Condizioni fisico-chimiche su Marte

26 11 2012

     Da quando lo scorso agosto si è posato sul suolo marziano, nel cratere Gale, Curiosity sta giustificando il suo nome e mantenendo i suoi impegni: esplora con curiosità il suolo del pianeta e analizza diversi parametri fisici e chimici inviando i risultati sulla Terra.

     Ad esempio sappiamo che l’atmosfera di Marte è circa l’1% in spessore rispetto a quella terrestre, che il valore della pressione atmosferica varia nel corso della giornata e dipende dal riscaldamento solare. Sappiamo anche che il livello di radiazione ad alta energia e ultravioletta, misurato dal Radiation Assessment Detector Instrument (Rad) a bordo di Curiosity, equivale a quello misurato all’interno della Stazione Spaziale Internazionale in orbita intorno alla Terra a circa 380 km di altezza, quindi inferiore a quella presente nello spazio interplanetario perciò potrebbe permettere la vita se ci fossero altre condizioni adatte. È la sottile atmosfera ad offrire questo livello base di schermatura. I dati dell’unità di analisi Sam (Sample Analysis at Mars), indicano anche che l’atmosfera è priva di metano (CH4). Per coloro che non hanno ancora affrontato argomenti di chimica organica, ricordo che il metano e gli altri idrocarburi svolgono un ruolo molto importante nella vita umana perché costituiscono ancora la fonte della maggior parte dell’energia che utilizziamo per le nostre attività industriali, domestiche e relative alla mobilità. Il metano è l’idrocarburo più semplice e la combustione di una mole (16 grammi) di CH4 libera 213 kcal di energia (892 kJ), secondo la reazione CH4 + 2O2 —> CO2 + 2H2O + Energia. Perché la presenza o assenza di metano è un importante indicatore biologico? Perché sul nostro pianeta viene prodotto anche dalle attività biologiche, dagli esseri viventi. La sua assenza lascia poco spazio all’ottimismo,  ma potrebbe essere stato trasformato in altri composti dalle interazioni con i raggi cosmici o quelli ultravioletti. L’ambiente marziano è ancora in fase di esplorazione, finora nel suolo non sono state individuate forme batteriche, neanche fossili. Sono state registrate invece trombe d’aria che non hanno alzato polveri come sulla Terra, oppure come quelle osservate su quel pianeta nel 2001 dai telescopi terrestri. Il diossido di carbonio, CO2, costituisce circa il 96%  dell’atmosfera marziana e si troverebbe anche immagazzinato come ghiaccio secco nelle calotte polari del pianeta. Sono presenti tracce di argon, azoto, ossigeno e monossido di carbonio. Marte ha una superficie stabile: non presenta le placche tettoniche né terremoti o fenomeni vulcanici ma ha  il Mons Olympus che, con i suoi 25 km circa di altezza e un diametro alla base di circa 600 km, è la montagna più alta di tutto il Sistema solare.

     Non è il pianeta più vicino alla Terra perché Venere in alcuni momenti della sua orbita si avvicina di più a noi. Marte ha una distanza minima dalla Terra di circa 56 milioni di km, mentre quella massima è di circa 400 milioni di km. Però è quello che ha le condizioni ambientali più simili a quelle terrestri. Anche il periodo di rotazione intorno al proprio asse dura 24 ore e 37 minuti, poco più di quello terrestre. Il periodo di rivoluzione intorno al Sole, in accordo con le leggi di Keplero, dura 687 giorni, circa due anni terrestri. La temperatura media al suolo è –25 °C circa, quella massima  +20 °C circa, quella minima arriva a –120 °C circa. I suoi due satelliti però sono veramente piccoli rispetto alla nostra Luna: Phobos ha un diametro di circa 27 km; Deimos circa 15 km .

     Intanto Curiosity continua le sue analisi alimentando le speranze di chi ritiene possibile la presenza di forme di vita sul pianeta rosso o almeno di fossili.

Riferimenti e approfondimenti: Southwest Research Institute di Boulder ; Space.com;  Goddard Space Flight Center della Nasa; http://www.nasa.gov/msl ; http://mars.jpl.nasa.gov/msl .

Immagine di Curiosity su Marte tratta da: NASA/JPL-Caltech/Ashima Research/SWRI .




Appello contro i tagli alla ricerca

16 11 2012

     Poche settimane fa ho scritto sulla perdita di competitività anche scientifica dell’Europa come una delle cause dell’attuale crisi di alcuni Paesi e della situazione di recessione di altri nell’ambito UE.

     Voci molto autorevoli hanno pensato bene di scrivere un appello rivolto alle varie personalità politiche ed economiche europee per evitare ulteriori tagli alla ricerca scientifica. Una forte spinta verso la ricerca e l’innovazione possono trainare e accelerare l’uscita dall’attuale crisi. Mi riferisco sia alla ricerca di base, sia a quella applicata. I Paesi europei non possono competere su Cina, India e altre nazioni “emergenti” sul costo del lavoro. Possono solo continuare nella ricerca di materiali e tecnologie nuove, su nuove produzioni di prodotti di qualità. Se non si guardasse solo indietro, se ci fosse un po’ di lungimiranza, questo semplice concetto sarebbe chiaro anche per alcune persone che fanno politica.

     Poiché i prossimi 22 e 23 novembre i leader europei si riuniranno a Bruxelles per discutere il budget per la ricerca per gli anni 2014-2020, riporto il testo dell’appello per proteggere la Ricerca Europea dai tagli dell’Austerity, firmato da oltre 130.000 docenti, ricercatori e studiosi tra cui, finora, 96 premi Nobel.

Ai capi di Stato o di Governo dei Paesi dell’Unione Europea ai Presidenti delle Istituzioni Europee

Si dice spesso che una crisi rappresenta al tempo stesso un’opportunità. La crisi attuale ci forza a fare delle scelte, e una di queste ha a che vedere con la scienza e il sostegno che le si darà. Nel 2000, voi e i vostri predecessori vi siete posti l’obiettivo di trasformare l’Europa “entro il 2010 nell’economia basata sulla conoscenza più dinamica”. L’intenzione era nobile ed ambiziosa, ma la meta non è stata raggiunta.

La scienza può aiutarci a trovare le riposte a molti dei problemi pressanti che ci si prospettano in questo momento: nuovi modi di ottenere energia, nuove modalità di produzione e nuovi prodotti, migliori strumenti per comprendere il funzionamento della società e migliorarla. Siamo solo all’inizio di una nuova comprensione rivoluzionaria del funzionamento del nostro organismo, con conseguenze inestimabili sul nostro futuro benessere e su una maggiore longevità.

L’Europa è all’avanguardia in molte aree della scienza. Trasformare questa conoscenza in nuovi prodotti, servizi ed attività industriali è il solo modo per dare all’Europa un vantaggio competitivo in un panorama mondiale che cambia rapidamente e per assicurare una prosperità futura e duratura all’Europa.

La conoscenza non ha frontiere. Il mercato globale per l’eccellenza dei talenti è estremamente competitivo. L’Europa non può permettersi di perdere i suoi migliori ricercatori e docenti, e guadagnerebbe enormemente se riuscisse ad attrarre talenti da altre parti del mondo. Ridurre il finanziamento disponibile per la ricerca di eccellenza vuol dire un minor numero di ricercatori preparati. Se ci fosse una seria riduzione del budget per la ricerca e l’innovazione da parte dell’Unione Europea, rischieremmo di perdere una generazione di scienziati di talento proprio nel momento in cui l’Europa ne ha più bisogno.

Da questo punto di vista il Consiglio Europeo della Ricerca (ERC) ha ottenuto in brevissimo tempo  un riconoscimento universale. Finanzia i migliori ricercatori in Europa indipendentemente dalla loro nazionalità: scienziati eccellenti, progetti eccellenti. E’ un complemento di grande valore ai finanziamenti nazionali per la ricerca di base.

Il finanziamento della ricerca a livello europeo agisce da catalizzatore per un uso migliore delle risorse disponibili e rende i finanziamenti nazionali più efficienti ed efficaci. Queste risorse europee sono estremamente preziose ed hanno dimostrato di essere in grado di produrre benefici essenziali per la scienza europea, di aumentare il ritorno a livello nazionale per la società e di migliorare la competitività internazionale.

E’ essenziale che si dia sostegno e, ancora più importante, ispirazione a livello pan—europeo alla straordinaria ricchezza di potenziale in ricerca e innovazione che esiste in tutta Europa. Siamo convinti che anche i ricercatori più giovani faranno sentire la loro voce – e Voi dovreste ascoltare quello che hanno da dire.

La nostra domanda per Voi, capi di stato o di governo e Presidenti che si incontreranno a Bruxelles il 22 e 23 Novembre per discutere del budget della UE per il periodo 2014–?2020, è semplice: quando l’accordo per il futuro budget europeo sarà annunciato, quale ruolo avrà la scienza nel futuro dell’Europa?

Firmato dai vincitori di Premi Nobel e Fields Medals (dopo se ne sono aggiunti altri)

SIDNEY ALTMAN, WERNER ARBER, ROBERT J. AUMANN, FRANCOISE BARRE- SINOUSSI, GÜNTER BLOBEL, MARIO CAPECCHI, AARON CIECHANOVER, CLAUDE COHEN-TANNOUDJI, JOHANN DEISENHOFER, RICHARD R.ERNST, GERHART ERTL, SIR MARTIN EVANS, ALBERT FERT, ANDRE GEIM, SERGE HAROCHE, AVRAM HERSHKO, JULES A. HOFFMANN, ROALD HOFFMANN, ROBERT HUBER, SIR TIM HUNT, ERIC R. KANDEL, KLAUS VON KLITZING, SIR HAROLD KROTO, FINN KYDLAND, JEAN–MARIE LEHN, ERIC S. MASKIN, DALE T. MORTENSEN, ERWIN NEHER, KONSTANTIN NOVOSELOV, SIR PAUL NURSE, CHRISTIANE NUSSLEIN-VOLHARD, VENKATRAMAN RAMAKRISHNAN, SIR RICHARD J. ROBERTS, HEINRICH ROHRER, BERT SAKMANN, BENGT I. SAMUELSSON, JOHN E. SULSTON, JACK W. SZOSTAK, SIR JOHN E. ADA E. YONATH, ROLF ZINKERNAGEL, HARALD ZUR HAUSEN; PIERRE DELIGNE, TIMOTHY GOWERS, MAXIM KONTSEVICH, STANISLAV SMIRNOV, CEDRIC VILLANI.

Petizione online contro i tagli alla ricerca

Immagine tratta da: http://www.torontosun.com/2012/07/10/scientists-mourn-governments-cuts-to-research




L’atomo: cenni storici

13 11 2012

 

 

 

La completa conoscenza di una Scienza non può prescindere dal saperne la sua storiaAugust Comte (1798-1857). Anche singole parti della chimica, nel tempo hanno subìto profondi cambiamenti. Una di queste è la struttura atomica..

     Le prime ipotesi sulla struttura della materia, nelle civiltà occidentali, furono formulate la Talete da Mileto (624 circa – 545 a.C.) nell’antica Grecia, considerato da Aristotele padre della filosofia fisica, identificò il principio di tutta la materia nell’acqua. Aristotele (384 circa – 322 a.C.) riteneva che fosse la combinazione di acqua, aria. Terra, fuoco e etere a formare tutti i corpi. Poco prima di Aristotele invece, Democrito di Abdera (470 circa – 370 a.C.), ritenendo impossibile le suddivisione dei corpi in particelle sempre più piccole all’infinito, ipotizzò che tutta la materia fosse costituita da particelle piccolissime, invisibili e indivisibili che chiamò atomos (indivisibile). Secondo lui i diversi materiali erano costituiti da miscele di diversi tipi di atomos. Naturalmente si trattava si considerazioni filosofiche, teoriche, senza nessun riscontro reale se non l’osservazione con i sensi umani delle varie sostanze presenti in natura. Per alcuni secoli quest’ipotesi non ebbe sostenitori. Fino a che Tito Lucrezio Caro (98 circa – 55 a.C.), poeta latino, non la riprese e divulgò nel suo maggiore poema: il “De rerum Natura” che secondo alcuni rimase incompiuto. Fu Cicerone a curarne la pubblicazione dopo la morte dell’autore. Neanche l’atomismo e l’epicureismo sostenuti da Lucrezio ebbero fortuna: il pensiero aristotelico imperò fino al Rinascimento, fino alla nascita del metodo scientifico sperimentale.

     Un passo avanti anche nel concetto di atomo ci fu con Robert Boyle (1627-1691) che coniò il termine chimica nel 1661 con “The sceptical chymist”, dando, per certi aspetti, l’addio all’alchimia e favorendo la nascita di una Scienza basata sul metodo galileiano e su osservazioni quantitative (misurazioni). Bisogna aggiungere però che Boyle mantenne sempre, per motivi religiosi, un certo distacco da una concezione atomistica e materialistica del mondo. Come non ricordare, poi, il lavoro di Antoin Laurent Lavoisier (1743 – 1794) che introdusse nelle sue esperienze di analisi chimica l’uso sistematico della bilancia, arrivando alla definizione e dimostrazione della “Legge di conservazione della massa” e al concetto moderno di elemento. Per questo e molto, molto altro è considerato il padre della chimica moderna.

     L’atomo e la teoria atomica però ripresero vigore solo con John Dalton (1766 – 1844), quando nel 1801, riprese il termine atomos di Democrito e enunciò la sua storica teoria, basata sui seguenti punti essenziali:

1.      tutti i corpi sono costituiti da atomi indivisibili;

2.      gli atomi di uno stesso elemento sono tutti uguali e hanno le stesse proprietà chimiche;

3.      gli atomi di elementi diversi sono differenti e sono differenti le loro proprietà chimiche;

4.      nelle reazioni chimiche gli atomi rimangono inalterati ma si combinano in modo diverso tra loro nella formazione dei prodotti;

5.      gli atomi di elementi diversi, nella formazione dei composti, si combinano secondo precisi rapporti numerici;

6.      gli atomi di alcuni elementi chimici possono combinarsi anche in più rapporti per formare composti differenti

     Era nata la prima teoria che spiegava razionalmente, basandosi anche sulle conoscenze acquisite fino ad allora, la composizione della materia e le regolarità che si notavano nella formazione dei composti.

Un ulteriore passo in avanti ci fu con Amedeo Avogadro (1776 – 1856) che per primo introdusse una netta distinzione tra atomo e molecola, ipotizzando che i gas fossero formati da molecole biatomiche.

     Successivamente gli sforzi degli studiosi si concentrarono nella determinazione della struttura dell’atomo. Si arrivò così alla prima individuazione dei protoni nel 1886 ad opera di Eugen Goldstein (1850 – 1930), le cui caratteristiche furono scoperte da Joseph  John Thomson (1856 – 1940) che nel 1897 con le sue esperienze sui raggi catodici, dimostrò l’esistenza dell’elettrone, una particella circa 2000 volte più leggera dell’atomo di idrogeno. Osservando la deviazione dei raggi catodici per effetto di un campo elettrico, definì la natura corpuscolare dell’elettrone. Era la prova che l’atomo non è indivisibile ma è costituito la particelle subatomiche. Nel 1899 Thomson propose un modello atomico secondo il quale gli elettroni, carichi negativamente, si muovono in posizioni fisse all’interno di una sfera permeata da una carica positiva. Poiché l’atomo si sapeva essere elettricamente neutro, doveva contenere un ugual numero di elettroni e di protoni. La terza grande particella subatomica, il neutrone, fu scoperto solo nel 1932 da James Chadwick (1891 – 1974).

     Dopo la dimostrazione dell’esistenza della radioattività, grazie a Henri Becquerel (1852 – 1908), ci fu la memorabile esperienza del fisico neozelandese Hernest Rutherford (1871 – 1937). I suoi studi sul potere di penetrazione delle particelle radioattive lo condussero alla loro classificazione in particelle alfa e beta. Nel 1911 inviò un fascio di ioni elio carichi positivamente (particelle alfa) contro una lamina d’oro sottilissima, costituita in spessore da circa mille atomi: la maggior parte delle particelle la attraversava senza subire deviazioni o con modeste deviazioni. Pochissime particelle rimbalzavano indietro. La conclusione fu che ogni atomo d’oro aveva una massa dotata di carica positiva concentrata in una regione centrale molto piccola che chiamò nucleo. Gran parte dell’atomo era vuoto! Con la scoperta dei neutroni si chiarì che anch’essi sono concentrati nel nucleo. Il progresso tecnologico e l’uso di strumenti sempre più sofisticati non fecero durare a lungo il modello di Rutherford, ma fu fondamentale per arrivare al modello atomico di Niels Bohr (1885 – 1962).

Dallo studio dello spettro a righe dell’idrogeno e dalle affermazioni di Max Planck (1858 – 1947) secondo cui l’energia non viene emessa in modo continuo ma sotto forma di quanti, pacchetti discreti, Bohr arrivò alla conclusione che gli elettroni dovevano occupare determinate regioni dello spazio intorno al nucleo, posti a varie distanze da esso. Era il “modello a planetario”, gli elettroni che percorrono orbite definite come fanno i pianeti intorno al Sole. Si arrivò all’ipotesi che i livelli energetici (orbite) degli elettroni fossero quantizzati e il modello a orbite circolari di Bohr venne integrato da Arnold Sommerfeld (1868 – 1951)  con orbite ellittiche quantizzate.

Si aggiunsero gli studi sugli elettroni di Wolfang Pauli (1900 – 1958) che formulò il “suo” principio o principio di esclusione: ogni orbita quantica non può contenere più di due elettroni. Quando le orbite di uno strato sono piene, si passa al riempimento delle orbite dello strato successivo.

     Ma erano anni di fervore e furore fisico-chimico. Louis De Broglie (1892 – 1987), nel 1924 formulò un’altra ipotesi sorprendente: tutti i corpi hanno caratteristiche ondulatorie anche se i nostri sensi non possono percepirle. Solo due anni più tardi Erwin Schrödinger (1887 – 1961) dimostrò, con un modello matematico, che gli elettroni oltre ad avere una carica erano dotati di massa e avevano effettivamente caratteristiche ondulatorie. Il loro movimento perciò poteva essere descritto dalle funzioni matematiche utilizzate per le onde.

Si arrivò alla meccanica quantistica o meccanica ondulatoria secondo la quale non è possibile individuare con precisione la posizione di un elettrone all’interno di un atomo ma si può parlare solo in termini probabilistici. Si supera il concetto di orbite definito da Bohr e si arriva alla definizione dei numeri quantici che possono assumere solo determinati valori e al concetto di orbitale: una regione dello spazio intorno al nucleo in cui c’è un’elevata probabilità (almeno il 90%) di trovare un certo elettrone.

Ma non finisce così, la storia continua con la formulazione del Modello Standard che si sta tuttora scrivendo e che comprende la scoperta di un centinaio di particelle subatomiche che compongono a loro volta protoni, neutroni ed elettroni. È recente il caso del bosone di Higgs. Si tratta di un’altra storia.

Breve video sulla storia della chimica

http://www.explora.rai.it/online/doc.asp?pun_id=1056#

Immagine sulla teoria atomica tratta da: http://aseekingspirit.wordpress.com/2011/04/27/science-that-makes-sense-of-our-world-and-the-atomic-theory/

 




La fusione nucleare: dalle stelle alla Terra

3 11 2012

Trattando gli argomenti “Stelle e le galassie” prima e “Sole e Sistema solare” poi, abbiamo parlato di fusione termonucleare, quel processo che permette di produrre energia che viene emessa sotto forma di radiazioni. Si tratta della trasformazione chimica che coinvolge più materia nell’Universo.

     Per non ritornare sulla classificazione delle stelle, limitiamoci al Sole. Sappiamo che è formato per il 78% da idrogeno, il 20% da elio e il restante 2% da elementi più pesanti. Nel nucleo del Sole si arriva a temperature di circa 15 milioni di gradi Celsius in condizioni di pressioni elevatissime. È proprio qui che viene prodotta l’energia necessaria al nostro pianeta: ogni secondo centinaia di milioni di tonnellate di idrogeno sono trasformate in elio. Dalla fusione di 4 nuclei di atomi di idrogeno, si forma un atomo di elio-4 la cui massa è inferiore a quella dei 4 atomi di idrogeno iniziali. Questa differenza di massa dei prodotti, rispetto ai reagenti, si trasforma in energia che viene liberata sotto forma di radiazioni elettromagnetiche e come energia cinetica degli atomi di elio formati. Questo secondo la nota legge di Einstein E=mc2.

     In varie parti del mondo ci sono stati studi per cercare di riprodurre sulla Terra il processo di fusione. Gli elementi utilizzati sono stati due isotopi dell’idrogeno: deuterio e trizio. In realtà la fusione è stata anche ottenuta, ma in modo incontrollato e perciò non utile, nella realizzazione della bomba H o bomba a idrogeno. Come realizzare reattori in cui la fusione possa avvenire in modo controllato?  Per qualche anno c’è stata anche l’illusione di poter ottenere la fusione “a freddo”, senza portare l’idrogeno alla temperatura di milioni di gradi. Ma i risultati più promettente per il futuro provengono dal Tokamak costruito negli Usa e dal Progetto ITER portato avanti da diversi Paesi a Cadarache, nel sud della Francia.

     Il Tokamak è costituito da grandi camere a forma di ciambella in cui viene fatto il vuoto e vi si iniettano miscele di deuterio e trizio che vengono riscaldate a circa 100 milioni di gradi centigradi per produrre plasma (il quarto stato della materia1). La miscela di gas ionizzato viene portata ad altissime temperature e, grazie a forti campi  elettromagnetici è tenuta distante dalle pareti del contenitore per impedirne il raffreddamento. Mantenendo queste condizioni per un certo tempo si spera di ottenere la fusione di deuterio e trizio e la liberazione di energia controllata. Un impianto Tokamak di medie dimensioni è stato costruito anche a Frascati, in Italia: http://www.fusione.enea.it/FTU/index.html.it

     Anche il progetto ITER (International Thermonuclear Experimental Reactor) è basato sugli stessi principi. Quando l’impianto sarà completo, avrà dimensioni paragonabili a quelle di una centrale elettrica convenzionale. Vi partecipano ufficialmente Unione Europea, Giappone, Federazione Russa, Stati Uniti, Cina, Corea del Sud e India. Questo significa che nessuno dei grandi Paesi vuole rimanere indietro in caso di riuscita del progetto.

Pur essendo considerata da molti studiosi una possibile fonte energetica sicura e illimitata, i tempi per ottenere centrali elettriche a fusione nucleare sono molto incerti. I più ottimisti pensano che saranno realizzate tra il 2030 e il 2050, altri dubitano che si arriverà a risultati concreti prima che i combustibili fossili siano in via di esaurimento.

Immagine tratta da : http://cdn-static.zdnet.com/i/story/60/98/005065/iter-scheme.jpg

(1) Il plasma è lo stato della materia più diffuso nell’Universo conosciuto, perché è il principale stato costituente le stelle. Si tratta di un gas ionizzato le cui proprietà dipendono dal grado di ionizzazione. In questo stato si osservano fenomeni non riproducibili negli stati solido, liquido o gassoso. La fisica del plasma ha avuto un notevole sviluppo dopo in 1950, dopo la realizzazione delle prime bombe a idrogeno.

Per saperne di più: http://www.fusione.enea.it/PROJECTS/iter/index.html.it

Superquark 2010: la fusione (video)

http://www.youtube.com/watch?v=e-oROrwpX2I&feature=related

Fusion (National Geografic)

http://www.youtube.com/watch?v=qe7mbv7v9Zg&feature=autoplay&list=LPYoHJw0pDjfg&playnext=1

Volumetto di Nicola Armaroli e Vincenzo Balzani “Energia per l’astronave Terra”, 2009, Zanichelli.