Scienzapertutti

3. Evoluzione delle nostre idee sul Sole

percorso di Francesco Vissani

Gli uomini hanno sempre ragionato sulla natura del Sole; qui ci concentreremo sulla storia degli ultimi secoli, quando siamo riusciti a fare passi decisivi verso la sua comprensione.

Charles Darwin 01

L'inizio è abbastanza divertente. Infatti, dovremmo ricordare la disputa che vide lo scontro tra Charles Darwin, che sospettava che il Sole dovesse esistere almeno da 300 milioni di anni - per tener conto dei processi geologici e dell'evoluzione della specie - e Lord Kelvin (cioè William Thomson), che non voleva concedere un'età superiore ai 20 milioni di anni - basando la sua opinione su idee teoriche riguardanti il funzionamento del Sole.

Darwin, intimidito dall'autorità scientifica del suo avversario, decise di eliminare qualsiasi affermazione precisa dalla seconda edizione del suo "On the Origin of Species " (1859).

Tuttavia, Darwin aveva semplicemente ragione, mentre Kelvin era fuorviato dalla sua supposizione di conoscere abbastanza fisica per trarre una solida conclusione. Gli mancavano informazioni!!!

Venendo ad un momento più recente, ad un altro punto di svolta di questa storia, dobbiamo ricordare il nome di Francis Aston, che riuscì a pesare le singole specie atomiche fin dai primi anni del XX secolo, un risultato importante riconosciuto con il premio Nobel per la chimica nel 1922.

Alcuni scienziati compresero presto la potenziale rilevanza di queste misurazioni per comprendere il funzionamento del Sole. Uno fu il chimico William Harkins: egli elaborò una teoria del nucleo dell'atomo e, su questa base, ipotizzò che la conversione dell'idrogeno in elio potesse essere una fonte di energia per il Sole e le stelle (1915). Jean Perrin 1926L'altro fu Jean Perrin: egli immaginò che quattro atomi di idrogeno potessero fondersi e trasformarsi in un unico atomo di elio nel Sole (1919). Si noti che entrambi prendevano molto sul serio la teoria atomica, che non era una posizione così ovvia in quegli anni. Il loro punto di vista era molto simile in sostanza, a parte i dettagli.

Se una tale trasformazione avviene, lo 0,7% della massa iniziale scompare, ma, allo stesso tempo, viene guadagnata energia secondo la più famosa equazione di Einstein: l'energia è uguale alla massa per la velocità della luce al quadrato ... o se vi piacciono le formule, E = mc2, dove in questo caso m è la quantità di massa persa.
Questo significherebbe che i prodotti finali della trasformazione devono essere dotati di grandi energie (ad esempio, devono avere molta velocità/energia cinetica), che alla fine alimentano il serbatoio di calore, permettendo al Sole di continuare ad irradiare luce per molto più tempo di quanto Kelvin avesse pensato.

eddingotnPoi, Arthur Eddington propose un modello teorico del Sole (1920) concludendo che il suo nucleo interno è il luogo migliore dove potrebbe avvenire l'ipotetica trasformazione e sottolineando che una conversione del 5% della massa solare è sufficiente a far risplendere 5 miliardi di anni (la stessa cifra per l'età della Terra ottenuta successivamente da Arthur Holmes, basata sullo studio delle rocce di uranio).

Molti erano però ancora scettici, poichè queste idee erano considerate troppo speculative, anche se - ora lo sappiamo - Harkins, Perrin ed Eddington erano tutti sulla strada giusta.

Hans BetheUna comprensione molto più completa delle trasformazioni che permettono al Sole di funzionare è dovuta a Carl Friedrich von Weizsäcker e Hans Bethe. Quest'ultimo elaborò i principali aspetti quantitativi nel 1939 e ha ricevuto il premio Nobel per la fisica 1967 proprio per questi risultati.

La reazione di base è quella in cui due nuclei di idrogeno (cioè i protoni) si fondono in un nucleo di deuterio (cioè un deuterone). Come risultato di questa e di altre trasformazioni nucleari, viene rilasciata molta energia e questo permette al Sole di brillare.

reazione2


Ciò che conta per la nostra discussione è che, non solo l'energia viene rilasciata, ma anche i neutrini sono inevitabilmente emessi. Seguono altre reazioni e, alla fine, l'elio viene sintetizzato, proprio come previsto da Harkins e Perrin.

Queste idee appartenenti alla fisica nucleare - insieme a molte altre idee appartenenti all'astrofisica - sono diventate i pilastri di un ammirabile descrizione teorica, fondata su un complesso programma al computer, originariamente scritto da John Bahcall e finalizzato a descrivere, nel modo più affidabile possibile, la struttura e i processi fisici che avvengono nel Sole.

bahcall2


Questo codice è chiamato Modello Solare Standard. La sua prima versione è apparsa a metà degli anni sessanta, più di mezzo secolo fa. Il Modello Solare Standard è stato ed è tuttora lo strumento chiave per procedere nella comprensione del Sole.

Tuttavia, il metodo galileiano richiedeva prove sperimentali di queste idee e c'era un solo modo per verificare, con certezza e direttamente, la correttezza del Modello Solare Standard, cioè della teoria: era necessario osservare i neutrini emessi quando avvengono trasformazioni nucleari.
Per questo motivo pochi coraggiosi scienziati, sempre negli anni Sessanta, si unirono in un'impresa, con l'obiettivo di costruire il primo telescopio a neutrini che contribuì alla comprensione del Sole, l'esperimento Homestake (Nobel 2002).

La pagina web di John Bahcall racconta meravigliosamente questa storia di pionieri, una storia che include il problema dei neutrini solari e la loro soluzione, ottenuta nei primi anni di questo secolo grazie ai telescopi SNO e ad altri neutrini.

 

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