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21 Dicembre 2012, oggi non ci sarà la fine del mondo

L'immagine mostra il momento in cui l'atmosfera solare ingloba la Terra.Courtesy: Discovery Channel
L’immagine mostra il momento in cui l’atmosfera solare ingloba la Terra.
Courtesy: Discovery Channel

Ormai, tutti sanno che la “profezia della fine del mondo” nasce da una interpretazione del calendario Maya in base alla quale in corrispondenza del solstizio d’inverno il 21 Dicembre 2012 inizierebbe il cosiddetto quinto ciclo, cioè un passaggio da un’era ad un’altra, una sorta di rinascita esistenziale. Tuttavia, non ci sarà nessuna fine del mondo anche perchè il calendario Maya non ha mai annunciato il verificarsi di eventi catastrofici. Nonostante ciò, alcuni studiosi ritengono che non esiste, di fatto, nessuna prova reale di un calendario appartenente ai Maya e quando si fa riferimento alla “Pietra del Sole” si commette un errore poichè essa appartiene al popolo azteco. Dunque, durante il 21 Dicembre 2012 non ci sarà alcun allineamento di pianeti, o particolari tempeste solari o ancora impatti dovuti ad asteroidi, eventi che sono stati ampiamente smentiti e scientificamente esclusi. Per un maggiore approfondimento, Vi rimando alla pagina web della NASA Beyond 2012: Why the World Won’t End.

Ma allora, quando sarà, se ci sarà, la fine del mondo? In realtà, dobbiamo dire che la ‘vera’ fine del mondo, ossia il destino della Terra e dei suoi abitanti, è certamente legato al ciclo vitale del Sole. La nostra stella ha dimensioni medio-piccole ed è costituita dal 74% circa da idrogeno, dal 25% circa da elio, più altri elementi pesanti presenti in tracce. La classificazione spettrale del Sole è G2 V, cioè si tratta di una nana gialla: G2 indica che la stella ha una temperatura superficiale di quasi 6000 gradi Centigradi, la V indica che la stella si trova nella sequenza principale, cioè in una lunga fase di equilibrio stabile in cui avvengono nel suo nucleo le reazioni di fusione nucleare per cui l’idrogeno fonde per formare elio. Tale processo genera ogni secondo una grande quantità di energia che viene emessa nello spazio sotto forma di radiazioni elettromagnetiche, flusso di particelle sottoforma di vento solare, e neutrini. La radiazione solare, emessa fondamentalmente come luce visibile ed infrarossi, permette la vita sul nostro pianeta e fornisce l’energia necessaria ad attivare i principali meccanismi che ne stanno alla base. I processi di fusione nucleare fanno sì che la stella rimanga in uno stato di equilibrio, sia idrostatico, ossia non si espande a causa della pressione di radiazione dovuta alle reazioni termonucleari, né si contrae, per via della gravità cui sarebbe naturalmente soggetta, sia termico. Una stella di massa paragonabile a quella del Sole impiega circa 10 miliardi di anni per esaurire completamente l’idrogeno nel suo nucleo. Dunque, quale sarà il destino del Sole? Il Sole si trova a circa metà strada nella propria sequenza principale. Proviamo allora ad immaginare di essere tra cinque miliardi di anni nel futuro. Il Sole entrerà in una fase di forte instabilità, detta gigante rossa: nel momento in cui l’idrogeno del nucleo sarà totalmente convertito in elio, gli strati immediatamente superiori subiranno un collasso gravitazionale dovuto alla mancanza della pressione di radiazione prodotta dalle reazioni termonucleari. Il collasso gravitazionale causerà un incremento della temperatura fino a raggiungere valori tali da innescare la fusione dell’idrogeno negli strati superiori determinando l’espansione della stella fino a superare l’orbita di Mercurio. L’espansione causerà un raffreddamento del gas per cui la stella apparirà di un colore giallo intenso. Quando anche l’idrogeno dello strato superiore al nucleo sarà totalmente convertito in elio, dopo poche decine di milioni di anni, si avrà un nuovo collasso gravitazionale che causerà un aumento della temperatura del nucleo di elio innescando improvvisamente la fusione dell’elio in carbonio e ossigeno. La stella subirà una riduzione delle proprie dimensioni, passando dal ramo delle giganti rosse al cosiddetto ramo orizzontale del diagramma di Hertzsprung-Russell. Ma a causa delle elevatissime temperature del nucleo, la fusione dell’elio si esaurirà in tempi brevi, cioè qualche decina di milioni di anni, e i prodotti di fusione, non impiegabili in nuovi cicli termonucleari a causa della piccola massa della stella, si accumuleranno inerti nel nucleo. Intanto, dato che non sarà di nuovo presente la pressione di radiazione che spingeva verso l’esterno, avverrà un successivo collasso gravitazionale che causerà la fusione dell’elio, nel guscio che avvolge il nucleo, e dell’idrogeno, nello strato immediatamente superiore ad esso. Queste nuove reazioni di fusione nucleare produrranno una quantità di energia talmente elevata da provocare una nuova espansione della stella che raggiungerà così dimensioni prossime a circa 1 UA, ossia circa 100 volte quelle attuali, tanto che la sua atmosfera arriverà ad inglobare molto probabilmente Venere. Rimane ancora incerto il destino della Terra: alcuni studiosi ritengono che anche il nostro pianeta verrà risucchiato dalla stella, altri, invece, ipotizzano che il pianeta potrà salvarsi poiché la perdita di massa da parte della nostra stella potrebbe allargare l’orbita terrestre che si sposterebbe di conseguenza fino a quasi 2 UA. Nonostante ciò, il nostro pianeta sarà ormai morto dato che gli oceani saranno evaporati a causa del forte calore e gran parte dell’atmosfera verrà dispersa nello spazio dall’intensa energia termica che incrementerà l’energia cinetica delle molecole che compongono l’atmosfera consentendo loro di vincere l’attrazione gravitazionale della Terra. Si calcola che tutto ciò avverrà entro i prossimi 3,5 miliardi di anni, ossia ancor prima che il Sole entri nella fase di gigante rossa. Entro 7,8 miliardi di anni, esaurito ogni processo termonucleare, il Sole espanderà i suoi strati più esterni che verranno spazzati via sottoforma di “super vento solare” creando una nebulosa planetaria mentre le parti più interne saranno collassate e daranno origine ad una nana bianca che avrà circa le dimensioni della Terra. Percorrendo le regioni più esterne del Sistema Solare, la nebulosa planetaria spazzerà le atmosfere gassose dei pianeti giganti, quali Giove e Saturno, rendendo visibile solo la parte metallica e rocciosa dei loro nuclei. Ciò che resterà dei pianeti più esterni vagherà nello spazio interstellare dato che la gravità della nana bianca sarà insufficiente per trattenerli in orbita. Intanto, dopo alcuni miliardi di anni, la nana bianca avrà irradiato tutto il suo calore residuo nello spazio al punto da diventare una nana bruna e raggiungere così la stessa temperatura del mezzo interstellare.

Il seguente video mostra, accompagnato dal commento di alcuni astronomi, quale sarà il destino del Sole.

(Courtesy: Discovery TV)

L’isotopo più importante per l’origine della vita

E’ a tutti noto che sin dalla sua nascita, l’Universo si sta espandendo e continua ad evolversi formando strutture sempre più complesse a partire dalle particelle elementari. Oggi, un gruppo di fisici teorici hanno ottenuto nuovi indizi in merito ad una reazione nucleare che risulta di fondamentale importanza per l’origine della vita come noi la conosciamo.

Noto come processo 3-alpha, questa reazione nucleare è responsabile dell’abbondanza dell’elemento carbonio presente nell’Universo. Per diversi anni, il meccanismo fisico mediante il quale le stelle emettono luce è stato compreso attraverso un processo a due fasi. Di recente, alcuni fisici hanno rivisto questo processo per analizzare il meccanismo più da vicino dietro il quale si cela la presenza dell’isotopo più importante per la vita: il carbonio-12. In particolare, gli scienziati si sono trovati ad affrontare un problema relativo al tasso di produzione del carbonio-12 a basse temperature. I calcoli che sono stati ottenuti in precedenza dal gruppo di ricercatori guidato da Kazuyuki Ogata, un professore di fisica nucleare della Kyushu University in Fukuoka nel Giappone, indicano che le stelle evolvono così rapidamente che non riescono a raggiungere la fase di gigante rossa. Ma questo, di fatto, non è vero in quanto lo spazio è pieno di numerosissime stelle che si trovano in questa fase avanzata dell’evoluzione stellare. Dunque c’è un problema probabilmente associato ai metodi utilizzati. Sappiamo che il carbonio è il quarto elemento più abbondante nell’Universo e l’isotopo carbonio-12 è la sua forma più comune. Caratterizzato da 6 protoni e 6 neutroni, questo nucleo molto semplice rappresenta la base di tutta la vita, almeno come noi la conosciamo. Tuttavia, i processi che determinano la formazione di questo isotopo e la sua abbondanza non sono così semplici. Di fatto, una frazione di secondo dopo il Big Bang, i quark e i gluoni si unirono per formare protoni e neutroni. Appena tre minuti più tardi, apparvero i primi nuclei di idrogeno e di elio. Ma deve passare almeno un milione di anni prima che gli elettroni formino atomi neutri e circa duecento milioni di anni affinchè appaiano le prime stelle. All’interno del calderone stellare, i protoni iniziarono a combinarsi in nuclei di elio attraverso una sequenza di reazioni nucleari. Dopo, però, tali processi nucleari ebbero un periodo di arresto. Ad esempio, se aggiungiamo un singolo protone all’atomo di elio, otteniamo litio-5, un isotopo che non esiste in natura. Se due nuclei di elio fondono, si ottiene berillio-8, un altro nucleo che non esiste in accordo alle leggi della fisica nucleare. Chiaramente, le stelle continuarono la loro evoluzione, creando tutti gli elementi possibili che vediamo oggi. Ma allora la domanda è: come è possibile? Questo puzzle ha tenuto impegnati gli scienziati per diversi anni perché se non siamo in grado di spiegare l’abbondanza di carbonio-12, diventa quasi impossibile spiegare come si sia formato l’Universo. La risposta deriva dalla reazione 3-alpha che coinvolge tre nuclei di elio. Nonostante il berillio-8 decada dopo qualche nanosecondo, nel caso in cui la stella sia abbastanza calda, una terza particella alpha si fonde con questo isotopo. E dato che l’energia di un nucleo di berillio-8 sommata all’energia di una particella alpha è quasi equivalente a quella dell’isotopo di carbonio-12, si crea una risonanza del processo nucleare che causa un incremento al tasso di produzione del carbonio-12. Tuttavia, c’è un altro modo per cui le stelle sono in grado di produrre carbonio-12. A basse temperature, quando l’energia non è ancora sufficiente per dar luogo al processo di risonanza, l’isotopo carbonio-12 può essere prodotto attraverso la fusione simultanea di tre particelle alpha. Il gruppo di Kyushu è stato così in grado di ottenere previsioni teoriche più adeguate del tasso di produzione del carbonio-12 che sono in accordo con i modelli precedenti nel caso di temperature elevate. A temperature più basse, i loro risultati suggeriscono un incremento del tasso di produzione del carbonio-12 pari a circa 10 trilioni di volte maggiore rispetto alle stime precedenti. Insomma, i nuovi calcoli permettono ancora l’esistenza delle stelle giganti che sono quindi salve. Ora si spera che in futuro queste previsioni possano fornire nuovi scenari che riguardano alcuni problemi astrofisici ancora irrisolti e che riguardano le stelle novae e le supernovae.

ArXiv: Low-Temperature Triple-Alpha Rate in a Full Three-Body Nuclear Model