origine e costituzione della materia

ORIGINE E COSTITUZIONE DELLA MATERIA
Una volta ci dicevano, al catechismo, che eravamo formati da anima e corpo, spirito e materia.
Oggi ci si domanda se tra le due parti ci siano connessioni, delle corrispondenze più o meno
biunivoche ancora non del tutto esplorate, ma che vanno a costituire un qualche cosa di unico, un
unicum appunto, la persona umana.
Sarà possibile, alla fine di questa serie di incontri, una risposta che abbia fondamento di verità?
Vedremo.
Per ora questa nostra riflessione riguarda solo la materia, la sua costituzione.
Già gli antichi greci avevano pensato di dare una spiegazione con Talete, Anassimene, Empedocle,
ma soprattutto Democrito prima e Lucrezio in ambito latino poi, formularono l’ipotesi che la
materia fosse costituita da particelle piccolissime, invisibili ed indivisibili che Democrito chiamò,
appunto, Atomi (Andolfo, 2001).
Passarono circa 2500 anni affinché quella semplice teoria filosofica fosse provata
sperimentalmente e dimostrata vera ( anche se oggi sappiamo che l’atomo è divisibile e non tutti
gli atomi sono uguali).
A ciò contribuirono fior di scienziati ma noi nomineremo solo Dalton, che formulò, nel 1804, la
prima teoria atomica; mentre il primo modello lo ideò verso la fine del 19° secolo sir J.J. Thomson
(1898). Per Thomson l’atomo era da considerarsi come una sfera omogenea, di elettricità positiva
entro cui si trovano anche gli elettroni. Un “plum pudding” (Reeves, 2008) per gli inglesi (budino di
prugne), meglio modello a panettone per gli italiani, dove la pasta era costituita da cariche positive
e i canditi da cariche negative. Per giustificare la neutralità della materia a tante cariche negative
dovevano corrispondere altrettante positive.
Alcuni anni dopo (1911) un altro grande scienziato dell’epoca, Sir Ernest Rutherford propose un
modello del tutto opposto al precedente che sarebbe stato da scartare. Infatti, attraverso un
famoso esperimento da laboratorio, con due “ragazzi di bottega”, certi Hans Geiger e Ernest
Marsden, anche loro in seguito premi Nobel, si poté osservare che, sottoponendo ad un
bombardamento di particelle alfa un sottilissimo foglio metallico (di oro), queste particelle in
maggior numero, riuscivano ad attraversare il foglio metallico, alcune di esse venivano deviate
dalla loro traiettoria iniziale ed altre, infine, venivano del tutto respinte. Rutherford ne dedusse: 1)
le particelle alfa che attraversavano il foglio d’oro indisturbate, dimostravano non solo che l’atomo
non era una sfera compatta, ma un piccolo mondo vuoto 2) il fatto che altre particelle alfa
subivano una deviazione o una spinta all’indietro significava a) che esse incontravano “qualcosa”
solo in alcuni punti b) che doveva essere carico positivamente, affinché le particelle alfa, anch’esse
cariche positivamente (ioni He) fossero deviate o respinte. Per cui l’atomo di Rutherford era da
immaginare costituito si da una sfera, ma una sfera cava, con al centro (chiamato nucleo) i protoni,
le particelle più grandi, ed intorno ad esso gli elettroni. Il modello atomico di Rutherford venne
completato pensando che gli elettroni girassero intorno al nucleo bilanciandone la carica positiva a
guisa di pianeti intorno al Sole, per questo fu detto planetario. Ma anche questo modello fu
criticato e non accettato subito poiché “cozzava” contro la meccanica classica del tempo (di
Newton e Coulomb) che era alla base della chimica-fisica. Tale meccanica asseriva che una
qualsiasi carica in movimento avrebbe dovuto perdere energia e quindi fermarsi, cosi l’elettrone
sarebbe dovuto cadere sul nucleo, rendendo la materia instabile, cosa che cosi non era e non è.
Per superare L’ostacolo intervenne un grande ed autorevole chimico, il danese Nils Bohr, il quale
non disconobbe il modello ma lo modificò. Per Bohr agli elettroni non era permesso di percorrere
tutte le traiettorie possibili ma sole alcune di esse, dotate di un determinato valore di energia.
Insomma dovevano possedere una energia prestabilita, standardizzata, quantizzata. Questo
modello venne chiamato a livelli o stati stazionari.
Ad esso vennero apportate altre modifiche straordinarie, rivoluzionarie, specialmente con
l’introduzione del principio di indeterminazione di Heisemberg sul quale si basa l’attuale modello
di atomo, detto a orbitali.
All’inizio del XX secolo una vera e propria rivoluzione scientifica, più incisiva di quella del 1543,
copernicana e di seguito newtoniana. Alla fine dell’800 si pensava che la scienza avesse tutte le
risposte che servivano all’uomo, non c’era più niente da scoprire; solo due piccole “nubi”
all’orizzonte dovevano essere chiarite; ma “valicato” il secolo XX, esplodono due “bombe”
scientifiche, la relatività speciale e poi generale di Einstein e la meccanica quantistica che
rivoluzioneranno la fisica fino ai giorni nostri. Ma torniamo agli atomi che vanno a formare gli
elementi chimici che costituiscono tutte le cose, inclusi noi, dai più semplici ai più complessi e
ricordiamo che sono costituiti da protoni, cariche positive, che si trovano nel nucleo atomico, da
elettroni, cariche negative, che orbitano a diverse distanze e da neutroni, sempre nel nucleo,senza
carica, che conferiscono massa. Ricordiamo ancora che le specie di atomi differiscono tra loro,
sostanzialmente,per il numero dei protoni.
Allora questi elementi chimici di cui siamo formati, da dove provengono? Dalle stelle, si fabbricano
sulle stelle. Quindi andiamo a vedere come è fatta una stella.
Che cos’è una stella?
E’ un globo gassoso costituito, in gran parte della sua vita, da H, He e pochi altri elementi, tutti
sotto forma di plasma data la sussistenza di enormi valori di temperatura e pressione. Il plasma è
tenuto in equilibrio da due forze: la gravità che lo attira verso il centro e l’energia prodotta dalle
reazioni nucleari che lo spinge verso l’esterno.
4(H)>He+energia+2neutrini+2e+.
La sorgente energetica è nel nucleo della stella, dove, ogni secondo, 594 milioni di tonnellate di H
subiscono una reazione nucleare di fusione trasformandosi in 590 di He: E=mc2. I rimanenti 4
milioni si trasformeranno in energia che noi vediamo sotto forma di luce.
Come nasce una stella
Oggi si pensa che le stelle nascano a gruppi, a grappoli di 10, 100, 1000, formando ammassi aperti
come Le Pleiadi o globulari come M13 in Orione. Con la seguente modalità: Materia
Interstellare>>Nubi Molecolari Giganti>>Grappoli di nuclei densi: Nubi Genitrici>>Stelle in
gruppi>>Stelle singole (Young, 2010). Da nubi fredde e piccole nascono stelle piccole, da nubi
grandi e calde nascono stelle grandi. Le stelle quindi, come dimensioni, dipendono dalla
temperatura alta o bassa. E la temperatura a sua volta dipende dall’abbondanza di molecole
raffreddatrici(CO per eccellenza).
Come evolve una stella
L’evoluzione stellare designa in astronomia i cambiamenti che una stella sperimenta nel corso
della sua esistenza. Nel suo ciclo evolutivo la stella subisce variazioni di alcuni parametri,
soprattutto luminosità, raggio e temperatura. Possiamo rappresentarla con due schemi. L’uno
comprende due tipologie di stelle aventi massa come il Sole o molto superiore. Per cui una Stella
come il Sole diventa Gigante rossa>>Nebulosa planetaria>>Nana bianca e una Stella più massiva
del Sole invece diventa Super gigante rossa>>Supernova>>Stella di neutroni o Buco nero.
L’altro schema è costituito dal diagramma H-R che, riportando temperatura e luminosità,
permette di sapere in che fase di vita si trova la stella. La prima fase è rappresentata dalla zona
della Sequenza principale, una striscia diagonale che va da stelle calde e luminose(in alto a sinistra)
a stelle fredde e poco luminose(in basso a destra);la seconda e’rappresentata dalla zona delle
Giganti rosse, parte centrale destra sopra la s.p.;la terza e’ quella delle Supergiganti, sopra la
precedente con le rosse a dx e le bianche –azzurre a sx.;la quarta e’ quella delle Nane bianche,
parte inferiore sx della s.p.
Nucleosintesi Primordiale
Nel 1957 quattro fisici, Geoffrey e Margaret Burbidge, William Flowler e Fred Hoyle, formularono
l’ipotesi che gli elementi chimici si formavano sulle stelle. I loro calcoli, pubblicati in un famoso
articolo,concordavano con le osservazioni reali, meno che per l’elio e il deuterio. Oggi sappiamo
che gli elementi più leggeri, H, deuterio e He, si sono formati prevalentemente negli istanti iniziali
del Big Bang, mentre gli altri, effettivamente, si formano nelle stelle. Quindi, in un processo di
crescente complessificazione iniziato nel Big Bang e continuato nelle stelle, si sono formati tutti gli
atomi della tavola periodica degli elementi.
Dopo la prima “fiammata” l’Universo continuò ad espandersi e raffreddarsi, fino all’età di 10 -6 s e
temperatura di 10 alla 15 °K.
Allora i quark a tre a tre formarono protoni e neutroni.
Poi tra i 3 e i 5 minuti dall’inizio, temperatura e densità diminuirono fino a che la forza forte legò
particelle elementari per formare nuclei di Deuterio,Trizio ed Elio. E, in minima parte, anche nuclei
di Litio.
Proseguendo espansione e raffreddamento (poche migliaia di °K) dell’Universo, si ha la cosiddetta
Ricombinazione, si formano atomi neutri. L’Universo da opaco diventò trasparente. I primi atomi,H
e He, si addensarono in gigantesche regioni dando luogo alle prime stelle e poi alle galassie.
Nucleosintesi stellare
A circa 8 milioni di°K al centro della stella,iniziano le fusioni nucleari.
4(1H)>>He+2e+ + 2neutrini+energia (è la cosiddetta catena p-p).
E=mc2
Quando l’H si esaurì, venne meno l’Equilibrio Idrostatico e la stella collassò, riscaldando il nocciolo
fino a 100 milioni di °K capaci di fondere l’He, iniziando così la formazione di nuclei più pesanti.
Dall’He-4, prodottosi anche nell’Universo primordiale, si forma il C-12, attraverso un processo
chiamato 3alfa, non possibile nella NsP bensì nella NsS (Hoyle). Attraverso la stessa catena 3alfa si
formarono altri elementi come N-14 e l’O-16; e con l’aumento ulteriore della temperatura si ha la
fusione del carbonio e la formazione di N-20, Na-23 e Mg-24. Infine con temperature di 2 miliardi
di gradi, si fusero i nuclei dell’ossigeno generando silicio, fosforo e zolfo.
Frattanto, grazie alla presenza di nuclei di C,N e O, prese l’avvio l’altro processo di fusione nucleare
che porta alla produzione di energia, il ciclo di C,N,O. Esso come la catena p-p, fornisce un nucleo
di He dalla sintesi di 4 nuclei di H; però i nuclei di C,N,O non partecipano alla reazione ma fungono
da semplici catalizzatori.
In seguito, nonostante le temperature restassero molto elevate, le reazioni di sintesi si arrestarono
ed iniziarono reazioni di fissione che ruppero alcuni nuclei già formati liberando particelle
elementari, come protoni, neutroni e particelle alfa, le quali si combinarono con nuclei piccoli e
grandi formando nuovi elementi fino ad arrivare al picco del ferro.
Arrivati al Fe le reazioni, sia di fissione che di fusione con altri atomi, diventano endotermiche;
quindi viene a mancare l’energia interna e la stella collassa riscaldandosi tanto da fondere quel
poco di H rimasto all’esterno del nocciolo e da liberare energia che spinge verso l’esterno la parte
periferica della stella, creando una nebulosa planetaria.
A questo punto risulta normale domandarsi come si sono formati gli altri atomi più pesanti. E la
risposta è la seguente: nelle esplosioni delle supernove, sia nella implosione che nella esplosione.
Ma non per fusione bensì per cattura di neutroni i quali, entrando nei nuclei, si trasformano in
protoni liberando un elettrone, oppure in nuclei pesanti, facendo perdere un nucleo di He
(particella alfa) cambiandone la struttura.
Il processo di cattura di neutroni può avvenire con due meccanismi individuati dal gruppo B2FH,
detti “processo s”(lento) e “processo r”(rapido). In questo modo si formano strutture mostruose
che possono evolvere in una gamma di atomi la più varia e completa.
Sintesi galattica
Riguarda soprattutto gli atomi di Li, Be e B assenti o quasi nelle NsP e NsS. Ma l’abbondanza di
isotopi come Li-6, Li-7, Be-9, B-10 e B-11, è spiegata dai ricercatori con un processo di
frammentazione, Spallazione, ad opera di raggi cosmici prodotti nelle esplosioni di supernove i
quali, con i loro nuclei di H e He, vanno a collidere con atomi di C, N, O presenti nel gas
interstellare.
Infine…
Possiamo dire, come ultima considerazione sulla nascita ed evoluzione degli atomi, che è difficile
calcolare con precisione la concentrazione dei vari elementi chimici. Però gli studi attuali
permettono di conoscere con buona approssimazione i meccanismi della loro formazione nelle
varie epoche. Comunque, la composizione relativa degli elementi è variata poco dal Big Bang a
oggi, ma la nostra esistenza di esseri viventi dipende proprio da quel piccolo cambiamento
TOMMASO PONZIANI
RIFERIMENTI BIBLIOGRAFICI
Andolfo M. (2001) - Testimonianze e frammenti degli atomisti antichi. Testo greco a fronte.
Editore: Fabbri - RCS Libri e Grandi Opere.
Reeves R. (2008) - Una forza della natura. Ernest Rutheford, genio di frontiera.
Young E. T. (2010) – Nuvoloso con probabilità di stelle. Le Scienze n. 500.