Fisica (Dal greco physiké,
"studio metodico della natura"), scienza che indaga i
molteplici fenomeni che si manifestano in natura (in greco phýsis), con lo scopo di darne una
spiegazione razionale. La fisica studia i costituenti fondamentali
dell'universo, le forze che essi esercitano l'uno sull'altro e gli effetti
prodotti dall'azione di queste forze.
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DISCIPLINA |
ARGOMENTO |
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Acustica |
Lo studio delle proprietà del suono. |
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Fisica atomica |
Lo studio della struttura e delle proprietà
dell'atomo. |
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Criogenia |
Si occupa del comportamento della materia a
temperature estremamente basse. |
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Elettromagnetismo |
Lo studio del campo elettromagnetico. |
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Fisica delle particelle elementari |
Si occupa dei più piccoli costituenti della
materia. |
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Fluidodinamica |
Lo studio del comportamento dei fluidi in moto. |
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Geofisica |
L'applicazione della fisica allo studio della
Terra. Suddivisa in idrologia, meteorologia, oceanografia, sismologia e
vulcanologia. |
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Fisica matematica |
Lo studio dei modelli matematici applicabili ai
fenomeni naturali. |
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Meccanica |
Lo studio del moto dei corpi e delle sue cause. |
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Fisica molecolare |
Lo studio della struttura e delle proprietà delle
molecole. |
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Fisica nucleare |
Esamina la struttura e le proprietà del nucleo
atomico, le reazioni nucleari |
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Ottica |
Lo studio della propagazione della luce. |
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Fisica dei plasmi |
Lo studio del comportamento di gas altamente
ionizzati (elettricamente carichi). |
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Fisica quantistica |
Studia il comportamento di sistemi microscopici
applicando il concetto |
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Fisica dello stato solido |
Si occupa delle proprietà fisiche dei materiali
solidi. |
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Meccanica statistica |
Applica i principi della statistica allo studio
di sistemi costituiti da un numero altissimo di particelle. |
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Termodinamica |
Lo studio del calore e delle trasformazioni
dell'energia da una forma all'altra. |
Scopo della fisica
La fisica è strettamente legata a tutte le
altre scienze naturali; viene distinta dalla chimica, il cui campo di
indagine è limitato ai processi che coinvolgono trasformazioni della natura
intima di corpi e sostanze, benché questa distinzione sia caduta, almeno in
parte con lo sviluppo della fisica moderna, e quindi della meccanica
quantistica, che ha permesso l'interpretazione teorica degli aspetti che
riguardano la struttura della materia (ad esempio le condizioni di equilibrio
all'interno degli atomi, la formazione delle molecole). Con il progresso
scientifico si sono sviluppati campi di studio interdisciplinari che si
avvalgono dei principi della fisica: la geofisica indaga sui fenomeni fisici che riguardano
Se fino al XIX secolo era frequente che un fisico
fosse anche matematico, filosofo, chimico, biologo, ingegnere, il grado di
sviluppo raggiunto attualmente dalle scienze impone una più marcata
specializzazione nell'ambito di una sola disciplina.
Le conquiste scientifiche in campo teorico trovano
oggi immediata applicazione nell'ingegneria e nelle altre scienze applicate. Le
scoperte sull'elettricità e sul magnetismo del XIX secolo, ad esempio, sono ora
competenza anche degli ingegneri; le proprietà della materia scoperte
all'inizio del XX secolo sono sfruttate nell'ambito dell'elettronica; mentre le
conoscenze nell'ambito della fisica nucleare, che risalgono a non più di
quarant'anni fa, hanno trovato innumerevoli applicazioni in campo industriale,
in particolare nell'industria bellica.
Storia della fisica
Sebbene la fisica sia nata come scienza autonoma
non prima del XIX secolo, si possono rintracciare i primi studi e le prime
osservazioni scientifiche di competenza della fisica fin dai tempi antichi.
Antichità
I cinesi, i babilonesi, gli egizi e alcune
popolazioni precolombiane osservavano i movimenti dei pianeti ed erano in grado
di prevedere le eclissi; tuttavia nessun popolo seppe collocare i fenomeni
osservati entro un quadro teorico esplicativo e sistematico. Le speculazioni
dei filosofi greci introdussero due diverse linee di pensiero circa i
costituenti fondamentali dell'universo: l'atomismo, promosso da Leucippo nel V secolo a.C., e la teoria degli elementi.
Alessandria, culla della cultura occidentale
durante l'Età ellenistica, impresse un notevole impulso allo sviluppo della
scienza . Ad Alessandria si svolse l'attività di Archimede, che studiò le condizioni di equilibrio dei corpi
immersi, pose le basi dell'idrostatica e costruì le prime leve.
Altri importanti scienziati greci di questo periodo
furono Aristarco di Samo, che misurò le distanze
relative del Sole e della Luna dalla Terra; Eratostene, che determinò la
lunghezza del raggio terrestre e compilò un catalogo delle stelle conosciute;
Ipparco, che scoprì il fenomeno della precessione degli equinozi. Eclittica.
Nel II secolo d.C. Tolomeo elaborò un sistema di interpretazione
dell'universo e dei moti planetari, secondo il quale
Medioevo
Nel corso del Medioevo numerosi trattati greci
furono conservati, tradotti e commentati da alcuni studiosi arabi, quali Averroè e Al-Farabi. La
fondazione delle grandi università in tutta Europa, a partire dall'XI secolo,
pose le basi di una grande rinascita culturale. In campo filosofico fu Ruggero
Bacone a invocare il metodo sperimentale come fondamento del sapere
scientifico.
Secoli XVI e XVII
Nel corso dei secoli XVI e XVII numerosi studiosi
cercarono di interpretare il comportamento dei corpi celesti sulla base di
nuovi modelli teorici, al fine di eliminare i difetti del sistema tolemaico. Fu
Niccolò Copernico a elaborare un complesso sistema eliocentrico, nel
quale 
Via Lattea. Le scoperte astronomiche di Galileo e i
suoi studi di meccanica aprirono la strada alle ricerche di Isaac Newton.
Newton e la meccanica
Newton formulò i tre principi della dinamica e la
legge di gravitazione universale, riconobbe che la luce bianca è il risultato
della sovrapposizione di tutti i colori dello spettro, propose una teoria per
la propagazione della luce e introdusse il calcolo differenziale e integrale,
contribuendo in modo decisivo allo sviluppo di disparati campi del sapere. Le
leggi di Keplero sul moto planetario e la teoria di Galileo sulla caduta dei
gravi vennero entrambe confermate e riconosciute come conseguenze del secondo
principio della dinamica di Newton e della sua legge di gravitazione universale.
A lui si deve anche la comprensione del fenomeno delle maree e della
precessione degli equinozi.
Lo sviluppo della meccanica
Le leggi del moto di Newton sono tuttora alla base
della meccanica classica. La seconda legge, affermando che
l'accelerazione di un corpo è direttamente proporzionale alla forza applicata,
permette da un lato, di calcolare istante per istante la posizione e la
velocità del corpo quando siano note le condizioni iniziali del moto,
dall'altro la definizione di uno dei più importanti concetti della fisica: la massa inerziale.
Gravità
Il più specifico contributo di Newton alla
descrizione delle forze della natura venne dalla legge di gravitazione universale. Questa legge, che afferma
semplicemente che due corpi si attraggono con una forza direttamente
proporzionale al prodotto delle loro masse e inversamente proporzionale al
quadrato della loro distanza, ha implicazioni vastissime: introduce il concetto
di massa gravitazionale, spiega il moto dei pianeti intorno al Sole e degli
oggetti all'interno del campo gravitazionale terrestre, ma è anche responsabile
del fenomeno del collasso gravitazionale, che costituisce lo stadio finale del
ciclo di una stella massiva. Buco nero; Gravitazione; Stella.
La legge di gravitazione universale venne dedotta
dall'osservazione del comportamento dei pianeti, ma solo nel 1771 Henry Cavendish ne fornì una conferma sperimentale: avvicinando
grosse sfere di piombo a piccole masse fissate agli estremi dell'asta di un
pendolo di torsione, e misurando l'angolo di torsione dell'asta, egli poté
verificare la dipendenza della forza di attrazione gravitazionale dalla massa
dei corpi e dall'inverso del quadrato della loro distanza; da queste misure
risalì anche alla massa e alla densità media della Terra.
Nei due secoli che seguirono gli studi di Newton,
le leggi della meccanica furono analizzate, ampliate e applicate a sistemi
complessi. Eulero formulò per primo le equazioni del moto per i
corpi rigidi, generalizzando gli studi compiuti da Newton su sistemi ai quali
si poteva applicare l'approssimazione di corpi puntiformi. Alcuni fisici
matematici, tra i quali Joseph-Louis Lagrange e William Hamilton, riformularono la seconda legge di Newton in modo
più sofisticato ed elegante. Nello stesso periodo Daniel Bernoulli estese la meccanica newtoniana giungendo alla
formulazione della meccanica dei fluidi.
Elettricità e magnetismo
Sebbene già nell'antica Grecia si conoscessero le
proprietà elettrostatiche dell'ambra e i cinesi fin dal
Con la pila elettrochimica, inventata nel 1800 da Alessandro Volta, fu possibile mantenere il moto di cariche
elettriche in un mezzo. Vennero quindi realizzati i primi circuiti elettrici e furono compiute le prime ricerche sul
comportamento dei diversi materiali percorsi da corrente elettrica.
Le prime ricerche sul magnetismo risalgono al XVII
secolo, tuttavia per lungo tempo i fenomeni elettrici e magnetici furono
studiati separatamente e questo celò la loro stretta relazione. La situazione
mutò nel 1829 quando lo scienziato danede Hans Christian Oersted scoprì che un ago magnetico si
orienta per effetto di una corrente elettrica. Dopo breve tempo André-Marie Ampère dimostrò che due fili percorsi da corrente si
attraggono o si respingono come i poli di una calamita. Nel 1831 il britannico Michael Faraday scoprì che per generare corrente
all'interno di un filo conduttore è sufficiente muovere una calamita o
mantenere una corrente variabile nelle sue vicinanze. Vedi Induzione elettromagnetica.
La stretta relazione che sussiste tra elettricità e
magnetismo, ora riconosciuta, diviene assolutamente esplicita se si fa
riferimento ai rispettivi campi di forze,
elettrico e magnetico. L'intensità e la direzione di un campo in un punto dello
spazio rappresentano una misura della forza che agisce in quel punto su una
carica unitaria o su una corrente ideale. Cariche elettriche stazionarie
generano campi elettrici e risentono di campi elettrici; le correnti, ossia
cariche in moto, generano campi magnetici e risentono di campi magnetici.
Inoltre, campi magnetici o elettrici variabili generano rispettivamente campi
elettrici e magnetici.
Questi risultati furono formalizzati sul piano
matematico dal fisico britannico James Clerk Maxwell che, nelle equazioni differenziali che
portano il suo nome, mise in relazione le variazioni nello spazio e nel tempo
dei campi elettrico e magnetico in un punto, con le cariche e le correnti
presenti in quello stesso punto. In teoria, fu quindi possibile calcolare il
valore del campo elettrico e magnetico solo conoscendo la distribuzione di
cariche e correnti nello spazio. Il risultato inaspettato che scaturì dalla
soluzione di queste equazioni fu la scoperta delle onde
elettromagnetiche, prodotte da cariche in accelerazione. Nel 1887 il
fisico tedesco Heinrich Hertz riuscì a produrre queste onde, ponendo le basi
per lo sviluppo della radio, del radar, della televisione e di tutte le altre
forme di telecomunicazione.
Luce
L'osservazione che la luce si propaga in linea
retta risale all'antichità; già i greci ritenevano che essa fosse costituita di
un fascio di corpuscoli, che partivano dall'occhio o erano emanati dall'oggetto
osservato. Questa teoria, per quanto fornisse un'interpretazione del processo
percettivo della visione, era ben lontana da un quadro teorico completo che
spiegasse in modo soddisfacente sia il meccanismo per cui il fascio luminoso si
genera e scompare, sia i cambiamenti di velocità e direzione nel passaggio da
un mezzo a un altro. Progressi significativi nello studio sulla natura della
luce furono compiuti nel XVII secolo da Newton, che propose la teoria
corpuscolare della luce, e da Robert Hooke e Christiaan Huygens, che sostennero la
teoria ondulatoria. Non fu approntato nessun esperimento che potesse dar
credito all'una o all'altra interpretazione fino al XIX secolo, quando il
fisico Thomas Young osservò il fenomeno
dell'interferenza, caratteristico del moto ondulatorio.
L'interferenza si osserva quando un sottile
pennello di luce viene inviato su uno schermo sul quale siano state praticate
due fenditure identiche. La luce che giunge su uno schermo posto a una certa
distanza dalla doppia fenditura mostra una caratteristica struttura di bande di
luce e ombra equispaziate. Assumendo, come fece Huygens, che ciascuna delle due fenditure si comporti come
una nuova sorgente che emette luce in tutte le direzioni, si può comprendere
come i due treni d'onda che giungono in uno stesso punto dello schermo non
arrivino necessariamente in fase, sebbene siano partiti in fase dalle
rispettive sorgenti. Se le due onde si sovrappongono in fase in un punto,
allora si ottiene in quel punto il massimo dell'intensità (interferenza
costruttiva); per sfasamenti via via maggiori, la
luminosità decresce fino al buio totale (interferenza distruttiva). In ogni
punto l'intensità di illuminazione varia periodicamente con una frequenza che
per la luce visibile è compresa tra i 4 × 1014 e i 7,5 × 1014 Hz e che non può quindi essere percepita né
dall'occhio umano, né da qualunque strumento classico. Poiché non sono
possibili misure dirette, la frequenza viene determinata a partire da misure di
lunghezza d'onda e di velocità. Per calcolare la lunghezza d'onda è sufficiente
conoscere la distanza tra le fenditure e quella tra due bande di luce adiacenti
sullo schermo.
La prima misura della velocità della luce fu
effettuata nel 1676 dall'astronomo danese Olaus Roemer. Egli notò apparenti variazioni nella durata
dell'intervallo di tempo che separa due eclissi successive dei satelliti di Giove
e le interpretò correttamente come conseguenze delle variazioni nella distanza
percorsa dalla luce tra
Gli studi di Maxwell furono fondamentali per
l'interpretazione della luce come una particolare forma di radiazione
elettromagnetica. Ora si sa che lo spettro elettromagnetico si estende dai
raggi gamma (vedi Radioattività), le cui
lunghezze d'onda tipiche sono inferiori ai 10-
Per analogia con le onde dell'acqua, elastiche e
sonore, gli scienziati ipotizzarono l'esistenza di un mezzo, l'"etere cosmico", che facesse da supporto per la
propagazione delle onde elettromagnetiche.
L'ipotesi venne abbandonata dopo il famoso
esperimento di Michelson-Morley, realizzato per la
prima volta nel 1887 e volto a determinare la velocità della Terra rispetto
all'etere. Posto che il nostro pianeta viaggiasse attraverso un ipotetico etere
stazionario, l'esperimento avrebbe dovuto rivelare una dipendenza della
velocità della luce dalla direzione di propagazione; il risultato fu invece
negativo. La fisica si trovò in una situazione stagnante, fino a quando Albert Einstein formulò la teoria della relatività,
nel 1905.
Termodinamica
Nel corso del XIX secolo lo studio della termodinamica ricevette un notevole impulso: furono
ridefiniti in modo rigoroso i concetti di calore
e di temperatura, che vennero messi in relazione
con grandezze puramente meccaniche quali lavoro ed energia. Vedi Propagazione del calore.
Il primo principio della termodinamica
L'equivalenza tra calore e lavoro fu specificata
sul piano teorico dal fisico tedesco Hermann Ludwig
Ferdinand von Helmholtz e dal fisico britannico
William Thomson Kelvin
verso la metà del XIX secolo. Nello stesso ambito deve essere inquadrata la
serie di esperimenti condotti tra il 1840 e il 1849 da James
Prescott Joule. Il risultato di questi studi
fu l'enunciato del primo principio della termodinamica: compiendo un lavoro su
un sistema si aumenta la sua energia interna, e quindi la temperatura; se non
si riscontra alcuna variazione dell'energia interna, la quantità di lavoro
compiuto deve essere uguale al calore dissipato. Con lo sviluppo della teoria
cinetica fu possibile mettere in relazione l'energia interna di un sistema con
l'energia cinetica delle particelle che lo
costituiscono.
Il secondo principio della termodinamica
Il primo principio afferma che l'energia totale si
conserva in ogni trasformazione in cui il sistema interagisce con l'ambiente
circostante, ma non fornisce alcuna indicazione sulle modalità con cui
avvengono queste trasformazioni. Che i trasferimenti di energia possano
avvenire in una sola direzione fu messo in evidenza da Nicolas-Léonard Sadi Carnot, il quale
scoprì nel 1824 che una macchina termica (un dispositivo capace di compiere
lavoro continuativamente attingendo calore dall'ambiente) ha bisogno, per
funzionare, di due sorgenti: una a temperatura più alta, da cui attingere
calore, e l'altra più fredda, che assorba il calore prodotto. Quando la
macchina compie lavoro, il calore passa dal corpo più caldo a quello più
freddo; perché avvenga il contrario deve essere speso lavoro meccanico (o
elettrico).
Le idee di Carnot furono
riformulate con rigore nel secondo principio della termodinamica, enunciato in
forme equivalenti da Rudolf Julius Emanuel Clausius e da William Thomson
Kelvin.
Quando due parti di un sistema isolato (che non
interagisca con l'ambiente esterno) si trovano a temperature diverse, si
verificano reciproci scambi di calore che portano il sistema in uno stato di
equilibrio. Questo concetto è espresso da una grandezza termodinamica detta entropia (definita per la prima volta da Clausius), che fornisce una misura di quanto lo stato di un
determinato sistema sia lontano dall'equilibrio (corrispondente a uno stato di
perfetto disordine).
Per modificare l'entropia di un sistema si deve
intervenire dall'esterno; tuttavia, a causa dell'irreversibilità dei processi macroscopici,
la diminuzione dell'entropia locale di un sistema per effetto di una azione
esterna ha come conseguenza un aumento dell'entropia dell'ambiente. Se una
trasformazione fosse spontaneamente reversibile, cioè se al termine di essa sia
il sistema sia l'ambiente potessero essere riportati nello stato iniziale,
l'entropia rimarrebbe costante e il secondo principio della termodinamica
sarebbe violato.
Dalla formulazione del secondo principio in poi, la
termodinamica ha conosciuto ulteriori sviluppi e un gran numero di applicazioni
in fisica, chimica e ingegneria. L'ingegneria chimica, l'ingegneria degli
impianti per la produzione di energia, la tecnologia del condizionamento
dell'aria e la fisica delle basse temperature sono solo alcuni dei campi che devono
il loro fondamento teorico alla termodinamica e ai contributi di scienziati
quali Maxwell, Willard Gibbs, Walther Hermann Nernst e Lars Onsager.
Energia cinetica e meccanica statistica
La relazione tra il comportamento degli atomi e
delle molecole di un gas, sul piano microscopico, e i fenomeni che si
manifestano a livello macroscopico è specificata dalla teoria cinetica dei gas,
alla quale contribuirono sia Maxwell sia Ludwig Boltzmann. Poiché è impossibile seguire
singolarmente l'evoluzione di ogni particella di un fluido, si ricorre a un
approccio statistico: la teoria cinetica dei gas consiste infatti
nell'applicazione dei principi della meccanica classica e della statistica. Un
tipico problema affrontato dalla teoria cinetica è la determinazione della
distribuzione delle velocità tra le molecole di un gas e dell'energia cinetica
media di ogni particella.
Facendo ricorso alla teoria cinetica si può
dimostrare che la temperatura di un sistema è direttamente legata all'energia
cinetica media delle molecole che lo costituiscono, e che l'entropia è legata
alla distribuzione statistica degli stati del sistema corrispondenti a diversi
valori dell'energia. Da questo risultato segue che lo stato di equilibrio
termodinamico più probabile è quello di massima entropia.
Prime teorie atomiche e molecolari
La teoria atomica di Dalton e la legge di Avogadro,
oltre a svolgere un ruolo fondamentale in fisica, diedero anche un notevole
impulso allo sviluppo della chimica.
Legge di Avogadro
La legge di Avogadro afferma che un dato volume di
gas, per valori di temperatura e pressione fissati, contiene sempre lo stesso
numero di molecole, a prescindere dalla natura chimica di queste. Il numero di Avogadro rappresenta il numero di molecole
contenuto in una quantità di sostanza la cui massa espressa in grammi è
esattamente uguale al peso molecolare. Vedi Molecola.
Nella seconda metà del XIX secolo furono effettuati
numerosi tentativi di determinare le dimensioni dell'atomo; quello che fornì i
risultati più significativi fu l'applicazione della teoria cinetica ai gas non
ideali, ossia a gas per cui non vale l'approssimazione di molecole puntiformi e
non interagenti. Esperimenti successivi, che sfruttarono tecniche avanzate
basate sullo scattering di raggi X, di particelle alfa e di altre
particelle subatomiche, portarono alla determinazione delle dimensioni tipiche
dell'atomo, il cui diametro risultò compreso tra 10-8 e 10-
Spettroscopia
La conoscenza della struttura dell'atomo deve
moltissimo alla spettroscopia e alla scoperta
delle particelle subatomiche.
Nel 1823 John Herschel propose di identificare un elemento chimico
per mezzo dell'analisi spettrale, cioè dalla distribuzione dell'intensità della
luce emessa dalla sostanza allo stato gassoso. Negli anni che seguirono furono
catalogati gli spettri di molte sostanze, grazie al lavoro di due tedeschi, il
chimico Robert Wilhelm Bunsen
e il fisico Gustav Robert Kirchhoff.
Nel
Uno spettro discreto (a righe) viene generato da
una sostanza allo stato gassoso, i cui atomi siano stati eccitati da una fonte
di calore o dal bombardamento di particelle subatomiche. Invece, lo spettro
prodotto da un corpo solido caldo è continuo e cade nelle regioni del visibile,
dell'infrarosso e dell'ultravioletto. La quantità totale di energia emessa
dipende fortemente dalla temperatura, come pure la distribuzione dell'intensità
tra le varie lunghezze d'onda. Quando si riscalda una sbarretta di ferro, ad
esempio, dapprima la radiazione emessa è infrarossa, pertanto non visibile;
poi, all'aumentare della temperatura lo spettro si allarga verso il visibile e
l'incandescenza passa dal rosso al bianco, mentre il picco dello spettro si
sposta verso il centro della regione visibile. I tentativi di spiegare le caratteristiche
della radiazione emessa dai solidi con gli strumenti teorici a disposizione
alla fine del XIX secolo portarono a concludere che a una data temperatura la
quantità di radiazione emessa aumenta indefinitamente all'aumentare della
frequenza. Questo risultato era naturalmente in disaccordo con le osservazioni
sperimentali. Vedi Radiazione elettromagnetica.
Il crollo della fisica classica
Era dal 1880 che la fisica poteva dirsi assestata:
la maggior parte dei fenomeni trovava spiegazione nella meccanica newtoniana,
nella teoria elettromagnetica di Maxwell, nella termodinamica o nella meccanica
statistica di Boltzmann. Sembrava che pochi problemi,
quali la determinazione delle proprietà dell'etere e la spiegazione degli
spettri di radiazione emessi dai corpi solidi, rimanessero irrisolti. La
comprensione di questi pochi fenomeni scatenò tuttavia la rivoluzione che
investì la fisica. Al crollo della fisica classica contribuì anche una serie di
importanti scoperte della fine del XIX secolo: i raggi X da parte di Wilhelm Conrad Röntgen, nel 1895; l'elettrone per
merito di J.J. Thomson, nel 1895; la
radioattività di Antoine-Henri Becquerel, nel 1896; l'effetto
fotoelettrico, durante il periodo tra il 1887 e il 1899. I risultati
degli esperimenti condotti in quegli anni, tra cui la scoperta dei raggi catodici, prescindevano da ogni possibile
spiegazione teorica entro il quadro della fisica classica.
La fisica moderna
Nel primo trentennio del XX secolo vennero
sviluppate la teoria quantistica e la teoria della relatività, che segnarono la
nascita della fisica moderna.
Relatività
Supponiamo che una persona A cammini a
velocità v su un treno che viaggia nella stessa direzione a velocità u;
la velocità di A rispetto a un osservatore B che si trovi fermo a
terra è allora V = u + v.
Più in generale, supponiamo che un punto si muova a
velocità v in un sistema di riferimento xoy,
che a sua volta si muove con velocità costante, u, rispetto a un secondo
sistema di riferimento XOY; il moto del punto osservato in quest'ultimo
sistema avviene con velocità V = u + v. Questa relazione, che
naturalmente può essere generalizzata e applicata a sistemi di riferimento
tridimensionali, prende il nome di legge di composizione delle velocità ed è
dovuta a Galileo. La conseguenza immediata della legge è che l'accelerazione
dei due punti è la stessa, cioè a = A, indipendentemente dal sistema di
riferimento che si consideri; da ciò si può dedurre che la seconda legge di
Newton (F = m a) assume la stessa forma in tutti i sistemi di riferimento
inerziali, ovvero in moto relativo rettilineo uniforme.
Il contenuto del principio di relatività galileiano
può essere esteso affermando che le leggi della meccanica classica sono le
stesse in tutti i sistemi di riferimento inerziali; ciò implica che non è
possibile realizzare nessun esperimento che ci permetta di decidere se un
sistema di riferimento è fermo o in moto rettilineo uniforme.
La scoperta che le equazioni di Maxwell, che
descrivono tutti i fenomeni di natura elettromagnetica, non sono invarianti per
trasformazioni di Galileo indusse Albert Einstein a sostituire le leggi
galileiane con un nuovo insieme di relazioni, introdotte da Lorentz
in base a considerazioni matematiche, e a porre le basi della teoria della relatività.
Le trasformazioni di Lorentz
implicano una completa revisione dei concetti classici di spazio e tempo;
negando l'esistenza di uno spazio e di un tempo assoluto, che sono a fondamento
della meccanica classica, esse infatti richiedono una nuova definizione del
significato di distanza e di contemporaneità. Due orologi che risultino
sincroni quando sono in quiete l'uno rispetto all'altro, funzionano a velocità
diverse se si muovono di moto relativo; analogamente due barre di identica
lunghezza a riposo sono diverse quando una di esse si muove rispetto all'altra.
Lo spazio e il tempo divennero così le quattro coordinate (tre spaziali e una
temporale) dell'iperspazio a quattro dimensioni in cui si collocano tutti i
fenomeni fisici.
Conseguenze importanti della relatività di Einstein
sono l'equivalenza tra massa ed energia e l'esistenza di un limite superiore
per la velocità dei corpi, dato dal valore della velocità della luce, c.
La meccanica relativistica, che può spiegare il moto di corpi dotati di
velocità prossima a quella della luce, si riduce alla meccanica newtoniana per
la descrizione dei fenomeni che avvengono a velocità trascurabili rispetto a c.
Nel 1915 Einstein generalizzò la teoria della
relatività a sistemi di riferimento in moto accelerato. Nella relatività
generale la gravitazione risulta una conseguenza della complessa geometria
dello spazio-tempo, e la teoria di Newton, non più necessaria per la
descrizione dei fenomeni fisici, scaturisce in una forma più generale
nell'ambito di un'esposizione teorica completa ed esauriente. Nel 1919 fu
osservata per la prima volta la curvatura dei raggi luminosi in prossimità di
corpo molto massivo; l'evidenza di questo fenomeno, previsto dalla relatività
generale, rappresentò una prova indiretta della validità della teoria, che ha avuto
un ruolo fondamentale nella comprensione dell'universo e della sua evoluzione. Vedi
anche Cosmologia.
Teoria quantistica
I risultati dell'analisi sperimentale dello spettro
del corpo nero, che non erano in accordo con i
principi della fisica classica, furono giustificati sul piano teorico dal
fisico tedesco Max Planck.
Secondo la fisica classica, le molecole di un solido oscillano intorno alle
posizioni di equilibrio compiendo vibrazioni che si verificano a tutte le
frequenze e con ampiezza direttamente proporzionale alla temperatura del corpo;
l'energia termica del solido verrebbe quindi convertita continuamente in
radiazione elettromagnetica. Planck reinterpretò il
fenomeno postulando che l'irraggiamento da parte di un corpo, o di un solido
incandescente, avvenisse per emissione di quantità discrete di energia, dette
quanti, o fotoni. Vedi Teoria quantistica.
Ogni fotone ha una lunghezza d'onda caratteristica
e un'energia E = hf, dove f è la
frequenza dell'onda. La relazione che sussiste tra la lunghezza d'onda l e la frequenza è l f = c, dove c è la velocità
della luce. La frequenza viene espressa in hertz (Hz), o cicli al secondo,
mentre la costante h, ora nota come costante di Planck,
ha un valore molto piccolo (6,626 × 10-34 joule-secondo). Con l'ipotesi quantistica, Planck ripropose la teoria della natura corpuscolare della
luce.
L'effetto fotoelettrico
Quando una radiazione di lunghezza d'onda opportuna
colpisce una superficie metallica, quest'ultima emette elettroni. Il fenomeno è
denominato effetto fotoelettrico e presenta alcuni aspetti rimarchevoli: 1)
l'energia di ogni elettrone emesso dipende dalla frequenza e non dall'intensità
della radiazione incidente; 2) la probabilità di emissione dei fotoelettroni
dipende solo dall'intensità di illuminazione e non dalla frequenza (ammesso che
la frequenza della radiazione incidente sia comunque superiore a un certo
valore soglia, al di sotto del quale non si verifica alcuna emissione); 3) non
si osserva ritardo tra l'illuminazione della superficie metallica e l'emissione
di fotoelettroni. In base a queste osservazioni, che non trovano spiegazione
nella teoria elettromagnetica di Maxwell, Einstein ipotizzò nel 1905 che la
luce potesse essere assorbita solo sotto forma di quanti, o fotoni, ed estese
la teoria quantistica proposta da Planck al fenomeno
dell'assorbimento della radiazione elettromagnetica.
Con questo presupposto, la descrizione dell'effetto fotoelettrico diveniva
allora assai semplice: ogni fotone incidente cede a un elettrone del metallo
una quantità di energia E = hf, sufficiente
per vincere le forze di attrazione e fuoriuscire dalla superficie libera del
solido.
Raggi X
La scoperta dei raggi X
da parte di Konrad Röntgen nel 1895 ebbe
implicazioni notevoli per il progresso delle conoscenze sulla struttura della
materia: nel 1914 Henry Gwyn-Jeffreys
Moseley usò spettrogrammi X per provare che il
numero di cariche positive all'interno di un atomo è esattamente uguale al
numero atomico, che esprime la posizione dell'elemento nella tavola periodica.
Fisica dell'elettrone
Già nel XIX secolo si supponeva che la carica
elettrica fosse trasportata in quantità ben definite e costanti da particelle
elementari. Gli esperimenti sulla conduzione dell'elettricità attraverso i gas
a bassa pressione portarono a due importanti scoperte: i raggi catodici, che
vengono emessi dall'elettrodo negativo di un tubo a scarica, e i raggi canale,
emessi dall'elettrodo positivo. L'esperimento condotto nel 1895 da J.J.
Thomson permise di misurare il rapporto tra la
carica q e la massa m delle particelle che costituiscono i raggi
catodici, e nel 1899 Lenard confermò che il medesimo
rapporto caratterizzava anche le emissioni di origine fotoelettrica. Nel 1883 Thomas Alva Edison aveva
osservato che fili conduttori incandescenti emettono particelle cariche
(effetto Edison), e nel 1899 Thomson mostrò che anche
per questa forma di emissione valeva lo stesso rapporto di q su m
individuato nei due casi già citati. Intorno al 1911 Millikan
scoprì infine che la carica elettrica esiste in multipli interi di un'unità
fondamentale: e = 1,602 × 10-
In seguito, si scoprì che anche i raggi canale sono
fasci di particelle di carica e, ma di segno positivo e molto più
massive dell'elettrone. Si trattava infatti di ioni positivi ottenuti dalla
rimozione di un elettrone da un atomo neutro. Lo ione più piccolo esistente, lo
ione idrogeno, è un protone singolo di massa
pari a 1,673 × 10-27 kg, circa 1837 volte la massa dell'elettrone. Vedi Ionizzazione.
Modelli atomici
Sfruttando le radiazioni alfa di recente scoperta,
nel 1913 Ernest Rutherford confutò
sperimentalmente il modello atomico di Thomson,
secondo cui l'atomo era costituito da una distribuzione omogenea di cariche
positive e negative. Osservando che le particelle alfa emesse da nuclei
radioattivi subivano una netta deviazione al loro passaggio attraverso uno
strato sottilissimo di materia, Rutheford concluse
che nell'atomo la carica positiva dovesse essere separata da quella negativa;
solo così si spiegava l'effetto di scattering osservato. Rutherford propose un
modello atomico di tipo "planetario", con la carica positiva dell'atomo
quasi interamente concentrata in un nucleo massivo, intorno al quale orbitano
gli elettroni. Anche questo modello era tuttavia destinato a cadere: secondo la
teoria di Maxwell, infatti, una carica che si muove di moto accelerato irraggia
energia sotto forma di onde elettromagnetiche. L'atomo del modello di
Rutherford risultava quindi un sistema instabile, poiché gli elettroni, a causa
del loro moto orbitale, avrebbero dovuto irraggiare onde elettromagnetiche,
perdendo progressivamente energia fino a collassare sul nucleo.
Un nuovo modello atomico, non completamente
giustificabile alla luce della fisica classica, fu proposto dal danese Niels Bohr, il quale postulò che gli elettroni
all'interno dell'atomo percorressero orbite fisse e stabili, ciascuna corrispondente
a un determinato valore dell'energia. Queste orbite, dette stati stazionari,
sono individuate in base alla condizione secondo cui il momento angolare J
dell'elettrone deve essere un multiplo intero positivo della costante di Planck divisa per 2p, cioè, J = nh/2p, dove il numero quantico n può assumere
tutti i valori interi positivi. Con ciò si estendeva la teoria quantistica alla
dinamica. Nel
Il modello avanzato da Bohr
fornì la spiegazione del meccanismo dell'emissione della radiazione
elettromagnetica da parte dell'atomo. L'elettrone, quando viene sollecitato da
una perturbazione sufficientemente intensa, compie una transizione dall'orbita
di energia minima (stato fondamentale) a un'orbita più esterna e più
energetica; ritornando nello stato fondamentale, emette un singolo fotone di
energia E = hf, dove E è la
differenza in energia tra il livello finale e quello iniziale. A ogni
transizione tra i livelli quantistici corrisponde un fotone di frequenza e
lunghezza d'onda definite.
Questo modello era in grado di spiegare con grande
accuratezza lo spettro atomico più semplice, ossia quello dell'idrogeno, ma
aveva dei limiti; esteso infatti agli atomi con più di un elettrone, non poteva
giustificare i dati sperimentali.
Meccanica quantistica
Nell'arco di pochi anni, tra il 1924 e il 1930
circa, fu sviluppato un approccio teorico completamente nuovo alla dinamica su
scala subatomica, la meccanica quantistica. Nel 1924 il francese Louis De Broglie suggerì che
la materia avesse la duplice natura (corpuscolare e ondulatoria) già osservata
per la radiazione elettromagnetica. A ogni particella veniva quindi associata
un'onda, detta onda di materia, di lunghezza d'onda l = h/mv,
dove m è la massa della particella e v la sua velocità. Queste
onde dovevano essere concepite come una sorta di guida per il moto della
particella cui erano associate. L'ipotesi di De Broglie
venne confermata nel 1927 dai risultati di una serie di esperimenti di
interazione elettrone-cristallo condotti dai fisici statunitensi Clinton Joseph
Davisson e Lester Halbert Germer, oltre che dal fisico britannico George Paget Thomson.
In seguito i tedeschi Max Born,
Werner Heisenberg, Ernst Pascual Jordan e il fisico austriaco Erwin Schrödinger
svilupparono l'idea di De Broglie in una forma
matematica capace di risolvere problemi che non potevano essere spiegati
nell'ambito della fisica classica. Oltre a confermare il postulato di Bohr della quantizzazione dei livelli energetici
dell'atomo, la meccanica quantistica fornisce una spiegazione degli atomi più
complessi e costituisce il fondamento teorico della fisica nucleare. Inoltre,
alcune proprietà dei solidi cristallini trovano un'interpretazione
soddisfacente solo nei principi della teoria quantistica.
Al postulato di De Broglie,
che sancisce il dualismo onda-particella della materia, si sono aggiunti nel
corso degli anni nuovi e fondamentali concetti. Tra i più importanti, è il
fatto che gli elettroni e quasi tutte le particelle elementari abbiano la
proprietà di possedere un momento angolare intrinseco, o spin. Nel 1925 il fisico austriaco Wolfgang Pauli enunciò il principio di esclusione che, stabilendo un limite per
il numero di elettroni che possono occupare un determinato livello energetico,
giustificava le diverse proprietà dei singoli elementi chimici e si rivelava
fondamentale per comprendere la struttura della tavola periodica. Nel 1927 Heisenberg formulò il principio di
indeterminazione, con il quale viene riconosciuta l'esistenza di un
limite naturale alla precisione con cui si possono misurare simultaneamente
alcune coppie di grandezze fisiche, quali ad esempio posizione e momento, energia
e tempo. Nel 1928 Dirac
giunse a una sintesi della meccanica quantistica e della relatività, grazie
alla quale si previde l'esistenza del positrone
e più in generale dell'antimateria.
Nell'ambito della fisica moderna si sviluppò in
breve tempo l'approccio di tipo statistico che era stato proposto da Bohr. Le relazioni di causa-effetto della meccanica
newtoniana sono soppiantate da previsioni degli eventi in termini di
probabilità statistica, e in quest'ottica le proprietà ondulatorie della
materia vengono a rappresentare, in accordo col principio di indeterminazione,
l'impossibilità di prevedere il moto delle particelle con assoluta precisione,
anche conoscendo perfettamente le forze in gioco. Pur non essendo significativo
per i moti macroscopici, questo aspetto statistico è dominante su scala
molecolare, atomica e subatomica.
Fisica nucleare
Alla comprensione della struttura dell'atomo
contribuì nel 1896 la scoperta della radioattività
dei minerali di uranio; da parte del fisico Antoine-Henri Becquerel. In pochi anni si scoprì che la
radiazione emessa dalle sostanze radioattive poteva essere di tre tipi:
radiazione alfa, costituita da atomi di elio ionizzati; radiazione beta,
composta da elettroni veloci; raggi gamma, in seguito identificati come radiazione
elettromagnetica di lunghezza d'onda molto corta. Nel 1898 i fisici francesi Marie e Pierre Curie separarono da un minerale di
uranio il radio e polonio,
due nuovi elementi, ben presto identificati come radioattivi. Intorno al 1903
Rutherford e Frederick Soddy
mostrarono che l'emissione di raggi alfa o beta comportava la trasformazione
dell'atomo istabile in una specie atomica diversa. Si
trovò in seguito che gli eventi radioattivi avvengono in modo statistico; non
esiste quindi alcun modo di sapere quale atomo all'interno di un materiale
radioattivo debba decadere in un certo istante. Nel 1919 Rutherford bombardò
con particelle alfa un bersaglio di azoto; l'elemento si dissociò in idrogeno e
ossigeno, dando luogo alla prima trasmutazione artificiale.
Nello stesso periodo, grazie allo sviluppo dello spettrometro di massa, furono condotte importanti
ricerche sulla natura degli isotopi e da questi studi emerse un modello che
concentrava nel nucleo tutta la carica positiva e quasi tutta la massa
dell'atomo. Le particelle del nucleo dotate di carica positiva vennero
identificate come protoni, ma si dovette ammettere l'esistenza di altre
particelle neutre (in tutti i nuclei a eccezione dell'idrogeno) per trovare un
accordo con i dati ottenuti nelle misurazioni delle masse. Nel 1932 il fisico
britannico James Chadwick
scoprì il neutrone, una particella elettricamente neutra, con massa pari a
1,675 × 10-
La forza di repulsione elettrostatica tra cariche
elettriche positive tende ad allontanare i protoni di un nucleo, pertanto
perché l'atomo sia stabile è necessaria l'azione di una forza attrattiva molto
intensa che tenga strettamente legati tutti i nucleoni (l'insieme di protoni e
neutroni). L'energia associata a questo tipo di legame, chiamato interazione
nucleare forte, è estremamente grande, milioni di volte superiore a quella
tipica dei legami chimici. Si comprende allora come l'emissione di una
particella costituita da due protoni e due neutroni da parte di un nucleo
radioattivo (decadimento alfa) sia un processo che comporta il superamento di
una certa barriera energetica. Il meccanismo del decadimento alfa venne
spiegato in termini quantistici dai fisici statunitensi Edward Condon, George Gamow
e Ronald Wilfred Gurney nel
1928. Essi mostrarono che la natura statistica dei processi nucleari permette
alle particelle alfa di superare la barriera energetica del nucleo radioattivo.
Il decadimento beta fu invece interpretato come risultato del decadimento di un
neutrone all'interno del nucleo radioattivo: un neutrone del nucleo
"padre" si scompone in un protone, un elettrone (la particella beta
emessa) e un antineutrino elettronico. In genere dopo il decadimento alfa o
beta, il nucleo rimane energeticamente instabile e l'energia in eccesso viene
smaltita sotto forma di raggi gamma.
In tutti questi processi nucleari la somma delle
masse dei prodotti è inferiore a quella dei reagenti. La differenza, detta
difetto di massa, viene convertita in una quantità di energia molto elevata,
che può essere calcolata mediante l'equazione E = mc2. Vedi Energia nucleare.
Lo sviluppo della fisica
dal
Le importanti conquiste del primo trentennio del XX
secolo, insieme ai progressi tecnologici nel campo dei computer,
dell'elettronica, delle applicazioni di fisica nucleare e degli acceleratori di
particelle, resero possibile una rapida crescita delle conoscenze scientifiche.
Acceleratori
Nel 1932 i fisici John Cockcroft
ed Ernest Walton produssero le prime reazioni
nucleari artificiali utilizzando generatori ad alta tensione per portare a
un'energia di 700.000 eV i protoni destinati a
colpire un campione di litio.
Lo sviluppo degli acceleratori ad alta energia
iniziò con l'invenzione del generatore di Van der Graaff, quasi
immediatamente seguita da quella del ciclotrone, che si deve ai fisici Ernest Orlando Lawrence e Milton Stanley Livingston. Il ciclotrone si avvale di un campo magnetico che
incurva la traiettoria delle particelle cariche, confinandole su un'orbita
circolare; dopo ogni mezzo giro le particelle ricevono un piccolo impulso
elettrico, accumulando a poco a poco energia, fino al valore desiderato. Il
ciclotrone permette di accelerare protoni fino a energie di circa 10 MeV; energie ancora maggiori vengono ottenute con il
sincrotrone, che venne sviluppato subito dopo la seconda guerra mondiale da Edwin Mattison McMillan
e Vladimir Veksler.
Per avere informazioni sempre più dettagliate, sono
necessari acceleratori sempre più potenti e, quindi, visto il meccanismo di
accelerazione, di dimensioni sempre maggiori. La più alta energia impressa a un
fascio di particelle da un acceleratore alla fine della seconda guerra mondiale
era minore di 100 MeV; oggi si costruiscono
acceleratori capaci di portare fasci di protoni a oltre un 1 TeV. Vedi Acceleratori di
particelle.
Rivelatori di particelle
I primi metodi di rivelazione e analisi delle
particelle elementari sfruttavano la capacità di queste di impressionare
emulsioni fotografiche o di sollecitare materiali fluorescenti. Il fisico
britannico Charles Wilson fu il primo a osservare la traccia di particelle
ionizzate in una camera a nebbia. Evoluzioni
significative di questo dispositivo furono la camera a
bolle e la camera a scintille, entrambe costruite negli anni Cinquanta.
Dell'inizio del XX secolo, invece, è un altro tipo
di rivelatore, il contatore a scarica, dovuto a Hans Geiger, e in seguito perfezionato da Walter Müller. Questo dispositivo, noto come contatore Geiger-Müller, o semplicemente contatore
Geiger, è stato ampiamente sostituito da contatori a stato solido più
veloci e convenienti, come lo scintillatore, ideato intorno al 1947 da Hartmut Paul Kallmann.
Particelle elementari
Oltre all'elettrone, al protone, al neutrone e al
fotone, nel corso degli anni sono state scoperte altre particelle fondamentali.
Nel 1932 il fisico statunitense Carl David Anderson
scoprì l'antielettrone, o positrone, la cui esistenza era stata prevista per
via teorica da Dirac. Anderson scoprì che un raggio
gamma sufficientemente energetico può scomparire nei pressi di un nucleo
pesante, dando luogo alla formazione di una coppia elettrone-positrone, ossia
trasformandosi completamente da energia in massa. Nella collisione
elettrone-positrone può verificarsi invece il processo inverso
(annichilazione), durante il quale le due particelle si fondono, trasformandosi
in un fotone di energia equivalente alla somma delle masse delle due particelle
originali.
La scoperta del muone
Nel 1935 il fisico giapponese Hideki Yukawa propose un modello di interpretazione della
struttura del nucleo atomico. La nuova teoria prevedeva l'esistenza di una
particella di massa intermedia tra quella dell'elettrone e quella del protone,
che svolgesse la funzione di "collante". Nel 1936 Anderson e i suoi
collaboratori osservarono nella radiazione cosmica una nuova particella, nota
ora come muone, di massa pari a 207 volte quella dell'elettrone. Esperimenti
successivi, condotti dal fisico britannico Cecil Frank Powell, portarono alla
scoperta di un'altra particella, di massa poco maggiore di 270 volte la massa
dell'elettrone, il mesone pi-greco, o pione, che fu infine identificato come
l'anello mancante della teoria di Yukawa.
L'analisi della radiazione cosmica di fondo e l'uso
di acceleratori sempre più potenti hanno portato alla scoperta di molte altre
particelle. Tra queste vi sono i cosiddetti bosoni vettoriali intermedi, quali
la particella W e
Nel 1931, con l'intento di spiegare l'apparente
violazione di alcune leggi di conservazione che si manifestava in alcuni
decadimenti radioattivi, Pauli postulò l'esistenza di
particelle elettricamente neutre e di massa nulla o quasi nulla. Quest'idea fu
successivamente sviluppata da Enrico Fermi, che
diede alla particella in questione il nome neutrino.
Si tratta di una particella neutra molto piccola e molto sfuggente, osservata
in un difficile esperimento realizzato dagli statunitensi Frederick Reines e Clyde Lorrian Cowan.
Verso la fine degli anni Quaranta venne scoperto un
gran numero di nuove particelle elementari. Si trattava delle cosiddette
particelle "strane", cioè caratterizzate da una proprietà quantistica
denominata "stranezza".
L'elettrone, il protone, il neutrone, il fotone e
tutte le particelle scoperte a partire dal 1932 sono dette complessivamente
particelle elementari, benché il termine sia improprio, dal momento che la
maggior parte di esse possiede una struttura interna molto complicata. La
teoria universalmente accettata è quella dei quark,
subparticelle dotate di carica frazionaria; un
protone, ad esempio, sarebbe costituito da tre quark.
Secondo la teoria proposta nel 1964 dai fisici
statunitensi Murray Gell-Mann
e George Zweig, i nucleoni sarebbero costituiti da
tripletti di quark, mentre i mesoni
da coppie di quark. La teoria originariamente postulava l'esistenza di tre
soli tipi di quark, ma i risultati di esperimenti successivi, in particolare la
scoperta della particella J/psi da parte dei fisici statunitensi Samuel Ting e Burton Richter, imposero di elevare a sei il numero
totale di queste particelle.
Teorie unificate dei
campi
Le teorie più accreditate sulle interazioni tra
particelle elementari sono dette teorie di Gauge e assumono come principio guida la
conservazione della simmetria nelle interazioni
tra due tipi di particelle. La prima delle teorie di gauge
si applica alle interazioni elettriche e magnetiche tra particelle cariche,
mentre una seconda teoria molto complessa fu proposta indipendentemente dal
fisico statunitense Steven Weinberg
e dal fisico pakistano Abdus Salam verso la fine degli
anni Sessanta.
Quest'ultimo modello collegava i bosoni vettoriali
intermedi con il fotone, unificando così l'interazione elettromagnetica
con quella debole. In seguito, gli studi di Glashow,
Iliopolis e Maiani
mostrarono come la stessa formulazione fosse applicabile anche agli adroni (le particelle soggette a interazione forte).
Le teorie di gauge, in
linea di principio, possono essere applicate a ogni campo di forze, e ciò
suggerisce la possibilità di inquadrare tutte le interazioni fondamentali in
un'unica teoria unificata, che naturalmente
comprenda il concetto di simmetria. Le simmetrie
generalizzate si estendono a scambi di particelle che variano da punto a punto
nello spazio e nel tempo ma, anche se matematicamente eleganti, non bastano a
spiegare la natura elementare della materia. Per questo motivo molti fisici stanno
valutando la possibilità di ricorrere alle cosiddette teorie di supersimmetria,
che stabilirebbero una relazione diretta tra fermioni e bosoni attraverso
ipotetiche particelle "gemelle" di quelle attualmente conosciute.
Esistono molti dubbi in proposito, mentre suscita grande interesse la teoria
delle superstringhe. Secondo quest'ipotesi le particelle fondamentali sarebbero
"stringhe" monodimensionali, lunghe non più di 10-
Sviluppi della fisica nucleare
Nel 1931 il fisico statunitense Harold Clayton Urey
scoprì il deuterio, il cui nucleo (deutone)
costituisce un'ottima "particella-proiettile" per innescare reazioni
nucleari. Nel 1933 i fisici francesi Irène e Frédéric
Joliot-Curie sintetizzarono il primo nucleo
artificiale radioattivo, dando il via alla produzione di radioisotopi destinati
a molteplici usi.
Fermi e i suoi numerosi collaboratori compirono con
successo una serie di esperimenti volti a sintetizzare elementi più pesanti
dell'uranio. Bombardando quest'ultimo con neutroni, sono stati prodotti almeno
una dozzina di elementi transuranici. Poco tempo
dopo Irène Joliot-Curie, i tedeschi
Otto Hahn e Fritz Strassmann, l'austriaca Lise Meitner
e il britannico Otto Robert Frisch scoprirono che
alcuni nuclei di uranio potevano scindersi in due frammenti distinti, liberando
una gran quantità di energia ed emettendo neutroni isolati. Era stata scoperta
la fissione nucleare. I risultati delle ricerche successive suggerirono la
possibilità di indurre una reazione a catena autoalimentata, che venne
effettivamente ottenuta da Fermi e dal suo gruppo nel 1942, quando entrò in
funzione il primo reattore nucleare. Da allora gli sviluppi tecnologici si
susseguirono rapidamente; la prima bomba atomica fu costruita nel 1945 al
termine di un imponente programma guidato Julius Robert
Oppenheimer, e il primo reattore nucleare per
la produzione di energia elettrica entrò in funzione in Gran Bretagna nel 1956,
con una potenza di 78 MW. Vedi Armi nucleari.
Gli sviluppi successivi nel campo della fisica
nucleare riguardarono lo studio del meccanismo di produzione dell'energia nelle
stelle. Hans Bethe
scoprì che negli strati stellari più interni le temperature raggiungono i
milioni di gradi e si sviluppano reazioni di fusione nucleare, che sprigionano
quantità enormi di energia. La reazione più probabile all'interno delle stelle
è quella che porta alla formazione di un nucleo di elio a partire da quattro
nuclei di idrogeno, con conseguente sviluppo di energia ed emissione di alcune
particelle elementari. Questa reazione nucleare fu studiata da Edward Teller e riprodotta,
con qualche modifica, nella bomba a idrogeno. Detonata per la prima volta nel
1952, la bomba a idrogeno si rivelò un'arma ben più potente della bomba a
fissione.
Gran parte delle ricerche attuali mirano a ottenere
un dispositivo che produca reazioni di fusione controllate, piuttosto che
esplosive. Un reattore a fusione avrebbe il vantaggio di essere meno
radioattivo di un reattore a fissione e costituirebbe una fonte pressoché
illimitata di energia. Nel dicembre del 1993 furono compiuti progressi
significativi in questa direzione: alcuni ricercatori dell'Università di
Princeton produssero, in un reattore del tipo Tokamak,
una reazione di fusione controllata che sviluppò una potenza di 5,6 MW. Sembra
però ancora molto lontano il giorno in cui l'energia prodotta da un reattore a
fusione sarà maggiore di quella spesa per raggiungere le condizioni di
temperatura e pressione necessarie al mantenimento del processo nucleare.
Fisica dello stato solido
Nei solidi gli atomi sono strettamente legati l'uno
all'altro da intense forze d'interazione. Da ciò scaturiscono le proprietà
meccaniche, termiche, elettriche, magnetiche e ottiche tipiche dello stato
solido della materia.
Una delle caratteristiche principali della maggior
parte dei solidi è la presenza di una struttura cristallina, ossia di una
disposizione regolare degli atomi secondo configurazioni geometriche periodiche
(Cristallo).
La forma e le caratteristiche specifiche di ogni
reticolo cristallino dipendono dalle forze in gioco, cioè dal tipo di legame
che unisce le molecole: ionico, covalente, molecolare o metallico. Ad esempio
alcuni solidi, come il cloruro di sodio, o sale
comune, sono tenuti insieme da legami ionici dovuti all'attrazione
elettrostatica che sussiste tra gli ioni di cui il solido è composto. In altri,
come nel diamante, gli atomi condividono uno o più elettroni, dando luogo a
legami covalenti.
Le sostanze inerti invece, come il neon, solidificano a temperature molto basse grazie
alle cosiddette forze di van der
Waals (dal nome del fisico olandese Johannes Diderik van der Waals),
che si instaurano tra molecole o atomi neutri come risultato della
polarizzazione elettrica.
I metalli, invece,
sono caratterizzati dal cosiddetto legame metallico, in cui tutti gli elettroni
dell'orbitale più esterno sono liberi di muoversi all'interno del volume del
solido e sono in un certo senso condivisi da tutti gli atomi che lo
costituiscono. Metallografia.
Gli stretti livelli energetici discreti permessi
agli elettroni in ogni singolo atomo si allargano in bande di energia quando
gli atomi vengono a far parte di un solido. L'ampiezza e la separazione di
queste bande determinano molte delle proprietà del metallo. Ad esempio, la
presenza di una cosiddetta banda proibita, entro la quale non si trova alcuna
particella, limita i movimenti degli elettroni e determina le caratteristiche
di un buon isolante termico ed elettrico. La sovrapposizione di bande energetiche,
invece, e la relativa facilità di movimento delle cariche, rendono il materiale
un buon conduttore di elettricità e di calore. Se la banda proibita è stretta,
alcuni elettroni veloci possono acquistare energia sufficiente per
attraversarla, come accade nei semiconduttori. In questo caso la spaziatura tra
le bande energetiche può dipendere in misura rilevante dalla presenza di
piccole impurità.
L'abbassamento di una banda di alta energia
per effetto dell'introduzione di impurità all'interno del reticolo è il
fenomeno che si produce in un cosiddetto donatore di elettroni, e cioè un semiconduttore di tipo n.
I SEMICONDUTTORI
I semiconduttori sono particolari materiali che non
si possono definire nè conduttori nè
isolanti. Dispongono di alcuni elettroni liberi, liberi per agitazione termica,
molti in più di un normale isolante ma molti meno di un buon conduttore. Da qui
il nome di semiconduttori. Il semiconduttore intrinseco (ovvero puro) non ha
interessanti virtù elettriche. Al contrario, interessanti capacità si possono
creare drogando con opportune impurità il semiconduttore. Il termine drogare
indica l'immissione nel materiale semiconduttore di impurezze
che lo rendono appunto impuro. I semiconduttori più conosciuti son il germanio
ed il silicio. Il germanio è ormai caduto in disuso, a causa delle sue
caratteristiche inferiori rispetto al silicio (maggiore deriva termica,
maggiori perdite da correnti parassite inverse, etc...).
Ambedue sono tetravalenti, ovvero hanno nell'orbita più esterna 4 elettroni che
possono combinarsi con gli elettroni degli atomi adiacenti per formare il
classico legame covalente (mutuo interscambio di un elettrone con quello di un
atomo vicino), ovvero la presenza di 8 elettroni sulle orbite esterne di cui 4
di un atomo e 4 interscambiati con altri 4 atomi
vicini. Il silico ha 14 elettroni che compensano i
suoi 14 protoni presenti nel nucleo. E' essenziale che sia chiaro il concetto
che elettricamente i materiali semiconduttori sono 'neutri', ovvero le cariche
negative (elettroni) sono in egual numero di quelle positive (protoni).
IL DROGAGGIO
Il drogaggio si effettua immettendo, come abbiamo
visto, materiale 'drogante' nel semiconduttore. Tale drogaggio può essere
effettuato con diversi materiali, secondo il risultato da raggiungere. Usando
ad esempio arsenico, che contiene 5 elettroni liberi nell'orbita di valenza
ovvero dicasi pentavalente, otterremo che il semiconduttore 'libererà' nella
struttura cristallina 1 elettrone per ogni atomo di arsenico immesso. Perchè ciò? Dal momento che i materiali conduttori tendono
a formare un reticolo cristallino tramite il legame covalente visto prima, (8
elettroni nelle orbite esterne di cui 4 condivisi) si otterrà che all'atomo di
arsenico si legheranno 4 atomi di silicio. Siccome l'arsenico ha però 5
elettroni da donare, sulle orbite di valenza rimarrà un elettrone 'libero', dal
momento che l'ottetto viene raggiunto con soli 4 elettroni (4 dell'arsenico + 4
donati da 4 atomi adiacenti di silicio). In tal modo nella struttura
cristallina rimane questo elettrone libero, pur rimanendo l'intera struttura
sempre neutra (infatti l'elettrone libero proviene da un atomo di arsenico che
era neutro, ovvero dotato di ugual numero di cariche positive e negative). Questo
elettrone 'vaga' dunque nel semiconduttore (ovviamente non è sempre
lo stesso, ma si accoppia ad un legame covalente vicino liberando un altro
elettrone al suo posto e così via). Siccome il drogaggio ha creato parecchi di
questi elettroni liberi avremo un continuo interscambio di elettroni che
passano da un atomo ad un altro. La somma però di tutti questi movimenti dà
origine ad una corrente nulla, essendo le direzioni degli elettroni sempre
diverse e casuali tali da autoannullarsi. Il
semiconduttore così trattato si dice di tipo N
Effettuando invece un drogaggio con materiale
trivalente (Alluminio) che contiene quindi 3 elettroni liberi nella banda di
valenza otterremo questa volta di creare un 'buco' nell'ottetto generato con i
4 atomi di silicio posti nelle immediate vicinanze dell'atomo di alluminio.
Tale buco si definisce lacuna. L'alluminio 'cede' i sui tre elettroni al legame
covalente che però non viene raggiunto completamente a causa appunto della
mancanza di un elettrone. Tale lacuna viene riempita con un elettrone di un
atomo vicino che però farà mancare il legame agli atomi con i quali è legato.
In questo modo si può dire che la lacuna si 'sposta' nella struttura
cristallina (in realtà sono sempre gli elettroni a spostarsi, ma in pratica si
assiste ad uno spostamento del buco da un atomo all'altro). Anche in questo
caso il materiale rimane neutro essendo il drogante (Alluminio) neutro. Il
semiconduttore così trattato si dice di tipo P
I semiconduttori così trattati sono ancora però in
un certo senso 'senza' scopo. Non abbiamo garantito nessuna particolarità
elettrica degna di nota al materiale. Le speciali caratteristiche elettriche si
creano quando due materiali drogati diversamente (uno tipo N ed uno tipo P)
vengono uniti insieme in una struttura chiamata 'giunzione'.
L'innalzamento di una banda di bassa energia
per effetto di un'impurità come il gallio avviene invece in un accettore di
elettroni, in cui le lacune della struttura elettronica si comportano come
cariche positive mobili e sono caratteristiche dei semiconduttori di tipo p. Molti dei moderni dispositivi elettronici, tra i
quali il transistor, ideato dagli statunitensi John Bardeen, Walter Houser Brattain
e William Bradford Shockley, si fondano su queste proprietà dei
semiconduttori.
Criogenia
A temperature molto basse (vicine allo zero assoluto), alcuni materiali presentano un
comportamento particolare (Criogenia).
All'inizio del XX secolo, sviluppate alcune tecniche per raggiungere condizioni
criogeniche, il fisico olandese Heike Kamerlingh Onnes
osservò la superconduttività del mercurio.
Questo fenomeno, che si manifesta come un rapido calo della resistenza
elettrica per temperature inferiori a un valore di soglia, è stato osservato
per altri materiali e rappresenta uno dei campi di studio più ricchi di
possibili applicazioni pratiche.
Un'altra scoperta importante rivelò la proprietà
particolare dell'elio di non gelare a basse
temperature, ma di trasformarsi, a circa 2 K, dal liquido ordinario He I, allo stato superfluido He
II, caratterizzato da viscosità nulla e da conduttività termica pari a circa
1000 volte quella dell'argento. Una pellicola sottile di He
II può risalire le pareti del proprio contenitore.
Laser
Un importante, recente risultato della fisica è lo
sviluppo del laser (dall'inglese Light Amplification By Stimulated Emission Of Radiation, cioè amplificazione della luce mediante
emissione stimolata di radiazione). In questo dispositivo gli atomi della
sostanza attiva, che può essere un gas, un liquido o un solido, vengono portati
a uno stato energetico superiore, mentre simultaneamente sono indotti a tornare
allo stato fondamentale, rilasciando energia sotto forma di luce coerente, cioè
di onde elettromagnetiche in fase. Il fatto che la luce emessa sia coerente
permette di ottenere fasci molto più intensi di quelli emessi da qualunque
altra sorgente e di lunghezza d'onda ben definita, che rimangono focalizzati
anche a grandi distanze dalla sorgente.
L'emissione
continuativa di un laser può sviluppare una potenza di milioni di watt in tempi
relativamente brevi. Introdotto negli Stati Uniti tra gli anni Cinquanta e
Sessanta, principalmente da Gould, Townes, Maiman, Schawlow
e Javan, il laser è diventato oggi uno strumento
molto potente nella ricerca e nella tecnologia, con applicazioni nei campi
delle comunicazioni, della medicina, della navigazione, della metallurgia,
della fusione e del taglio di materiali.
Astrofisica e cosmologia
Nella seconda metà del XX secolo sono stati
ottenuti importanti risultati nell'ambito dell'astrofisica e della cosmologia.
Scoperte come i quasar,
le pulsar (Stella), e la radiazione cosmica di fondo hanno sfidato le capacità esplicative della
fisica, stimolando così lo sviluppo teorico in campi quali la gravitazione e la
fisica delle particelle elementari.
Attualmente si ritiene che tutta la materia
accessibile alle nostre osservazioni fosse originariamente concentrata in una
massa unica, esplosa tra i 10 e i 20 miliardi di anni fa nel corso di un evento
molto violento, detto comunemente big-bang.
L'esplosione
generò un universo che tuttora risulta in espansione. Un aspetto sconcertante
di questa teoria, recentemente formulata, è che le galassie non sono
uniformemente distribuite, ma si trovano raccolte in raggruppamenti ai confini
di ampie regioni di vuoto. La disposizione di questi vuoti e delle galassie
intorno a essi lascia pensare all'esistenza di un altro tipo di materia, di
gran lunga più abbondante di quella a noi nota, detta materia oscura. Si tratta comunque di ipotesi non
confermate, inserite in un campo di ricerca che vede la fisica
dell'infinitamente grande ricongiungersi con quella dell'infinitamente piccolo.
Geofisica Ramo della scienza che studia i fenomeni fisici che hanno luogo sulla Terra. Essi comprendono il magnetismo terrestre,
il flusso di calore, la propagazione delle onde sismiche e la forza
di 
gravità.
Vengono considerati anche fattori esterni che
influenzano
Il vento solare
Il vento solare è costituito da un
flusso continuo di particelle provenienti dal Sole, in prevalenza protoni ed
elettroni, che, sfuggite alla gravitazione del sole, sono in grado di
raggiungere le regioni più estreme del Sistema solare, fino all'orbita di
Plutone, il pianeta più esterno del Sistema solare, ed anche oltre.
Alla distanza della Terra il vento solare ha una velocità di circa 400 km/sec,
con una densità di poche decine di particelle per centimetro cubo. Il vento
solare, nel momento in cui raggiunge
Campi di studio
La disciplina, oltre a tutti i campi che riguardano
l'interno della Terra, prende in considerazione l'atmosfera, l'idrosfera (cioè
le acque) e la ionosfera (la parte superiore, ionizzata, dell'atmosfera).
Fisica della Terra solida
Ha come oggetto l'analisi del comportamento dei
materiali che compongono
La geodesia studia forma e dimensioni del
pianeta attraverso precise misurazioni in punti situati in superficie. Questa
disciplina specialistica si occupa anche della determinazione del campo
gravitazionale terrestre, delle variazioni nel movimento di rotazione della
Terra, della posizione dei poli e delle maree. Le nuove tecniche di misurazione geodetica,
che sfruttano satelliti artificiali e sofisticati strumenti al laser, riescono
a determinare con la precisione di frazioni di centimetro la velocità con cui i
continenti si avvicinano o si allontanano reciprocamente (Tettonica a zolle).
Tettonica = Struttura interna della terra
La
densità aumenta andando verso l'interno della Terra. Infatti, le rocce che si
trovano in superficie hanno una densità compresa tra 2.5 e 3 g/cm3,
mentre la densità media della Terra è molto più alta, 5.52 g/cm3.
La crosta rappresenta il guscio più esterno.
Il suo spessore varia tra 5-
La
crosta oceanica ha un sottile strato di sedimenti che ricopre lave e
prodotti vulcanici basaltici e una densità media di circa 2.9 g/cm3.
La
crosta continentale può essere suddivisa in crosta superiore
(velocità delle onde sismiche fino a 6,5 km/s) e crosta inferiore o profonda
(velocità delle onde sismiche da
La
crosta continentale superiore arriva a circa 10-
L'inizio
del mantello è segnato dalla
discontinuità di Mohorovicic (Moho).
Anche il
mantello si divide in due strati: mantello superiore, fino a una profondità di
circa
A circa
La
discontinuità di Gutenberg segna una differenza chimica tra il mantello e il
nucleo che è formato in gran parte da ferro metallico. Anche il nucleo è diviso
in due strati: uno esterno liquido e uno interno solido, entrambi a
composizione piuttosto omogenea caratterizzata da ferro e nichel, separati da
una zona di transizione.
La
divisione tra i due strati è posta a circa
La litosfera
comprende la crosta e una parte del mantello, la parte più esterna fino
a circa
Al
disotto della litosfera, è presente, una zona parzialmente fusa detta astenosfera. I sismologi
indicano questa zona come Low-Velocity Zone (LVZ) in
quanto all'interno di essa le onde sismiche vengono significativamente
rallentate. L'astenosfera si estenda fino a
L'astenosfera
può deformarsi plasticamente, può fluire lentamente e inarcarsi verso l'alto
per effetto di ampi moti convettivi.
Lo
strato che si estende dalla base dell'astenosfera (
La
suddivisione della parte più esterna del globo terrestre in base alle diverse
proprietà fisiche (litosfera e astenosfera) rappresenta il punto di partenza
per la teoria della tettonica a zolle.
La
suddivisione in crosta, mantello e nucleo (modello
composizionale ) è fatta in base alla diversa composizione
delle rocce terrestri. Se si considerano invece le caratteristiche meccaniche,
(come la risposta a uno sforzo, la capacità o meno di fluire e di deformarsi,
ecc.)
Magnetismo terrestre
Il geomagnetismo si occupa dello studio dei
fenomeni magnetici che si verificano sulla Terra e nell'atmosfera. La
generazione del campo magnetico sembra essere dovuta al movimento, interno alla
Terra, di materiale fluido elettricamente conduttore: il pianeta si comporterebbe
cioè come una dinamo autoeccitata. Lo studio delle variazioni subite dal campo
magnetico attraverso la storia della Terra, detto paleomagnetismo, ha fornito
le prime forti indicazioni a favore della teoria della tettonica a zolle.
Gravità e maree
La gravità (Gravitazione)
è la forza di attrazione esercitata su ogni corpo dalla massa della Terra. Essa
agisce perpendicolarmente alla superficie terrestre. Le differenze di gravità
relativa dovute a variazioni locali della densità terrestre al di sotto del
sito di misurazione sono dette anomalie gravimetriche, e vengono rilevate
mediante bilance estremamente sensibili dette gravimetri.
Il fatto che
Mandare
Al collegamento
MAREE
Sismologia
La comprensione dell'attività sismica a livello
globale è divenuta possibile quando si è riconosciuto che i maggiori terremoti
sono provocati dal movimento delle zolle tettoniche che compongono la crosta
terrestre. Inoltre, gran parte di ciò che sappiamo sul mantello e sul nucleo
della Terra è stato acquisito grazie allo studio del comportamento delle onde
sismiche al loro passaggio attraverso il centro della Terra. Nell'ultimo decennio,
vi sono stati grandi progressi nella comprensione della struttura della crosta
e del mantello superiore, che insieme formano la cosiddetta litosfera. Le
tecniche di sismologia sono state inoltre di
inestimabile aiuto per la ricerca di petrolio e gas naturale.
Idrologia
È questa la principale scienza che si occupa dell'acqua presente sui continenti, sopra o sotto la
superficie, e nell'atmosfera. La costante circolazione dell'acqua dalla terra
al mare e viceversa – attraverso la biosfera
e l'atmosfera – per evaporazione, evapotraspirazione,
precipitazioni e scorrimento costituisce il cosiddetto ciclo idrologico, o ciclo dell'acqua.
Vulcanologia
Gli studi vulcanologici
si occupano dell'eruzione in superficie di magmi carichi di gas, nonché delle
strutture, dei depositi e delle forme del paesaggio associati a questa
attività.
Anche se non è possibile prevedere con buon
anticipo le eruzioni dei vulcani, alcuni
fenomeni possono servire da premonizione: ad esempio cambiamenti di direzione e
intensità del campo magnetico terrestre; sciami di microsismi; anomalie del
flusso di calore in superficie (qualche volta rilevabili da aerei dotati di
sensori all'infrarosso).
Elettricità terrestre
Le correnti elettriche che fluiscono attraverso il
suolo sono indotte da campi elettrici o magnetici, naturali o artificiali. La
resistività elettrica di strati più profondi viene studiata con la cosiddetta magnetotellurica, cioè osservando il comportamento delle
correnti indotte dalle variazioni geomagnetiche. I
geofisici hanno determinato che in generale la conduttività del mantello
terrestre aumenta con la profondità.
|
LE TEMPESTE GEOMAGNETICHE |
|
Studi teorici e sperimentali hanno mostrato che
l'aumento dell'intensità della corrente ad anello ha come conseguenza il
verificarsi di forti e persistenti disturbi del campo magnetico terrestre che
portano ad una diminuzione dell'intensità della componente orizzontale (H)
del campo magnetico sulla superficie del pianeta. In questi periodi
magneticamente perturbati, definiti come tempeste magnetiche, si manifestano
pertanto delle variazioni del campo magnetico osservato in superficie che,
pur essendo irregolari, presentano delle caratteristiche sistematiche nel
loro andamento temporale. Generalmente, ma non sempre, la tempesta magnetica
inizia con un improvviso aumento, detto SSC (da Storm
Sudden Commencement),
dell'intensità della componente orizzontale H del campo magnetico terrestre.
L'SSC, pur essendo un fenomeno planetario può variare in latitudine e tempo
locale. Immediatamente dopo l'SSC (entro un'ora) troviamo la fase iniziale
della tempesta che ha inizio con un repentino aumento dell'intensità della
componente orizzontale H che può, nell'arco di 2-3 minuti, raggiungere decine
di nT.
Questa figura mostra l'andamento della componente
orizzontale (H) del campo magnetico terrestre durante una "tipica"
tempesta magnetica.
Il grafico mostra l'andamento della componente orizzontale (H) del campo magnetico terrestre, come registrato presso l'osservatorio geomagnetico di L'Aquila, durante una delle ultime forti tempeste magnetiche (dal 29/10/2003 al 30/10/2003). (L'immagine sullo sfondo è stata presa il 6/11/1999 dalla missione TRACE).
L'Istituto Nazionale di Geofisica e Vulcanologia
provvede alla registrazione di magnetogrammi in tempo
reale dell'andamento delle componenti del campo geomagnetico effettuata presso l'osservatorio geomagnetico permanente di L'Aquila (AQU). |
Fenomeni atmosferici
La fisica della parte più bassa dell'atmosfera, dove
l'aria è sufficientemente densa da sottostare alle leggi della
fluidodinamica, è dominio della meteorologia.
In anni recenti, le tecniche di rilevamento a distanza hanno assunto un ruolo
predominante nello studio delle tempeste e di altri fenomeni atmosferici, come
per esempio i fulmini.
I fenomeni dell'atmosfera superiore sono trattati
dall'aeronomia e dalla fisica della magnetosfera. Il campo magnetico terrestre reagisce
con il vento solare e forma una sorta di involucro, la magnetosfera. Quando particelle di alta
energia provenienti dal Sole penetrano in questo involucro e raggiungono le fasce di Van Allen,
avviene il cosiddetto fenomeno delle aurore boreali.
Rilevamento geofisico
L'esplorazione geofisica, chiamata anche geofisica applicata, serve
a individuare concentrazioni significative dal punto di vista economico di
petrolio, gas naturale, minerali e anche acqua dolce. Le ricerche geofisiche
vengono inoltre condotte a scopi ingegneristici,
per prevedere il comportamento del suolo prima di costruire strade, ferrovie,
edifici, gallerie ecc.
Usati soprattutto per la ricerca di petrolio, gas e minerali metalliferi, i rilevamenti elettrici ed
elettromagnetici permettono di disegnare mappe di conduttività delle rocce.
Speciali strumenti calati all'interno di fori di sonda consentono ai geofisici
di valutare la porosità delle rocce
attraverso lo studio del loro comportamento elettrico locale. Elettrodi
conficcati nel suolo permettono invece di studiare il passaggio di correnti
continue e alternate negli strati più superficiali.
I rilevamenti gravimetrici misurano le variazioni
di densità dovute a corpi rocciosi anomali. I gravimetri impiegati per le
misurazioni possono essere collocati su terraferma, su nave o in fori di sonda.
I rilevamenti magnetici possono essere effettuati a
terra o anche da aereo, soprattutto per l'esplorazione petrolifera. Gli
strumenti impiegati, detti magnetometri, rilevano le anomalie del campo
magnetico e aiutano a distinguere particolari geologici non evidenziati dai
soli dati sismici.
La misurazione dei tempi di percorrenza delle onde
sismiche è uno dei metodi più comuni usati in geofisica applicata. L'esplorazione
sismica comprende la tecnica a rifrazione e quella a riflessione. La prima
viene impiegata a scopi ingegneristici, per la
ricerca di petrolio, o per individuare acque sotterranee. La tecnica a
riflessione serve invece a evidenziare il contatto tra diversi tipi di roccia,
ed è pertanto più indicata per lo studio delle strutture geologiche. (Vedi
Geotermia)
Il calore è
una forma di energia e, in senso stretto, l’energia geotermica è il
calore contenuto nell’interno della Terra. Esso è all’origine di molti fenomeni
geologici di scala planetaria. Tuttavia, l’espressione “energia geotermica” è generalmente impiegata, nell’uso comune, per
indicare quella parte del calore terrestre, che può, o potrebbe essere,
estratta dal sottosuolo e sfruttata dall’uomo.
I rilevamenti geotermici considerano le variazioni
di temperatura nella crosta e misurano i flussi di calore. Sono importanti per
gli studi vulcanologici ma servono anche a
individuare giacimenti di energia geotermica.
I rilevamenti di radioattività, condotti a terra e
dall'aria, misurano i livelli naturali di radioattività terrestre. Contatori
Geiger e a scintillazione vengono impiegati per l'individuazione di giacimenti
uraniferi o di altri minerali radioattivi.
Programmi
I programmi di geofisica sono destinati a
raccogliere, studiare e sintetizzare dati provenienti da molti siti e relativi
a lunghi periodi di tempo. L'Anno geofisico
internazionale ad esempio, è un programma internazionale dedicato
all'esplorazione delle atmosfere solare e terrestre; è stato realizzato nel
periodo 1957-58, caratterizzato da un'elevata attività solare. Nel 1964-65 è
seguito l'Anno internazionale del Sole Quieto, per confrontare i periodi di
massima e minima attività solare e i relativi effetti sui fenomeni terrestri.
Programmi geologici per la perforazione di pozzi profondi nella crosta
terrestre, come il Deep Sea
Drilling Programme
completato nel 1983 e il successivo Ocean Drilling Programme,
sono pure di grande importanza dal punto di vista geofisico. (Il pozzo più
profondo del mondo, che già ha raggiunto
Astrofisica Settore dell'astronomia che studia la
nascita, l'evoluzione e lo stato attuale degli oggetti celesti, sulla base
delle leggi della fisica. La maggior parte delle informazioni disponibili in
quest'ambito è fornita dallo studio delle radiazioni emesse dai corpi celesti
in tutte le regioni dello spettro elettromagnetico
e dall'analisi delle variazioni nel tempo di tali emissioni (Spettroscopia).
I dati
raccolti per mezzo di spettrometri e spettroscopi
vengono interpretati mediante complessi modelli teorici che hanno lo scopo
di fornire una spiegazione dei processi fisici che regolano la produzione e
l'emissione di radiazione elettromagnetica.
I neutrini e il corpo umano
La radiazione elettromagnetica
interagisce con il nostro corpo e vi
deposita la sua energia (calore). I neutrini hanno una bassissima probabilità
di interazione e ci trapassano senza rilasciare energia (per fortuna !)
Ogni secondo, un uomo
è attraversato da:
400000
miliardi di neutrini provenienti dal Sole
50
miliardi di neutrini dalla radioattività delle rocce terrestri
da
|
L'analisi
sperimentale di tale radiazione permette di rilevare la presenza di particolari
elementi atomici o molecolari nei corpi celesti, e l'eventuale stato di moto
dei corpi stessi.
Applicando
le leggi della termodinamica è inoltre
possibile stimare le condizioni di temperatura e di pressione che
caratterizzano le regioni interne, superficiali o esterne degli astri.
Lo studio delle stelle
Le stelle sono tra
gli oggetti celesti meglio conosciuti. Analizzando per mezzo di uno
spettroscopio la luce proveniente
da una stella, è possibile determinare esattamente
l'intensità delle componenti a diversa lunghezza d'onda della radiazione
elettromagnetica emessa, e quindi ottenere importanti informazioni ad esempio
sulle condizioni di temperatura nelle regioni
superficiali della stella e sul suo stato di moto nello spazio.
Se inoltre la distanza della stella è nota, è
possibile determinarne la magnitudine, o la luminosità intrinseca, sommando
l'energia emessa alle varie frequenze. Poiché la luminosità è il prodotto tra
l'energia emessa per unità di area (che dipende solo dalla temperatura
superficiale) e l'area totale della superficie, è possibile risalire al raggio
e quindi alle dimensioni dell'astro, per mezzo di semplici calcoli.
Lo spettro della stella, analizzato con uno
strumento ad alta risoluzione, mostra la presenza di linee scure in
corrispondenza di lunghezze d'onda specifiche. Queste linee sono dovute
all'assorbimento della luce emessa nelle regioni interne della stella da parte
degli strati soprastanti, in genere più freddi.
La natura
degli atomi e delle molecole presenti negli strati superficiali può allora
essere identificata confrontando le linee di assorbimento nello spettro della
stella con quelle prodotte in laboratorio da gas noti; per mezzo di uno studio
del tutto simile, è inoltre possibile calcolare la temperatura e la pressione
dell'atmosfera che circonda l'astro, nonché la diffusione relativa dei vari
elementi chimici che la compongono. Linee di Fraunhofer.
La maggior parte delle stelle appartiene alla
cosiddetta "sequenza principale", una regione pressoché lineare e
obliqua del diagramma di Hertzsrung-Russel, nella
quale si osserva un rapporto di proporzionalità tra luminosità e temperatura.
Le stelle molto più brillanti, e quindi molto più grandi, delle stelle di
sequenza principale aventi la stessa temperatura, sono dette giganti rosse; le
stelle più deboli, e quindi più piccole, delle corrispondenti stelle di
sequenza principale possono invece essere classificate, a seconda delle
dimensioni, come nane bianche o stelle di neutroni.
I modelli teorici validi per le regioni interne
delle stelle sono stati elaborati sulla base dell'equilibrio che esiste tra la
forza di gravità, che tende a far collassare la
stella, e la pressione del gas, che ne determina l'espansione. Le alte
temperature, dovute alle reazioni nucleari che hanno luogo all'interno delle
stelle, producono un flusso di calore diretto verso l'esterno; se la stella è
in equilibrio, il calore dissipato viene compensato dall'energia rilasciata
dalle reazioni che avvengono nel nucleo. Quando i vari combustibili nucleari si
esauriscono, la stella evolve lentamente, e il nucleo si contrae assumendo
densità sempre più alte.
Per le stelle di massa relativamente ridotta questo
processo giunge a conclusione quando gli strati gassosi esterni vengono emessi
formando una nebulosa planetaria;
contemporaneamente il nucleo si raffredda generando una nana bianca.
Le stelle di
massa elevata, invece, diventano instabili; nel corso dell'evoluzione, il
nucleo collassa improvvisamente formando una stella
di neutroni oppure un buco nero, e l'energia
emessa in questa fase determina una violenta esplosione del corpo celeste, con
formazione di una supernova.
Lo studio delle galassie
Le galassie sono
enormi sistemi composti da stelle e da materia interstellare, permeati da
deboli campi magnetici nei quali sono intrappolate le particelle cariche che
costituiscono i raggi cosmici.
Le galassie ellittiche hanno forma sferoidale,
contengono poca materia interstellare e un gran numero di stelle di massa
relativamente piccola. Le galassie a spirale, invece, sono caratterizzate dalla
presenza di un disco in rotazione molto appiattito, composto da materia
interstellare e da un grande numero di stelle massicce; la materia nel disco
forma una figura a spirale, di solito con due bracci.
Nel nucleo di alcune galassie, sia ellittiche sia a
spirale, vi sono intense sorgenti di particelle relativistiche, cioè di
particelle che si muovono a velocità prossime a quella della luce, che emettono
onde radio e raggi X, oltre a radiazione nello
spettro del visibile. I quasar, che sembrano
costituire ulteriori esempi di nuclei galattici attivi estremamente luminosi,
sono attualmente oggetto di una profonda ricerca scientifica. (Radioastronomia).
I modelli teorici delle galassie presuppongono che
si verifichi un continuo scambio di materia e di energia tra le stelle e la
materia interstellare. Durante il processo di formazione, le galassie sono
composte quasi interamente di gas, da cui in un secondo tempo si originano le
stelle. L'eventuale esplosione di una supernova provoca l'immissione nello
spazio di una grande quantità di elementi pesanti, i quali contribuiscono alla
formazione di una nuova generazione di stelle. Nelle galassie ellittiche questo
processo è stato molto efficiente, cosicché in esse rimane una scarsa quantità
di materia interstellare. Ricche di materia interstellare sono invece le
galassie a spirale, caratterizzate da un tasso di formazione delle stelle molto
più alto nei bracci che nel nucleo. Sembra che onde di densità a spirale
comprimano la materia interstellare fino a formare nubi scure, le quali collassano formando nuove stelle.
Lo studio dell'universo
La moderna cosmologia ha come oggetto la ricerca delle leggi fisiche che
regolano la struttura e l'evoluzione dell'universo. Essa si basa sulla
scoperta, effettuata intorno al 1929 dall'astronomo statunitense Edwin Hubble, che tutte le galassie si
allontanano le une dalle altre con velocità proporzionale alla loro distanza.
Nel
Gli astronomi non sono ancora in grado di prevedere
se l'universo continerà a espandersi per sempre: ciò
dipende dalla quantità di massa presente, la cui stima è estremamente
difficile. Dalle prime misure, tuttavia, sembra che la gravità
sia insufficiente a fermare l'espansione. Alcuni scienziati suggeriscono che
l'universo possa alternare fasi di espansione a fasi di contrazione, ma ciò
sembra richiedere una quantità di massa maggiore rispetto a ciò che risulta dai
dati raccolti. Un'altra teoria
estremamente attuale, prevede che il neutrino,
una particella elementare che si supponeva priva di massa, abbia invece una
massa molto piccola.
Poiché i
neutrini abbondano nell'universo, la loro massa totale potrebbe essere
sufficiente per alimentare per sempre il processo di espansione e contrazione.