Gennaio 2014 | Quantizzando

Quando una stella esplode

Potrebbe essere un triste annuncio la fine di una stella (da qui il titolo di questo post), ma se il risultato è una supernova allora diventa un fenomeno interessantissimo da osservare.

A proposito di questo, in questi giorni è stata scoperta una supernova nella galassia M82. Come potete vedere dall’animazione qui sotto, nella galassia è apparso un punto abbastanza luminoso che prima non c’era (l’animazione mette a confronto due immagini della galassia prima e dopo la supernova):

Quella appena scoperta in M82 è stata classificata come una supernova di tipo Ia (vedi qui).
Dunque, iniziamo con il dire che non tutte le stelle diventano supernovae e inoltre esistono diversi tipi di supernovae. Delle supernovae di tipo Ia come quella scoperta in M82 ne abbiamo già parlato in un post precedente, dunque oggi faremo un breve accenno alle supernovae di tipo II (per “par condicio”, diciamo).

Per esempio il nostro Sole è una di quelle stelle che finiranno la loro “vita” in una nebulosa planetaria, ovvero le parti centrali del Sole resteranno compatte a dar vita a quel tipo di oggetto che si chiama nana bianca mentre gli strati più esterni verranno espulsi nello spazio circostante.
Come facciamo a dire con certezza che il Sole non diventerà una supernova? Qui entra in gioco l’astrofisica teorica.
In pratica il destino di una stella è legato ad una sola caratteristica della stella stessa: la sua massa.
Solo le stelle molto grosse, diciamo una decina di volte più massive del Sole, danno vita ad una supernova.
Immagino che probabilmente questa cosa vi fosse già nota e quindi (probabilmente) fin qui la lettura di questo post è risultata noiosa, se non scontata (magari a parte l’immagine della supernova recentemente scoperta, dai!).

Allora proviamo a capire perché dipende dalla massa.
Le stelle sono fatte di idrogeno per la maggior parte. Ad esempio nelle parti centrali del Sole l’idrogeno si trasforma in elio grazie al processo di fusione nucleare il quale prende quattro protoni (un protone è essenzialmente un nucleo di idrogeno) e li mette insieme dando vita ad un nucleo di elio (il quale ha due protoni e due neutroni). Anche questo forse lo sapevate già. Ma non è tutto. Infatti i quattro protoni separati hanno una massa maggiore di quando si stringono insieme per abbracciarsi e formare un nucleo di elio. Dove finisce la massa? Si trasforma in energia, come insegna Einstein con la sua famosa equazione. Quale equazione? In questo blog non possiamo scrivere equazioni direttamente, allora ecco un’immagine:

Insomma la massa diventa energia. Cioè? Fotoni! Luce! In ultima analisi potrei dire anche abbronzatura, se volete. Comunque ci siamo capiti.
Questo è il motivo per cui è importante il processo di fusione nucleare al centro delle stelle. Ma anche per un altro motivo davvero importante.

ATTENZIONE AL PROSSIMO RIGO!

La stella ha una massa. Quindi tende a collassare su se stessa per effetto della propria forza di gravità. Perché non collassa? A causa del fatto che la pressione esercitata dal gas caldo (a causa delle reazioni nucleari) stesso della stella bilancia il possibile collasso. Questo significa che “No reazioni nucleari, No stella in equilibrio”.

ORA POTETE RILASSARVI!

Comunque ad un certo punto l’idrogeno al centro finisce e rimane un bel nucleo pieno zeppo di elio.
Che si fa, si brucia l’elio? Non nel Sole. Quello che accade sono vari meccanismi che non stiamo a raccontare ma che portano al risultato finale che il Sole diventerà una gigante rossa enorme che ad un certo punto, come già detto, finirà in una nebulosa planetaria. Ma le reazioni nucleari non si fermano perché altrimenti avverrebbe il collasso. Infatti avviene che l’idrogeno che circonda il nucleo stellare inizia a trasformarsi in elio e per questo la situazione rimane stabile.

E le stelle più massicce? Loro non si fermano. Come dei lavoratori instancabili bruciano anche l’elio e lo fanno diventare carbonio. E continuano, fanno anche gli straordinari (non sapendo che fine le aspetta, ovvio!). E inoltre, come nel caso del Sole, pian piano anche nei gusci che circondano il nucleo iniziano ad avvenire le reazioni nucleari.
Insomma le stelle massicce bruciano, bruciano fin quando non arrivano a produrre ferro, quando la situazione è più o meno la seguente:

Quando si arriva al ferro i motori si spengono. Niente più reazioni nucleari perché il ferro è un elemento molto stabile e non sente il bisogno di “abbracciare” altri protoni per dar vita a nuovi elementi. A questo punto, inevitabilmente, avviene il collasso: ecco la supernova di tipo II.

(Rigo di silenzio per commemorare la stella appena defunta)

Ma non fermiamoci a piangere e andiamo avanti con la vita. Ora avete una panoramica del mondo delle supernovae. Era da tempo che volevo parlarne e la supernova scoperta in M82, pur essendo una supernova di tipo Ia, ci ha dato l’opportunità di chiacchierare dell’altro tipo di supernovae, quelle IIa.

Tutto questo ci dice anche che dire al vostro partner (che è un assiduo lettore di questo blog) “Tu sei la mia stella” potrebbe essere molto, ma molto sconveniente!

Fisica con lo smartphone

Devo dire che, con sorpresa, sono finito a leggere questo articolo sul sito ArXiv.org che parla di come aggiornare i metodi di insegnamento della fisica, magari pure contando (di nuovo) sull’effetto sorpresa.
L’articolo in questione è in italiano (sorpresa!) ed è stato redatto da Lorenzo Galante e Anna Lombardi (trovate tutti i dettagli di affiliazione ed e-mail nell’articolo). Ah, già, ecco il link per poterlo leggere: http://arxiv.org/pdf/1401.2172.pdf

Insomma si tratta di come animare una classe di studenti grazie ad una biro (che si suppone abbiano a disposizione) e uno smartphone (che senza dubbio hanno a disposizione!).
Dopodiché grazie ad un semplice software e soffiando all’interno del cilindro della biro si può fare della scienza reale (nel senso di vera e di importante) con questi pochi mezzi a disposizione. Tutto, naturalmente, applicando alla perfezione il metodo scientifico di Galileo.

Prima di lasciarvi immersi nella lettura di questo elegante e semplice articolo volevo dire alcune cose.
Innanzitutto, come dico sempre, la scienza è di tutti e non solo di chi la fa per lavoro. In secondo luogo la scienza non è solo la scoperta di nuove affascinanti cose nascoste ma anche la capacità di replicare risultati consolidati confermando teorie elaborate da altri. Voglio dire, non pensate sia emozionante far cadere dei sassi a terra e pensare: “Cavoli, Newton aveva e continua ad avere proprio ragione!”?

Per questo ringrazio gli autori di questo articolo per il loro impegno profuso nella ricerca di nuove idee per l’insegnamento della fisica. Idee non solo nuove ma anche al passo con i tempi.
Sono certo che molti altri avranno già partorito idee simili e anche applicato tali idee nella quotidianità della scuola. Ebbene grazie anche a voi.

Anzi, se vi va di condividere la vostra esperienza, fatemelo sapere e sarò ben lieto di offrire questo spazio alle vostre parole.

Ora, vi lascio e vi auguro (di nuovo!) buona lettura dell’articolo di cui sopra.

Come funziona una fionda gravitazionale

Ve lo ricordate il film Armageddon, con Bruce Willis?

Un asteroide sta per colpire la Terra e le migliori menti del nostro pianeta decidono di optare per la soluzione di piazzare una testata nucleare nell’asteroide e fare boom! Ovviamente per una missione del genere si poteva chiamare solo Bruce Willis, che infatti alla fine fa tutto da solo (più o meno).

Comunque, alla fine la Terra si salva, ma non solo grazie a Bruce Willis e alle testate nucleari: anche grazie all’effetto fionda gravitazionale (slingshot effect) che permette allo Shuttle della NASA di guadagnare velocità (leggi: accelerare/frenare) e andare diritto (si fa per dire) verso l’asteroide.
Va bene, ora la smetto con il momento amarcord/cinefilo e provo a spiegare che cos’è questo effetto fionda.
Ma prima, per cominciare bene, una bella immagine:

Quella che vedete qui sopra è la traiettoria fatta dalla sonda Cassini, la quale ha raggiunto Saturno nel 2004. Ben dopo 7 anni dal lancio.
Come vedete quando un satellite/navicella/razzo viene lanciato non è che si muova propriamente di moto rettilineo nel Sistema solare. Nel caso di Cassini, la sonda ha fatto prima qualche giretto nell’interno del sistema solare e poi si è lanciata verso l’esterno.
Non che fosse alla ricerca di un mercatino di Natale ma piuttosto le passeggiate nei pressi di Venere sono giustificate proprio per guadagnare velocità grazie all’effetto fionda.
Ecco, con questo volevo dirvi che si tratta non solo di qualcosa che avete visto al cinema ma, anche e soprattutto, di qualcosa di realmente utile e importante. Importantissimo.
E ora che finalmente sappiamo di che si tratta che ne dite se proviamo a scavare leggermente in profondità e vedere come funziona?

Iniziamo con le domande: per esempio, ma come fa una sonda a guadagnare velocità da un pianeta? La risposta è: proprio come una pallina farebbe grazie ad un treno!
No, non sono diventato matto. Immaginate, per assurdo, di tirare una pallina verso un treno con una certa inclinazione. La pallina colpirà il treno e tornerà indietro in maniera speculare con la stessa velocità con cui l’avete lanciata.
Ora immaginate che il treno si stia muovendo verso di voi con una certa velocità.
Di nuovo, lanciate la pallina con la stessa velocità di prima. Stavolta però, dopo l’urto con il treno la pallina acquisterà una velocità maggiore proprio perché il treno si muove nella direzione del rimbalzo. Preciso una cosa: quando la pallina impatta sul treno, in principio il treno dovrebbe rallentare. Ma data la differenza in stazza tra pallina e treno, proprio come nel caso della coppia pianeta-sonda, questa perdita di energia non è in alcun modo apprezzabile.

Fonte: http://www.schoolphysics.co.uk

Se vogliamo vedere l’esempio precedente applicato al Sistema solare allora il treno è un pianeta, la pallina è una sonda e voi siete il Sole che osservate. Questo vuol dire che ci mettiamo in un sistema di riferimento solidale con il Sole.

In questa situazione, pianeta e sonda si muovono con una certa velocità (il pianeta avrà il suo moto intorno al Sole).

Nell’esempio del treno il guadagno di velocità è dato dall’urto della pallina con il treno. Nel caso di pianeta e sonda il meccanismo è lo stesso: abbiamo un urto gravitazionale.

In pratica la sonda, che in origine scorrazzava in maniera rettilinea nello spazio, viene attratta dal pianeta e curva la sua traiettoria. Questo permette alla sonda di avere un incontro ravvicinato con il pianeta; ma dato che la sonda stessa ha una certa velocità allora essa non cade sul pianeta. Anzi, la sonda, come la pallina, rimbalza gravitazionalmente sul pianeta e acquista velocità.

Guardiamo insieme la figura qui sotto.

Gli ingredienti in gioco sono due: la gravità del pianeta e il suo moto intorno al Sole. Quando una sonda arriva nei pressi del pianeta risente del campo gravitazionale del pianeta stesso che contemporaneamente si muove nel campo gravitazionale del Sole. A quel punto la sonda cambia la sua velocità, intesa anche come direzione. Se la velocità cambia, allora la sonda accelera: ecco l’effetto fionda, accade la stessa cosa che abbiamo visto nell’esempio del treno e della pallina.

Anche in questo caso pianeta-sonda, proprio come per il caso treno-pallina, il pianeta dovrebbe risentire un pizzico l’effetto di questo scambio con la sonda. Tuttavia, il pianeta è molto, ma molto più grosso e massivo di una sonda e quindi tale effetto è trascurabile.

Questo è, in estrema sintesi, l’effetto fionda gravitazionale.

Consiglio spassionato: per digerire ciò che avete appena letto, nel frattempo, tutti a rivedere Armageddon!

P.S. Il discorso che vi ho fatto si può fare anche considerando il punto di vista del pianeta, cioè un sistema di riferimento in cui il pianeta è fermo. Per vedere una rappresentazione grafica delle differenze nei due sistemi di riferimento, consiglio questo post sul blog di The Planetary Society.