LA FISICA CHE PORTO' ALLA NASCITA DEL SISTEMA SOLARE - Il campo magnetico

Le pareti entro cui è confinato tale gas sono le forze gravitazionali, che mantengono la materia in una regione dello spazio, qu 717j94h esta pressione dipende dal suo stato termico e dai suoi moti interni.

L'energia termica deriva dalle sorgenti di riscaldamento e di raffreddamento del gas e delle polveri.

Il campo magnetico.

Elemento importante della fisica che ha permesso l'inizio della formazione del nostro Sistema Solare è il campo magnetico.

La sua caratteristica principale è quella di influenzare ed essere influenzato dalla cariche in moto.

L'intensità del campo è associata alle linee di forza ,quelle linee in cui in ogni loro punto il campo magnetico è tangente.

Se il campo non è uniforme in intensità e direzione le particelle si muovono ad a spirale attorno alle linee di forza del campo restandone intrappolate. Esse possono fuggire collidendo con altre particelle.

Considerando una regione del mezzo interstellare in cui è presente un campo magnetico e supponendo che essa collassi sotto l'influsso della forza di gravità, per il principio di conservazione del flusso magnetico, il numero delle linee di forza restare invariato alla fine del processo.

Se le linee si forza si avvicinano tra loro e la densità di energia magnetica aumenterà opponendosi a una ulteriore contrazione della nuvola, ergo, l'azione dei campi magnetici è, in qualche modo, opposta a quella dei campo gravitazionali.

Gli oggetti compatti.

Le nubi interstellari si contraggono in oggetti compatti, a causa della forza gravitazionale, che essendo attrattiva permette una contrazione con la liberazione dell'energia, ma il collasso può avvenire solo in condizioni particolare. Infatti, il campo magnetico e la turbolenza tendono a sfavorire energicamente il collasso. Di conseguenza l'energia termica è squilibrata rispetto a quella gravitazionale e il collasso potrebbe continuare all'infinito, ma il gas dopo essersi addensato da rendere efficiente l'acquisizione di energia termica si riscalda, diventa opaco e intrappola l'energia che gli viene fornita dal campo gravitazionale.

La nube torna il equilibrio e il collasso si arresta.

Durante il collasso la nube può frazionarsi, e d ogni sua piccola parte frazionata può collassare.

LE QUESTIONI ASTRONOMICHE DEI PROSSIMI TRENT' ANNI.

La materia oscura.

Il Telescopio Spaziale Hubble ha mostrato che nel cielo, in una dimensione angolare pari a quella sotto cui è vista la luna, vi sono milioni di galassie. Da molte misure di questo tipo si riesce a stimare che nell'Universo vi siano circa 100 miliardi di galassie e che ciascuna di esse sia in media composta di circa 100 miliardi di stelle.

Questa enorme quantità di materia è in realtà poca cosa quando la si confronta con la materia oscura.

L'ammontare nell'Universo di materia barionica (cioè costituita di protoni e neutroni), sia visibile che oscura,  può essere stimata sulla base della quantità relativa di deuterio e di elio presente oggi e presente circa tre minuti dopo il Big Bang. Se allora vi fosse stata molta materia barionica, le collisioni fra nucleoni prima, e fra nuclei poi, sarebbero state molto probabili nei primi attimi dell'Universo e la frazione di deuterio dovrebbe essere ora molto piccola perché i nuclei di deuterio danno luogo ad elio; se invece la materia barionica fosse poca, allora la quantità di deuterio dovrebbe essere relativamente più abbondante.

Con metodi indiretti gli astro-fisici hanno inoltre stimato che la materia barionica che non emette luce visibile sia circa 9 volte quella che emette luce visibile.

La materia oscura è composta da  enormi nubi di gas nei grandi ammassi di galassie, di " buchi neri " provenienti dal collasso di stelle e anche di buchi neri massicci al centro delle galassie , di stelle "morte" ( nane bianche, stelle di neutroni, ...), di oggetti di dimensioni planetarie, indicati con il nome generico di MACHO (MAssive Compact Halo Objects).

Si pensa che l'Universo contenga un gran numero di neutrini,  particelle ben note nel campo della fisica delle particelle elementari, che sarebbero stati prodotti nelle prime fasi di vita dell'Universo. Essi sono un po' "particelle fantasma" perché hanno carica elettrica nulla e raramente interagiscono con la materia ordinaria. Anche se non è stato possibile rivelarli sperimentalmente, si pensa che la loro energia media sia grande rispetto alla massa e quindi la loro velocità sarebbe circa quella della luce. Si dice che i neutrini costituiscono parte della materia oscura calda.

Sembra inoltre necessario ipotizzare che negli aloni delle galassie vi siano particelle di massa relativamente grande che viaggino con una tipica velocità galattica, di circa un millesimo della velocità della luce (si parla di materia oscura fredda).

Poiché non si riusciva a delineare modelli a materia oscura calda che risolvessero questi due quesiti, i teorici si sono rivolti ad un tipo di materia oscura più lenta "fredda" che si dovrebbe addensare più rapidamente: se i neutrini, muovendosi troppo velocemente, non sono in grado di aggregarsi in quantità sufficienti a comporre galassie, particelle supersimmetriche (ad esempio i fotini) emergerebbero del Big Bang con velocità molto minore e quindi sarebbero in grado di aggregarsi molto più facilmente.

Non è stato ancora possibile rilevare una particella stabile di materia oscura e perciò le proprietà di queste ipotetiche particelle sono ancora da scoprire; tutto ciò che sappiamo su di loro è che il loro effetto sulla materia visibile deve essere decisamente debole; per questo fatto, se si riuscirà isolare della materia oscura, molto probabilmente ciò avverrà in laboratorio dove i fisici hanno già inventato e sintetizzato molte particelle.

La quantità e la localizzazione della materia oscura sono ignote; l'unico fatto certo è che la prima deve essere notevole e la distribuzione disomogenea altrimenti costituirebbe un "fondo" e non avrebbe alcun effetto; secondo recenti teorie la materia oscura sarebbe organizzata in pianeti e in piccolissime stelle di luminosità quasi nulla nonché in materia interstellare composta da aggregati di particelle subatomiche libere o in buchi neri, cioè in organizzazioni incapaci di emettere radiazioni infrarosse o che queste siano talmente deboli da non essere rilevate da alcuna nostra strumentazione.

L'INTERNO DELLE STELLE.

Le stelle sono immani fornaci nucleari, dentro le quali viene prodotto un'immensa quantità di energia. Anche se il loro interno non è osservabile direttamente, è possibile formulare dei modelli teorici che ne descrivono il funzionamento e le caratteristiche.

In base alle leggi fisiche vengono costruiti modelli degli interni stellari e delle possibili evoluzioni nel tempo perché non sarà mai possibile per l'uomo seguire l'intero cammino evolutivo di una stella a causa dei tempi lunghissimi. La ragione per cui affermiamo in tutta sicurezza che le stelle non possono restare immutate nel tempo è molto semplice: l'emissione di radiazioni elettromagnetiche da parte di un corpo comporta l'obbedienza al principio di conservazione, la produzione e il consumo di energia.

Le stelle si formano per condensazione di polveri e gas interstellari. Lo spazio interstellare, infatti, non è vuoto anche se molto rarefatto e frequentemente si possono osservare ammassi di gas più densi detti nebulose interstellari. Queste nubi contengono in prevalenza idrogeno (circa l'80%), l'elemento più leggero e più diffuso nell'universo, ed elio insieme a gas e polveri costituiti di elementi e composti più pesanti. Una stella si forma quando i gas di una regione più densa cominciano a coagulare e la nube collassa, cioè si contrae. Il fattore determinante in questa fase è la forza gravitazionale, che tende a far cadere le particelle dei gas e le polveri verso il centro della nube. In un arco di tempo relativamente breve al centro della nube si forma una protostella, una massa gassosa più densa, di dimensioni variabili, che lentamente si scalda. L'energia gravitazionale, infatti, durante la contrazione viene convertita in calore, che in parte scalda l'interno della protostella, in parte viene dissipato verso l'esterno. Per questa ragione la temperatura all'interno della protostella cresce lentamente passando da un valore inferiore ai 100K al  migliaio di kelvin e comincia ad emettere energia sotto forma di radiazioni infrarosse. Con il procedere della contrazione la temperatura aumenta in modo considerevole, specialmente nelle regioni centrali, anche perché cresce la densità dei materiali, che diventano più opachi e trattengono maggiormente le radiazioni. Il diametro della protostella si riduce ulteriormente, perché la forza gravitazionale non è contrasta. Quando la temperatura nella zona più interna della protostella, detta nocciolo, supera i 10 milioni di kelvin, iniziano le reazioni termonucleari, la contrazione si arresta e la protostella diventa una vera e propria stella. Sul diagramma H-R (PRIMA FASE) queste stelle si collocano nella sequenza principale. La fase prestellare ha una diversa durata in relazione alla massa. Le reazioni termonucleari sono anche le uniche fonti possibili dell'energia stellare. Le reazioni termonucleari sono reazioni di fusione di nuclei atomici con formazione di nuclei più pesanti. Le reazioni termonucleari possibili nelle stelle sono diverse, ma tutte vengono innescate solo quando temperatura e densità raggiungono valori particolari e molto elevati, per questo le reazioni di fusione possono avvenire solo nelle zone centrali delle stelle. Gli strati esterni delle stelle invece non producono energia, ma assorbono e trasmettono all'esterno l'energia che viene prodotta al centro della stella.  Le prime reazioni che abbiamo nelle stelle sono quelle che portano alla fusione di 4 nuclei di idrogeno con la formazione di un nucleo di elio. Una stella trascorre il 90% della sua vita (circa 10 miliardi di anni) trasformando l'idrogeno in elio e le sue caratteristiche rimangono costanti. L'energia sviluppata nella fusione contrasta la contrazione gravitazionale perché il gas dell'involucro esterno, ricevendo energia dal nucleo della stella, tende ad espandersi ed impedisce alla stella di contrarsi ulteriormente. Si stabilisce quindi un equilibrio, quindi, tra la tendenza alla contrazione, dovuta alla forza gravitazionale, e la tendenza all'espansione, provocata dall'energia della reazioni nucleari. Una stella che si trovi in questa fase è stabile e in equilibrio, cioè non si dilata e non si contrae e produce energia elettromagnetica attraverso reazioni di fusione. Le posizioni che le stelle occupano sulla sequenza principale dipendono dalla loro massa. Le stelle con massa maggiore sono quelle più luminose e calde perché al loro interno le reazioni di fusione dell'idrogeno sono più efficienti. Inoltre le reazioni sono diverse a seconda della massa della stella anche se il risultato è sempre lo stesso: nelle stelle di massa inferiore a 1,5 masse solari prevale il ciclo protone-protone, mentre nelle stelle più pesanti prevale il ciclo carbonio-azoto-ossigeno. Le stelle della sequenza principale permangono in questa condizione di equilibrio finchè l'energia prodotta nelle reazioni di fusione è uguale all'energia irradiata. Il nucleo che si forma da queste reazioni è sempre più leggero rispetto alla somma delle masse dei nuclei iniziali, durante queste reazioni si verifica quindi una perdita di massa. La massa perduta viene trasformata in energia secondo la relazione: E=mc², e l'energia prodotta è largamente sufficiente per garantire il funzionamento di qualsiasi stella. Le reazioni termonucleari possibili nelle stelle sono diverse, ma tutte vengono innescate solo quando temperatura e densità raggiungono valori particolari e molto elevati, per questo le reazioni di fusione possono avvenire solo nelle zone centrali delle stelle. nel sole dove, ogni secondi circa 5,64 10¹¹ Kg di idrogeno si trasformano in 5,60 10¹¹ Kg di He; con un difetto di massa pari a 0,04 10¹¹ Kg ovvero 4 10⁹ Kg, corrispondente alla massa che si trasforma in energia delle onde elettromagnetiche della radiazione solare. Per conoscere quanta energia si ottiene in questa reazione basta tenere presente la formula:

E=mc² 4 10⁹ Kg (3 10⁸ m/s^-1 )²,= 4 10⁹ Kg 9 10¹⁶m² /s^-2 = 36 10²⁵ Kg m/s^-2 m= 36 10²⁵ N m=

36 10²⁵J

SECONDA FASE: in questo secondo momento le stelle escono dalla sequenza principale.Passiamo a questa fase quando la stella ha bruciato una quantità di idrogeno pari ad  1/10 della sua massa, infatti la stella può usare per le reazioni nucleari solo l'idrogeno del nocciolo e questo con il passare del tempo si esaurisce. Negli strati esterni l'idrogeno è presente abbondantemente, ma non esistono le condizioni di pressione e temperatura necessarie per la fusione. Quindi la stella non bruciando più idrogeno non è più nella condizione di equilibrio ed il nucleo di elio che si è formato, molto più denso del nucleo di idrogeno originario, finisce per collassare, cioè per contrarsi su se stesso, riscaldandosi progressivamente fino a temperature di 100 milioni di K sufficienti e ad innescare nuove reazioni termonucleari che trasformano l'elio in carbonio. La stella assume quindi un aspetto ad involucri concentrici con gli elementi più pesanti al centro e la fusione richiede temperature sempre maggiori. La stella è entrata in una nuova fase ed appare come una gigante rossa che ha una durata molto più breve rispetto allo stadio di sequenza principale e dove la stella appare più luminosa e si espande velocemente. Le reazioni di fusione, in tutti i casi, possono proseguire fino alla formazione di nuclei di ferro e quando una stella giunge a questo stadio si arresta la produzione di energia nucleare.

Da questa condizione iniziano le varie fasi finali delle stelle che dipendono esclusivamente dalla loro massa:

Stelle con massa inferiore a 0,5 masse solari: si trasformano direttamente in nana bianca

Stelle con una massa inferiore a 1,44 masse solari: attraversano la fase di instabilità durante la quale espellono gli strati più esterni che si dilatano formando nebulose a forma di anello dette nebulose planetarie. Il nucleo diventa visibile come una stella di piccole dimensioni molto densa e calda detta nana bianca. La temperatura superficiale può superare i 30000 K, ma la stella appare poca luminosa a causa delle dimensioni ridotte. La materia all'interno della nana bianca si trova ad una condizione degenere: i nuclei si separano dagli elettrono e la densità aumenta. La materia degenere resiste alla contrazione ed esercita una pressione che sostiene la stella, indipendentemente dal suo stato termico interno. La nana bianca quindi non può contrarsi ulteriormente ma nel giro di alcuni milioni di anni si raffredda, fini a diventare una nana nera, un corpo denso e scuro non più visibile. Durante la fase di formazione di una nana bianca possono verificarsi vere e proprie esplosioni, che provocano un improvviso aumento di luminosità della stella che appare anche 1 milione di volte più luminosa. Le stelle che manifestan queste condizioni sono chiamate novae ed in genere declinano rapidamente.

Stelle con massa superiore a 1,44 masse solari: queste stelle muoiono in modo catastrofico, diventando una supernova. Una supernova è una stella che esplode violentemente aumentando anche 1 miliardo di volte la sua luminosità. L' esplosione è causata probabilmente da un rapido collasso del nucleo, che libera in breve rempo un'enorme quantità di energia gravitazionale, che scalda e dilata velocemente l'involucro esterno. Si tratta di un evento molto rapido e provoca l'espulsione nello spazio di una parte consistente della stella. La supernova si manifesta con un improvviso aumento di luminosità che si esaurisce nell'arco di tempo di ore, giorni o mesi. Talvolta la luminosità dell'astro è tale da renderlo visibile anche di giorno. Al termine dell'esplosione al posto della stella resta il nucleo, estremamente caldo e denso, che a secondo della massa dà origine:

a)  nana bianca: quando il nucleo residuo ha massa inferiore a 1,44 masse solari

b)  stella e neutroni: quando il nucleo residuo ha massa tra 1,44 e 3 masse solari. La stella a neutroni è un corpo costituito da neutrono, infatti i protoni si combinano con gli elettroni che riescono a penetrare nei nuclei e nel formarsi dei neutroni viene persa qualsiasi struttura nucleare e resta solamente un fluido che esercita una pressione di radiazione tanto intensa da impedire un ulteriore collasso. Come accade nelle nane bianche lo stato degenere della materia sostiene la stella e ne impedisce l'ulteriore contrazione. Le stelle a neutroni hanno una luminosità ancora più ridotta per cui risulta difficile osservarle direttamente. Le pulsar invece sono stelle a neutroni, dotate di un campo magnetico,  che emetteno onde radio sotto forma di impulsi a intervalli regolari di circa 1 secondo e ruotano molto rapidamente su se stesse perdendo continuamente energia raffreddandosi come le nane bianche.

c)  Buco nero: il nucleo residuo della supernuova ha una massa superiore a 3 massi solari. Il buco nero corrisponde ad una stella in cui la forza gravitazionale e tanta elevata da non essere contrastata né da uno stato degenere della materia, come nelle nane bianche, né da una struttura a neutroni. Qualsiasi oggetto attratto da un buco nero è destinato a precipitare all'interno perdendo la sua identità e la sua stessa luce, pur costituita di particelle infinitesimali, verrebbe intrappolata, tanto da rendere il corpo invisibile a qualsiasi osservazione.

P. Verlaine - Languore a Georges Courteline.

Io sono l'Impero alla fine della decadenza,
che guarda passare i grandi Barbari bianchi
componendo acrostici indolenti in aureo stile
in cui danza il languore del sole.
 

L'anima solitaria soffre di un denso tedio.
Laggiù, si dice, lunghe battaglie cruente.
Oh, non potervi, così debole nei miei lenti desideri,
oh, non volervi fiorire un po' quest'esistenza!
 

Oh, non volervi, non potervi un po' morire!
Ah, tutto è bevuto! Batillo, hai finito di ridere?
Ah, tutto bevuto, tutto mangiato! Più nulla da dire!

Solo, una poesia un po' sciocca da gettare nel fuoco,
 solo, uno schiavo un po' frivolo che vi trascura, solo,
una noia di chissà cosa che vi affligge!

LANGUORE PAUL VERLAINE

Il sonetto  ricostruisce - attraverso riferimenti ed emblemi storici - il sottile legame che unisce la bellezza evanescente della parola poetica al senso di corruzione e di decadenza che affiora dall'estenuazione di un'intera età, privata di valori, ideali, programmi d'azione.
L'età del Basso Impero è evocata come emblema di minacciose insicurezze: i barbari del nord alle porte, forti e terribili nel loro imminente urgere ai confini... ed intanto la fuga di una miope aristocrazia nel piacere, nell'eccesso, nel lusso raffinato che vuole l'evasione fatua del divertimento e del sogno, in quanto è incapace di fronteggiare i pericoli incombenti. E' la crisi di un mondo che rinuncia all'azione ed alla sua stessa difesa. La fine dell'800 appariva un'età altrettanto malata, attaccata alle false certezze del progresso e della scienza, alla ricerca di un piacere sempre più bilanciato tra godimento e impulso di morte. Anche il concetto di bellezza vive di questa strana ambiguità, staccandosi dalle connotazioni forti, dalla vitalità della natura, dalla sua tensione interna che l'artista romantico riflette e quasi assorbe. Quest'idea di bellezza è invece incapace di forza e di tensione: si adagia nelle mezze tinte, nella musicalità sottile, nello sfumato, nell'indeciso..... Il verso è impari; colori e suoni sono mescolanze, fusioni, frutto di raffinate e cangianti sensazioni sempre aperte e imprevedibili nei loro sviluppi.

Sono acrostici indolenti quelli che il poeta può produrre in questo tempo, versi in cui si esprime un compiaciuto ripiegamento sulle fragili  parvenze della natura; una natura in cui danza il languore del sole,  scenario tacito, dissolvenza di luce e calore, raffinata evanescenza.