venerdì 26 aprile 2013

Alla scoperta di pianeti con Kepler

Probabilmente la scoperta di pianeti al di fuori del nostro sistema solare rappresenta una delle scoperte più eccitanti mai fatte dall'essere umano. Con tale scoperta abbiamo scoperto quello che già sospettavamo, ovvero che la Terra e il sistema solare non sono un qualcosa di speciale nell'universo bensì l'ordinarietà.
Ufficialmente, il primo pianeta extrasolare (o, se volete, esopianeta) è stato scoperto il 5 Ottobre 1995 dai due astrofisici Michel Mayor e Didier Queloz dell'osservatorio di Ginevra: trovarono un pianeta con massa paragonabile a quella di Giove orbitante attorno alla stella chiamata 51 Pegasi (che si trova a circa 50 anni luce da noi).

Il 6 Marzo 2009 entra in scena Kepler.

Kepler è un satellite della NASA ideato e costruito con il compito specifico di trovare esopianeti. Si tratta, per farla breve, di un telescopio, capace di osservare un bel mucchio di stelle contemporaneamente, alla caccia di variazioni nella luminosità proveniente da tali astri. Il progetto dovrebbe durare cinque anni e ora siamo al quarto anno della missione e quindi possiamo cominciare a parlare di alcuni risultati aspettando magari di averne di nuovi.
Innanzitutto vediamo come fa Kepler a scovare gli esopianeti.
Idealmente il concetto è molto semplice. Se un sistema planetario è visto di taglio allora il passaggio di un pianeta davanti ad una stella dovrebbe provocare una piccola eclissi parziale, ovvero una diminuzione della luce proveniente dalla stella. In realtà il termine esatto per questo fenomeno è transito.

Ora bisogna tenere conto che un pianeta è molto piccolo rispetto ad una stella. Ad esempio il Sole ha un diametro di circa un milione e quattrocento mila chilometri mentre la Terra ha un diametro di circa 12 mila chilometri. Giusto per rendere l'idea insomma. Dunque questi cambiamenti di luminosità sono davvero piccoli; ma d'altronde questo è pane per i denti di Kepler!
Comunque tornando ai transiti, essi durano poco; dipende dalle dimensioni del sistema pianeta-stella ma in genere si parla di poche ore. Il punto fondamentale è che se si tratta di un pianeta allora il transito è un fenomeno periodico, cioè si dovrebbe ripresentare dopo un certo lasso di tempo in quanto il pianeta sta effettuando un moto di rivoluzione (proprio come la Terra ci mette un anno per fare un'orbita completa attorno al Sole). Inoltre un pianeta non è una stella e quindi non emette luce perciò i transiti dovrebbero essere tutti identici.
Una volta misurato il periodo necessario per un'orbita e la massa della stella grazie ad una legge matematica chiamata proprio legge di Keplero è possibile determinare il raggio dell'orbita.
Con le dimensioni dell'orbita in mano, le dimensioni del pianeta sono quindi determinate dalla misura della diminuzione di luce proveniente dalla stella a causa del transito e dalle dimensioni della stella.
Dopodiché si può anche determinare la temperatura del pianeta e capire se esso è abitabile o meno.
E ora parliamo delle cose pratiche.
Iniziamo da una foto: questa è la zona di cielo osservata da Kepler.

Fonte: http://kepler.nasa.gov

Come abbiamo detto, per essere scovati i sistemi extrasolari devono essere visti di taglio in modo da poter osservare i transiti. Ovviamente non è detto di avere questa fortuna. Perciò il satellite Kepler osserva più di 100 mila stelle in maniera tale da avere una probabilità più alta di osservare pianeti.
Inoltre, dal nostro sistema Solare abbiamo imparato che i pianeti devono essere alla giusta distanza dal Sole per poter essere abitabili, altrimenti le condizioni di temperatura, ad esempio, sarebbero invivibili. Prendiamo come esempio la Terra dunque. Il nostro pianeta impiega un anno per orbitare attorno al Sole. Perciò la Terra produce un transito una volta all'anno. Per essere sicuri che un transito sia effettivamente un pianeta gli astronomi necessitano di osservare almeno quattro transiti. Dunque Kepler ha bisogno di almeno quattro anni per trovare pianeti simili alla Terra!

Inoltre i pianeti simili alla Terra sono davvero piccoli e quindi la probabilità di trovare sistemi visti di taglio è, in questo caso, molto minore della probabilità di trovare sistemi extrasolari con pianeti giganti.

Dunque tutto questo spiega perché all'inizio sono stati trovati da Kepler pianeti simili a Giove e perché solo ora iniziano a venir fuori pianeti simili alla Terra.

Insomma, se vi eravate chiesti come mai ci fosse adesso questo boom di scoperte di pianeti simili alla Terra ora sapete che si trattava soltanto di avere pazienza e confidare nella teoria della probabilità (a meno che i pianeti simili alla Terra non siano un qualcosa di rarissimo nell'universo, ma non sembra il caso).
Bene, ora avete abbastanza informazioni per essere preparati ad una eventuale scoperta di una Terra 2.
Finiamo come abbiamo iniziato: probabilmente la scoperta di pianeti al di fuori del nostro sistema solare rappresenta una delle scoperte più eccitanti mai fatte dall'essere umano.



giovedì 25 aprile 2013

Indirizzi galattici

Tutti sappiamo più o meno dove abitiamo. Abbiamo un indirizzo, un numero civico. Tutto questo all'interno di una città, la quale fa parte di una provincia di una qualche regione di un certo stato.
Tutto questo, ovviamente sulla Terra.
Ah sì, poi la Terra si trova nel sistema solare; in particolare la Terra si trova a circa 150 milioni di chilometri di distanza dal Sole.
Bene. E il Sole? La nostra stella è nella nostra galassia, la Via Lattea.
Già ma dove? E poi, cos'è una galassia? Rispondiamo prima alla seconda domanda. Una galassia è un sistema stellare. Cioè è un insieme di stelle tenute insieme dalla gravità. Non ci sono solo stelle: c'è anche poco o tanto gas (prevalentemente idrogeno) e altre piccole particelle di materia (chiamate polvere). La Via Lattea poi è una galassia spirale ed è costituita da bracci di spirale, appunto. In tutto questo dov'è il Sole e quindi dove siamo noi? Dati raccolti qualche anno fa dal telescopio Spitzer della NASA potrebbero essere in grado di dircelo. La notizia è del 2008 o giù di lì ma credo che sia sempre un bene rinfrescarsi la memoria sulla nostra posizione nell'universo. Tenete presente che si tratta comunque di stime e gli astronomi non sono certi al cento per cento poiché noi siamo all'interno della Via Lattea e vediamo la nostra galassia solo di taglio. Sappiate che la possiamo vedere tutte le notti nel cielo:

La Via Lattea nel cielo della campagna del Texas (Fonte: Larry Landolfu, Rochester).
Insomma con tutte quelle polveri e nubi non è facile vedere le parti centrali della galassia e capire dove ci troviamo noi. Ma Spitzer è un telescopio che guarda la luce infrarossa e per fortuna la polvere non emette nell'infrarosso e per questo ha potuto effettuare le sue misurazioni. Il risultato? Secondo gli scienziati della NASA siamo in uno dei bracci a spirale, precisamente nei pressi del piccolo braccio di Orione, come potete vedere da questa ricostruzione artistica:

Ricostruzione artistica della Via Lattea con la posizione del Sole (Fonte:R.Hurt (SSC), JPL-Caltech, NASA).
In particolare sembra che ci troviamo a circa 240 milioni di miliardi di chilometri dal centro della nostra galassia!
Ma non è finita. Potremmo andare avanti a dire dove si trova la Via Lattea, ma ci fermiamo qua per il momento.
Insomma, ora lo sapete dove siamo più o meno nell'universo o almeno nella nostra galassia. Se aspettate  un pacco da un alieno che abita nella Via Lattea ora potete dare il giusto indirizzo. Completo, ovviamente.

mercoledì 24 aprile 2013

O Sole mio!

Si dice che il Sole dia alla testa se si è troppo esposti. Beh, allora bisogna vedere l'abbronzatura del Solar Dynamics Observatory (SDO), un satellite della NASA che punta, osserva e studia il Sole praticamente per mestiere.
Infatti l'SDO è stato lanciato l'11 Febbraio 2010 per una missione della durata iniziale di cinque anni (ma poi chissà, magari anche di più) e ha iniziato a studiare la nostra stella 24 ore su 24. A studiare cosa? Parecchia roba: la variabilità in luminosità, le caratteristiche di emissione a diverse lunghezze d'onda elettromagnetica e anche studiare l'espulsione di particelle che poi vanno a danneggiare i nostri satelliti di comunicazione.
Il Sole è una stella, si sa. Si tratta di un'enorme palla di idrogeno principalmente, ma vi è anche un po' di Elio e qualche altro elemento.
Il Sole ruota. Eh già. Proprio come la Terra. Anzi non proprio così; infatti la rotazione del Sole è differenziale. Questa parolona indica che, siccome si tratta di un corpo non solido, diverse parti a diverse latitudini ruotano con tempi differenti. In particolare si va dai 25 giorni della zona equatoriale ai 35 dei poli.
Il Sole è caldo? Sicuramente più di quello che possiamo sopportare noi essere umani. La temperatura superficiale del Sole è di circa (un po' meno di) 6000 kelvin. Insomma fa parecchio caldo.
All'interno le temperature però sono davvero esagerate: 15 milioni di kelvin! Roba da fusione nucleare dell'idrogeno in elio. Appunto.
A volte è possibile notare da video e/o foto le cosiddette macchie solari; si tratta di zone nere, sicuramente molto affascinanti.
Innanzitutto capiamo perché sono nere. Il punto è che il colore non è altro che luce, ovvero radiazione elettromagnetica recepita dal nostro occhio e dai nostri rivelatori. Ovviamente un corpo emette a diverse lunghezze d'onda, ma generalmente ce n'è sempre una per cui l'emissione è maggiore. Inoltre l'emissione massima è legata alla temperatura.
Come la lama del fabbro quando è caldissima è blu incandescente mentre quando si raffredda è rossa, così le stelle: le più calde sono blu, le più fredde (ma siamo sempre sui 3000 kelvin!) sono rosse. Il Sole è diciamo a mezza via con il suo giallo.
Ora le macchie solari non sono zone freddissime ma hanno una temperatura intorno ai 4000 kelvin. Ma il fatto che le zone circostanti sono più calde forniscono un contrasto visivo per cui le macchie solari appaiono scure.
Per non parlare poi delle violenti eruzioni di gas che avvengono sulla superficie solare. Si tratta di un qualcosa di tanto spettacolare quanto violento. E soprattutto enorme. Nella foto seguente potete vedere le dimensioni di una relativamente piccola eruzione comparate con le dimensioni della Terra; l'immagine parla da sola:

Fonte: http://sdo.gsfc.nasa.gov


Perché vi racconto tutte queste cose?
Perché ieri è stato messo in rete un video molto bello che mette insieme tre anni di osservazioni dell'SDO.
Il satellite della NASA ha osservato il Sole con diversi filtri in modo da studiare l'emissione a differenti lunghezze d'onda e ha fornito (e continuerà a farlo) parecchi dati utili agli scienziati.
Ora, magari il video che vi faccio vedere in questo post è un po' monotono... ma pensate che quello è il Sole, la stella che permette la vita sulla Terra e che, con questo video, potrete ammirare senza mettervi la mano sulla fronte per attenuare la luce!
Nella prima parte vi è un collage di tre anni di Sole visto come emette nella banda della radiazione ultravioletta (lunghezze d'onda più piccole della luce blu). Nell'ultima parte vi sono differenti lunghezze d'onda messe a confronto. In particolare in quella in alto a destra (4500 Angstrom) si riescono anche a notare le macchie solari di cui abbiamo accennato molto brevemente in precedenza.
Ecco il video della NASA (con musica, ovviamente):


Questo post è stato scritto principalmente per sottolineare come l'astrofisica sia bella, spettacolare, a volte anche selvaggia date per esempio le enormi esplosioni di gas che si possono ammirare sul Sole.
Ma l'astrofisica è anche utile è necessaria. Monitorare il Sole vuol dire cercare di capire come funziona la stella che permette la nostra vita e anche capire i rischi e/o pericoli per le cose che vogliamo far funzionare sul nostro pianeta che potrebbero essere danneggiate dall'attività solare.
Quindi ringraziamo SDO che tiene sotto controllo il nostro gigante buono.

Per altre informazioni: http://sdo.gsfc.nasa.gov/


martedì 23 aprile 2013

Gravità e cose che cadono

Diciamolo subito: se parliamo di gravità, ebbene le cose non girano, bensì cadono. Questo è facile da comprendere se pensiamo al vaso di geranio che cade dal palazzo ma allora anche la Luna cade?
Certamente. Infatti la Luna e il vaso di geranio sono sottoposti alla stessa forza di gravità. Ma andiamo con ordine.
Cominciamo a vedere perché la Luna cade guardando il moto di una pallina che cade verso Terra. Se prendiamo una pallina tra le mani e la lasciamo cadere verso il pavimento, allora la nostra pallina cadrà in linea retta verso la Terra attratta dalla gravità. Ma cosa accade se lanciamo la pallina, ad esempio da un tavolo? Ecco una figura che lo mostra:

Moto di una pallina (Fonte: http://www.liceogalvani.it/)


Come potete vedere il moto non è rettilineo ma parabolico. Possiamo notare come il moto può essere diviso in due parti: quello verticale accelerato poiché vi è la forza di gravità che accelera la pallina e quello orizzontale a velocità costante poiché non vi è alcuna forza che accelera lungo tale direzione.
Dunque quello che finora abbiamo compreso è che le cose cadono ma cadono in maniera diversa se l'oggetto ha una velocità iniziale lungo la direzione perpendicolare a quella di caduta.
Ecco, la Luna si comporta proprio come la pallina che cade dal tavolo della figura mostrata sopra. Solo che a differenza della pallina la Luna non incontra il pavimento perché ha una velocità tale da non incontrarlo mai e quindi continua a cadere!

Fonte: http://physics.stackexchange.com

Guardate la figura qui sopra: la Luna ha una certa velocità orizzontale e quindi si sposta in tale direzione; ma allo stesso tempo cade verso la Terra e così via...quindi il risultato finale è che la Luna orbita intorno alla Terra!
Ma non è solo una questione della Luna. Se siete dei lanciatori di baseball e lanciate la palla con una velocità tale per cui la palla cadendo non incontra mai il terreno allora avrete messo in orbita la palla!
Ecco una figura esplicativa:

(Fonte: http://www.windows2universe.org)

D'altro canto se un oggetto è troppo veloce può anche sfuggire alla morsa gravitazionale della Terra (e qui trovate un bel post del blog Scienza e Musica con tutti i dettagli).
A prima vista questo post sembra molto sciocco perché non parliamo di nulla di diverso dalla gravità. Ma solo a prima vista.
Infatti la grande idea di Isaac Newton è stata quella di pensare che sulla Luna e sulla famosa mela agisce lo stesso tipo di forza: cioè la mela e la Luna cadono a causa della gravità!
Infatti, magari quotidianamente sentite domandare per la mela "perché cade sulla Terra?" e per la Luna "perché gira intorno alla Terra?". Quindi è facile confondersi.
E infatti lo è stato in passato perché, appunto, il primo a capire che si trattava dello stesso fenomeno, ovvero la stessa interazione gravitazionale, è stato Isaac Newton nel 1666.
Se ci pensate si tratta di un fatto notevole. Newton è stato il primo a legare i fenomeni sulla Terra con i fenomeni che avvengono nel resto dell'universo.

A voler essere precisi, infine, questa non ci dice cosa sia la gravità. Oggi ne sappiamo molto di più. Infatti la teoria della Relatività Generale di Albert Einstein ci dice che la Terra cade sul Sole (o la Luna cade sulla Terra) perché la massa in qualche modo accartoccia lo spazio.
Quindi la Terra, in principio, andrebbe diritta per la sua strada; ma poiché il Sole, con la sua massa, ha accartocciato la struttura dello spazio allora ecco che noi con il nostro pianeta cadiamo sopra la nostra stella.

Tuttavia, il punto che voglio sottolineare è che non esiste una gravità che fa girare le cose: infatti, la gravità fa cadere le cose, piuttosto.
Dunque, d'ora in avanti, quando vedrete la Luna in cielo, pensateci bene: ci sta cadendo addosso!


lunedì 22 aprile 2013

Due ottimi Voyager

Se ne sente parlare spesso ma forse mai abbastanza. Stiamo parlando delle sonde Voyager 1 e Voyager 2 che stanno viaggiando verso i confini del sistema solare.
Voyager 1 è stata lanciata dalla NASA il 5 settembre 1977 mentre Voyager 2 è stata lanciata prima, il 20 agosto dello stesso anno.
La missione prevedeva lo studio dei pianeti esterni del sistema solare (Giove, Saturno, Urano e Nettuno) e poi di seguito magari anche lo studio delle regioni più esterne del sistema solare e oltre se possibile.
Il tour dei pianeti esterni si è concluso nel 1989. Le Voyager hanno fornito agli astrofisici dei dati sensazionali sui pianeti esterni e continuano tuttora a mandare dati sulla Terra riguardanti le zone più estreme del sistema planetario in cui ci troviamo.
In particolare dai dati delle Voyager si dovrebbe capire dove si trova esattamente (come distanza) l'eliopausa.
L'eliopausa è quella regione del sistema solare in cui il flusso di particelle cariche che lasciano la superficie del Sole (questo flusso è chiamato vento solare) viene, in un certo senso, rallentato dalle particelle del mezzo interstellare (particelle che occupano lo spazio tra le stelle nella galassia).
In pratica il mezzo interstellare c'è anche nel sistema solare ma il vento solare riesce a creare una regione tale da spazzare via il mezzo interstellare (stiamo semplificando al massimo!). Nella parte più esterna di questa regione il vento solare non è più in grado di spingere via il mezzo interstellare e quindi siamo al confine del sistema solare, una regione chiamata appunto eliopausa.
La regione definita dall'azione del vento solare si chiama invece eliosfera. Si tratta di una sorta di bolla formata dalle particelle del vento e che circonda il sistema solare come potete vedere nella figura seguente:

Fonte: http://voyager.jpl.nasa.gov

Ora, come fanno gli scienziati a capire quando le Voyager escono superano l'eliopausa, l'ultimo baluardo del sistema solare? Dal campo magnetico. Infatti il sistema solare ha un suo campo magnetico; quando le Voyager saranno fuori dal sistema solare allora dovranno osservare un cambiamento proprio nel campo magnetico registrato.
La buona notizia? Che forse ci sono vicine. Infatti nel settembre 2012 è stato registrato un cambiamento nel numero di raggi cosmici misurati da Voyager 1. Questo è indicativo di una prossima fuoriuscita dal sistema solare perché una parte dei raggi cosmici vengono deviati e/o rallentati quando incontrano l'eliosfera e quindi le sonde dovrebbero registrare un numero maggiore di raggi cosmici quando raggiungono il mezzo interstellare. Ciò è stato misurato come potete vedere dal seguente grafico:

Aumento del numero di raggi cosmici rilevati a partire da luglio-agosto (Fonte: http://apod.nasa.gov)

Purtroppo però non è ancora stato osservato l'atteso cambiamento nel campo magnetico. Quindi, almeno fino al 20 Marzo 2013, le sonde Voyager sono ancora all'interno dell'eliosfera anche se prossime all'uscita. Probabilmente prossimamente arriverà la notizia, cercheremo di essere aggiornati il più possibile [AGGIORNAMENTO: è stato confermato dalla NASA che i dati di agosto-settembre 2012 corrispondevano all'uscita di Voyager 1 dal sistema solare, yeah!]
Ed ora un po' di cose più leggere.
Nel caso in cui le Voyager dovessero essere recuperate da una civiltà extraterrestre non ci sarebbe da disperarsi perché le Voyager hanno il Golden Record di cui vi mostro subito subito la copertina:

Copertina del Golden Record (Fonte: http://voyager.jpl.nasa.gov)

Già, le Voyager portano con se un disco di registrazioni dei suoni della Terra e di alcune musiche "umane"! Inoltre vi sono, oltre al disco, anche alcune fotografie di essere umani ma anche delle prime osservazioni astronomiche dell'epoca. Insomma una vera e propria capsula del tempo. Il tutto è stato gestito da una commissione appositamente nominata dalla NASA e presieduta dall'astronomo Carl Sagan. La probabilità che una delle due sonde venga raccolta da una civiltà extraterrestre è davvero molto bassa; infatti le due sonde non puntano verso nessuna particolare stella. Comunque resta sicuramente una cosa sensazionale sapere che un pezzo della nostra cultura gira nella galassia!

Ah, dimenticavo. Se volete sapere in ogni istante dove sono le due sonde allora vi serve un account Twitter perché, ehm, come dire...le Voyager usano Twitter!
Ecco uno dei tweet recenti di Voyager 2:


Cioè, un'onda elettromagnetica inviata dalla Voyager 2 impiega circa 14 ore per arrivare alla NASA!


Per finire, se volete essere aggiornati vi consiglio il sito della missione: http://voyager.jpl.nasa.gov/index.html

giovedì 18 aprile 2013

La certezza del dubbio

Quando si parla di scienza si cita subito il metodo scientifico. Solitamente il personaggio che viene legato maggiormente all'utilizzo del metodo scientifico è Galileo Galilei. Ma non perdiamoci in chiacchiere: cos'è e a cosa serve questo metodo?
In sostanza il metodo scientifico è il processo base su cui si fonda l'apprendimento di nuove nozioni nell'ambito di studi della scienza. Nella sua versione più semplice esso consiste nell'osservare un fenomeno, fare delle ipotesi, formulare una teoria, quindi fare degli esperimenti per verificare la teoria. Se gli esperimenti sono in accordo con la teoria allora possiamo dire che la teoria che abbiamo ideato descrive bene quel fenomeno scientifico. Se invece non è così allora ci vuole una nuova teoria. Insomma, se la teoria non riproduce le osservazioni, allora la teoria è sbagliata!
Probabilmente tutti ci ricordiamo del metodo scientifico in primis perché tutti l'abbiamo studiato a scuola. A volte sembra difficile da capire anche se in realtà non lo è.  Comunque ora vi farò un esempio facile facile non per spiegarvi cos'è il metodo scientifico (tanto lo sapete e lo abbiamo già detto in questo post) ma per farvi notare una sottigliezza che magari a volte ci dimentichiamo di sottolineare.
Infatti spesso si erge il metodo scientifico, anche nella vita quotidiana, come pilastro della verità. Dunque vorrei farvi vedere che il metodo scientifico rappresenta l'esatto opposto della verità assoluta!
Ciò non vuol dire che sia non utilizzabile. Anzi, proprio per le sue caratteristiche, il metodo scientifico rappresenta un ottimo metodo di ragionamento che, come si suol dire, non fa una grinza.
Ma ecco l'esempio. Uno scienziato vede che tutte le cose cadono verso il basso. Allora lui ci pensa su e poi fa: "C'è una forza che tira gli oggetti verso il basso, la forza di gravità". Ovviamente in questo esempio lo scienziato, che sembra fesso ma non lo è, conosce i concetti di forza e accelerazione!
Comunque lui vuole testare la sua ipotesi, ovvero che tutti i corpi cadono verso il basso a causa di una forza. Perciò fa due conti e trova una formula per la forza di gravità e allora per vedere se la sua formula per la forza è giusta comincia a misurare tutte le possibili quantità legate alla forza come ad esempio il tempo che un oggetto impiega per cadere. Dopo un elevato numero di prove egli è convinto della bontà della sua teoria: gli oggetti cadono verso il basso a causa di una forza chiamata gravità. Per lo scienziato è una soddisfazione!
Altri scienziati vanno a trovare il nostro eroe per fargli i complimenti e, già che ci sono, provano anche loro far cadere gli oggetti trovando che la formula usata dal nostro eroe-scienziato predice con assoluta precisione quello che accade.
Poi però ognuno torna a casa sua e tutti iniziano a provare a far cadere gli oggetti in giro per il mondo; incredibilmente, tutti gli scienziati, usando strumenti di misura con una precisione da mondo dei sogni (facciamo finta...) trovano delle piccole differenze rispetto alla formula concepita dal nostro eroe-scienziato. Il metodo scientifico in questo caso è spietato: il nostro eroe-scienziato aveva torto! La sua formula dunque non è corretta e la sua teoria rivista.
A questo punto bisogna formulare nuove ipotesi e nuove teorie per spiegare il perché di queste differenze. Magari qualcuno dice: "Forse dipende dal fatto che la Terra non è perfettamente sferica è quindi la forza di gravità cambia a seconda della latitudine perché, ad esempio, la Terra è più schiacciata ai poli rispetto all'equatore". Sarà vero? Per saperlo gli scienziati fanno altri conti e trovano una formula in cui la forza di gravità dipende dalla latitudine geografica e cominciano a far cadere oggetti in diversi posti del pianeta. Oltre a sfruttare la cosa per fare un po' di turismo, gli scienziati trovano che adesso la nuova teoria riproduce molto meglio le osservazioni rispetto alla precedente.
Questa è dunque la formula finale e definitiva? Assolutamente no.
Ed ecco che siamo arrivati al cuore del metodo scientifico. Infatti possiamo fare 999999 esperimenti ed avere che tutti confermano la teoria; ma se il milionesimo esperimento è in disaccordo allora, una volta escluse tutte le possibili cause legate a difetti nella procedura dell'esperimento, la teoria è sbagliata e abbiamo bisogno di una nuova!
E, infatti, se gli scienziati andassero nello spazio scoprirebbero che gli oggetti cadono in maniera diversa e così anche sugli altri pianeti. Allora comincerebbero a comprendere che una nuova teoria dovrebbe essere più universale e non riferita alla sola Terra e quindi effettuare misurazioni astrofisiche per capire se la nuova teoria funziona ovunque nell'universo, eccetera, eccetera e magari arrivano ad una legge di gravitazione universale (come quella di Newton, per esempio); fin quando, ancora una volta, non si troverà un esperimento (come ad esempio il moto del pianeta Mercurio) che non segue le previsioni e quindi ci sarà bisogno di cambiare ancora la teoria (ci vuole la teoria della Relatività a questo punto). Ovviamente ogni nuova teoria deve comunque ammettere come caso particolare la teoria parziale che prima sembrava funzionare, questo è abbastanza chiaro.
Questo esempio mostra anche come la scienza sia un percorso non semplice e per il quale comunque non bastano solo le grandi menti con le loro geniali intuizioni ma è necessario anche disporre di abbastanza dati sperimentali.
Voi direte: ma allora dov'è la certezza nella scienza? Proprio questa è la certezza dello scienziato: ovvero la certezza del dubbio. Cioè lo scienziato è cosciente del fatto che la sua teoria potrebbe essere invalidata da un momento all'altro. Tuttavia questo non è un dramma perché un eventuale esperimento contrario alla teoria aprirebbe le porte alla necessità di una nuova teoria e quindi la ricerca scientifica potrebbe proseguire.
Allora come potete vedere il metodo scientifico non ci permette di accettare una teoria ma solo di non buttarla via e, perlomeno, assumerla temporaneamente vera, fino a quando non viene fuori un esperimento che mette in crisi tutto e pone nuove domande. Ma le domande per lo scienziato non sono un problema, anzi sono l'essenza stessa del processo di ricerca scientifica.
Tutto ciò di cui abbiamo parlato è probabilmente raccontato molto meglio dal grande fisico Richard Feynman nel seguente video (in inglese ma con sottotitoli in italiano):




Dunque quando abbiamo detto che il metodo scientifico è l'esatto contrario della verità assoluta volevamo affermare che se seguite tale metodo non potrete mai essere in grado di affermare se una teoria è vera ma solo, in caso di esperimento funesto un giorno, che essa potrebbe essere falsa. Come abbiamo già detto, però, questo non spezza le gambe al metodo scientifico. Anzi lo rende un ragionamento infallibile. Le teorie che vengono accettate dopo l'esame del metodo sono parziali, è vero, ma d'altro canto possiamo vedere come la scienza sia umile e non pretende di avere la verità assoluta al contrario di quello che qualcuno pensa.
Ovviamente gli scienziati fanno teorie e poi esperimenti non solo nell'attesa di trovare qualcosa che non va ma anche per confermare le teorie temporaneamente accettate.
Ricordate: i fenomeni hanno bisogno di una teoria che li spieghi e le teorie hanno bisogno di esperimenti che le verifichino.
Si potrebbe parlare per ore riguardo al metodo scientifico ma alla fine possiamo riassumere il tutto con una frase tratta dal video di Feynman che avete appena visionato: "...non abbiamo mai la certezza di essere nel giusto, possiamo essere sicuri solo di esserci sbagliati".



mercoledì 17 aprile 2013

L'autovelox delle galassie

Quando sentite un'ambulanza è sempre una brutta cosa, si sa. La sirena strilla e più l'ambulanza si avvicina al luogo dove siete e più strilla forte la sirena. Poi, per fortuna vostra, l'ambulanza se ne va per la sua strada e la sirena inizia a strillare meno.
Ma se state attenti vi accorgete che non è solo una questione di intensità del suono dovuto all'avvicinarsi e successivamente all'allontanarsi della sirena.
Vorreste provare di nuovo, ascoltare di nuovo un'altra sirena per verificare che la vostra impressione non sia sbagliata. E così accade che subito dopo l'ambulanza, a ruota, passa anche una vettura della polizia. E avete la conferma della vostra impressione.
In pratica il vostro orecchio riesce a notare un importante particolare che riguarda la distanza tra due suoni della sirena. Avete notato che durante l'avvicinamento della vettura i suoni diventavano via via più frequenti nel tempo mentre in fase di allontanamento l'intervallo temporale tra un suono e il successivo tendevano ad aumentare sempre più. Questo effetto è tipico delle onde ed è chiamato effetto Doppler.

Fonte: http://www.liceocafiero.it/sito/didattica/scienze_documenti/diegoricci/diegoricci.interfree.it/

Cosa accade?
Accade che un'onda ha una sua velocità di propagazione. Ad esempio se gettate un sasso nel mare potete vedere come, dal punto in cui il sasso cade, inizino a formarsi delle onde che si propagano in tutto il mare con una certa velocità. Lo stesso accade alle onde sonore o alle onde elettromagnetiche (ovvero la luce).
Concentriamoci un attimo sulle onde sonore e nel caso specifico della vettura della polizia. Abbiamo detto che le onde si propagano con una certa velocità e che hanno un punto di partenza per la loro propagazione (pensate sempre al sasso che cade nell'acqua).
Nel caso della vettura della polizia l'auto con la sirena è il nostro sasso e il punto della strada in cui si trova l'auto è come il punto in cui il sasso cade, ovvero il punto di partenza delle onde. Se la macchina fosse ferma e, supponiamo, ad ogni giro di sirena parte un'onda sonora, allora avremmo onde con ben definito intervallo temporale. Se vogliamo dirlo in termini matematici allora abbiamo una certa frequenza per le onde emessr dalla sirena. Ora invece supponiamo che la sirena si muova verso la nostra direzione. In questo caso avremo che l'intervallo di tempo che passa tra l'udire un'onda e la successiva é minore rispetto al caso precedente.
Questo é dovuto al fatto che la macchina si muove nella stessa direzione delle onde; perciò la distanza spaziale tra la prima e la seconda onda quando la sirena é in movimento sarà minore della medesima distanza quando l'auto e ferma.
La distanza tra due emissioni sonore della sirena é anche chiamata lunghezza d'onda. Matematicamente si ha che la lunghezza d'onda é l'inverso della frequenza: cioé piú é elevata la frequenza piú é piccola la lunghezza d'onda. Potete vedere come ciò sia vero anche nell'esempio della sirena.
Quando invece la sirena si allontana da voi allora avviene il contrario. La frequenza delle onde diminuisce e la lunghezza d'onda, cioé la distanza tra due emissioni della sirena, aumenta. Questo perché la sirena si muove in direzione opposta rispetto alle onde sonore che raggiungono il vostro orecchio.
Il caso di sorgente in avvicinamento é chiamato blueshift (spostamento verso il blu), mentre il caso in allontanamento é chiamato redshift (spostamento verso il rosso). Per comprendere il perché di questa nomenclatura dovremo fare una piccola deviazione dal nostro discorso e in particolare parlare delle onde elettromagnetiche.
Già sappiamo che le onde elettramagnetiche o fotoni sono coloro che permettono la trasmissione dell'informazione tra particelle cariche. Siccome si tratta di onde, anch'esse avranno una lunghezza d'onda (e quindi una frequenza). Il nostro occhio non riesce a vedere tutte le possibili esistenti onde elettromagnetiche bensí solo una piccola porzione che viene chiamata luce visibile (con poca fantasia). Le onde che non riusciamo a vedere con i nostri occhi sono quelle ad alta frequenza (quindi piccola lunghezza d'onda) come raggi gamma, raggi X, ultravioletti e quelle di bassa frequenza (quindi grande lunghezza d'onda) come infrarossi, microonde, onde radio. Tutte le tipologie elencate finora sono sempre lo stesso oggetto con vestiti diversi: un'onda elettromagnetica. A seconda della frequenza abbiamo diverse caratteristiche, ma sempre di onda elettromagnetica parliamo. Ah, ovviamente le onde elettromagnetiche viaggiano alla velocità della luce (poiché la luce visibile é anch'essa un'onda elettromagnetica).
La luce visibile é dunque solo una piccola porzione di tutte le possibili onde elettromagnetiche. Senza elencare numeri e dettagli, vi basti sapere che, le varie frequenze della luce visibile sono distinguibili dall'occhio grazie al colore. In particolare le onde rosse sono quelle con maggiore lunghezza d'onda tra quelle della luce visibile mentre le onde blu sono quelle con lunghezza d'onda piú piccola.
L'analogia con le caratteristiche agli estremi dell'intervallo della luce visibile é alla base della nomeclatura utilizzata nell'effetto Doppler.
Dunque, per quando detto in precedenza, se una sorgente é in avvicinamento allora abbiamo una diminuzione della sua lunghezza d'onda; se fossimo all'interno dell'intervallo di lunghezze d'onda della luce visibile osserveremmo perciò uno spostamento verso onde di tipo blu.
Nel caso di onde in allontanamento invece la lunghezza d'onda aumenta; anche in questo caso si parla di spostamento verso il rosso perché se avessimo onde luminose all'interno dell'intervallo della luce visibile osserveremmo uno spostamento verso onde di tipo rosso, ovvero con lunghezza d'onda maggiore.
Bene, abbiamo spiegato cos'è l'effetto Doppler...ma a cosa serve in pratica?
Siccome in questo blog abbiamo un debole per l'astrofisica parleremo un pochino di un'importante utilizzo che se ne fa in questo campo. 
Ma prima una piccolissima deviazione perché dobbiamo spiegare cos'è uno spettro elettromagnetico. Non ha niente a che vedere con fantasmi, state tranquilli. Data della radiazione elettromagnetica proveniente da un qualche oggetto, il suo spettro è la misura di quanta radiazione c'è per ogni lunghezza d'onda. Per fare un esempio, immaginate che un quantità enorme di ragazzi delle scuole elementari stia arrivando nel museo di cui siete il custode. In questo esempio i ragazzi sono i fotoni (o se volete le onde elettromagnetiche) e voi siete lo strumento che misura lo spettro (chiamato spettroscopio). Bene, il vostro compito è dividere i ragazzi in gruppi a seconda della classe che frequentano. La distribuzione finale dei ragazzi a seconda della classe è un qualcosa di analogo alla distribuzione dei fotoni a seconda della loro lunghezza d'onda (o frequenza). Il primo a notare che la luce poteva essere divisa nelle sue componenti fu Sir Isaac Newton il quale notò che quando la luce visibile passa attraverso un prisma, a causa delle proprietà ottiche del prisma, quello che si ottiene sono i vari colori. Ma noi sappiamo che i colori sono onde elettromagnetiche di diversa lunghezza d'onda. Quindi con un prisma si ottiene uno spettro elettromagnetico. 
Ora, sappiamo anche cosa accade se la sorgente che emette luce si allontana. Tutte le onde emesse verranno osservate con lunghezza d'onda più alta di quella che avrebbero se la sorgente fosse a riposo. Nel caso della luce visibile questo vuol dire che se la sorgente quando è a riposo emette luce blu, allora quando si allontana vedremo una luce più rossa. Cosa c'entra questo con l'astrofisica?
C'entra eccome visto che l'universo si espande e le galassie si allontanano da noi secondo la legge di Hubble!
Dunque quando osserviamo lo spettro delle galassie, siccome esse si stanno allontanando, in realtà noi non osserviamo il loro vero spettro ma vediamo tutto lo spettro spostato verso lunghezze d'onda più elevate. Cioè in realtà vediamo alcune caratteristiche dello spettro elettromagnetico, chiamate linee spettrali che sono spostate. Il cosiddetto spostamento verso il rosso, appunto. Le linee spettrali si formano a causa di fenomeni che avvengono a livello atomico tra fotoni e elettroni. Queste linee si formano a valori di lunghezze d'onda ben precisi e conosciuti e sono studiati in laboratorio. Perciò se si osserva, in uno spettro di una galassia, una linea conosciuta posizionata in una posizione diversa ecco che si sta misurando lo spostamento verso il rosso (redshift).

Siccome l'effetto Doppler dipende dalla velocità della sorgente, grazie alla misura dello spostamento verso il rosso possiamo determinare la velocità delle galassie e, tramite la legge di Hubble effettuare una stima della distanza.

Aspettate, devo fare una piccola precisazione: in realtà, per quanto riguarda le galassie lontane, non sono le galassie a muoversi ma l'universo ad espandersi; quindi quando si parla di velocità di una galassia non ci stiamo riferendo ad una velocità effettiva della galassia ma solo alla velocità a cui sembra allontanarsi da noi a causa dell'espansione dell'universo. Fine della precisazione.

Torniamo allo spostamento verso il rosso ora.
Innanzitutto non pensiate che si chiami spostamento verso il rosso perché alla fine si arriva al rosso!
Infatti i fotoni della radiazione di fondo provengono da quella fase della storia dell'universo pari a circa 350 mila anni dopo il Big Bang. Da allora l'universo si è espanso parecchio se pensate che oggi l'universo ha un'età pari a circa 14 miliardi di anni. Quindi i fotoni prodotti a quel tempo hanno aumentato di parecchio la lunghezza d'onda e infatti oggi vengono osservati nelle microonde!
Ma non c'è solo l'astrofisica. Autovelox e sonar sottomarino sono altri due esempi di utilizzo dell'effetto Doppler. Per esempio alcuni tipi di autovelox mandano un'onda elettromagnetica con una certa frequenza verso l'auto e poi a seconda della frequenza dell'onda di ritorno si può stimare la velocità di allontanamento/avvicinamento del veicolo.


L'autovelox (Fonte: http://users.libero.it/i3ltt/prova/fisica.htm).


Sorgente ferma (in alto), in allontanamento (seconda riga), in avvicinamento (ultima riga). Potete notare lo spostamento delle linee spettrali visibili nello spettro della sorgente ferma (Fonte: http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/).
A questo punto possiamo pensare che noi sulla Terra siamo i poliziotti dell'universo e misuriamo la velocità delle galassie che sfrecciano nello spazio. Certo, si allontanano quasi tutte, eccetto quelle vicinissime a noi per le quali, per attrazione gravitazionale reciproca con la nostra Via Lattea, magari vi è in corso un avvicinamento. Di sicuro quelle più lontane vanno più veloce in accordo con la legge di Hubble. Dunque, credo che fare una contravvenzione potrebbe portare più di un grattacapo...dura la vita dei poliziotti dell'universo!



martedì 16 aprile 2013

Un universo che accelera

Prendete un palloncino e disegnateci sopra un sacco di puntini. Poi iniziate a gonfiarlo. I puntini cominceranno ad allontanarsi l'uno dall'altro per effetto dell'espansione del palloncino (in realtà anche i puntini si allargano, quindi sarebbe più appropriato, benché più complicato, incollare delle monetine sul palloncino). 
Questo è un classico esempio che si fa a coloro che vogliono capire cosa significhi l'espansione dell'universo. Il punto centrale è che le galassie si muovono non perché esse siano dotate di una qualche  velocità ma piuttosto perché è lo spazio tra di esse ad espandersi come (non esattamente...ma più o meno dai!) si espande il tessuto del palloncino. 


Foto che rappresenta l'esempio del palloncino (Fonte: J.R.Eyerman/Time & Life Pictures/Getty Images).
Un momento! Le galassie si allontanano da noi? Allora noi siamo il centro! E invece no. Ricordate il palloncino? Ogni puntino si allontana l'uno dall'altro e se provate a fissarvi su uno di quei puntini vi sembrerà che tutti gli altri si stiano allontanando ma in realtà anche voi vi state allontanando dagli altri e così via.
Con questo non voglio dire che il nostro universo sia un palloncino, ma che dal punto di vista dei puntini la situazione è simile a quella delle galassie. Inoltre le teorie cosmologiche fanno una bella assunzione chiamata Principio Cosmologico. Questo principio afferma che, su grande scala, l'universo è omogeneo e isotropo cioè appare uguale indipendentemente dalla direzione e dal posto in cui si osserva. Questo fatto, che su piccole scale sembra assurdo, sembra essere ben testato e una forte prova a favore è l'elevato grado di isotropia (a meno di minuscole fluttuazioni) della radiazione cosmica di fondo come confermato anche recentemente dal satellite Planck. 


Simulazione di universo. Su grande scala abbiamo un universo omogeneo e isotropo a differenza di quello che si osserva su piccola scala (Fonte: http://www.mpa-garching.mpg.de).

Il primo astronomo che misurò l'espansione dell'universo fu l'americano Edwin Hubble nel 1929. Egli misurò velocità e distanze delle galassie e trovo che più una galassia è distante e più si allontana velocemente (come abbiamo già detto non sono le galassie ad allontanarsi ma è lo spazio tra esse ad espandersi). Questa relazione è chiamata legge di Hubble ed è stata confermata dai dati anche al giorno d'oggi. Inoltre se nella teoria si assume il Principio Cosmologico, la legge di Hubble risulta venir fuori anche matematicamente. 
Perché l'universo si espande? Questa è una domanda un po' strana perché in realtà l'espansione dell'universo, anzi dello spazio, è il modo in cui descriviamo ciò che osserviamo e non una legge fisica che non comprendiamo (poi un giorno ne parleremo forse...). Quindi non so fino a che punto abbia senso chiederselo; comunque non abbiamo idea del perché le cose stiano così, ovviamente.
Per esempio, Albert Einstein era un convinto sostenitore di un universo non in espansione. Però le equazioni della teoria della Relatività Generale da lui stesso calcolate dicevano che l'universo doveva espandersi in accordo alla teoria elaborata. Per questo motivo aggiunse un termine costante alle sue equazioni in maniera tale da poter ottenere come soluzione un universo statico. Questa costante è stata chiamata Costante Cosmologica. 
Ovviamente le misure di Hubble hanno messo da parte qualsiasi utilizzo della costante cosmologica. E Einstein dichiarò che aver introdotto la costante cosmologica era stato il più grande sbaglio della sua vita.
Tuttavia a volte la vita è strana. E infatti Saul Perlmutter, Brian Schmidt e Adam Riess hanno vinto nel 2011 il Premio Nobel per la fisica "per la scoperta dell'accelerazione dell'espansione dell'universo mediante le supernovae distanti". Scoperta avvenuta sul finire del secolo scorso.


Schmidt e Perlmutter che scherzano (Fonte: http://blogs.scientificamerican.com)
Come? Non solo l'universo si espande ma lo fa anche accelerando? 
Così pare. Non entriamo in questa sede nei dettagli delle osservazioni fatte pur essendo molto importanti (probabilmente lo faremo in seguito su questo blog, non disperate!).
La cosa importante da notare è che, se l'universo accelera allora diventa necessario introdurre qualcosa nelle equazioni che governano l'evoluzione dell'universo tale da permettere un'espansione accelerata. Ma cosa vuol dire aggiungere qualcosa nelle equazioni?
Bisogna capire cosa dicono le equazioni. Le equazioni che governano l'evoluzione dell'universo derivano dalle equazioni di Einstein. E cosa dicono quest'ultime? Dicono che la struttura dello spazio-tempo (non ci importa per il momento capire cosa significhi) dipende dal contenuto dell'universo. 
Per contenuto si intende materia, radiazione e altra robaccia. Altra robaccia? C'è dell'altro oltre a materia e radiazione? Beh, oltre alla materia ordinaria (chiamata barionica) vi è anche la materia oscura e questo si sapeva più o meno. Ma se vogliamo un universo che accelera allora ci vuole qualche altra cosa e questa componente viene chiamata energia oscura.
Quindi ricapitolando, se si vuole un universo che si espande accelerando bisogna aggiungere alle equazioni di Einstein e quindi a quelle che governano l'evoluzione dell'universo una componente chiamata energia oscura. Se poi questa componente si prende costante viene fuori che alla fine forse Einstein non ebbe tutti i torti ad introdurre la sua costante cosmologica (anche se per motivi totalmente differenti, visto che lui voleva un universo statico!).
Bene, quindi abbiamo a che fare con l'energia oscura, come se già non bastava quello che avevamo.
L'effetto fisico dell'energia oscura è un effetto anti-gravitazionale. Infatti la gravità fa attirare tra loro tutte le strutture dell'universo. Quindi questo vuol dire che la gravità, in un certo senso, frena l'espansione o, se vogliamo, la decelera. Se si aggiunge un effetto anti-gravitazionale o, se vogliamo, una gravità repulsiva, allora otteniamo, se questa energia oscura è dominante rispetto alla materia, un'espansione accelerata.
C'è un solo problema: non abbiamo la più pallida idea di cosa sia questa energia oscura. E non sappiamo nemmeno se si tratti di una costante cosmologica o qualcosa di più complicato. Niente, brancoliamo nel buio. Nel buio dell'universo per la precisione.
Si può misurare il valore dell'energia oscura o comunque cercare di capire di che si tratta? Certo! Si può fare tramite la radiazione cosmica di fondo oppure magari tramite le lenti gravitazionali. 
Insomma gli astrofisici sono al lavoro per cercare di risolvere uno dei misteri più intricati (anche uno dei più recenti) della fisica. 
Per il momento le osservazioni ci dicono che, se la teoria è esatta, l'universo sta accelerando. Per il resto staremo a vedere.

lunedì 15 aprile 2013

La naturalezza dell'entropia

Qualunque persona che abbia mai sentito parlare di entropia non può fare a meno di associare questo concetto al disordine di un sistema.

Fonte: http://miguelhadzich.com/


Come avrete potuto sperimentare anche voi appena finita di leggere la frase precedente, una tale spiegazione dell'entropia non sembra affatto chiara. Innanzitutto perché non spiega cosa è l'entropia e poi perché non spiega a cosa serve. A scuola o all'università il concetto di entropia è sempre introdotto usando qualche strana macchina termica o anche un frigorifero. E si parla di processi reversibili o irreversibili. Insomma ci sono tanti modi per introdurre questo concetto, alcuni standard altri meno.
Ma per favore non parliamo di disordine (e a fine post capirete perché). Il miglior modo per cominciare a parlare di entropia è enunciare la seconda legge della termodinamica, una legge universale che sembra valere in ogni situazione:

"La variazione di entropia in un sistema fisico è sempre maggiore di o uguale a zero".

Che accipicchia vuol dire? Vuol dire che se abbiamo un sistema fisico in cui accadono tante belle cose e calcoliamo l'entropia in due istanti successivi di tempo otteniamo che l'entropia finale è sempre più grande dell'entropia iniziale o, al massimo, i due valori sono uguali. Quando i due valori sono uguali? Quando il sistema ha raggiunto il suo equilibrio termodinamico, che in prima approssimazione vuol dire che tutte le forze interne al sistema sono bilanciate tra loro e anche che tutte le parti del sistema hanno la stessa temperatura.
Bene, ora però dobbiamo dire cos'è l'entropia, o perlomeno spiegare a cosa serve. Detto in parole povere (come da motto di questo blog!) e molto banalmente, l'entropia misura il numero di possibili stati diversi in cui possiamo trovare un sistema fisico (in realtà l'entropia è il logaritmo del numero di tali stati).   Per "stato" si intende l'insieme di tutte le configurazioni possibili in termini di posizioni e velocità di tutte le particelle che compongono il sistema fisico in esame.

Ora di seguito proverò a spiegare il significato misterioso del concetto di entropia; in particolare, per capirci qualcosa, dobbiamo fare un passo indietro e parlare del concetto di temperatura.

Quando si dice che un qualcosa è ad una certa temperatura in realtà si sta parlando della velocità media delle particelle che compongono quel qualcosa. Quindi se per esempio il nostro oggetto è allo zero assoluto (-273.15 °C), la temperatura più bassa possibile, vuol dire che tutte le particelle che compongono l'oggetto sono ferme (si tratta di un esempio ideale ovviamente). Quindi se ci pensate questo vuol dire che tutte le particelle, anche il più minuscolo nucleo atomico,  sono bloccate; dunque abbiamo che il sistema ha una sola configurazione possibile per le particelle e quindi un solo possibile stato e siccome il logaritmo di uno fa zero, allora l'entropia vale zero. Cerchiamo di capire meglio alzando la temperatura.
Se il nostro oggetto ha una certa temperatura allora vuol dire che, in una certa misura, gli atomi si muoveranno più o meno liberi a seconda che si tratti di un gas o di un solido. Perciò ogni particella avrà una certa posizione ed anche una certa velocità media (diversamente dalla situazione dello zero assoluto in cui la velocità era nulla).
Facciamo l'esempio di un solido. Essendo una struttura abbastanza rigida ma comunque dotato di una certa elasticità allora i propri atomi potranno, come dire, oscillare attorno ad una certa posizione ma senza allontanarsi troppo.
Nel caso di un gas invece gli atomi sono liberi di vagare con la velocità dettata dalla temperatura del gas. Dunque risulta evidente che gli atomi del gas sono più liberi. La libertà in questo caso vuol dire che  gli atomi del gas possono occupare un insieme di valori di posizione e velocità più ampio di quelli a disposizione per gli atomi del solido. Ogni configurazione in cui ogni atomo ha una certa posizione e una certa velocità si chiama stato del sistema.

Ma forse così non è ancora abbastanza chiaro così facciamo un esempio. Avete fatto tardi e dovete andare al cinema. Quando arrivate nella sala ormai sono rimasti pochi posti a disposizione e probabilmente i migliori posti saranno stati già accaparrati da altri. E inoltre sicuramente gli altri non si alzeranno per voi!
Una situazione intermedia si ha quando per esempio voi arrivate al cinema con un gruppo di amici e in sala c'è ad aspettarvi un altro gruppetto di amici. In questo caso quando il vostro gruppo arriva ci sarà un po' di fermento, ognuno si vorrà sedere vicino all'amico/a preferito/a e quindi si chiederà di scalare di posto etc etc.
Un'altra situazione si ha quando tutte le persone che vogliono vedere il film entrano insieme nella sala; in questo caso la scelta del posto è imbarazzante, anche se vi sono alcuni che sono migliori di altri.
Il punto di questi tre esempi è che nel primo caso se si fanno due fotografie successive nel tempo alle persone sedute si noterà soltanto il fatto che siete arrivati voi, quindi un cambiamento minimo visto che vi era poca scelta; invece nell'ultimo caso magari le persone si siedono poi cambiano posto perché, non saprei, magari trovano qualcuno che conoscono e quindi se si scattano anche in questo caso le foto si potrebbero ottenere anche due foto completamente differenti.
Dunque, se l'entropia è legata al numero di possibili configurazioni allora possiamo intendere che la terza situazione è quella con la più alta variazione di entropia di tutte tra due istanti successivi.
Comunque ad un certo punto il film inizierà e quindi, alla fine, ognuno avrà deciso il suo posto e due foto scattate in rapida successione mostrerebbero la situazione pressoché inalterata. Cioè una variazione di entropia nulla. Si è raggiunto l'equilibrio del sistema!
Quindi l'entropia continua a crescere finché il sistema non raggiunge l'equilibrio; a quel punto si è arrivati al massimo valore dell'entropia per quel sistema e la variazione di entropia diventa nulla.
Raccontata così uno potrebbe ancora pensare che l'entropia sia qualcosa legata al disordine ma adesso proverò a spiegarvi che non è proprio così.
Per capirlo dovremo ricorrere ad un esempio classico (solo che noi non lo useremo per capire cos'è l'entropia, visto che l'abbiamo già spiegato; piuttosto lo useremo per introdurre un nuovo concetto).
Si tratta di un contenitore con due gas differenti separati da una parete; non appena la parete viene rimossa i due gas sono liberi di occupare l'intero volume del contenitore.

Fonte: http://www.ch.ntu.edu.tw/


Come potete immaginare, la situazione finale è quella con più alta entropia perché le particelle occupano un volume maggiore e quindi hanno la possibilità di occupare più posizioni e inoltre se i due gas avevano temperature diverse, allora all'equilibrio avranno la stessa temperatura quindi cambieranno anche le velocità medie.
Perché quest'esempio? Perché potete apprezzare il fatto che se abbiamo un gas allora le particelle tendono ad occupare il massimo volume disponibile. Questo è uno dei motivi per cui la gente pensa al disordine quando si parla di entropia. Ma non è il solo.
Infatti vi è anche il classico esempio dell'uovo che si frantuma al suolo. L'uovo è integro in bilico sul tavolo ma poi quando cade e si spappola. E tutti pensano al disordine.
Ora vi farò vedere che invece quella è la situazione più ordinata che potete immaginare!
Guardate la prossima figura:

http://www.preposterousuniverse.com/blog

Abbiamo un insieme di particelle soggette alla forza di gravità. Siccome si attraggono l'una verso l'altra ad un certo punto potremmo osservare la situazione finale come quella di un ammasso di particelle.
L'entropia è diminuita? Ma assolutamente no. Abbiamo detto che la seconda legge della termodinamica afferma che l'entropia finale è sempre maggiore di o uguale a quella dello stato iniziale. Il punto è che, come abbiamo detto, l'entropia non cresce per sempre ma raggiunge il suo massimo quando si ha l'equilibrio. Ora se abbiamo particelle su cui agisce la forza gravitazionale esse troveranno pace solo quando si ammasseranno perché la forza di gravità è una forza esclusivamente attrattiva. E siccome l'ammasso è il momento dell'equilibrio per quelle particelle che erano tirate avanti e indietro dalla gravità, allora vuol dire che quando le particelle si ammassano l'entropia sarà massima!
Se ci pensate, sembra strano solo perché non è il classico esempio delle palline di gas che si mischiano. Ma la logica è la stessa: il raggiungimento dell'equilibrio.
Ed è quello che fa anche l'uovo. Essendo attratto dalla forza di gravità esercitata dalla Terra esso è inevitabilmente tirato giù dal tavolo se si trova in bilico. Poi, certo, l'uovo è un tipo assai delicato e va in frantumi...ma quella è la posizione d'equilibrio, per terra.
Ora, vi sentireste di dire che l'ammasso di particelle rappresenta una situazione di disordine rispetto alla situazione iniziale in cui tutte le particelle sono sparse nel contenitore? Anzi, a vedere bene sembra che l'aumento dell'entropia coincida con lo stato del sistema più naturale possibile, appunto l'equilibrio.
Perciò ricordate che l'entropia non misura il disordine. In realtà l'entropia è molto più di quello che abbiamo visto in questo post. Ci sarebbe da parlare anche di meccanica quantistica (un argomento che spero di affrontare presto in questo blog) ma per il momento fermiamoci qui. Dunque ricordatevi che l'entropia misura, in un certo senso, le possibili configurazioni di posizioni e velocità delle particelle del sistema fisico che state studiando. Può darsi che alcune configurazioni siano più probabili di altre; questo perché, alla fine, tutte le strade portano all'equilibrio.




sabato 13 aprile 2013

Gatti quantistici

La meccanica quantistica è una teoria fisica nata nella prima metà del secolo scorso. Permette di spiegare il comportamento delle particelle su scale microscopiche e sembra funzionare molto bene.
Funziona così bene che l'approccio quantistico viene considerato anche per tentare di studiare gli effetti gravitazionali su scale molto piccole anche se finora con poco successo (ovvero quella che viene chiamata gravità quantistica o tentativo di quantizzare la gravità). In questo post tralasceremo tutta la storia di questa teoria e, se avrete la pazienza di seguirmi nella lettura, ci concentreremo su un particolare esperimento molto importante che, a mio avviso, rende molto chiara l'importanza e la necessità di una teoria differente da quella classica.
L'esperimento di cui stiamo parlando è solitamente chiamato esperimento di Stern-Gerlach in onore di Otto Stern e Walther Gerlach, i due fisici che nel 1922 idearono e realizzarono questo esperimento.
Il loro obiettivo iniziale era comprendere se le particelle fossero dotate di un momento angolare intrinseco (chiamato anche spin).
Potremmo stare a parlare per ore di momento angolare o di spin. Ma non lo faremo perché non è l'obiettivo di questo post. Questo post vuole semplicemente farvi capire come è necessario andare oltre la teoria classica per poter spiegare alcuni fenomeni fisici.
Quindi diremo semplicemente che lo spin è una proprietà intrinseca delle particelle e che non ha un analogo con quello che possiamo incontrare quotidianamente. Come la carica o la massa di una particella sono proprietà intrinseche, anche lo spin lo è allo stesso modo.
Ora, sempre senza entrare nei dettagli, se una particella attraversa un campo magnetico non uniforme allora a causa del fatto che le particelle hanno un certo spin, la loro traiettoria verrà deviata a seconda dello spin appunto.
Allora ecco cosa combinarono Stern e Gerlach. Presero un fascio di atomi di argento ionizzati e li fecero passare, ad esempio sparandoli in direzione orizzontale (che chiameremo asse x), attraverso una regione con campo magnetico non uniforme per esempio lungo l'asse verticale (che chiameremo asse z) per poi farli giungere su di uno schermo. L'effetto del campo magnetico è di deviare la loro traiettoria. Se le particelle si comportano in maniera classica allora come risultato sullo schermo avremo una certa disposizione spaziale di particelle dovuta al fatto che, siccome ogni particella ha un certo valore dello spin, ognuna sarà deflessa in maniera differente.
Ma, sorpresa delle sorprese, non è ciò che si osserva!
Ciò che si misura è che le particelle si dividono i due fasci separati e distinti; questo significa che lo spin misurato può assumere solo due valori!

Fonte: http://www.mineman.eu/



Questa è una dimostrazione che lo spin delle particelle elementari è quantizzato, ovvero non può assumere tutti i valori che gli pare ma può essere misurato solo con certi valori particolari; nella fattispecie dell'esperimento di Stern-Gerlach i valori possibili sono solo due.
Bene, il nostro post potrebbe fermarsi qui. Abbiamo visto che la fisica classica non funziona più ed è necessario introdurre una nuova teoria, la meccanica quantistica appunto. Ma non è l'unica cosa che si può capire da questo esperimento.
Infatti proviamo a vedere cosa accade se mettiamo vari apparati di Stern-Gerlach in sequenza. Voglio dire, abbiamo visto che un fascio di atomi viene diviso in due; ora chiediamoci che succede se vogliamo misurare lo spin di uno dei due fasci risultanti. Il primo apparato ha misurato lo spin lungo l'asse z. Ora supponiamo di prendere uno dei due fasci finali e di misurare lo spin di quel fascio ancora lungo l'asse z. Voi penserete all'inutilità di questa operazione dato che abbiamo appena misurato lo spin lungo l'asse z. E infatti la misura dello spin rimane inalterata.
Ora supponiamo di prendere sempre uno dei due fasci (ad esempio il fascio deviato verticalmente, che chiameremo z+ mentre l'altro lo chiameremo z-) e di misurare con un secondo strumento lo spin lungo l'asse x.
Cosa vi aspettereste di trovare?

Ho lasciato una riga bianca per farvi pensare. Il risultato è alquanto sorprendente: troviamo che il nostro originario fascio z+ si divide in due fasci x+ e x-!
Ma voi potreste dire: bene, tutto sommato è comprensibile visto che stiamo misurando lo spin lungo un'altra direzione completamente indipendente da quella iniziale.
Allora complichiamo ancora la cosa. Riprendiamo il nostro fascio di atomi e misuriamo lo spin lungo l'asse z; il risultato sarà una divisione del fascio in z+ e z-. Ora prendiamo, ad esempio, il fascio di particelle z+ e misuriamone lo spin lungo l'asse x; otteniamo, come già detto, due fasci x+ e x-.
Adesso prendiamo uno di questi due fasci, ad esempio x+, e misuriamo di nuovo lo spin lungo l'asse z.
Ora cosa vi aspettereste di trovare?
Il senso comune ci suggerisce che, siccome questi ultimi atomi provengono in origine dal fascio z+ allora con il terzo strumento non dovremmo vedere una divisione del fascio poiché tutte le particelle dovrebbero avere lo stesso spin lungo l'asse z ora.
E invece no! Si misura ancora una divisione del fascio in z+ e z-! Ma come è possibile?
Prima di spiegarlo, siccome ho scritto parecchio, facciamo un riassunto visivo con una immagine:



Fonte: Wikipedia


Dunque gli apparati di Stern-Gerlach non agiscono semplicemente come filtri che selezionano il fascio con uno certo spin. Piuttosto vengono rispettate le leggi della meccanica quantistica. Cosa dicono queste leggi? Dicono che prima di una qualsiasi misura un sistema fisico si trova in uno stato che è la sovrapposizione di tutti gli stati possibili.

Facciamo un esempio famosissimo, quello del gatto di Schrodinger. Abbiamo un gatto in una scatola chiusa in compagnia di un contatore Geiger nel quale si trova una sostanza radioattiva che ha una certa probabilità di decadere e azionare la rottura di una fiala di cianuro con conseguente morte del gatto.
Ora la domanda è: tenendo chiusa la scatola cosa possiamo dire del gatto? Sarà vivo o morto? Siccome la sostanza radioattiva potrebbe decadere o meno, allora anche il gatto sarà sia vivo che morto!
L'unico modo per saperlo è aprire la scatola (e supponiamo che con tale apertura qualunque meccanismo venga bloccato definitivamente), il che equivale ad effettuare una misura (sperando che il gatto sia vivo!).
La stessa cosa accade con gli atomi dell'esperimento di Stern-Gerlach. Per uniformarci all'esempio del gatto diremo che gli stati con il "+" corrispondono a "vivo" mentre quelli con il meno corrispondono a "morto". Gli apparati saranno analoghi alle scatole di Schrodinger... e parleremo di gatti piuttosto che di atomi!
Prima situazione: apriamo la scatola e troviamo il gatto vivo, allora chiudendo e aprendo di nuovo la scatola troveremo sempre il gatto vivo (poiché abbiamo supposto, per rendere l'analogia, che la prima apertura blocca ogni meccanismo).
Seconda situazione: apriamo la scatola e troviamo il gatto vivo. Poi però cambiamo scatola (cioé misuriamo lungo l'asse x) con un nuovo meccanismo sostanza radioattiva - fiala di cianuro e mettiamo il gatto in quella scatola. Risulta chiaro che siamo tornati di nuovo nella situazione iniziale è il gatto sarà, dal punto di vista quantistico, sia vivo che morto!
Terza situazione: apriamo la scatola e troviamo il gatto vivo. Cambiamo scatola con un meccanismo di morte differente, apriamo e troviamo il gatto ancora vivo (fortunatissimo direi!). Ora usiamo di nuovo una scatola con lo stesso meccanismo di morte iniziale ed è chiaro che fin quando non apriamo il gatto sarà ancora sia vivo che morto (...e comunque non tenteremo la fortuna una terza volta!).

Il gatto è sia vivo che morto 

Spero non sia troppo intricato il mio ragionamento. Ovviamente sorvolo su tutti i possibili dettagli e sottigliezze perché l'obiettivo era solo fornire un esempio della logica che sta dietro la teoria quantistica.
Siamo giunti alla fine: cosa abbiamo imparato?
Innanzitutto che su scale microscopiche le cose vanno diversamente. E che questa diversità dipende tutta dal fatto che in fisica le cose vanno misurate. E la meccanica quantistica è, essenzialmente, una teoria della misura che ci permette di avere un certo tipo di informazioni riguardo ai possibili risultati di una misura.
Anche classicamente parlando la misura è governata da incertezze o se vogliamo da una distribuzione di probabilità dei valori che si possono misurare. La meccanica quantistica estende questo concetto ai fenomeni microscopici.
Infatti, dal punto di vista classico, abbiamo a che fare con oggetti costituiti da un elevato numero di particelle e quindi la situazione è più complicata da descrivere con la teoria quantistica. Ma non dobbiamo preoccuparci visto che abbiamo la teoria fisica classica!
Su scale microscopiche dobbiamo confrontarci con le particelle fondamentali, le quali sono fatte in un certo modo e la meccanica quantistica è una teoria che le descrive con alto grado di precisione.
Molte persone lavorano ad una possibile estensione che unisca meccanica quantistica e gravitazione (teoria delle stringhe, teoria delle brane, dimensioni-extra) ma purtroppo la difficoltà risiede nel produrre risultati sperimentali che siano in grado di verificare o falsificare queste teorie e quindi finora non sono state ancora accettate ufficialmente come teorie definitive.
Insomma la ricerca fisica va avanti!


venerdì 12 aprile 2013

La prospettiva degli oroscopi

In questa splendida foto possiamo notare tre oggetti: un aereo, la Luna e il pianeta Giove.

Fonte: http://apod.nasa.gov/


Se facessimo finta di non sapere nulla potremmo anche pensare, guardando questa foto, che i tre oggetti siano molto vicini l'un l'altro. Magari che l'aereo sta andando sulla Luna, oppure che Giove stia girando intorno alla Luna...insomma libero sfogo alla fantasia.
Ma la realtà è ben diversa. Tra l'aereo e la Luna ci sono circa 300 mila chilometri di distanza mentre tra la Luna e Giove e di circa 600 milioni di chilometri (quando va bene, sennò anche di più!).
Perché vi mostro questa foto? Per dirvi che la stessa cosa accade con le stelle che vediamo in cielo. Cioè a noi pare di vedere delle costellazioni, dei disegni in cui le stelle sembrano vicine, ma in realtà la situazione è la stessa descritta dalla figura sopra. Anzi anche peggio, perché le stelle sono molto più lontane tra loro.
Insomma, questo post è solo un per ricordarvi di non fidarvi di quello che vedete perché a volte gli occhi possono ingannare. E soprattutto, non fidatevi degli oroscopi. Infatti secondo l'astrologia il movimento dei pianeti nelle costellazioni dovrebbe influenzare la vita degli esseri umani tutti i giorni. Ma, nel mondo reale, non esiste nessuna costellazione: le stelle che sembrano vicino guardando il cielo in realtà sono molto più lontane delle centinaia di milioni di chilometri che separano la Luna e Giove e quindi tali stelle non hanno proprio idea di far parte di una costellazione.
 Le costellazioni sono come dei segnali stradali; gli astronomi le usano come delle coordinate per muoversi quando si mappa o si vuole cercare qualcosa in cielo guardando dalla Terra sfruttando l'effetto di proiezione dovuto alle grandi distanze in gioco.
Inoltre i pianeti non si muovono nelle costellazioni per due motivi: primo perché le costellazioni non esistono, secondo perché i pianeti appartengono al sistema solare e quindi le altre stelle sono molto, ma molto più lontane di quello che si possa immaginare e ancora una volta tutto si basa su un gioco di prospettiva. Da cui il titolo semiserio di questo post!
Dunque, ancora una volta in questo blog, invito a non farvi prendere in giro da oroscopi o altro. Non vi è nessuna influenza delle lontanissime stelle sulla nostra vita quotidiana.


giovedì 11 aprile 2013

Raggi cosmici

I raggi cosmici non sono raggi. Iniziamo dicendo questo.
Si tratta di particelle che bombardano il nostro pianeta ogni secondo. Per particelle intendiamo pezzi di atomi, ovvero protoni, elettroni ma anche nuclei atomici i cui elettroni sono stati scippati via durante il percorso dei raggi cosmici ad alta velocità (prossima alla velocità della luce).
Due domande: perché si chiamano raggi se sono particelle e da dove provengono.
Cominciamo dalla prima.
I raggi cosmici furono scoperti intorno al 1910 e a quell'epoca le cose in fisica erano molto diverse da come le conosciamo oggi. Niente meccanica quantistica, ad esempio. E l'unica particella conosciuta a quei tempi era l'elettrone (il protone fu scoperto nel 1920). In particolare era stato notato che alcuni dispositivi elettrici avevano un comportamento inaspettato e ciò fu imputato ad una qualche tipo di radiazione. Se si ponevano degli schermi sui dispositivi usati per gli esperimenti si misuravano sempre gli stessi effetti e quindi fu dedotto che si trattava di una radiazione estremamente potente e penetrante. In particolare, Victor Hess, austriaco, e Domenico Pacini, italiano, studiarono indipendentemente l'origine dei raggi cosmici e (Hess grazie ad un pallone aerostatico, Pacini grazie a degli studi effettuati sott'acqua) poterono escludere l'origine terrestre dei raggi cosmici.
Per questi lavori Hess vinse il premio Nobel per la fisica nel 1936. Pacini purtroppo era passato a miglior vita e quindi non potette essere candidato per l'ambito premio.
Comunque successivamente i fisici capirono che si trattava di particelle cariche. Come hanno fatto a capirlo? Dalla loro direzione di provenienza. Infatti, pur non essendo di origine terrestre, i raggi cosmici una volta arrivati dalle nostre parti sulla Terra subiscono l'influenza del nostro campo magnetico, il quale agisce solo su particelle cariche determinandone il movimento.
Bene, questa era una mini introduzione.
Ora andiamo alla seconda domanda, la quale è anche la questione centrale di questo post. Da dove provengono i raggi cosmici? Il fisico italiano (premio Nobel nel 1938) Enrico Fermi ipotizzò, intorno agli anni '40 del secolo scorso che i raggi cosmici fossero particelle provenienti da i resti delle supernovae; o meglio queste particelle raggiungono queste velocità pazzesche perché accelerati nelle esplosioni dovute a supernovae.
Il satellite della NASA Fermi (in onore del fisico italiano) ha trovato conferma a questa ipotesi il 15 febbraio 2013 (circa due settimane prima l'apertura di questo blog, quindi mi sembrava giusto parlarne comunque). Cosa ha trovato il satellite? Il satellite Fermi si occupa dell'osservazione dei raggi gamma, fotoni parecchio energetici, che provengono dallo spazio. Osservando alcune supernovae nella nostra galassia il satellite è riuscito a misurare raggi gamma provenienti proprio dalla appena citate supernovae e da questa analisi i fisici hanno capito che quello che misuravano era il risultato di collisioni tra protoni nelle supernovae osservate dal satellite (per maggiori informazioni leggi qui il comunicato ufficiale della scoperta in italiano).
E quindi sembra essere confermata l'idea avuta da Enrico Fermi più di settanta anni fa.
L'uso dei raggi gamma è fondamentale per scoprire l'origine dei raggi cosmici. Infatti, come abbiamo detto, i raggi cosmici seguono traiettorie modificate a causa dei campi magnetici e quindi è impossibile risalire alla traiettoria originaria. I raggi gamma invece sono molto energetici e poi sono fotoni e quindi viaggiano tranquillamente arrivando sino al rivelatore del satellite. Così, anche se in maniera indiretta, si può risalire in qualche modo all'origine dei raggi cosmici.

Per finire: cosa accade ai raggi cosmici quando colpiscono la Terra? Entrano in contatto con l'atmosfera e producono una serie di reazioni che generano altre particelle, una specie di reazione a cascata. Questi raggi cosmici secondari prodotti da queste reazioni successive vengono osservati in vari laboratori sulla Terra.

Raggi cosmici primari e secondari (Fonte: www.formiche.net)

 Il guaio è nello spazio, però. Infatti, senza l'effetto schermante dell'atmosfera, astronauti e satelliti sono esposti al tiro al bersaglio dei raggi cosmici primari. Quindi bisogna stare attenti perché si tratta di particelle molto energetiche che possono rappresentare un pericolo per la salute degli astronauti. I satelliti invece non rischiano la salute ma potrebbero esserci dei danni nella strumentazione e ciò potrebbe compromettere l'efficienza delle misurazioni.
Ed eccoci alla fine del post. Con la scusa di parlare delle recenti scoperte sui raggi cosmici abbiamo voluto ricordare non solo Enrico Fermi che aveva proposto l'idea che sembra oggi spiegare l'origine dei raggi cosmici ma anche Domenico Pacini che con i suoi studi ha certamente permesso a Fermi di elaborare la sua teoria su queste particelle cosmiche.


mercoledì 10 aprile 2013

Cos'è una stella

La risposta a questa domanda sembra apparentemente semplice e molti risponderebbero così: "beh, una stella è un qualcosa di caldo, come il Sole insomma".
Giusto, perché il Sole è una stella. Poi solitamente guardando il cielo notturno c'è sempre qualcuno nella comitiva che dice: "Ecco, quello è Giove!". E qualcun altro: "Come hai fatto a riconoscerlo?", "Bene, vedete che a differenza degli altri puntini luminosi Giove non scintilla, quindi è un pianeta".
Questa non è la risposta alla domanda posta nel titolo di questo post, ma visto che ci siamo vediamo perché Giove (e anche gli altri pianeti) non scintilla.
Partiamo con il dire che Giove appartiene al Sistema Solare. Questo vuol dire che la distanza Giove-Sole è molto piccola rispetto alla distanza Giove-qualunquealtrastella perché, come sapete la stella più vicina è lontana 4 anni-luce (cioè la luce di quella stella impiega 4 anni per raggiungerci), quindi figurarsi le altre stelle come sono lontane!
Questo vuol dire che le altre stelle sono lontanissime e nonostante in realtà possano essere enormi, a causa di queste enormi distanze noi le riusciamo a vedere solo come puntini luminosi. Giove, essendo più vicino, invece è visibile come una piccola pallina, seppur piccola.
Ora, tra noi è il cielo infinito c'è una signora chiamata atmosfera. Questa signora non è che sta ferma immobile ad aspettare chissà cosa, piuttosto è sempre in movimento a causa di turbolenze dovute a differenze di temperatura e di condizioni tra i vari strati dell'atmosfera. Comunque il punto è che le stelle noi le vediamo come puntini. Quindi quando la luce proveniente da tali puntini arriva ad incontrare l'atmosfera, a causa della turbolenza dell'aria ci sembra che la stella cambi la sua luminosità, ovvero ci sembra di vederla scintillare. E perché con Giove non accade? Anche con Giove accade invece, ma siccome i pianeti non sono visti essere puntiformi ma hanno un diametro apparente, seppur piccolo, molto più grande di quello di qualsiasi altra stella notturna, allora per disturbare la luce proveniente da Giove sono necessarie grandi turbolenze atmosferiche mentre per le stelle bastano piccolissime turbolenze proprio a causa del loro piccolissimo diametro apparente. Comunque anche i pianeti risentono di queste turbolenze in qualche modo e il risultato si può notare magari osservando Giove con un telescopio e notando come l'immagine sia continuamente "agitata".
Ora cerchiamo però di capire cosa sia una stella per davvero.
Una stella è un oggetto formato esclusivamente da gas. La maggior parte di questo gas è idrogeno, ma possiamo trovare anche una bella fetta di elio e tracce di altri elementi.
Una stella ha un qualcosa che i pianeti si sognano: le reazioni nucleari.
Infatti una stella brilla perché al suo interno vi sono reazioni che producono fotoni (quindi luce). Invece i pianeti "brillano" perché riflettono la luce del Sole (quindi siete stati avvisati!).
Ora, sappiamo che i pianeti sono pezzi di roccia più o meno belli (tipo Mercurio, Venere, Terra, Marte) o palloni con uno spesso strato di atmosfera ma nucleo solido (Giove, Saturno, Urano, Nettuno).
Nelle stelle non vi è niente di solido. Tutto è sotto forma di gas. Dunque la domanda è: perché le stelle non collassano su stesse? Infatti uno potrebbe pensare che il gas che si trova negli strati più esterni cade verso il centro della stella a causa della forza di gravità. E infatti è quello che accade, esattamente come tutti noi siamo attratti verso il centro della Terra. Ma qui, dalle nostre parti, abbiamo la crosta terrestre a fermare la nostra caduta verso l'inevitabile; nelle stelle cosa evita tutto ciò?

Equilibrio all'interno di una stella (Fonte: http://chandra.harvard.edu).

Lo potete vedere nella figura qui sopra. La guerra del gas che da una parte tende ad espandersi (perché ad alte temperature) verso l'esterno  (generando così una pressione a cui va ad aggiungersi quella della radiazione) e la gravità che tende a far cadere il gas verso l'interno non la vince nessuno. Almeno finché ci sono le reazioni nucleari nel nucleo che mantengono le temperature alte abbastanza. Infatti i fotoni vengono prodotti grazie a quattro atomi di idrogeno che fondono in un atomo di elio. La fase di bruciamento dell'idrogeno è la più lunga della vita di una stella. Comunque la vita di una stella dipende dalla sua massa; stelle più massive hanno una vita più breve. Si va dai centinaia di milioni di anni delle stelle massive ai miliardi di anni delle stelle piccole (al Sole restano "ancora" altri 5 miliardi di anni!). Infatti le stelle più massive sono anche le più luminose. Quindi nonostante abbiamo un maggior quantitativo di idrogeno rispetto alle stelle più piccole, la quantità di energia prodotta nell'unità di tempo (cioè la luminosità) è maggiore e quindi il combustibile finisce prima. Perché questo? Perché siccome la stella è più massiva allora per raggiungere l'equilibrio è necessario un maggiore pressione per bilanciare la gravità che spinge verso l'interno. Perciò le condizioni di equilibrio all'interno della stella fanno sì più è massiva la stella più è luminosa perché deve produrre più fotoni per contrastare il gas che collassa. Alla fine dunque stelle più massive bruciano in fretta l'idrogeno e quindi "muoiono" prima.
Quindi quando l'idrogeno finisce iniziano i guai. Iniziano le fasi finali della vita di una stella. Viene bruciato anche l'elio per formare carbonio e ossigeno ma, se le temperature non sono abbastanza alte, la fabbrica dei fotoni si ferma e la gravità vince e avviene, alla fine, il collasso (e tutto ciò viene chiamato Supernova).
Un'ultima cosa che sicuramente avrete notato guardando il cielo notturno è che le stelle possono avere differenti colori. Come mai?
Si tratta di un fenomeno generale. Infatti il colore di un qualcosa che emette radiazione elettromagnetica (cioè fotoni) è legato alla temperatura del corpo (in questo caso si parla di approssimazione di corpo nero, ma non scendiamo nei dettagli). Per capirci, pensate ad un fabbro; quando tira fuori la spada dal fuoco potete notare che l'arma è incandescente, di colore tendente verso il blu. Quando poi si raffredda allora inizia a diventare gialla e poi rossa. La stessa cosa vale per le stelle.
Colori diversi corrispondono a diverse temperature della superficie stellare. E in particolare, le stelle blu sono più calde (si parla di circa 50mila kelvin) di quelle rosse (per esempio parliamo di circa 3000 kelvin). Il Sole ha una temperatura di circa 6000 kelvin e appare giallo.
Quindi ricapitoliamo, ora sapete (o perlomeno avete avuto qualche dettaglio su): perché le stelle scintillano, come sono fatte al loro interno (e soprattutto perché non collassano da un momento all'altro), perché hanno colori diversi.
Le stelle sono fondamentali nell'universo. Si mettono insieme e formano le galassie. Al loro interno e grazie alla loro evoluzione si formano gli elementi di cui siamo costituiti.
Per quanto spietata e crudele possa essere la fine di una stella, non dimentichiamoci che comunque si tratta anche, in una certa misura, dell'inizio necessario per arrivare a ciò che siamo oggi.