Il sole è una palla fatta di gas, nel centro di questa

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GLI STRATI DEL SOLE.
Il sole è suddiviso in:
Nucleo
T = 15 106 K
Zona radiativa dove l’energia si propaga
per irraggiamento.
Zona convettiva, dove l’energia si
propaga per convezione
Queste formano
la zona interna
FOTOSFERA
CROMOSFERA
Queste formano
la atmosfera
solare
CORONA
Osservazione del Sole
INTRO
State per visitare un piccolo laboratorio solare. Esso si suddivide in una fase osservativa durante la
quale osserverete con dei telescopi due strati del sole - la fotosfera e la cromosfera - e una fase che,
con dei semplici esperimenti, vi avvicinerà all’interessante mondo delle stelle. Come appena
accennato, il sole è fatto a strati, di questi ne osserveremo 2: la fotosfera che è lo strato bianco
esterno che vediamo ogni giorno e la cromosfera, strato esterno alla fotosfera dal caratteristico
colore rossastro, arancione. Con questi 2 palloncini possiamo farvi ben intendere il concetto…
FOTOSFERA (temperatura CIRCA 6000 °C)
Con questo telescopio e questi solar scope osserverete la fotosfera solare.
Prima di iniziare devo dirvi, anche se forse lo sapete già, che il Sole è un’enorme palla di gas al cui
centro si trova una sorta di fuoco estremamente potente, tenuto acceso da reazioni nucleari (disegno
su lavagna di carta con gli strati del sole). Il sole è enorme, ha un diametro di 1.400.000 km, sul suo
diametro, quindi, possiamo affiancare circa 110 pianeti come il nostro.
La fotosfera è lo strato bianco del Sole che possiamo osservare ogni giorno, nuvole permettendo.
Ha questo nome perché è da li che la luce solare abbandona la stella per giungere sulla Terra. La
fotosfera potrebbe sembrare la superficie del Sole, ma l’affermazione è impropria in quanto il sole
è un’immensa palla di gas ad alta temperatura e non ha una superficie solida. Pensate infatti che le
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Lorenzo Galante. Liceo Scientifico Statale “Giordano Bruno”. Settembre 2006
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zone più dense della fotosfera che appare così compatta, sono un milione di volte meno dense
dell’aria che respiriamo.
Ora vi dirò quali sono gli aspetti che è bene cogliere quando si ha la possibilità di osservare la
fotosfera solare con un telescopio. Innanzitutto dovete sapere che il sole può essere quieto, inquieto
ed anche in tempesta. A seconda dello stato in cui si trova potremo osservare fenomeni diversi sulla
sua superficie.
Quando il sole è perfettamente quieto potrete osservare [sulla lavagna sole con faccia tranquilla e
disegni stampati in A3 dei vari fenomeni accennati]:
1. un disco bianco che appare più scuro ai bordi. Il motivo di questo fatto è che il sole è una
sfera e la luce che proviene dai bordi arriva dagli strati superficiali della fotosfera che sono
più freddi, se invece lo osservate nel centro del disco da lì giunge la luce proveniente dagli
strati più interni e più caldi. [per i licei: visto che un corpo emette tanta più luce quanto
maggiore è la sua temperatura – legge di Stephan Boltzman del corpo nero - il centro del
disco ci appare più chiaro e i bordi più scuri; è una questione di contrasto!] [questo aspetto
si osserva sia con il telescopio che con i solarscope]
2. il disco non appare di colore uniforme, ma come se fosse colorato con tantissimi puntini
grigi gli uni vicini agli altri. [se volete potete usare l’espressione …”appare come un
fittissimo mosaico di piccole aree più chiare separate da aree più scure] ]In altri termini il
disco non appare come perfettamente liscio ma ricorda qualcosa di ruvido tipo carta di riso.
Ognuno di quei puntini neri è detto cella convettiva è cioè una zona in cui affiora dal gas
caldo proveniente dal basso che si raffredda e torna sotto, un po’ come accade quando
scaldate l’acqua in una pentola. Questo fenomeno prende il nome di aspetto granulare della
fotosfera solare. I gas salgono lungo le celle convettive alla velocità di mezzo km/s,
velocità 5 volte maggiore dei più forti venti di tempesta sulla Terra. [questo si osserva solo
con il telescopio]. Se volete sapere cosa sono i moti convettivi più avanti vi sarà un
esperimento che ve li farà vedere dal vivo.
Quando il sole è inquieto la sua “superficie” inizia a cambiare e iniziano a vedersi [sulla
lavagna sole con faccia agitata e disegni stampati in A3]:
1. macchie solari. Esse sono piccole zone nere circondate da un alone grigiastro, la zona nera
si chiama ombra, l’alone penombra. Queste macchie sembrano molto piccole se confrontate
con il disco solare, in realtà una macchia di medie dimensioni è grande come la Terra. Per
capire cosa siano le macchie solari dobbiamo pensare
a. che i sole sia una palla di gas a temperatura così alta che il gas è ionizzato, cioè
costituito da particelle elettricamente cariche.
b. Le particelle cariche sono fatte deviare dai campi magnetici.
c. I moti convettivi fanno affiorare sulla fotosfera particelle calde provenienti dal
basso.
d. Se queste particelle cariche arrivano in zone in cui il campo magnetico è molto
intenso esso può ‘soffiarle’ via.
Allora le macchie sono zone della fotosfera in cui il campo magnetico è più intenso del
solito che soffiano via le particelle calde che affiorano. In tal modo il campo magnetico
raffredda la zona stessa che, quindi, appare più scura (nera) del resto della fotosfera. Dove
c’è una macchia allora è come se ci fosse una piccola tempesta magnetica.
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Il numero di macchie presenti sulla superficie del sole oscilla da un valore minimo a un
valore massimo con un periodo di 11 anni tra un massimo e un altro.
Macchia è sinonimo di tempesta di vento solare, cioè un flusso continuo di particelle cariche
(elettroni e protoni) che sfugge al sole in ogni direzione investendo anche la Terra. quindi
macchie implicano minacce per astronauti, per satelliti , per le telecomunicazioni e per le
centrali di distribuzione dell’energia elettrica. Sono presenti studi che collegano la presenza
di macchie sul sole con la crescita degli alberi e con il clima terrestre. Quando ci sono tante
macchie sul sole si osservano le aurore boreali.
2. Facole. Piccole aree più brillanti, più chiare del resto della fotosfera. Esse spesso appaiono
poco prima delle macchie o nei dintorni di macchie già formate (Galileo le aveva già
osservate definendole “piazzette più chiare”). Per motivi di contrasto è più facile vederle ai
bordi del sole (dove si presenta il suddetto oscuramento).
3. Supergranulazione. Intorno alle macchie i granuli sono distorti dal campo magnetico e
assumono forma allungata; spesso si associano formando Supergranuli.
Ora tocca a voi! Dovete osservare la fotosfera del sole di oggi e andare a caccia di tutte le cose che
vi ho detto, dopodichè le disegnerete sul foglio che vi daremo e annoterete ciò che avete osservato.
Avete 7 solarscope a disposizione e con essi lavorerete a gruppi di 2 e un telescopio che vi farà
vedere la fotosfera un po’ meglio di quanto non faccia il solar scope. Mentre osservate con i
solarscope, a turno, un gruppo alla volta, potete venire ad osservare con il telescopio.
CROMOSFERA (temperatura da circa 4000°C nella zona più bassa a 25000 °C nella facia più
alta)
Con questo telescopio dotato di un particolare filtro, detto H-alfa, osserverete la cromosfera solare.
Prima di iniziare devo dirvi, anche se forse lo sapete già, che il Sole è un’enorme palla di gas al cui
centro si trova una sorta di fuoco estremamente potente, tenuto acceso da reazioni nucleari (disegno
su lavagna di carta con gli strati del sole). Il sole è enorme, ha un diametro di 1.400.000 km, sul suo
diametro, quindi, possiamo affiancare circa 110 pianeti come il nostro.
La cromosfera è un flebile strato del sole che ricopre la fotosfera. Non è visibile ad occhio nudo,
perché la luce che emette è troppo debole se confrontata con quella emessa dalla sottostante
fotosfera. Il nostro filtro, lavora proprio in questa direzione: non fa passare la luce della fotosfera e
lascia passare solo la particolare luce rossa emessa dall’idrogeno presente nella cromosfera.
La cromosfera risulta particolarmente affascinante nei periodi di sole inquieto. In tal caso si
possono osservare i seguenti fenomeni:
1. Brillamenti. Un brillamento è un forte aumento della luminosità di una certa regione del
Sole. L’energia liberata in un certo tempo durante questi fenomeni può essere paragonabile
all’energia di migliaia di ordigni nucleari al secondo. Anche questi fenomeni sono legati al
campo magnetico del Sole. Per intendersi i brillamenti sono pensabili come fulmini della
cromosfera
2. Protuberanze / Filamenti. Il fenomeno solare più spettacolare è certamente fornito dalle
protuberanze: immensi getti di idrogeno che partono dalla cromosfera e si innalzano nella
corona solare, spesso formando un arco che poi ritorna sul Sole. L’arco denota la direzione
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del campo magnetico lungo il quale si muovono le particelle di materia. Le protuberanze
sono pensabili come nuvole della corona e sono osservabili sul bordo del disco. I filamenti
sono linee più scure osservabili sulla cromosfera essi altro non sono che protuberanze viste
in proiezione sul disco solare anziché di profilo sul bordo. Essi appaiono scuri perché
assorbono la luce cromosferica essendo molto più densi della corona in cui sono immersi.
SPETTRO SOLARE
Forse non tutti sanno che l’arcobaleno formato dalla luce proveniente dalla fotosfera non è formato
da tutti i colori che vanno dal rosso al violetto. Alcuni di questi mancano! I colori mancanti,
osservabili come delle linee nere verticali all’interno dell’arcobaleno [immagine sulla lavagna di
carta], sono di fondamentale importanza per capire quali elementi siano presenti sulla fotosfera del
sole. Infatti da esperimenti conducibili nei laboratori terrestri si sa che ogni elemento della tavola
periodica assorbe luce di particolari colori diversi da ogni altro elemento. Allora se un certo colore
manca è perché l’elemento che l’assorbe è presente sul sole. È così che sappiamo che sul sole è
presente il Ferro, il Magnesio, il Sodio ecc.
La scienza che studia gli spettri delle stelle si chiama spettroscopia stellare, come avrete capito è
una scienza di fondamentale importanza perché ci permette di conoscere le stelle rimanendo sul
nostro pianeta, semplicemente analizzando la luce da loro emessa. Se non esistesse questa
possibilità sarebbe difficile conoscere le stelle per 2 motivi: 1. sono troppo distanti per essere
raggiunte, 2. sono troppo calde e qualsiasi sonda si avvicinasse fonderebbe.
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1° percorso
INTRO
Lungo questo percorso imparerete, con l’aiuto di semplici esperimenti, alcune importanti proprietà
della nostra stella, il Sole, e delle stelle in generale.
STABILITA’ DEL SOLE
Il sole è una palla fatta di gas, nel centro di questa palla avvengono delle reazioni nucleari che
scaldano il gas. Ogni gas se scaldato tende ad aumentare le sua pressione e quindi tende ad
espandersi, le reazioni nucleari quindi farebbero ingrandire il Sole. Il Sole però è sempre grande
uguale, infatti esiste un’altra forza: la forza di gravità. Essa tende a far rimpicciolire il sole. La forza
di gravità e le forze dovute alla pressione dei gas agiscono contemporaneamente bilanciandosi e
fanno si che il Sole abbia sempre le stesse dimensioni.
Il palloncino che ho in mano può essere usato per farvi capire questo concetto. Anche in esso
agiscono due forze: la forza elastica delle sue pareti che tende a ridurre le dimensioni del palloncino
e la forza dovuta alla pressione dell’aria che c’è dentro (creata quando ho gonfiato il palloncino) che
ha fatto ingrandire il palloncino. La forza elastica delle pareti del palloncino è analoga alla forza di
gravità, la pressione dell’aria dentro il palloncino è analoga alla pressione del gas presente nel sole.
Come vedete esse si bilanciano perfettamente perché il palloncino non rimpicciolisce e non diventa
più grande. Le sue dimensioni restano le stesse.
[Esempi che si possono fare:
1. pentola a pressione è esempio di gas che se scaldato aumenta la sua pressione;
2. la forza di gravità è la forza che ci spinge verso il pavimento, che ci tiene attaccati al
pavimento, essa tende a spingere tutti i corpi verso il centro della Terra, lo stesso accade
sul sole…;]
Idee x i bambini: si può dare un palloncino giallo o rosso ad ogni bambino e con i solar viewer si
può far loro disegnare le macchie sul palloncino , poi si scrive la data, il posto e si portano a casa
un palloncino che rappresenta il sole quel giorno.
Idee x i bambini: gli si può dire che sopra la superficie del palloncino che è la fotosfera c’è la
cromosfera che vedranno con Halfa e poi la corona, e si può far mettere qualche materiale
trasparente sopra il palloncino per rappresentarle e per farglielo capire bene. (pensarci)
MOTI CONVETTIVI
Il Sole è una palla di gas incandescente con al centro una sorgente di calore (nucleo). Questo è
sufficiente per pensare che al suo interno il gas si muoverà lungo percorsi ciclici come fa l’acqua in
una pentola scaldata su un fornello.
Questi moti si verificano quando un fluido viene riscaldato dal basso in presenza di gravità. Il gas in
basso a contatto con il nucleo caldo sale, quando arriva in superficie si raffredda e ridiscende, il
moto ciclico che ne deriva viene detto moto convettivo. Il fenomeno si può osservare attraverso un
semplice esperimento: nella nostra scatola c’è un gas (l’aria) riscaldato dal basso con una
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lampadina. La lampadina rappresenta il nucleo del sole e l’aria nella scatola gli strati di gas
sovrastanti. Facendo scendere del fumo dai tre fori possiamo appunto osservare le traiettorie
cicliche dei moti convettivi.
CAMPO MAGNETICO DEL SOLE
Sul sole tali moti sono presenti e a muoversi sono delle particelle elettricamente cariche. Vediamo
allora cosa accade quando delle particelle cariche sono soggette a moti convettivi. Un semplice
esperimento ci aiuterà a capire cosa accade sul sole: il modo più semplice per far muovere delle
particelle cariche lungo un cerchio consiste nel prendere una pila, un filo di rame arrotolato e nel
creare un contatto tra i poli della pila e i capi del filo. Creato il contatto, all’interno del rame, si
genererà il passaggio di corrente elettrica, che, appunto, è un moto di cariche elettriche (elettroni). Il
filo arrotolato farà sì che le cariche si muovano come sul sole lungo cicli convettivi. Facciamo
passare corrente e osserviamo cosa capita all’ago della bussola . Ogni volta che passa corrente l’ago
rivela la presenza di un forte campo magnetico.
Il sole quindi possiede un campo magnetico dovuto alla somma di tutti quelli generati dai moti
convettivi. In un certo senso quindi possiamo pensarlo come una enorme calamita.
COLLASSO STELLARE
Quando in una stella si arrestano le reazioni nucleari nel nucleo, viene meno la forza che prima
contrastava la gravità. La stella allora diminuisce le sue dimensioni bruscamente (collassa). Tutte le
stelle ruotano intorno ad un asse. Possiamo imparare cosa ad una stella quando collassa servendoci
di uno di voi e di una sedia girevole. Chi vorrà provare dovrà sedersi su questa sedia tenendo le
braccia ben aperte e le gambe tese in avanti; io, poi, lo farò girare lentamente. Posizionato in questo
modo simulerà una stella, lentamente rotante, prima del collasso. A un certo punto chiederemo di
portare bruscamente le braccia al petto e di rannicchiare le gambe. In tal modo si simulerà il brusco
collasso della stella. […Si fa l’esperimento…e lo si commenta] Potete notare, [magari si ripete
l’esperimento] che quando la stella collassa la sua rotazione diventa più veloce. E’ lo stesso
principio usato da una ballerina per ruotare intorno al proprio asse più velocemente: inizia ruotare
con le braccia aperte, poi le porta al petto e la rotazione aumenta notevolmente. Il principio che
spiega questo fenomeno va sotto il nome di conservazione del momento angolare.
TROVA LA PULSAR
Quando terminano le reazioni nucleari nel nucleo di una stella la stella si spegne e la forza di gravità
ha la meglio sulla sua antagonista dovuta all’energia liberata nel centro della stella. Senza più una
forza che spinge verso l’esterno, ogni parte della stella viene attratta verso il centro, la stella
diminuisce bruscamente le sue dimensioni e quindi per quanto appena visto inizia a ruotare molto
molto velocemente. Se la stella è molto massiccia il collasso avvicina così tanto i protoni e gli
elettroni da spingerli ad unirsi per formare un neutrone (che non ha carica, infatti le cariche degli ee dei p+ si annullano a vicenda). Si dice allora che è nata una stella di neutroni
[se avete il polso della situazione e se ritenete opportuno, qui, potete dare qualche informazione più
approfondita sulla nascita delle stelle di neutroni vedi paragrafi ‘esplosioni di supernova’ e ‘stelle
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di neutroni’ degli appunti che vi ho inviato. Per esempio potete parlare del rimbalzo che subisce la
rapida contrazione, della densità raggiunta dal nucleo della stella, del raggio tipico del nucleo
dopo la contrazione ecc…]
Di questa stella di neutroni possiamo dire 3 cose molto importanti:
1. E’ una stella spenta, che non emette più luce visibile, non si vede più nel cielo.
2. Ha un raggio molto molto minore della stella da cui deriva, quindi in base a quanto avete
appena imparato con l’esperimento della sedia rotante la stella aumenta drasticamente la
propria velocità di rotazione;
3. Ha un campo magnetico molto intenso, perché il campo della stella prima del collasso, ora è
concentrato in un volume molto ridotto.
La stella di neutroni allora è pensabile come un forte magnete che ruota velocemente [prendete
in mano una calamita legata ad un filo attorcigliato che lasciate srotolare: fate così vedere un
modello della stella di neutroni].
Ora dobbiamo porci una domanda: come facciamo a sapere dell’esistenza delle stelle di neutroni
se esse sono stelle spente e quindi invisibili. Il trucco sta nel fatto che una stella rapidamente
rotante con un forte campo magnetico emette onde radio captabili da terra con delle particolari
antenne dette ‘radiotelescopi). Il segnale emesso è pulsante perché proviene solo dai poli
magnetici della stella stessa. Quando uno dei due poli magnetici è diretto verso di noi lo
sentiamo, quando non lo è non lo sentiamo. Il tutto si ripete ciclicamente. Qui abbiamo un
radiotelescopio rudimentale [fate vedere l’avvolgimento di rame intorno ad un nucleo di ferro]
esso capta le onde emesse da un magnete velocemente rotante, la nostra pulsar, posta dietro
questo schermo nero che rappresenta il buio cielo notturno. A voi è richiesto di trovare una
Pulsar esattamente come fece Jocelyn Bell (la donna che per prima captò il segnale di una
pulsar). Allora dovete mettervi le cuffie che vi faranno sentire il segnale captato dal
radiotelescopio e capire dove si trova la pulsar dietro lo schermo.
[se credete, magari rivolgendovi a persone interessate potete far notare che il nostro
‘radiotelescopio’ capta il segnale a distanza. se però lo allontanate troppo dalla sorgente il
segnale si abbassa di intensità fino a sparire. Potete allora far intendere quanto deve essere
intensa l’emissione radio di una pulsar, visto che il segnale non arriva da pochi cm come nel
nostro caso, ma da distanze inconcepibilmente grandi (la pulsar del granchio dista circa 6000
anni luce da noi e si trova nella costellazione del toro ben visibile in inverno)]
[Altro aspetto che potete far notare consiste nel limite del nostro modello di pulsar: il nostro
modello è un magnete rotante che origina un campo magnetico variabile nel tempo captato dal
radiotelescopio. una pulsar non è solo un campo magnetico rotante, le sue emissioni sono
dovute a… leggi paragrafo sulle pulsar]
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2° percorso
INTRO
Ora inizieremo un breve percorso che ci porterà a comprendere la vera natura della forza di gravità.
Cioè la forza grazie alla quale la Terra ruota intorno al Sole. Da qui faremo un salto per
comprendere la natura di oggetti misteriosi e affascinanti come i buchi neri.
LA CERBOTTANA
(TUTTI I CORPI CADONO CON LA STESSA ACCELERAZIONE)
Si descrive l’esperimento
Lo si esegue (si spera con successo)
Il fatto che il proiettile colpisca sempre la scatola che cade è una prova indiretta che i due corpi,
proiettile e scatola, cadono con la stessa accelerazione di gravità. Qui non è il caso di mettersi a fare
calcoli. Ma per farvi vedere che non mentiamo, su questa lavagna abbiamo scritto i calcoli
cinematici che provano quanto vi abbiamo appena detto. Il fatto che tutti i corpi cadano con la
stessa accelerazione è la base su cui poggia l’idea di Einstein che ha rivoluzionato il modo di
intendere la gravità.
Detto questo, immaginate di essere all’interno di un ascensore con una mela in mano. Casa
accadrebbe se tranciassero i fili? Accadrebbe che voi, l’ascensore e la mela, visto che cadete con la
stessa accelerazione, acquistereste la stessa velocità. Per cui lasciando la presa sulla mela la
vedreste “galleggiare” al vostro fianco, come capita in assenza di gravità. Questo esperimento
concettuale ci mostra come sia possibile far sparire il campo gravitazionale: basta trovarsi in un
ascensore che cade. Volendo possiamo anche ribaltare la situazione: trovandoci nello spazio
profondo in assenza di gravità, se volessimo far comparire il campo gravitazionale basterebbe
accendere i razzi della navicella e accelerare con la stessa accelerazione della gravità. Stando in
piedi con i razzi che ci spingono da sotto sentiremo il nostro peso esattamente come se fossimo
sulla terra!
[2 Disegni su lavagna di carta sintetizzano il concetto]
LA GRAVITA’ SECONDO EINSTEIN
IL TELO DI EDDINGTON
Adesso abbiamo tutti gli elementi per capire che cosa
sia la gravità. Basta fare un breve discorso che vede
ancora un ascensore come protagonista. Pensate di
essere all’interno di una navicella persa nello spazio,
che sta accelerando con dei razzi verso l’alto con la
stessa accelerazione della gravità terrestre. Dalla parte
alta della parete dell’ascensore entra un raggio di luce.
Ecco allora quello che vedrebbe un osservatore esterno
[disegni sulla lavagna con fogli di carta]
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Vedrebbe la luce che viaggia in linea retta che va a sbattere in basso sulla parete di destra
dell’ascensore, perché nel frattempo, grazie ai razzi, l’ascensore è salito. Tutto normale.
Ma cosa vedrebbe il signore dentro l’ascensore?
Lui vedrebbe la luce entrata dall’alto cadere verso il basso. Ma stare dentro questo
ascensore è come stare in presenza di gravità con i piedi per terra, la situazione è
del tutto indistinguibile, allora giungiamo all’incredibile risultato: la gravità curva
la traiettoria della luce. In realtà, però, la luce va sempre dritta ad essere curvo è lo
spazio in cui essa si muove. Con questo telo teso possiamo farvi capire il concetto.
Il telo rappresenta lo spazio. Se non ci sono masse sul telo esso risulta piano e la
biglia, che in questo caso rappresenta la luce, viaggia in linea retta. Se sul telo
buttiamo una massa, questa deforma lo spazio e la biglia ora è costretta a curvare.
In questo senso la gravità indotta da una massa deforma lo spazio.
Finalmente possiamo rispondere alla domanda: perché la Terra ruota intorno al Sole? Ancora una
volta il telo ci aiuta a capirlo. Il sole è una massa molto grande che deforma lo spazio, la terra è
questa biglia che viene catturata dalla buca creata dal Sole. Se la terra fosse ferma cadrebbe dritta
sul sole (lo si fa vedere con la biglia). Fortunatamente la terra è piuttosto veloce, quindi ruota
intorno al sole… vediamo chi riesce a lanciare la biglia in modo che compia una traiettoria chiusa
intorno al sole? …Qui è presente l’attrito della biglia sul telo, quindi dopo poco la biglia perde
velocità e finisce sul sole, nello spazio l’attrito non c’è e la terra può continuare a ruotare intorno al
Sole ancora per molto.
Se vi interessa siamo arrivati a 2 passi dal concetto di buco nero. Infatti la deformazione dello
spazio ad opera delle stelle dipende anche dalla densità della stella. Alcune stelle molto massicce
muoiono collassando fino a diventare un punto [vanno quindi ben oltre il collasso di una stella di
neutroni il cui raggio è di qualche decina di chilometri!] a quel punto la loro densità è praticamente
infinita ed infinita è anche la deformazione dello spazio che esse provocano. Quando accade
qualcosa del genere si forma uno strappo nel telo capace di inghiottire qualsiasi corpo si avvicini
oltre un certo limite detto orizzonte degli eventi. Si dice allora che si è formato un buco nero!
Lorenzo Galante
Liceo Scientifico Statale “Giordano Bruno”, Torino
Settembre 2006
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