fotoni e elettroni che si urtavano a vicenda. Tale situazione sussisterebbe ancora oggi se non fosse che l'universo si espande. Infatti l'espansione dell'universo ha permesso che fotoni e elettroni avessero più "spazio" (perdonatemi per questa infelice metafora). Il punto è che alla fine dei conti i fotoni si sbarazzano degli elettroni e possono viaggiare senza interruzioni attraverso l'universo.
E così arrivano sino a noi. Però, l'espansione dell'universo ha un altro effetto su questi fotoni che provengono dai luoghi più reconditi dell'universo. Infatti i fotoni sono onde elettromagnetiche e siccome durante il loro viaggio l'universo si espande, l'effetto finale è che la loro lunghezza d'onda aumenta. In pratica vengono "stirati" (chiedo ancora perdono!).
Quindi vuol dire che per misurare il CMB dobbiamo sintonizzare i nostri strumenti su lunghezze d'onda molto grandi perché il "disaccoppiamento" è avvenuto parecchio miliardi di anni fa e quindi i fotoni si sono stirati abbastanza!
Facendo un po' di conti alcuni scienziati della prima metà dello scorso secolo avevano previsto di osservare il CMB nelle microonde. Ed è lì che è stata trovata questa radiazione.

Passiamo alla seconda questione, ovvero perché il CMB è molto importante. Quello che si osserva è che questa radiazione appare essere la stessa ovunque si guardi nel cielo (ovviamente una volta rimossi alcune anisotropie dovute al moto della Terra intorno al Sole e del Sole intorno al centro della Via Lattea). Dunque il CMB è praticamente uguale in tutte le direzioni (si dice anche isotropo); ci sono solo piccole fluttuazioni dell'ordine di una parte su centomila.
Questa isotropia, associata con l'ipotesi di omogeneità è alla base delle nostre teorie sull'universo.
Ma non solo. Effettuare misure sul CMB ha grande importanza anche per la teoria dell'inflazione.
Molto brevemente, la teoria dell'inflazione prevede che l'universo abbia subito una fase di espansione accelerata grazie alla quale tutte le parti dell'universo sono potute entrare in contatto tra loro così che, appunto, possiamo ottenere l'universo omogeneo e isotropo. Inoltre la teoria dell'inflazione prevede anche le piccole fluttuazioni che osserviamo nel CMB. Inoltre l'inflazione prevede anche che queste fluttuazioni siano distribuite in maniera Gaussiana, esattamente come sono distribuite le altezze di una popolazione di persone.

Terza questione: cosa ha provato a fare Planck?
Il satellite dell'ESA nel corso degli ultimi anni ha acquisito dati riguardo il CMB. L'obiettivo era di fornire una mappa del CMB su tutto il cielo e inoltre misurare con una precisione migliore dei suoi predecessori (satelliti COBE, WMAP) le fluttuazioni piccolissime di cui abbiamo parlato sopra.

Dunque: quali sono i risultati?
Probabilmente il risultato principale è la conferma del modello standard della cosmologia. Ovvero isotropia osservata direttamente e soprattutto sembra essere confermato che la distribuzione delle fluttuazioni sia Gaussiana. Questo comporta che tra i tanti modelli di inflazione proposti nel corso degli ultimi venti anni alla fine il modello più probabile sembra essere quello base da cui poi si sono sviluppati gli altri.
I dati forniti da Planck sulle piccole scale dell'universo sono in accordo in maniera pressoché perfetta con il modello standard. Però i dati su larga scala sono stati trovati essere più bassi di quelli previsti dal modello e non si capisce perché si misura ciò (guardate la figura proprio qui sotto).

Dati di Planck in accordo con il modello standard tranne che grandi scale. (Crediti: ESA)


Inoltre c'è un'altra cosa. In pratica le fluttuazioni di cui abbiamo parlato finora misurano la temperatura (che è associata alla lunghezza d'onda dei fotoni) del CMB. Come abbiamo già detto queste fluttuazioni sono nate dall'impronta lasciata ai tempi dell'inflazione e sono dell'ordine di una parte su centomila rispetto alla temperatura media del CMB (che è di circa tre gradi sopra lo zero assoluto).
Ora dai dati di Planck si osserva che esiste una grossa regione più fredda della media e inoltre che, se tagliamo la mappa in due parti Nord-Sud, si scopre che le due parti non sono uguali (statisticamente, ovviamente), in contrasto con quanto ci si aspetta dall'omogeneità e isotropia del modello standard.
Queste due caratteristiche erano state misurate anche da WMAP ma si pensava fossero errori associati agli strumenti di misura. Ora con Planck si sono ottenute misurazioni tali da escludere errori di misura e quindi i cosmologi hanno adesso altre gatte da pelare a quanto pare.

La mappa del CMB trovata da Planck (Fonte: ESA)


Infine i numeri. Come abbiamo detto Planck ha confermato il modello standard cosmologico ma ha apportato qualche ritocco. Per esempio la costante di Hubble ha un valore più basso rispetto alle precedenti misure; inoltre Planck indica una leggera presenza di più materia oscura (26.8%) e materia ordinaria (4.9% invece del precedente 4%) di cui sono fatte le stelle, le galassie e soprattutto noi.
Il tutto a discapito dell'energia oscura che ora si attesta al 68.3%. Un resoconto più dettagliato è nella figura qui sotto.

Contenuto dell'universo stimato prima e dopo l'analisi di Planck. (Crediti: ESA)


Insomma, oggi è stato un giorno importantissimo per la cosmologia. Un nuovo punto di partenza per cercare di capire come è fatto l'universo e come funziona. Con alcune risposte ma, come al solito, con ancora più domande di ieri.


mercoledì 20 marzo 2013

Camminare attraverso un muro

Forse se i fantasmi esistessero allora potrebbero, ma per un essere umano credo sarebbe davvero difficile camminare attraverso un muro.
Potreste pensare: la materia è fatta di atomi e gli atomi hanno un nucleo e degli elettroni che girano attorno al nucleo e dunque vi è dello spazio tra il nucleo e gli elettroni, cioè gli atomi non riempiono completamente lo spazio e ci sono dunque degli spazi vuoti. Perciò, può una piccolissima parte del mio corpo attraversare un muro? Ottima domanda.
La risposta è no.
Esiste una spiegazione fisica? Certamente.
Per capirla dobbiamo avere a che fare con il principio di esclusione di Pauli per il quale il fisico austriaco Wolfgang Pauli vinse il premio Nobel per la fisica nel 1945.


Wolfgang Pauli (Vienna, 25 Aprile 1900 -  Zurigo, 15 Dicembre 1958)

Iniziamo a parlare degli atomi. Essi costituiscono la materia che possiamo osservare (chiamata anche materia barionica). Ora in un atomo si possono trovare protoni, neutroni ed elettroni. Questi tre tipi di particelle hanno una particolare caratteristica riguardante il loro spin. Lo spin è una grandezza quantistica che caratterizza le particelle subatomiche e per un momento possiamo pensare ad esso come ad un numero (ma attenzione, lo spin NON è un numero!).
Possiamo immaginare tutte le particelle come divise in due gruppi: particelle che hanno come spin un numero intero e particelle che hanno come spin un numero semi-intero (una frazione insomma).

Protoni, neutroni ed elettroni hanno spin semi-intero. A causa di ciò per queste particelle vale il principio di Pauli. Questo principio afferma che due particelle con spin semi-intero non possono occupare lo stesso stato quantistico simultaneamente.

Ora, come ultima informazione dobbiamo sapere che, in condizioni standard, tutte le particelle tendono ad occupare i minimi livelli energetici disponibili.

Dunque vediamo cosa accade in un muro. Esso è pieno di elettroni, cioè particelle con spin semi-intero, e dunque, come già detto, vale il principio di Pauli.
Chiaramente supponiamo che gli elettroni che si trovano nel nostro corpo e nel muro occupano i minimi livelli energetici (perché mai dovrebbero, senza una particolare ragione, occupare stati con alta energia?). Dunque, quando il nostro corpo entra in contatto con il muro non abbiamo nessuna unione tra i nostri elettroni e quelli del muro. Infatti il principio di Pauli non permette agli elettroni del muro di essere rimpiazzati da quelli del nostro corpo. Questo perché tutti i livelli di minima energia sono occupati e siccome le particelle tendono ad occupare i livelli con energia minima, ogni particella resta a casa propria.

Insomma, se non potete attraversare un muro è solo colpa della meccanica quantistica!


(Se avete voglia di approfondire ulteriormente potete anche leggere qualcosa leggermente di più tecnico: http://www.mineman.eu/2006/5a/elettrone/elettrone8.htm)


martedì 19 marzo 2013

Marte: il pianeta rosso

Marte è un pianeta del nostro sistema solare. Il diametro di Marte è circa la metà di quello della Terra e la sua massa è circa 10 volte minore di quella della Terra. Così, essenzialmente si tratta di un pianeta più piccolo della Terra. Ma veniamo con una domanda fondamentale. Perché Marte è chiamato il pianeta rosso? Beh, prima di tutto perché appare rosso!


Scherzi a parte, ma perché è rosso? Ciò è dovuto alla presenza di un composto chimico particolare nel suolo di Marte. Il composto di cui parliamo è l'ossido di ferro. Si tratta di un composto in cui sono presenti ossigeno e ferro, cioè gli stessi elementi che si trovano nella ruggine. Ecco spiegato perché il suolo è rosso!
Andiamo avanti ora. Ci sono anche differenze riguardo la durata del giorno e dell'anno rispetto alla Terra. Un giorno marziano dura un'ora in più rispetto al giorno terrestre e quindi su questo siamo simili. Invece un anno marziano dura il doppio, cioè 687 giorni. Certo, un'estate più lunga!
A dire il vero dobbiamo dire che l'aria di Marte è leggermente più fresca rispetto alla nostra. Infatti la temperatura massima arriva a 20 °C mentre la minima arriva sino a -140 °C! Inoltre, sempre riguardo alle stagioni, c'è da dire che l'inclinazione dell'asse marziano (circa 25°) rispetto al piano orbitale del sistema solare è simile all'inclinazione dell'asse terrestre (circa 23°).
Ma cosa c'è nell'atmosfera di Marte? Approssimativamente il 95% è diossido di carbonio, cioè un composto con un atomo di carbonio e due di ossigeno. Inoltre ci sono solo piccole percentuali di ossigeno e azoto. Il diossido di carbonio è un gas fondamentale per la vita e la fotosintesi delle piante. Inoltre l'alta percentuale di diossido di carbonio genera anche una specie di effetto serra quando Marte è più vicino al Sole durante la sua rivoluzione attorno alla nostra stella.
Un'altra cosa importante è che Marte ha perso la sua magnetosfera, cioè la regione di spazio che circondava Marte riempita dal suo campo magnetico. Questo permette alle particelle del vento solare di raggiungere l'atmosfera marziana la quale risulta così non protetta come quella della Terra.
Bisogna inoltre dire che vi è anche del metano su Marte (un composto formato da un atomo di carbonio e 4 di idrogeno). Il metano è un gas abbastanza instabile che dovrebbe essere decomposto dalla radiazione ultravioletta proveniente dal Sole. Invece possiamo misurare la presenza di metano su Marte. Una possibile spiegazione è che ci deve essere una sorgente che re-introduce metano nell'atmosfera. La causa potrebbe essere una qualche attività vulcanica, l'impatto di una cometa in passato o, addirittura, la presenza di microscopiche forme di vita!

Infine veniamo alla domanda più interessante di tutte. Possiamo trovare acqua liquida su Marte? La risposta è: in generale no. Vediamo di capire perché.
L'acqua è un composto chimico formato da un atomo di ossigeno e due di idrogeno. Noi sappiamo che sulla Terra possiamo trovare l'acqua in tre forme: ghiaccio con temperatura minore di 0 °C, liquida tra 0 °C e 100 °C e infine vapore al di sopra dei 100 °C. Ricordiamo che queste condizioni sulla temperatura valgono se si considerano condizioni standard di pressione (ovvero si considera come valore di pressione il valore della pressione atmosferica). Ricordiamo che la pressione atmosferica è la forza che l'aria esercita per unità di superficie.
Tuttavia, Marte non ha lo stesso valore della pressione atmosferica che noi abbiamo sulla Terra. Da noi la pressione atmosferica vale circa 100 mila Pascal (il Pascal è l'unità di misura della pressione) mentre su Marte abbiamo una pressione uguale a 700 Pascal. Quest'ultimo valore è tale che per le temperature in cui abbiamo acqua liquida sulla Terra non abbiamo acqua liquida anche su Marte (dove di giorno siamo sopra ai zero gradi). Dunque su Marte non vi è acqua liquida perché la pressione atmosferica è troppo bassa.
Questo si può facilmente vedere anche dal grafico che segue:

Credit: http://www.iceandclimate.nbi.ku.dk/research/ice_other_planets/ice_on_mars/no_liquid_water/
Il grafico mostra quali condizioni dovrebbero essere soddisfatte per ottenere le varie fasi dell'acqua e inoltre mostra la differente situazione su Marte rispetto a ciò che abbiamo sulla Terra. Il termine "punto triplo" si riferisce a quelle particolari condizioni di pressione e temperatura in cui stato solido, liquido e vapore coesistono allo stesso tempo.
Dal grafico si può dunque vedere che la linea di Marte non interseca la regione blu dell'acqua liquida. Su Marte non si trova acqua liquida, in condizioni standard. Dico "in condizioni standard" perché, come potete vedere, la linea rossa del grafico è davvero molto ma molto vicina alla regione blu che vuol dire acqua liquida. Ciò significa che, in particolari condizioni favorevoli di pressione, potrebbe essere possibile anche avere dell'acqua liquida.
L'uomo è sempre stato interessato a Marte. Parecchie sonde sono andate nell'atmosfera marziana e, recentemente anche sul suolo marziano. Non ci resta che aspettare le novità in attesa che venga organizzata una missione umana.



lunedì 18 marzo 2013

Perché il cielo è blu

Non sempre il cielo è blu. Infatti il tramonto è rosso e la notte è addirittura nera. Questa semplice osservazione ci dice che uno dei principali responsabili del colore del cielo è la luce del Sole. Ma, esattamente come per avere due innamorati ci vogliono due persone, anche qui abbiamo bisogno di qualcos'altro oltre la luce. Abbiamo bisogno dell'atmosfera della Terra.
Infatti i raggi di luce che partono dal Sole viaggiano 150 milioni di km nello spazio (quasi) vuoto. Ad un certo punto incontrano l'atmosfera terrestre.
Ricordiamo, comunque, che i raggi di luce sono onde elettromagnetiche. In quanto tale la luce ha una lunghezza d'onda (o una frequenza se vogliamo) e, come sembra chiaro, un'onda luminosa si muove alla velocità della luce!
L'atmosfera è invece fatta di particelle (atomi/molecole) che stanno lì ad aspettare di incontrare la loro luce "gemella", tanto per voler essere romantici.
Quello che avviene è, come nel corteggiamento, un processo di selezione. Infatti la luce proveniente dal Sole non ha uno specifico colore, bensì appare bianca. Questo perché osserviamo tutte insieme le varie lunghezze d'onda della luce solare.
Ognuno di noi conosce l'arcobaleno; quello che accade è che quando un'onda luminosa incontra una gocciolina di pioggia allora queste gocce si comportano come un prisma di vetro e separano la luce bianca del Sole nelle sue componenti a seconda della loro lunghezza d'onda. Dunque la luce del Sole nonè altro che un insieme di onde che viaggiano insieme verso la Terra. Ma quando poi incontrano l'atmosfera qualcosa cambia. Ogni onda si comporta in maniera differente a seconda delle particelle che incontra.
Tornando alla nostra metafora d'amore, possiamo pensare che le onde luminose con varie lunghezze d'onda sono come un gruppo di ragazzi che va incontro ad un gruppo di ragazze (le particelle nell'atmosfera). Quando avviene l'incontro, alcuni ragazzi sono respinti altri no e altri magari non incontreranno nessuna ragazza. Ma con quale criterio?
Il criterio è la relazione tra lunghezza d'onda e dimensioni della particella. La luce visibile che viene dal Sole ha lunghezza d'onda che dipende dal colore della luce. Si va dai 700 miliardesimi di metro della luce rossa ai 400 miliardesimi di metro della luce blu. Ora, ci sono particelle di polvere nell'atmosfera, molecole di vario genere e goccioline d'acqua. Polvere e goccioline sono molto più grandi della lunghezza d'onda di tutte le onde della luce solare e tutte le onde che vanno a sbattere contro queste particelle vengono diffuse in tutte le direzioni come una collisione tra palle del biliardo. Per quanto riguarda invece le altre molecole la situazione è differente. Infatti queste molecole sono più piccole delle onde di luce rossa ma più grandi delle onde di luce blu.
Dunque cosa accade? Accade che la luce rossa non si accorge nemmeno di queste particelle e prosegue il suo viaggio indisturbata. Invece la luce blu impatta su queste molecole e viene diffusa in tutte le direzioni. Quindi vediamo il cielo blu.

Ottimo, ma perché invece vediamo il cielo rosso al tramonto?
Perché guardando verso l'orizzonte la luce solare deve attraversare uno strato di atmosfera più spesso che rispetto alle altre direzioni. Come risultato abbiamo una forte diffusione della luce blu in tutte le direzioni mentre la luce rossa ci arriva direttamente ai nostri occhi. E' come se ci fossero una serie di buttafuori che spazzano via le onde blu dalla nostra linea di vista in modo tale che vediamo solo la componente rossa.
Questo spiega anche perché le nuvole sono bianche. Infatti le nuvole sono composte da particelle più grandi delle lunghezze d'onda della luce visibile. Così tutte le onde vengono diffuse ovunque e come risultato finale osserviamo la luce bianca.

Proviamo a spiegare fisicamente (brevemente ) cosa succede in tutto questo trambusto. Gli attori del nostro film sono gli elettroni e le onde elettromagnetiche. Un elettrone è una particella con una carica elettrica. Un'onda luminosa è essenzialmente un campo elettrico. Un campo elettrico non è altro che una forza. Così quando un'onda sbatte su un elettrone esercita una forza su di esso e lo accelera.
Inoltre, secondo la teoria elettromagnetica, una particella carica accelerata emette a sua volta onde elettromagnetiche. Quindi si ha un processo di assorbimento e emissione di onde elettromagnetiche da parte dell'elettrone.
Nell'atmosfera, però, gli elettroni non sono liberi ma sono legati al nucleo degli atomi. La situazione è più complessa dunque. Comunque accade ancora il processo di assorbimento ed emissione di sopra, con la differenza che viene assorbita solo la luce blu. Perché?
Possiamo immaginare il sistema elettrone-nucleo come una molla. Così abbiamo che, come ogni molla, ogni atomo ha una particolare frequenza con cui l'elettrone oscilla. Ora, quando l'elettrone è colpito da un'onda elettromagnetica (cioè da un campo elettrico, cioè da una forza) con una frequenza diversa da quella propria del sistema elettrone-nucleo allora l'elettrone non sarà accelerato troppo e non emetterà luce a quella frequenza.
Se invece viene colpito da un'onda con la frequenza molto simile a quella di oscillazione del sistema elettrone-nucleo, ecco che allora l'elettrone viene accelerato e quindi emetterà onde a quella frequenza.

Per capire tutto ciò possiamo pensare ad un'altalena con vostro figlio/a che oscilla con una certa frequenza. Se spingiamo in avanti nello stesso istante in cui esso/a torna indietro otteniamo l'effetto di ridurre la velocità dell'altalena; se invece spingiamo al momento giusto, un attimo prima di una nuova oscillazione, allora noi aumenteremo di molto la velocità del bimbo/a e lei/lui vi pregerà piangendo di smettere oppure, se si tratta di un tipo spericolato, di andare ancora più forte!
La stessa cosa accade nell'atmosfera, dove voi genitore siete l'onda luminosa e il sistema altalena-figlio/a e il nostro nucleo-elettrone.



Dunque l'effetto finale è che gli elettroni dell'atmosfera diffondono solo particolari lunghezze d'onda. Nel nostro caso le onde di luce blu.
Possiamo dire, facendo il verso ad un vecchio film, che gli elettroni preferiscono le blu.


domenica 17 marzo 2013

Metafora di materia oscura



Credo che il video della NASA qui sopra sia pazzesco e istruttivo allo stesso modo. Si tratta di un video pazzesco perché ci fa vedere il nostro pianeta come non lo avevamo mai visto.
Ma è anche istruttivo perché osservando questo video possiamo pensare ad una metafora della materia oscura che riempie l'universo e di cui non sappiamo un beneamato nulla!
Infatti, quando gli astrofisici osservano l'universo essi vedono galassie e ammassi di galassie. Possono osservare solo la materia che emette un qualche tipo di radiazione. Ma, come potete immaginare dal nome, la materia oscura non emette luce e ci sono parecchie evidenze della possibile esistenza di una componente oscura.
Ora, questo è il problema; infatti gli astrofisici ritengono che le galassie e gli ammassi di galassie dovrebbero essersi formati all'interno di enormi strutture di materia oscura chiamati aloni. Allora, per capire meglio l'universo bisogna capire bene la materia oscura.
Al giorno d'oggi non si ha la più pallida idea di cosa sia la materia oscura.
Comunque, giusto per mettersi nei panni degli astrofisici, noi possiamo pensare che osservare l'universo con la materia oscura sia un po' come osservare la Terra di notte. Infatti in questo caso noi osserviamo la luce proveniente dalla città ma non siamo in grado di capire la forma e l'estensione dei continenti (dimenticate di sapere già qual è la forma dei continenti!). Ad esempio pensate al Himalaya nel video. Se ci basassimo soltanto sulla distribuzione luminosa che vediamo della Terra allora non saremmo al corrente dell'esistenza del Himalaya. Così noi potremmo pensare che sopra l'India non ci sia nulla e invece...ci sono le montagne più alte del pianeta!
Questo è esattamente il problema con cui gli astrofisici hanno a che fare. Loro guardano la distribuzione delle galassie ma non sanno in cosa sono immerse queste galassie.
La ricerca è dura e se volete tenervi aggiornati vi consiglio il sito dei Dark Matter Hunters dove potete trovare i più recenti riferimenti scientifici sulla ricerca della materia oscura.
Ovviamente gli astrofisici non si arrenderanno mai e la ricerca continua!


sabato 16 marzo 2013

L'iceberg di Archimede

Quando si pensa ad un iceberg non si può fare a meno di richiamare alla memoria la celebre nave Titanic che contro un iceberg incontrò la sua tragica fine.
Gli iceberg sono enormi strutture di ghiaccio. Siccome il ghiaccio è meno denso dell'acqua il risultato finale è che queste strutture galleggiano e quindi si tratta di strutture mobili. Ma questo lo sanno tutti.
Quello che forse potrebbe risultare sconcertante per chi non lo sa è che la parte emersa di un iceberg è solo una piccola parte dell'iceberg. A prova di ciò possiamo vedere la seguente foto:

Fonte: http://www.mwattorneys.com/
Come avviene questa cosa? La spiegazione risiede nel principio di Archimede. Tale principio afferma che un corpo immerso in un fluido riceve una spinta dal basso verso l'alto pari al peso del fluido spostato.
Innanzitutto un attimo di chiarezza: come è possibile che una spinta sia uguale ad un peso? Semplice, perché nel linguaggio della fisica il peso è una forza! 
Infatti, in generale, una forza è una massa (ovvero densità per volume) moltiplicata per un'accelerazione (ovvero quanto varia la velocità di un corpo con il passare del tempo).
In particolare il peso è uguale alla massa moltiplicata per l'accelerazione di gravità, la quale è la stessa per tutti i corpi ed è uguale (vicino alla superficie terrestre) a 9.8 metri al secondo per secondo (l'accelerazione è una velocità diviso un tempo).
Dunque ecco perché una spinta è uguale ad un peso. Nel caso del principio di Archimede dobbiamo vederla in questo modo. Se immergiamo un corpo in un liquido esso galleggia se la spinta che esercita l'acqua sul corpo è pari al peso del corpo. 
Si tratta un po' della stessa situazione di un libro e un tavolo (anche se con qualche differenza). Il libro appoggiato su di un tavolo non cade perché il tavolo esercita una spinta sul libro uguale al peso del libro. Se tale spinta del tavolo fosse minore allora il libro romperebbe il tavolo. Se invece fosse maggiore (per assurdo) allora il libro volerebbe in alto!
Comunque con i fluidi avviene più o meno lo stesso con l'unica differenza che abbiamo appunto dei fluidi! 
Dunque vediamo cosa accade. Tutto dipende dalla densità del corpo e dalla densità del fluido. Siccome la spinta è uguale al peso allora abbiamo la stessa accelerazione, ovvero quella di gravità (anche se bisogna ricordarsi che la spinta è diretta verso l'alto e il peso verso il basso). 
Dunque tutto dipende dalla diversa combinazione di densità moltiplicata per il volume.
Nel caso della forza peso abbiamo la densità e il volume del corpo. Nel caso della forza spinta abbiamo la densità del fluido e il volume di fluido spostato dal corpo quando viene immerso.
Comunque, ora analizziamo due casi: (1) corpo più denso dell'acqua, (2) corpo meno denso dell'acqua

1) Se la densità del corpo immerso è maggiore di quella del fluido allora il corpo affonda e finisce la storia. Questo perché anche se il corpo fosse totalmente immerso, i due volumi elencati sopra sarebbero uguali; perciò, in caso la densità del corpo è più grande di quella del fluido allora il peso è maggiore della spinta.
Se il corpo fosse totalmente immerso e le due densità fossero uguali allora il corpo rimarrebbe sospeso nel fluido (se all'inizio era fermo) oppure si muoverebbe di velocità costante fino a fermarsi a causa dell'attrito tra il corpo e il fluido.

2) Ora invece assumiamo che il nostro corpo sia totalmente immerso e che la densità del corpo sia minore di quella del fluido
Allora la spinta sarà maggiore del peso del corpo e quindi il nostro corpo viene spinto verso l'alto. Domanda, fin quando si ha questa spinta? Fino a quando non avremo di nuovo che il peso del corpo è uguale alla spinta, così da avere una situazione di equilibrio. 
Tuttavia, per quanto appena ipotizzato, fin quando il corpo è totalmente immerso abbiamo che la spinta è maggiore del peso; dunque l'unico modo per ridurre la spinta è ridurre il volume di fluido spostato; cioè bisogna fare in modo che una parte del corpo sia immersa e una parte sia emersa.

E finalmente, con il caso (2) siamo arrivati al nostro iceberg!

La densità del ghiaccio è un poco più bassa di quella dell'acqua. Quindi il nostro iceberg dovrà emergere. Ma quanto dovrà emergere?
Dunque, come abbiamo detto, per avere spinta uguale al peso, il prodotto tra densità e volume del corpo deve essere uguale al prodotto tra densità del fluido e volume spostato di fluido dalla parte di corpo immersa. In questa relazione abbiamo tre quantità che non possiamo cambiare (il volume del corpo e le due densità) e una che cambia in base alle altre (cioè il volume immerso).
Allora se abbiamo che la densità del corpo è più bassa rispetto a quella del fluido, per quanto detto finora, dobbiamo avere un volume immerso minore del volume totale del corpo. 

E dunque se la densità del ghiaccio è leggermente inferiore a quella dell'acqua anche il volume immerso  deve essere leggermente inferiore al volume totale dell'iceberg.
In particolare abbiamo che il volume emerso degli iceberg è pari a circa il 10% del volume totale della montagna di ghiaccio
Quindi attenzione agli iceberg poiché nascondono più di quello che possiamo vedere!

Per qualche informazione in più:


venerdì 15 marzo 2013

La non-scienza dell'oroscopo

Siamo nel ventunesimo secolo eppure ci sono ancora brutte abitudini. Una di queste è, per esempio, ascoltare l'oroscopo.
L'astrologia è qualcosa nata moltissimi anni fa. Quando praticamente non si sapeva ancora se la Terra fosse piatta o (quasi) sferica. Eppure sopravvive ancora oggi che sappiamo molte cose sul nostro universo.

Per esempio sappiamo che la Terra gira intorno ad una stella, il Sole, distante circa 150 milioni di chilometri.

La Terra è un pianeta del sistema solare insieme a Mercurio, Venere, Marte, Giove, Saturno, Urano, Nettuno (Plutone non è più classificato come pianeta). Tutti questi corpi celesti ruotano attorno al Sole a causa della gravità esercitata dal Sole poiché la nostra stella è molto, ma molto più massiva di ogni pianeta.

Inoltre, spesso ma non sempre, i pianeti hanno dei satelliti che ruotano intorno al pianeta oltre che intorno al Sole insieme al pianeta stesso. Per esempio la Terra ha la Luna.
Piccola notazione. Il Sole brilla perché al suo interno avvengono delle reazioni termonucleari che sprigionano una gran quantità di radiazione luminosa, la quale arriva fino a noi. Invece pianeti e satelliti non hanno alcun tipo di reazione nucleare che avviene al loro interno. Quindi se li vediamo la notte non è perché brillano di luce propria ma piuttosto perché riflettono la luce del Sole.
Poi ci sono le stelle. Le stelle che vediamo di notte sono le stelle che appartengono alla nostra Galassia, la Via Lattea. Siccome la Terra ruota su se stessa, ci sembra che durante la notte la volta celeste ruoti. In realtà siamo noi a muoverci sulla Terra.

I popoli antichi, per poter riconoscere le stelle, erano soliti tracciare degli immaginari disegni unendo le stelle in cielo per riprodurre miti o oggetti di vita quotidiana: nacquero così le costellazioni. Inoltre notarono che, durante il corso dell'anno, il Sole non sorgeva ogni mattina nello stesso punto sulla volta celeste. Noi oggi sappiamo che questo è dovuto al fatto che la Terra si muove intorno al Sole. E non si muove a caso, bensì su di un piano disegnando un'orbita ellittica. Inoltre l'asse della Terra (quello attorno a cui ruota ogni giorno per interderci) è inclinato di 23 gradi rispetto al piano in cui la Terra orbita. Questo comporta che il Sole durante l'anno sorga nei vari mesi in differenti constellazioni, chiamate costellazioni dello zodiaco.

Dunque i popoli antichi credevano e alcune persone credono ancora oggi che, a seconda del giorno di nascita di una persona, le posizioni di Sole, pianeti e stelle, possono influenzare il carattere o addirittura il corso degli eventi di una persona.
Ora qui non stiamo a discutere se nella vita ci sono eventi o coincidenze predeterminate oppure se la nostra vita abbia più o meno un senso.
Qui parliamo di stelle e pianeti che, secondo alcuni, influenzano la vita delle persone.
Ora, non ci sono dubbi che la vita sia un prodotto dell'evoluzione dell'universo. Infatti senza il ciclo di vita delle stelle non si sarebbero potuti formare gli elementi necessari alla vita. Però questo non vuol dire che il nostro carattere (che probabilmente dipende piuttosto dal nostro codice genetico e dalle nostre esperienze di vita) possa dipendere dalla posizione di pianeti e stelle.
In primo luogo perché la luce della stella più vicina impiega 4 anni per arrivare sulla Terra. E questa stella non appartiene alle costellazione dello zodiaco. Quindi le stelle non possono influenzarci. Inoltre le stelle di una stessa costellazione non sono vicine realmente. Si tratta solo di un effetto di proiezione. Infatti sono talmente lontane da noi che ci sembra che siano sullo stesso piano. Un gioco di prospettiva.

La stessa cosa quando si parla della posizione dei pianeti nel cielo. Per esempio "Giove nell'Acquario". A meno di avere un a casa un pesciolino di nome Giove, questa frase non ha senso.

Ha senso dire "Se tutti i corpi celesti fossero alla stessa distanza da noi, Giove sarebbe situato momentaneamente nella costellazione dell'Acquario".
Invece ci sono parecchi anni luce che separano Giove dalle stelle situate nella costellazione dell'Acquario e inoltre parecchi anni luce separano tra di loro le stelle appartenenti alla costellazione dell'Acquario.

Credere che la posizione degli astri in cielo condizioni in qualche modo la nostra vita vuol dire buttare nel cestino anni di scoperte astronomiche ma anche, soprattutto, la convinzione che il nostro destino lo scegliamo noi (a parte il DNA e il luogo e la famiglia in cui nasciamo ovviamente).
A volte molte persone rispondono a queste critiche dicendo che ascoltare l'oroscopo è solo un gioco innocente. Può darsi, ma molto spesso si sente di gente che si affida a pseudo-maghi o altro invece che alla scienza. Ovviamente questi pseudo-maghi sono l'estremo peggiore degli astrologi che vediamo in televisione o sui giornali. In comune hanno però che raccontano fandonie.
Molti astrologi dicono che loro danno soltanto "indicazioni". Può darsi, ma su quali basi? E perché poi dovreste credere a qualcuno che vi fornisce "indicazioni" solo in base alla vostra data di nascita, senza conoscervi affatto. Insomma, non ha senso credere negli oroscopi.

Quello che voglio dire è che l'astrofisica vi spiega perché non ha senso credere negli oroscopi, ma in fondo ognuno di noi lo sa che non bisogna crederci, che sono tutte fandonie. Forse gli oroscopi hanno ancora oggi il loro fascino perché molti uomini si sentono insicuri riguardo la loro vita. E forse, chissà, sono insicuri perché non sono aggiornati sui progressi dell'astrofisica o perché hanno smesso di farsi domande e darsi risposte usando il metodo scientifico.



giovedì 14 marzo 2013

Giocare con il bosone di Higgs

Senza dubbio la ricerca e la probabile scoperta della particella chiamata bosone di Higgs ha avvicinato un vasto pubblico alle ricerche svolte in fisica delle particelle. Proprio oggi mi è capitato tra le mani questo articolo, in cui viene descritto un gioco di carte da fare con carte speciali che assomiglia al famoso gioco Memory (quello in cui le carte sono a faccia in giù sul tavolo e bisogna trovare le coppie di carte uguali).
A differenza della classica edizione di Memory, qui abbiamo un mazzo completamente diverso, un mazzo in cui sono raffigurate le particelle elementari (quark e leptoni). L'idea del gioco è quella di girare le carte a coppie cercando di trovare le coppie per cui si hanno due particelle la cui unione può dare vita ad una nuova particella non elementare o descrivere un processo di interazione; per esempio un elettrone e un positrone danno vita ad un fotone, mentre alcune combinazioni di quark possono dare vita a quelle particelle chiamate barioni, mesoni e adroni (in questo caso sarebbe possibile girare anche più di due carte).
Inoltre vi è la svolta del gioco: trovare la combinazione uguale all'evidenza osservativa dell'esistenza del bosone di Higgs. Chi la trova vince la partita, alla faccia di tutti gli altri partecipanti. Non è facile trovare la combinazione prodotta dal decadimento del bosone di Higgs perché si tratta di ben quattro carte. Quindi dovrete armarvi di pazienza e buona memoria.

Ora spendiamo qualche riga riguardo al bosone di Higgs. Questa tanto ricercata particella è la particella che i fisici teorici (in particolare Peter Higgs) hanno ipotizzato esistere per spiegare perché le particelle hanno una massa. Infatti la teoria della fisica delle particelle (chiamata Modello Standard) non permette che nelle equazioni che descrivono il comportamento delle particelle ci siano termini legati alla massa delle particelle stesse. Questo è dovuto al fatto che le equazioni devono essere invarianti rispetto ad alcune simmetrie e la presenza di termini di massa non permette ciò. Per questo è stato proposto il meccanismo di Higgs per il quale serve, appunto, il bosone di Higgs.
Questo in parole davvero povere, insomma.

Ultimo appunto. Perché viene chiamata la particella di Dio? La risposta è che è stata fatta una cattiva traduzione dall'inglese. Infatti in un libro il bosone di Higgs è stato chiamato "goddamn particle" ovvero la particella "maledetta" nel senso che non si riusciva a trovarla. A qualche editore questo appellativo non è piaciuto ed ecco che quindi si è passati a "the God particle" che letteralmente vuol dire "la particella Dio" marcando il fatto che il bosone di Higgs è responsabile della massa delle altre particelle. Già questo vuol dire travisare l'interpretazione dell'autore, ma in Italia si è andati oltre con una traduzione più celestiale e sicuramente suggestiva (e, fatemi aggiungere, remunerativa!), cioé "la particella di Dio". Il resto della storia lo sapete tutti.

Comunque, per concludere, il gioco di cui vi ho parlati sopra potrebbe essere abbastanza carino. Se ci giocate fatemi sapere se "trovate" il bosone di Higgs.


mercoledì 13 marzo 2013

Big Bang

Gli scienziati, si sa, studiano l'universo e provano a capire com'è fatto elaborando teorie e facendo misure ed esperimenti. La teoria che prova a spiegare la storia dell'universo dal suo inizio è la teoria del Big Bang.
Ora non voglio entrare nei dettagli di questa teoria ma piuttosto parlare di due questioni principali a volte male interpretate da molti.
La prima questione è il "bang". Va bene, diciamolo pure subito: non c'è stato nessun bang. Voglio dire con ciò che il Big Bang non è stata un'esplosione. La maniera più semplice per capire questa cosa è mettersi bene in testa, una volta per tutte, che con Big Bang i fisici intendono l'inizio dello spazio e del tempo. Prima del Big Bang i concetti di spazio e tempo come li conosciamo oggi non esistevano. Dunque, qualunque cosa sia avvenuta durante il Big Bang, di sicuro non si è trattato di un'esplosione dato che un'esplosione (o almeno l'idea di esplosione a cui pensiamo tutti quando si parla di Big Bang) necessita di uno spazio in cui propagarsi. Spazio che, prima del Big Bang, non esisteva. Quindi niente botto, mi dispiace.
Infatti la teoria del Big Bang è una teoria che descrive un universo in espansione, in cui la distanza tra gli oggetti aumenta nel tempo all'inizio e poi, a seconda di quanta roba c'è nell'universo si possono avere svariati modelli in grado di descrivere l'andamento delle cose.

Detto questo, potete capire benissimo che il modo migliore di definire il Big Bang è un'espansione dello spazio e non un'esplosione nello spazio.

Perciò quando e se vi capita di vedere in televisione uno di quei filmati divulgativi in cui il Big Bang viene rappresentato con un'esplosione con tanto di rumore del botto, ebbene ora sapete che dovrete essere un po' più scettici.
La seconda questione è molto, parecchio più delicata. E riguarda il cos'è il Big Bang. Per ora quello che sappiamo è che si tratta di una singolarità fisica prevista dalle equazioni della Relatività Generale quando esse sono applicate al tentativo di descrivere l'universo e la sua storia. Singolarità in fisica è una parola che crea parecchi grattacapi ai fisici. In particolare nel caso del Big Bang si ottiene qualcosa con densità infinita e in cui, come abbiamo già detto, i concetti di spazio-tempo come siamo abituati a pensarli perdono di significato. Dunque questo è un bel problema.
Il periodo di tempo che intercorre tra la singolarità e l'istante in cui le teorie attuali cominciano a funzionare è chiamato tempo di Planck ed è qualcosa di davvero infinitesimo, del tipo circa un dieci milioni di miliardi di miliardi di miliardesimo di secondi! Per ora ci dobbiamo accontentare, poi magari un giorno si riuscirà a comprendere cosa è accaduto in questo brevissimo istante, chissà.

Lo so che avevo detto solo due questioni, ma permettetemi di aggiungerne una. Molti fanno questa domanda quando incontrano un astrofisico: cosa c'era prima del Big Bang?
Probabilmente questa domanda è posta per curiosità o per mettere in difficoltà l'astrofisico o a volte (ed è questo il caso più grave) per far finire il discorso su binari religiosi che non hanno nulla a che fare con la scienza. Infatti la scienza si basa sul metodo scientifico ideato da Galileo Galilei.
Per chi non lo sapesse, anche se immagino che voi lo sappiate già, l'idea centrale del metodo scientifico è l'esperimento. Ovvero, possiamo fare tutte le teorie che ci pare, anche bellissime quanto bruttissime ma l'unico giudice insindacabile della scienza è l'esperimento che può rigettare la nostra ipotesi oppure no. Se la rigetta allora ci vuole una nuova teoria. Se invece non la rigetta allora ciò non vuol dire che la nostra teoria è esatta. Vuol dire piuttosto che la nostra teoria non è sbagliata; infatti magari è stata solo una coincidenza che il nostro esperimento sia stato in accordo con la teoria. Per questo bisogna fare tanti esperimenti (o comunque una serie statisticamente valida di misure). Tuttavia non potremmo mai dire che la nostra teoria è giusta anche se facessimo lo stesso esperimento tutti i giorni!
Comunque, tornando al Big Bang, siccome prima di esso lo spazio e il tempo in cui viviamo non esistevano, allora qualunque cosa ci sia stata prima del Big Bang non può essere verificata sperimentalmente da noi, la cui storia inizia al momento del Big Bang.

Per ora ci fermiamo qua. Prossimamente magari parleremo delle prove a sostegno della teoria del Big Bang e anche dei problemi che la incalzano. Per il momento ricordiamoci che non c'è stato nessun botto.

sabato 9 marzo 2013

Cos'è l'energia?

Certo, l'argomento non è dei più semplici ma ci provo.

Cominciamo con il dire la verità. L'energia è un numero. In particolare è un numero associato ad un sistema fisico. Perché un numero è così importante? Perché, in alcuni casi, questo numero non può cambiare in un sistema (in particolare se il sistema è isolato).

Per capire quello che accade immaginate di essere in una sala d'attesa di un ufficio con altre 99 persone. Ognuno di voi prende il numerino per entrare. Siccome siete arrivati per ultimi vi tocca il numero 100. Dopo una fase di calma i nervi cominciano a saltare perché l'ufficio ancora non apre. Allora vi sarà la persona anziana che chiede al giovane di fare cambio di numero. E magari il giovane accetta. Oppure ci sarà la mamma con cinque figli che si stanno annoiando e iniziano a piangere. A quel punto sicuramente qualche buon uomo farà passare avanti la signora. Insomma il punto è che probabilmente le persone in fila si scambiano i posti e dunque la composizione della fila cambierà. Tuttavia 100 persone c'erano prima e 100 persone ci sono alla fine. Nulla è cambiato anche se il nostro sistema-fila ha subito delle modifiche. Dunque possiamo dire che l'energia è come il numero di persone; se il sistema non ha contatti con un ambiente esterno quel numero non cambia anche se magari internamente il sistema subisce delle modifiche.

Ovviamente noi abbiamo supposto che dopo la centesima persona non vi fosse più la possibilità di prendere il numerino. Ma questa è un'ipotesi che rende il ragionamento semplice. In realtà sappiamo che in un ufficio c'è gente che va e viene e la fila cambia sia disposizione che volume. Ma in questo caso vi sarebbe interazione con ambienti esterni e quindi il sistema non sarebbe più isolato e l'energia, questo importante numero, non si conserverebbe più.
Voi vi chiederete: ma come è possibile che si tratti solo di un numero? Si parla di energia ovunque in differenti contesti. Verissimo. Questo proprio perché l'energia è un numero! Infatti nell'esempio di sopra abbiamo associato l'energia al numero di persone in fila; non credo vi potevate immaginare un qualcosa del genere. L'energia può assumere differenti forme, ma alla fine della fiera, se si conserva abbiamo che tutte queste differenti forme, sommate, danno sempre come risultato il numero che avevamo all'inizio.

Il punto è che, per un sistema isolato, l'energia è una di quelle cose chiamate "integrali primi del moto". In soldoni vuol dire che è una quantità che non cambia anche se il sistema cambia internamente. Praticamente abbiamo dato un nome a ciò che abbiamo detto finora.
Ve ne sono altri di integrali primi del moto, alcuni famosi altri meno, ma in generale dipende dal sistema considerato.

In particolare, l'energia è legata all'omogeneità del tempo. Cosa vuol dire? Vuol dire che se abbiamo un sistema fisico in cui non crea alcuna differenza scegliere un istante piuttosto che un altro allora abbiamo la conservazione dell'energia. Infatti se il sistema isolato noi possiamo buttare un occhio alla nostra fila in qualunque momento e vedremo sempre 100 persone in fila.
Tutte queste proprietà del numero energia lo rendono perfetto per la descrizione di un sistema fisico e infatti spessissimo si parla dell'energia in fisica. Molto frequentemente, per esempio, si parla di alte energie, insomma un qualcosa di distruttivo e pericoloso. Come può essere pericoloso un numero?
Ottima domanda. Ma la risposta è sempre la stessa. L'energia non è qualcosa di indipendente ma è associato a qualche caratteristica delle particelle che formano il sistema. Per esempio l'energia può essere associata alla velocità delle particelle o alla loro posizione in un campo di forze.

Se una particella si muove con una certa velocità e si trova in un sistema isolato senza campi di forze, allora niente potrà modificare la velocità di quella particella. Dunque il numero energia sarà associato alla velocità della particella. Oppure se una pallina è momentaneamente bloccata ad una molla compressa, noi sappiamo che non appena rilasceremo la molla la pallina schizzerà via più o meno velocemente a seconda di quanto avevamo compresso la molla. In questo caso dunque il numero energia sarà associato alla compressione della molla. O ancora se un vaso di fiori cade dall'ultimo piano di un palazzo sicuramente farà più danni di uno che cade dal piano terra. Quindi in questo caso possiamo associare il numero energia all'altezza del vaso rispetto al suolo.

Insomma, spero sia chiaro che l'energia sia solo un numero. Un numero che è un indicatore delle potenzialità del nostro sistema fisico. Un numero che descrive sinteticamente un sacco di caratteristiche fisiche del nostro sistema. Però, ricordatevi, solo un numero.



venerdì 8 marzo 2013

Galassie & galassie

L'universo è bello perché è vario non è una frase adatta a questo post.
Non abbiamo ancora capito per bene come si formano le galassie. Riteniamo che sia necessario l'apporto della materia oscura per permettere il collasso e la formazione delle strutture che attualmente osserviamo nell'universo.
Però possiamo osservare una cosa. Esistono due gruppi principali di galassie: le ellittiche e le spirali. Ovviamente questa è una divisione grossolana ma se tralasciamo per un attimo le sfumature allora possiamo ragionevolmente dividere le galassie in questi due gruppi (altrettanto ovviamente tralasciamo quelle galassie che non si possono proprio classificare in queste due categorie, le cosiddette irregolari).

Prima di andare avanti diciamo qualcosa di utile sulle galassie.
Una galassia è un sistema dinamico composto da stelle che si muovono con una certa velocità. Nella nostra galassia ci sono 100 miliardi di stelle e possiamo assumere questo numero come media di stelle presenti in una galassia. Nonostante ci siano tante stelle, a dire il vero è rarissimo che due di loro si scontrino. Questo perché il tempo necessario ad avere uno scontro è molto più grande del tempo passato dalla (teorica) nascita dell'universo. Si tratta di una cosa che si può calcolare e si chiama tempo di rilassamento a due corpi. Questo vale anche quando due galassie si scontrano. Anche in questo caso gli scontri fra stelle sono rarissimi.

Un po' di galassie.

Ma ora torniamo a noi.
Le galassie ellittiche sono galassie ellisoidali come dice il nome stesso. Cioè hanno una struttura tridimensionale. Queste galassie appaiono di colore rosso, o meglio, le stelle che popolano queste galassie sono stelle rosse. Questo è indice di una popolazione stellare abbastanza vecchia ovvero si tratta di stelle formatesi molti miliardi di anni fa. Inoltre in queste galassie manca un ingrediente fondamentale per la formazione stellare, cioè il gas. Dunque non si osservano stelle giovani. Le stelle nelle galassie ellittiche non ruotano o ruotano con velocità molto basse. Molto importante è il concetto di dispersione di velocità che indica una sorta di velocità media delle stelle in questione. Per questo si dice che le stelle nelle ellittiche si muovono di moto random.

Le galassie spirali sono galassie a forma di disco. O almeno la maggior parte delle stelle si trova su di un piano ma sono presenti stelle anche attorno al disco (nel cosiddetto alone). Nelle spirali troviamo il gas e questo permette di avere stelle giovani di colore blu nel disco. Nella zona centrale delle spirali troviamo il cosiddetto bulge; si tratta come di una piccola galassia ellittica in quanto molte delle caratteristiche elencate prima sono riscontrate anche nel bulge. Le spirali mostrano inoltre una struttura di bracci. Ancora non è molto chiaro il meccanismo che genera i bracci di spirale ma quello che si sa è che non si tratta dello stesso meccanismo che genera i vortici di acqua nel lavandino di casa (fatevene una ragione!). Il fatto che vediamo stelle giovani non vuole certo dire che le galassie spirali sono più giovani di quelle ellittiche. Infatti le stelle blu sono molto più massive delle stelle rosse e la teoria dell'evoluzione stellare ci dice che il tempo di vita di una stella è inversamente proporzionale alla sua massa; più la stella è massiva più è corta la sua vita. Quindi in pratica questo vuol dire che vi è un tasso di formazione stellare nelle galassie a spirale proprio come ogni anno gli stati calcolano il prodotto interno lordo. Dunque vi sono sempre stelle nuove che prendono il posto di quelle vecchie e quindi non possiamo affermare che le ellittiche siano galassie più vecchie o viceversa.

Ma se si formano sempre stelle prima o poi il gas finisce? Beh, tenete presente che le stelle sono fatte di gas e quindi quando poi muoiono con vari meccanismi rimettono in circolo di nuovo il gas.
Ci sono differenze nel gas rimesso in circolo rispetto a quello iniziale? Sì. Infatti nelle stelle avvengono reazioni termonucleari e ciò comporta che si vengono a formare, all'interno delle stelle, elementi chimici pesanti a partire dal leggerissimo idrogeno. Dunque se all'inizio il gas della galassia è formato da solo idrogeno, pian piano con successive generazioni di stelle abbiamo che il gas si contamina di elementi più pesanti.
Questo fattore è chiamato metallicità (in astrofisica tutti gli elementi diversi da idrogeno e elio sono chiamati metalli). Siccome il gas diventa sempre più metallico con il passare del tempo, in linea di principio potremmo stimare l'età della galassia dalla metallicità della sua popolazione stellare. Ovviamente la sto semplificando parecchio perché ci possono essere diversi fattori che possono influenzare la metallicità del gas nella galassia; su tutti gli scontri con le altre galassie, i quali possono alterare le abbondanze chimiche di metalli nel gas e quindi nelle nuove stelle che si andranno a formare.

Bene, ci sono molte altre cose di cui parlare sulle galassie ma noi per ora ci fermiamo qui.
Spero di aver acceso un minimo di interesse e stuzzicato l'idea di saperne di più con questo breve post.
Un'ultima cosa. Non abbiamo la più pallida idea del perché le galassie siano principalmente o ellittiche o spirali. Se avete idee (supportate da ottimi argomenti) fatevi pure sotto!

Per chi volesse approfondire ecco come al solito alcuni link:

Qualcosa sugli scontri tra galassie
http://en.wikipedia.org/wiki/Galaxy_merger

Qualche dettaglio in più
http://www.astrosurf.com/cosmoweb/galassie/index.html

e una classificazione più dettagliata
http://www.astroala.it/didattica/profondocielo/classificazione.htm


giovedì 7 marzo 2013

La scala delle distanze cosmiche

Quando sentiamo di qualcosa distante anni luce capiamo subito che non ci riferiamo alla distanza che ci separa dal macellaio di fiducia. Sicuramente stiamo parlando di distanze tra corpi celesti.
Innanzitutto vediamo quanto vale un anno luce. Si tratta della distanza che un fotone percorre in un anno (ammesso che non venga assorbito da qualche atomo). Siccome un fotone viaggia a 300 mila km/s e visto che in un anno ci sono circa 30 milioni di secondi allora la distanza "anno-luce" sarà pari a qualcosa come 10 mila miliardi di km. Una distanza davvero notevole se paragonata a quelle che a cui siamo abituati sulla Terra.
Senza stare ad elencare vari esempi di distanze da noi in unità di anni luce, passiamo ora brevemente in rassegna alcuni metodi utilizzati per misurare le distanze in astrofisica (insomma, basti sapere che le distanze sono oscenamente enormi!).
Il primo metodo è la parallasse. Questo metodo si basa sulla misura dell'angolo sotteso dalla stella che stiamo osservando quando noi ci spostiamo. Ovviamente se ci spostiamo da un lato all'altro della nostra stanza non noteremo mai un apprezzabile cambiamento nella posizione della stella nel cielo. Ma se invece sfruttiamo il fatto che la Terra ogni sei mesi si trova in punti diametralmente opposti della sua orbita attorno al Sole, ecco che effettivamente notiamo uno spostamento apparente della posizione della stella nel cielo.

Piccolo esempio di parallasse.


Purtroppo se le stelle sono troppo distanti allora la parallasse che osserviamo grazie alle diverse posizioni della Terra ogni sei mesi è davvero trascurabile. Quindi non possiamo andare oltre alcune stelle della nostra galassia con la parallasse. Dunque che si fa? 
La cosa eccezionale sarebbe usare la parallasse per misurare alcune particolari stelle chiamate candele standard. Si tratta di stelle con particolari proprietà che hanno caratteristiche indipendenti dalla distanza legate alla loro luminosità assoluta. Appartengono a questa categoria le Cefeidi e le Supernovae di tipo Ia (solo per citarne due). Prima di parlare di queste due categorie spieghiamo cosa accade: quando osserviamo una stella in verità noi osserviamo il flusso di luce proveniente dalla stella. Immaginate di avere una lampada da 100 Watt. Se la spostiamo sempre più da noi che osserviamo otteniamo che con l'aumentare della distanza la luce della nostra lampada diventerà sempre più debole; per la precisione il flusso è uguale alla luminosità assoluta diviso la distanza al quadrato. Eppure non cambia il fatto che la lampada sia da 100 Watt. Dunque siccome conosciamo già la luminosità assoluta della lampada e possiamo misurare il flusso che osserviamo allora possiamo capire a quale distanza si trova la lampada usando la legge menzionata poco fa. Lo stesso discorso vale per le stelle. Dunque per misurare la distanza sarebbe ideale conoscere la luminosità assoluta delle stelle. Purtroppo non possiamo farlo per tutte le stelle ma per alcune categorie particolari sì.

Le Cefeidi sono stelle variabili pulsanti. Il periodo di questa variabilità dovuta alla pulsazione della stella è direttamente legato alla luminosità assoluta. Dunque ecco che abbiamo una candela standard!
Se osservando una galassia vediamo che essa ospita una Cefeide allora ci basterà misurarne il flusso e il periodo di variabilità (il quale non dipende dalla distanza). Dopo ciò avremo luminosità assoluta e quindi la distanza. 

Le Supernovae di tipo Ia sono un sistema binario di stelle di cui una componente è una stella chiamata nana bianca. Quello che accade in questi sistemi è che la stella diciamo "normale" butta del proprio materiale sulla nana bianca secondo un processo di accrescimento. A causa della struttura interna della nana bianca questo processo non può durare per sempre. Quando la nana bianca aumenta la sua massa e raggiunge un valore critico chiamato massa di Chandrasekhar avviene una esplosione! La differenza di flusso misurato durante l'esplosione e circa due settimane dopo l'evento presentano sempre le stesse caratteristiche che si possono legare alla luminosità assoluta; quindi anche qui possiamo stimare la distanza. 

Altri importanti indicatori di distanza (e anche gli ultimi di cui parliamo in questo post) sono le relazioni di scala. Nell'universo sembrano esistere due grandi categorie di galassie: spirali ed ellittiche. Le spirali sono galassie a disco in cui le stelle mostrano una rotazione attorno al centro del disco. Le ellittiche invece presentano un moto casuale delle stelle. La situazione è leggermente più complicata ma ora non facciamoci caso e concentriamoci sul fatto che gli astronomi Tully e Fisher per le spirali e Faber e Jackson per ellittiche hanno trovato una relazione empirica (supportata poi anche dalla teoria) che lega la luminosità assoluta della galassia alla velocità delle stelle. Siccome la velocità delle stelle si può misurare indipendentemente dalla distanza ecco che abbiamo un altro stimatore della distanza (stavolta delle galassie!).

I metodi elencati fin qui non sono indipendenti. Non tutti si possono usare per tutte le distanze. Dunque misurando bene la parallasse delle Cefeidi della nostra galassia possiamo calibrare bene la relazione periodo-luminosità indipendentemente dalla distanza e poi usare tale relazione applicata alle Cefeidi di altre galassie per stimare la distanza. E poi fare lo stesso lavoro per calibrare ad esempio le Supernovae di tipo Ia. Insomma è come una scala in cui si tenta pian piano di arrivare al piolo più in alto. Ammesso che esista, ovviamente.
Ultima osservazione. Ma perché è così importante misurare le distanze in cosmologia? Ovviamente non lo si fa per perdere tempo, nè per puro divertimento. In realtà i modelli teorici prevedono particolari modelli per le distanze e per le grandezze ad essa collegate; quindi misurando tali distanze si può capire quale modello cosmologico si adatta meglio all'universo che osserviamo. 

Per chi volesse approfondire:

Una presentazione molto carina con delle immagini,

e un sito un poco più tecnico 

e per finire qualche grafico sulle Supernovae di tipo Ia
http://www.astro.ucla.edu/~wright/sne_cosmology.html



mercoledì 6 marzo 2013

Come interagiscono le particelle fisiche

L'interazione elettromagnetica avviene soltanto tra particelle dotate di carica elettrica. A volerla pensare come la presentano a scuola, ognuno di noi penserebbe a una carica elettrica positiva, un'altra negativa e una o due frecce (dipende dal libro) che indicano l'intensità della forza elettrica.
Magari fosse così semplice! Beh, a dire il vero è molto più semplice di come viene spiegata a scuola. Infatti, a scuola, si potrebbero chiedere al professore varie cose: per esempio che cosa accade se le cariche si muovono, cioè come cambiano le amate/odiate frecce in quel caso (tanto per metterlo in crisi, ma siate buoni).

Perché, se ci pensate, le cose non possono essere così semplici. Ovvero, quello che voglio dire è che la matematica è bella, sicuramente; inoltre, noi tutti adoriamo alla follia la formula della forza di Coulomb, la quale è direttamente proporzionale al prodotto delle cariche e inversamente proporzionale al quadrato della distanza.

Però, esattamente come accade per la forza di gravità, il concetto di forza ha i suoi limiti. Infatti presuppone che qualunque cambiamento avvenga da parte di una delle due cariche allora istantaneamente otteniamo che l'altra carica si rende conto del cambiamento avvenuto. Per capire che ci sia un problema non c'è bisogno di essere fisici teorici. Tuttavia possiamo risolvere il problema con un metodo alquanto brutale: diciamo che le informazioni fisiche si propagano con velocità infinita. Bellissimo dunque.
Però non è proprio così.

L'idea di base è che le particelle devono scambiarsi qualche sorta di informazione per dirsi dove si trovano e come sono grandi le loro cariche. Si tratta come di una guerra tra due eserciti antichi. Nessuno dei due sa dove si trova l'altro esercito esattamente; per questo vengono mandati dei messaggeri/spie. Ma ovviamente le spie devono fare avanti e indietro e nel frattempo magari i due eserciti si sono spostati dalle loro posizioni originarie. Magari si sono spostati non solo perché si stavano già muovendo, ma anche in funzione delle informazioni provenienti dalle proprie spie.
Allo stesso modo se abbiamo due particelle cariche, esse si scambiano informazioni e magari si muovono proprio in base all'informazione ricevuta. Ora, se supponiamo che questa informazione si muova con velocità infinita allora non dobbiamo preoccuparci più di tanto perché, tornando al nostro esempio, gli eserciti saprebbero all'istante i movimenti dell'esercito avversario. Ma non è così in realtà, perché le spie devono percorrere la distanza che separa gli eserciti e lo fanno con una certa velocità finita (non infinita).

Nel caso della teoria elettromagnetica il messaggero è chiamato fotone (sarebbero le particelle di cui è composta la luce). E l'informazione che trasporta è chiamata frequenza (che è equivalente all'energia del fotone diviso per una costante).

Ora voi direte: va bene, abbiamo capito che le particelle non comunicano istantaneamente. Ma i messaggeri/spie in linea di principio possono andare a qualunque velocità anche se poi sono limitati dal fatto di essere degli uomini. Ebbene anche il fotone è limitato. Esso ha una velocità pari a trecento mila chilometri al secondo. Una velocità pazzesca. Questo numero è un dato di fatto, un qualcosa di misurato dai fisici. In linea di principio non vi è nessuna giustificazione teorica per tale valore. Siccome é una velocità molto alta, i primi studiosi delle interazioni tra corpi credevano che l'informazione si propagasse a velocità infinita. Ma in realtà era solo un limite delle capacità di osservazione che con il tempo sono migliorate fino a darci il valore della velocità del fotone che conosciamo oggi.
Ciò che abbiamo detto finora vale, per quel che ne sappiamo, per tutti i tipi di comunicazione tra particelle (gravità, elettromagnetismo, interazione nucleare debole e forte). Ovvero l'informazione non si propaga con velocità infinita bensì con un valore finito. Per esempio i fotoni del Sole impiegano otto minuti per arrivare sino a noi sulla Terra. Questo vuol dire che se il Sole sparisse ora, noi lo potremmo capire solo tra otto minuti (in questo caso dobbiamo aggiungere anche l'interazione gravitazionale e la teoria dice che anche l'informazione gravitazionale si muove con la stessa velocità del fotone).
Dunque la comunicazione tra particelle è un caso particolare della fisica in cui si è partiti con l'ipotesi matematicamente più semplice da descrivere (il concetto di forza) ma altamente contro-intuitiva (a causa della propagazione istantanea) e si è arrivati a qualcosa di matematicamente più complicato ma completamente comprensibile anche a livello umano (informazione si propaga a velocità finita come le spie degli eserciti).
Questo non ha niente a che vedere con il fatto che la velocità della luce è il valore massimo che possiamo misurare per una velocità (almeno per evitare strani rapporti causa-effetto). Infatti Maxwell unificando fenomeni elettrici e magnetici con il suo famosissimo insieme di quattro equazioni aveva già trovato che l'informazione elettromagnetica deve propagarsi con una velocità finita. Anzi, proprio questo fatto ha permesso ad Einstein, Heisenberg e altri di arrivare alla relatività e alla meccanica quantistica.
Per finire, ecco per voi l'ultima immagine mentale per afferrare a pieno il concetto. La comunicazione tra particelle è come due giocatori di tennis-tavolo. Immaginate che le racchette siano le particelle e la pallina sia l'informazione e i due giocatori si scambino l'informazione e si muovano a seconda dell'informazione che arriva.
A volte, quando la fisica sembra la cosa più distante possibile dalla realtà invece è la cosa più sensata di questo mondo.