Gli studi degli spettri atomici di emissione hanno fornito le prove che

Erich Mendelsohn
21 marzo 1887 Nasce ad Allenstain, nella Prussia Orientale.
1908 Si iscrive alla Hochschule di Berlino, iniziando così gli
studi di architettura, proseguiti poi a Monaco dal 1909.
1912 Si laurea in architettura presso la Technische
Hochschule di Monaco.
1915 Dopo aver sposato Louise, si arruola volontario nel
corpo dei genieri e segue il corso di addestramento
nella caserma di Spandau presso Berlino. Nel 1916 parte
per il fronte russo.
1919-1925 Viaggia in Olanda, Palestina, negli U.S.A. ( dove
conosce Frank Lloyd Wright) e in Russia.
1932 Diviene membro dell’Accademia Prussiana delle Arti di
Berlino.
1933 Lascia la Germania e si trasferisce in Inghilterra e si
associa con Serge Chermayeff.
1936 Finisce la collaborazione con Chermayeff e organizza
uno studio a Londra e uno a Gerusalemme.
1938 Diviene cittadino britannico. Chiede di essere
arruolato nell’esercito inglese ma la sua domanda è
rifiutata.
1941 Emigra negli Stati Uniti. Risiede fino al 1944 a New
York.
1945 Si trasferisce a San Francisco; è eletto membro
onorario dell’Istituto Messicano degli Architetti.
1948 È nominato professore esterno nella Scuola di
Architettura di Berkeley.
1953 Muore di cancro a S. Francisco, il 15 settembre.
ISTITUTO ASTROFISICO EINSTEIN
A POTSDAM
Quando tornò dalla guerra, Erich aveva 31 anni e subito aprì uno
studio a Berlino. Il suo primo lavoro doveva essere la torre di Einstein.
Questo progetto era stato discusso prima della guerra, nel 1914, con il
professor Erwin Finley-Freundlich che fu assistente di Einstein dal
1917 al 1921.
Il professor Freundlich ebbe l’idea di costruire una torre-telescopio
allo scopo di iniziare ricerche di fisica solare. La torre era infatti
necessaria per poter verificare la deviazione nello spettro solare,
predetta nella Teoria della Relatività. Il progetto per questo edificio
lusingava ed eccitava il giovane architetto Mendelsohn, che avrebbe
potuto mostrare per la prima volta le sue idee di un’architettura
nuova in concomitanza con una concezione interamente nuova: la
Teoria della Relatività.
Nonostante alcune iniziali difficoltà a trovare finanziamenti, il
professor Freundlich riuscì a convincere il Governo tedesco a
concedere un certo finanziamento. Il resto doveva essere a carico del
contributo privato. Ma i problemi non finirono qui: infatti si lavorava
in piena inflazione e da un giorno all’altro le spese della manodopera e
dei materiali si moltiplicavano e il cemento fu severamente razionato.
Essendo la torre l’unica parte dell’edificio che potesse venir costruita
con altro materiale, Mendelsohn fu costretto a sostituire il cemento
coi mattoni per innalzarla.
L’EREZIONE dell’edificio fu un incubo: mai prima d’ora era stato
costruito nulla che presentasse così ampie superfici curve. La
costruzione si iniziò durante l’estate 1920 e l’involucro fu terminato un
anno dopo, mentre le installazioni del laboratorio e in particolare il
montaggio del grande telescopio, si protrassero fino al 1924. La torre
fu inaugurata il 6 dicembre 1924.
La sua concezione essenziale consisteva nel combinare un telescopio
di grande lunghezza focale e di grande apertura con un laboratorio di
fisica; il laboratorio fu equipaggiato con tutti gli strumenti ausiliari
atti a creare tutti i diversi tipi di sorgente di luce terrestre da
confrontare con le sorgenti di luce cosmica. Fu scelta una lunghezza
focale di metri 14,5: il telescopio doveva essere molto potente per
estendere le ricerche allo spettro delle stelle fisse; era inoltre molto
importante ottenere spettri di stelle su scala maggiore di quanto non
fosse stato possibile fino ad allora. Questa idea fece sì che le forme
tradizionali di un telescopio non fossero sufficienti, in quanto era
impossibile gravare l’asse che sostiene il telescopio con altri pesanti
strumenti per analizzare l’immagine. A questo scopo fu deciso di
erigere un osservatorio la cui caratteristica principale era che il
“telescopio” vero e proprio è solidamente situato e fissato dentro una
torre, che reca all’estremità la lente e il sistema di specchi. Il
celostato della cupola riflette in perpendicolare i raggi emanati dalle
sorgenti cosmiche; giunti nel laboratorio, essi vengono ribaltati da un
quadro ottico inclinato di 45° sugli strumenti di sviluppo, confronto e
misurazione degli spettri luminosi.
Analizzando la torre, si nota che “i due bastioni ad orbite spalancate
della fabbrica sono collegati dal getto dell’imponente basamento; il
grattacielo risucchia le superfici avvolgenti mentre sghembe zone
vitree ne distruggono le giunture; la torre proclama l’incandescente
spurgo tellurico, eruzione colta in un attimo del suo formarsi
indomito” (Bruno Zevi).
Mendelsohn rivendica l’integrità plastica del volume. Egli stesso
afferma che “l’architettura stabilisce le condizioni delle masse in
moto”: il dinamismo (spazio in movimento) è determinato dal contorno
lineare; il ritmo (rapporto delle masse) è evidenziato nei prospetti; la
staticità (equilibrio dei movimenti) si manifesta nelle strutture: il
muro, ad esempio, ha il ruolo di limite all’infinità dello spazio e
raccoglie la luce in modo da farla penetrare. Si passa quindi
repentinamente dal chiaro allo scuro, dal nero al bianco.
LA QUARTA DIMENSIONE
Negli anni tra il 1920 e il 1930, si sviluppò il dibattito tra razionalisti ed
espressionisti riguardo l’utilizzo della quarta dimensione.
I razionalisti affermavano che per ottenere una visione architettonica
in movimento, appunto quadridimensionale, fosse necessario
sacrificare la terza dimensione, riducendo così l’edificio a una serie di
lastre bidimensionali assemblate tra loro badando che non si formino
volumetrie chiuse. Contro questa tesi, sostenuta dal gruppo De Stijl,
si levarono espressionisti quali Mendelsohn e Wright. Lo scontro
riguardava soprattutto l’utilizzo della materia, che per i razionalisti si
dissolveva nelle pareti senza spessori, nei nastri vitrei a filo di
superficie, mentre gli espressionisti esaltavano nei gesti inquieti e
turbolenti delle masse laviche che scaturiscono da terra. Il problema
sostanziale era quello della prospettiva: se il masso è corposo, perché
bisogna abolire la terza dimensione? Il pensiero degli espressionisti era
il seguente: per creare il senso del dinamismo nella struttura
arcitettonica, non era necessario bandire la terza dimensione, bensì
sfruttarne l’infinita gamma di possibilità, fin qui represse a vantaggio
di una visione centrale. Essi suggerirono di ruotare San Pietro di 45° o
il Duomo di Milano di 60° e così via ogniqualvolta un edificio si
presenti di fronte: Roma e Milano riacquisteranno una magnifica
tensione dinamica e ancor di più nelle città che dal ‘400 all ‘800 hanno
ricalcato i moduli rinascimentali. Nei suoi disegni infatti Mendelsohn
respinge la frontalità.
Un'altra caratteristiche dell’espressionismo di Mendelsohn è la
tridimensionalità
antiprospettica.
Osservando
alcuni
schizzi
preparativi della Einsteinturm, si nota come “la torre proclama
l’incandescente spurgo tellurico, eruzione colta in un attimo del suo
formarsi indomito” (B.Zevi). Mendelsohn rivendica l’integrità plastica
del volume, accetta e glorifica la materia caricandola d’irruenza,
combatte la prospettiva rinascimentale facendone esplodere gli
impianti chiusi. Lo stesso Mendelsohn, dal fronte di guerra, scrive:
“L’architettura è l’unica espressione tangibile dello spazio di cui la
mente umana sia capace. La vitalità architettonica comporta un
richiamo al senso tattile e a quello visivo: nel peso delle masse
vincolate a terra , nel loro incorporeo librarsi alla luce…
L’architettura stabilisce la condizioni delle masse in moto: la
condizione dinamica – spazio in movimento – rivelata dal contorno
lineare; la condizione ritmica – rapporti di masse – evidenziata nei
prospetti; la condizione statica – equilibrio di movimenti – concretata
in piante e sezioni, manifesta nelle strutture…Tra i due coefficienti
della direzionalità – movimento e contro-movimento – sta la
transizione repentina, dalla luce all’ombra, dal nero al bianco. Queste
pause sono le cerniere del movimento”.
Il concetto “quarta dimensione = tempo” nasce con la teoria della
relatività di Einstein. Mentre i razionalisti lo assimilano attraverso la
mediazione riduttiva della pittura cubista, Mendelsohn frequenta i
fisici moderni: la stessa Einsteinturm, prima di sprigionare un
significato simbolico, è un osservatorio rigorosamente calcolato, dalla
calotta girevole al laboratorio sotterraneo e soddisfa precise esigenze
della ricerca spettroscopica siderale.
Spettri atomici di emissione
Gli studi degli spettri atomici di emissione hanno fornito le prove che
gli elettroni hanno una disposizione precisa all’interno di un atomo. Lo
spettro atomico di emissione di un elemento è il risultato delle
radiazioni emesse da atomi eccitati, cioè dopo aver assorbito energia,
e per ritornare stabili emettono energia sotto forma di radiazione
elettromagnetica, producendo uno spettro di emissione, che può
essere osservato usando uno spettroscopio, che scinde la radiazione
emessa da un elemento in frequenze diverse grazie ad un prisma.
Ciascun elemento può essere identificato con sicurezza grazie al suo
caratteristico spettro di emissione, che si può dunque paragonare ad
una vera e propria impronta digitale dell’elemento considerato.
L’esistenza di righe distinte in uno spettro anziché uno spettro
continuo viene spiegata da un modello di atomo in cui gli elettroni
possiedono soltanto specifiche quantità di energia. Fornendo energia,
un elettrone assorbe un quanto di energia e passa ad un livello con più
alta energia. Quella stessa energia viene emessa, quando l’elettrone
ritorna al livello energetico più basso, sotto forma di radiazione
elettromagnetica.
In ambito stellare, gli spettri di emissione acquistano una particolare
rilevanza in quanto permettono di stimare la composizione chimica e la
temperatura delle stelle che ci circondano. Gli spettri possono essere
suddivisi in tre tipi:
1. spettro continuo: emanato da gas ad alta pressione o da un
liquido o un solido portati a temperatura di incandescenza.
Questi restituiscono l’energia loro fornita sotto forma di luce
che comprende tutte le radiazioni visibili
2. spettro a righe di assorbimento: una luce caratterizzata da uno
spettro continuo attraversa un elemento allo stato gassoso, a
bassa pressione e più freddo, viene privata delle righe spettrali
che quello stesso elemento sarebbe in grado di produrre in
condizioni di emissione. (es. corpi solidi incandescenti con
attorno gas a bassa pressione).
3. spettro a emissione di righe: un elemento portato allo stato
gassoso e a bassa pressione, adeguatamente riscaldato, emette
un luce che risulta costituita da righe spettrali caratteristiche.
Questi spettri discontinui sono altamente specifici degli
elementi e ne rappresentano le “impronte digitali”.
Figura 1 - a) spettro continuo; b) spettro a emissione di righe; c) spettro a righe di assorbimento.
Nell’interno delle stelle vi sono le condizioni adatte di temperatura e
di pressione per la produzione di uno spettro continuo. Nelle zone più
esterne delle stelle, invece, gli atomi si trovano in condizioni di
temperatura e di pressione così assida assorbire quantità di energia in
modo altamente specifico, in funzione della loro natura chimica.
Secondo gli astronomi Hertzaprung e Russel , che indipendentemente
l'uno dall'altro hanno ideato un diagramma detto H-R in cui si possono
collocare le varie stelle , ponendo in ascissa la loro temperatura (da
cui dipende il colore e la classe spettrale) , e in ordinata la luminosità
(magnitudine assoluta ) .Le stelle non si distribuiscono a caso,ma si
raccolgono lungo una fascia , chiamata sequenza principale, si va da
quelle blu , più calde e con massa maggiore , a quelle rosse ,più fredde
e di massa minore.Il sole compare in una posizione intermedia , come
una stella gialla , le stelle gialle rimangono nella sequenza principale
circa 10 miliardi di anni : il sole che già né ha 5 miliardi è una stella di
mezza età.
Le stelle ,e quindi anche il sole , sono formate da idrogeno circa al
90%, a temperature di circa 15 milioni di gradi ,ha luogo il processo
termonucleare ,durante il quale l'idrogeno si trasforma in elio,
liberando un'energia capace di darci luce e calore.Ma tra 5 miliardi di
anni , quando tutto l'idrogeno del sole si sarà consumato , il nucleo di
elio che si sarà formato , molto più denso del nucleo di idrogeno ,
finirà per collassare , cioè per contrarsi su se stesso .In tale processo
il nucleo del sole si riscalderà progressivamente , fino a temperature di
100 milioni di gradi , sufficienti ad innescare nuove reazioni
termonucleari , che trasformeranno l' elio in carbonio.Per l'alta
temperatura l'involucro gassoso esterno del sole si espanderà
enormemente : la superficie si dilaterà e raffredderà , finché la forza
di gravità fermerà l'espansione e si raggiungerà un nuovo equilibrio.Il
sole entrerà in una nuova fase e apparirà come una gigante rossa.Poi
espellerà i propri strati più esterni , che trascinati via dal vento solare
, daranno origine a nubi sferiche di gas in espansione .Tali involucri
gassosi vengono chiamati nebulose planetarie formate da idrogeno ,
elio , carbonio , ossigeno ed ecc.Con la perdita dell'involucro esterno ,
la gigante rossa si trasformerà in un nucleo rovente , che si contrae e
si riscalda ulteriormente ,a spese dell' idrogeno residuo ; la radiazione
emessa dal nuovo sole centrale provocherà la luminosità della
nebulosa planetaria , per un fenomeno di fluorescenza .Dopo alcune
migliaia di anni , la fusione nucleare si esaurirà , il vento stellare
cesserà , e il nuovo sole inizierà a raffreddarsi , mentre la nebulosa
planetaria in continua espansione perderà luminosità.Alla fine , la
nebulosa scomparirà e il nuovo sole centrale , compatto e nudo ,
diventerà una nana bianca .Nel corso di quest' anno ho studiato, che
secondo il modello del Big-Bang , che ipotizza che l'universo sia nato
dal grande scoppio di un nucleo primordiale di energia pura ( Uovo
cosmico ) più piccolo di un atomo , perfino l'Universo è in continua
espansione ed evoluzione .Sull'evoluzione e sulla fine dell'universo
sono state ipotizzate più previsioni , ma le più accreditate né sono
solo due.Se la densità dell'universo é troppo bassa , l'espansione
continuerà senza fine , le stelle consumeranno tutto il loro
combustibile e le galassie diventeranno sistemi oscuri di corpi inerti e
freddi , in un cosmo ridotto a un immenso cimitero buio .Ma se la
forza di gravità riuscisse invece a frenare l' espansione , allora, si può
pensare che le galassie finiranno per arrestare la loro fuga e per
invertire il loro movimento , dando inizio ad una contrazione
dell'universo.
La temperatura tornerebbe ad aumentare , le stelle si
riaccenderebbero e si farebbero più calde , gli elementi più pesanti si
disintegrerebbero e anche l'idrogeno e l'elio si dissolverebbero in
energia e tutto precipiterebbe ,con velocità crescente , nello stato
primordiale . Sarebbe la fine o potrebbe innescarsi un nuovo Big-Bang
.Risulta difficile pensare che un giorno potrà accadere tutto
questo,anzi a noi risulta difficile già pensare che un giorno dovremmo
lasciare il nostro corpo , ma in effetti il nostro corpo continuerà a
vivere anche dopo la nostra morte , poiché le cellule del nostro corpo
sono formate da atomi simili a quelli che esistono fin da quando fu
originato l'universo , i quali vengono riciclati continuamente per cui
ciò che oggi forma il nostro corpo era un albero , un animale , una
roccia o perché no,un'altra persona. Ma cosa sono questi atomi? La
più piccola porzione di materia che può definire un elemento chimico,
di cui possiede le proprietà. L'aggregato di un numero grandissimo di
atomi viene definito materia.Ciascun atomo è costituito da entità
ancora più piccole ; che possiedono , per così dire , "intrinsecamente"
la proprietà che abbiamo chiamata carica elettrica.Si scoprì che
l'atomo è costituito principalmente da uno spazio vuoto, al centro del
quale si trova un nucleo di dimensioni pari a circa un decimillesimo del
diametro dell'intero atomo. In seguito a esperimenti di diffusione di
particelle alfa su lamine sottilissime d' oro, Rutherford concluse che
la massa dell'atomo è concentrata in massima parte nel nucleo,
attorno al quale gli elettroni ruotano percorrendo orbite predefinite.
La carica positiva del nucleo viene bilanciata dalla carica negativa
portata dagli elettroni, di modo che l'atomo, in condizioni normali,
risulti elettricamente neutro.Il modello atomico di Rutherford,
tuttavia, presentava alcuni inconvenienti: a causa del loro moto
intorno al nucleo, dotato di accelerazione non nulla, gli elettroni
avrebbero
dovuto
irraggiare
con
continuità,
perdendo
progressivamente energia, fino a collassare sul nucleo. Questo avrebbe
reso impossibile l'esistenza di atomi stabili, in evidente disaccordo con
le osservazioni sperimentali. Per eliminare le discrepanze tra l'atomo di
Rutherford e i dati sperimentali, nel 1913 il fisico danese Niels Bohr
propose un nuovo modello atomico. Secondo Bohr, gli elettroni
percorrono orbite stazionarie intorno al nucleo, senza subire
variazioni di energia: a ciascuna orbita corrisponde un determinato
valore dell'energia dell'elettrone (livello energetico) e si ha emissione di
radiazione solo quando l'elettrone effettua una transizione
elettronica fra livelli energetici diversi. In particolare un atomo
emette radiazione elettromagnetica se un elettrone si sposta da un
livello energetico superiore a uno inferiore, e assorbe radiazione nel
caso contrario. La disposizione degli elettroni nei livelli energetici è
detta configurazione elettronica dell'atomo. Il numero totale degli
elettroni è uguale al numero atomico dell'atomo: l'idrogeno, ad
esempio, ha un unico elettrone, l'elio ne ha due e così via.Il fisico
britannico James Chadwick scoprì il neutrone, una particella nucleare
avente massa quasi identica a quella del protone, ma priva di carica
elettrica. Oggi si sa che tutti i nuclei sono costituiti esclusivamente
da protoni e neutroni; inoltre, in ogni atomo il numero di protoni è
uguale al numero di elettroni, e quindi al numero atomico. In tal modo
l'atomo, possedendo un ugual numero di cariche positive e negative,
risulta elettricamente neutro. La meccanica quantistica aveva
teoricamente previsto , per ogni particella elementare, anche
l’esistenza di un’antiparticella; sperimentalmente nel 1932 è stato
scoperto l’antielettrone ( elettrone positivo o positrone) e soltanto nel
1956 l’antiprotone( cioè il protone con carica negativa). In pratica
l’antiparticella consiste in una particella elementare avente massa
uguale , ma altre caratteristiche proprie (per esempio la carica)
opposte a quelle di particelle più comuni.Nel nostro mondo fisico le
particelle sono di gran lunga più numerose delle antiparticelle, e ci
comporta che la vita media di queste ultime sia brevissima; infatti
quando particella e antiparticella si incontrano, avviene il fenomeno
dell’annichilazione,
cioè
entrambe
scompaiono
e
l’energia
corrispondente alla loro massa si manifesta sotto altra forma (per
esempio con formazione di due fotoni nel caso dell’incontro elettronepositrone).