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matèria (astrofisica)

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Descrizione generale

La materia è distribuita nell'Universo con densità molto differenti da punto a punto, quantunque, su scala cosmica, tali differenze possano apparire trascurabili. Su scala planetaria, cioè nel sistema solare, la materia appare concentrata quasi totalmente nel Sole, nei pianeti, nei satelliti di questi, nei pianetini e nelle comete, mentre è trascurabile quantitativamente la interplanetaria, cioè quella formata da polveri e gas che occupano uno spazio all'incirca sferico attorno al Sole; le polveri interplanetarie hanno dimensioni comprese fra millesimi di millimetro e alcuni millimetri. La densità media della materia interplanetaria è di ca. 10-20 g/cm3: essa partecipa sotto diversi aspetti all'attività solare (corona, luce zodiacale) ed è composta principalmente di idrogeno; elementi più pesanti sono concentrati principalmente nei meteoriti. Anche su scala galattica la materia è concentrata prevalentemente in stelle (e presumibilmente anche in sistemi planetari); la quantità di materia diffusa sotto forma di polveri e gas interstellari raggiunge però valori attorno al 20% della massa totale. Le polveri e i gas sono distribuiti prevalentemente in aggregati nebulari, aventi dimensioni dell'ordine di 10 parsec, con densità massime intorno a 10-23g/cm3 e temperature dell'ordine di 25 K, disposti abbastanza uniformemente nel piano galattico, e più strettamente concentrati lungo le braccia a spirale; sembra, tuttavia, che la Galassia sia circondata da un alone diffuso molto più tenue di polveri e gas, così come suggeriscono le osservazioni radioastronomiche .

La materia interstellare

Può venir genericamente ripartita in un 60% di idrogeno, in un 38% di elio, e in elementi più pesanti per il restante 2%. In quanto allo stato fisico, essa compare per il 99% in forma gassosa e in minima percentuale in aggregati corpuscolari (polveri) di dimensioni comprese fra 0,01 e 0,1 micrometri. Gas e polveri si comportano differentemente e la loro esistenza è rilevabile quindi con differenti metodi. Le polveri presentano un marcato effetto di arrossamento, consistente in un assorbimento continuo della radiazione delle stelle, più marcato alle brevi lunghezze d'onde, così da far risaltare la parte rossa dello spettro. Il fenomeno non va confuso con il presente nello spettro di tutte le galassie e dovuto al loro allontanamento da noi. In media, la polvere interstellare assorbe una magnitudine per chiloparsec attraversato; la distribuzione delle polveri è dedotta dal confronto fra lo spettro di stelle che stanno dietro le nubi di polveri e quello di stelle a distanza e tipo spettrale noti. Marcate differenze di arrossamento nello spettro di stelle molto vicine permettono di dedurre l'esistenza di più strati di polveri interstellari. La radiazione che è passata attraverso nubi di tali polveri, oltre che affievolita e arrossata, è anche debolmente polarizzata, in genere parallelamente al piano del disco galattico: il fenomeno è spiegabile supponendo che le polveri siano di forma allungata, e ordinate parallelamente fra loro, per effetto del campo magnetico galattico la cui intensità è dell'ordine di 10-5¸ 10-6 gauss. Dall'insieme dei risultati d'osservazione e dal relativo confronto con prove sperimentali di laboratorio sul comportamento in analoghe circostanze di polveri di origine terrestre, si può concludere che le polveri interstellari siano composte da miscele di grafite, ferro e silicati; non è da escludere la presenza di ghiaccio unito ad altri composti congelati, quali metano e ammoniaca. I gas interstellari sono composti prevalentemente in primo luogo da idrogeno, neutro e ionizzato, e poi da elio; trovandosi molto probabilmente nello stato fondamentale, gli atomi e le molecole componenti i gas sono più facilmente osservabili a grandi lunghezze d'onda, cioè nel dominio radioastronomico, nel quale l'opacità dellamateria interstellare è bassa. A distanze più brevi (al massimo qualche centinaio di parsec) la presenza di masse di gas interstellari può essere rivelata anche spettroscopicamente; mediante entrambe le tecniche, radioastronomica e spettroscopica, si è così scoperta, nello spazio interstellare, l'esistenza di numerosi elementi atomici (buona parte di quelli dellatavola di Mendeleev) e, finora, di 26 composti chimici anche complessi, quali l'ammide formica NH2CHO e l'aldeide acetica CH3CHO. Il rapporto fra materia interstellare e materia concentrata in stelle varia anche di molto per galassie di tipo differente dalla nostra: probabilmente è compreso fra lo 0% per le galassie ellittiche e il 50% e più per le galassie irregolari. Nella Galassia, la materia interstellare dà origine a formazioni di morfologia assai diversa, in stretta relazione alle manifestazioni fisiche che le caratterizzano. Tali formazioni possono distinguersi in: 1) nebulose oscure; 2) nebulose in emissione per luminescenza; 3) nebulose in emissione per riflessione; 4) nebulose planetarie. Le formazioni diffuse del primo tipo si presentano in silhouette oscura sulle stelle del fondo, delle quali le masse di polveri assorbono totalmente la luce. La presenza di eventuali centri emissivi (stelle e protostelle) in seno a tali strutture può rimanere tradita dalla radiazione termica riemessa dalle polveri per effetto di riscaldamento. Le formazioni del secondo tipo consistono generalmente di regioni di idrogeno ionizzato, del quale manifestano lo spettro caratteristico (regioni HII), in cui la dissociazione degli atomi è provocata dall'irradiazione da parte di astri locali molto caldi (tipo spettrale O, B), che innalzano la temperatura dei gas attorno ai 10.000 K. Le nebulose del terzo tipo si manifestano allorché banchi densi di polveri aleggiano in vicinanza di astri o di ammassi molto luminosi, dei quali ridiffondono la luce che li investe. Le nebulose planetarie, infine, costituiscono involucri, o bolle gassose, il cui spettro luminoso sta a rivelare come i meccanismi radiativi che le rendono luminescenti siano da ricondursi all'eccitazione provocata in esse da astri caldissimi (stelle a elio, “di Wolf-Rayet”, stelle di neutroni) presenti nel loro interno, e dai quali esse stesse sono state espulse e poste in espansione. L'esistenza di materia nello spazio intergalattico non è stata ancora definitivamente accertata, se non tramite le osservazioni di F. Zwicky sui “ponti di materia” che uniscono galassie interagenti, l'osservazione di righe di assorbimento probabilmente originate da idrogeno intergalattico negli spettri di Virgo A e di 3 C 273 e le osservazioni di C. Hoffmeister di una nebulosa oscura intergalattica visibile nell'emisfero boreale. § Per la degenerazione della , vedi stella. Si definisce oscura la materia dell'Universo che non emette luce o che, emettendone pochissima, non è osservabile. Secondo le stime più recenti, essa rappresenterebbe oltre il 99% della materia dell'Universo. I primi indizi dell'esistenza di una componente di materia non visibile sono stati trovati, analizzando la dinamica degli ammassi di galassie e delle galassie stesse. In particolare, la massa visibile negli ammassi di galassie non sembra sufficiente a tenere legati tali ammassi, che dovrebbero pertanto disperdersi, mentre le curve di rotazione delle galassie non indicano, allontanandosi dal centro galattico, il rallentamento che ci si aspetta se la materia presente fosse sola quella che osserviamo. Da un punto di vista cosmologico, inoltre, ci sono ormai sufficienti evidenze sperimentali, con le misure delle anisotropie della radiazione di fondo cosmico, per sostenere che la densità totale di massa sia praticamente pari alla densità critica, definita come la densità di massa che rende geometricamente piatto l'Universo stesso. Con un calcolo statistico, sommando tutti i contributi di massa luminosa di tutte le galassie si constata, invece, che tale somma raggiunge al massimo l'1% della densità critica (la densità, ovvero la massa per unità di volume, è la grandezza più usata in questo ambito). Questo implica che più del 99% della massa dell'Universo non è luminosa. Il problema della materia oscura nasce esclusivamente dalle tre considerazioni precedenti. L'indagine della natura della materiaoscura è un fervente campo della ricerca, che ha riservato inaspettate sorprese. Il dato di partenza è la stima della densità di tutta la materia. Analizzando ammassi di galassie molto popolosi è stato possibile scoprire in maniera del tutto indipendente, che tale quantità è circa il 40% della densità critica. Per accordare quest'ultimo dato sperimentale con le teorie e i dati cosmologici sulla piattezza dell'universo, gli astronomi sono indotti ad ammettere l'esistenza di una nuova forma di energia (secondo la teoria della relatività l'energia è equivalente alla massa e dà un contributo gravitazionale), la cui presenza possa colmare la discrepanza tra la materia totale e la densità critica. Inoltre, per concordare con i dati delle supernovae lontane che mostrano che l'universo è in espansione accelerata, questa energia dovrebbe avere caratteristiche estremamente inusuali: essa dovrebbe avere una massa positiva, ma effetti gravitazionali repulsivi. La natura di questa nuova forma di energia, che in pratica è la costituente fondamentale dell'universo, circa il 60-80%, è in discussione, potendo essere associata ad un'energia del vuoto o ad un nuovo campo scalare quantistico. Per quello che riguarda la natura della materia oscura, invece, essa può presentarsi in due diverse forme, materia barionica e materia non barionica. I barioni sono essenzialmente protoni e neutroni, cioè le particelle di cui è fatta la maggior parte della materia che conosciamo (stelle, pianeti, Terra, esseri viventi ecc.). Per valutare il peso della materia barionica, indipendentemente dalla sua localizzazione e dalla sua forma, si cerca di misurare l'abbondanza del deuterio primordiale in vecchi ammassi di galassie e di raccordare tale misura con le teorie della nucleosintesi primordiale. In questo modo si ricava che la materia barionica è probabilmente soltanto circa il 4,5% della densità critica. In altre parole, questo significa che, per raggiungere il 40% di materia dedotto dall'analisi degli ammassi, oltre il 90% della materia oscura è di natura non barionica. Sebbene rappresenti, dunque, solamente una piccola frazione della materia oscura, si cercano conferme sperimentali anche sulla natura della componente barionica della materia oscura. Si immagina, per esempio, che intorno alle galassie esistano immense nubi di gas di barioni, come un alone invisibile. Tali nubi sono state effettivamente osservate, nella banda dei raggi X, intorno a grandi ammassi di galassie, ma non sono state rintracciate attorno a galassie piccole o isolate. La materia barionica potrebbe anche formare, secondo alcuni ricercatori, corpi estremamente densi, detti Macho (Massive Astrophysical Compact Halo Objects) di bassa luminosità, come pianeti, nane brune, nane bianche, stelle di neutroni, buchi neri, dispersi negli aloni delle galassie. Pianeti orbitanti intorno ad altre stelle sono stati scoperti solamente negli ultimi anni con tecniche che favoriscono l'individuazione di oggetti molto massicci e, pertanto, è ancora estremamente difficile calcolare statisticamente la frequenza con la quale essi compaiono intorno alle stelle e la loro massa media. Le nane brune sono stelle che a causa della loro massa relativamente piccola non riescono a innescare il processo di fusione nucleare (quello che fa brillare il Sole e le stelle) rappresentando perciò un ammasso di idrogeno ed elio tenuto insieme dalla forza di gravitazione. Tali stelle emettono radiazione luminosa soltanto mediante conversione di parte della loro energia gravitazionale e quindi emanano pochissima luce. Nane bianche, stelle di neutroni e buchi neri sono oggetti di grandissima densità, residui di stelle di masse progressivamente maggiori. Anche questi oggetti non sono più in fase attiva di produzione di energia ed emettono molto debolmente. In particolare i buchi neri, la cui esistenza non è ancora dimostrata con certezza, sono densi al punto che nemmeno la luce stessa può uscire da essi. Pertanto, sono completamente oscuri. La ricerca sulle nane brune compiuta con il telescopio spaziale Hubble, ha portato all'individuazione di un certo numero di questi oggetti negli aloni che circondano le galassie. In generale, la presenza dei Macho è evidenziata osservando fenomeni di “lenti gravitazionali”, ossia incurvamento dello spazio-tempo a causa della loro massa che fa deflettere la luce che proviene da stelle più distanti. Secondo le rilevazioni più recenti, i Macho osservati in questo modo avrebbero dimensioni comprese tra quelle di Giove e del Sole, oppure potrebbero essere una popolazione di nane bianche che secondo alcuni ricercatori formerebbe un estesissimo alone intorno alla nostra galassia. Anche per quanto riguarda i buchi neri, sono state individuate conferme indirette della loro esistenza, osservando le perturbazioni del moto di stelle intorno a oggetti non visibili ma che devono avere una enorme densità. Comprendere quali particelle non barioniche possano avere un ruolo così importante è, poi, un ulteriore enigma. Nel 1998 l'esperimento SuperKamiokande, rilevando per la prima volta l'oscillazione tra i tre tipi di neutrini noti, ha consentito di dare una prima stima inferiore alla massa al neutrino elettronico. Con questa valutazione si ha soltanto un debole vincolo per tali tipi di particelle, che rappresenterebbero sicuramente più dello 0,3% della densità di massa critica. Il limite superiore alla massa totale dei neutrini viene dalle teorie cosmologiche i cui modelli prevedono la formazione delle strutture, (stelle, galassie, ammassi di galassie) solamente se il peso di particelle “veloci” tipo i neutrini è inferiore a circa il 15% della densità critica. Si pensa, quindi, che oltre ai neutrini ci debbano essere altre particelle. I candidati migliori allo stato attuale potrebbero essere le cosiddette WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles), particelle di massa molto elevata che interagiscono molto debolmente con la materia ordinaria, la cui presenza è prevista dalle teorie supersimmetriche. Sono stati avviati alcuni programmi di ricerca, nei laboratori del Gran Sasso, negli U.S.A. ed in Antartide, per rilevare l'esistenza di queste particelle. Il complicato quadro delineato dalle misure sui costituenti dell'Universo mostra, dunque, che la materia ordinaria, costituita di protoni e neutroni, sarebbe non la regola, ma l'eccezione. Poiché sulla materia fatta di barioni è stato costruito tutto l'edificio della fisica attuale, le sue leggi e i suoi modelli matematici, bisognerebbe riconoscere che tale costruzione vale soltanto per una piccola frazione della materia, delle leggi e dei modelli che fanno funzionare il “vero” Universo. Si tratterebbe di una nuova rivoluzione copernicana, in quanto non saremmo più “noi”, cioè la materia di cui è fatto il mondo conosciuto, al centro dell'Universo, ma forme di materia-energia differenti ed inusuali. Ovviamente tale consapevolezza non modificherebbe per nulla la nostra vita e i fenomeni fisici del mondo intorno a noi, ma avrebbe conseguenze dirompenti sulla pretesa che oggi ha l'umanità di poter conoscere tutto l'Universo, i suoi fenomeni fisici, le sue leggi.

H. Alfvén, Worlds and Antiworlds, San Francisco-Londra, 1966; N. C. Wickramasinghe, Interstellar Grains, Londra, 1967; L. Spitzer jr., Diffuse Matter in Space, Londra, 1968; M. A. Gordon, L. E. Snyder, Interstellar Molecules and the Interstellar Medium, Berlino-Heidelberg, 1973.