di Marco Marchetti
Francobollo emesso dall’Italia il 2 dicembre 1967 per commemorare il 25° anniversario della prima reazione a catena autosostenentesi avvenuta il 2 dicembre 1942.
La vignetta mostra Enrico Fermi seduto al tavolo di lavoro nel Laboratorio scientifico dell’Università di California a Los Alamos, alle sue spalle il modello sezionato (esistente presso il laboratorio CNEN della Casaccia) della prima pila atomica con la quale fu realizzata l’esperimento.
INTRODUZIONE
Il sistema solare si formò a partire dalla condensazione di una nube di gas e polveri interstellare circa quattro miliardi e seicento milioni di anni fa; con esso si formarono il Sole, la Terra e tutti gli altri pianeti. Da allora il Sole irradia nello spazio circostante una enorme quantità di energia: ogni secondo il Sole emette molta più energia di quella che l'umanità ha consumato in tutta la sua storia.
Questo processo dura da quasi cinque miliardi di anni e le moderne teorie sull'evoluzione stellare ci dicono che continuerà per altri cinque miliardi; infatti la vita media delle stelle di tipo solare è stimata essere attorno ai dieci miliardi di anni.
Sulla Terra l'aspetto forse più evidente e suggestivo di questa energia emessa è la luce, questo particolare tipo di radiazione così importante per la vita.
Il meccanismo attraverso il quale il Sole produce una così grande quantità di energia è stato uno dei più grandi misteri dell'astronomia fino ad epoche abbastanza recenti; in queste pagine ripercorreremo brevemente il percorso che ha permesso ai fisici ed agli astronomi (svelando il mistero della fonte di energia solare) di compiere alcune fra le più importanti scoperte scientifiche, con risvolti tecnologici, che la storia ricordi.
UN MISTERO SEMPRE PIÙ FITTO
Il Sole è la stella più vicina alla Terra; questo astro, così importante per la vita sulla Terra, è una comunissima stella di colore giallo che si trova immersa, insieme a miliardi di altre sue simili, in un enorme agglomerato che si chiama Galassia. Il Sole dista mediamente dalla Terra 150 milioni di chilometri e possiede una massa pari a circa un milione di volte la massa terrestre.
Da tempo immemorabile il Sole irradia nello spazio una quantità enorme di energia; questa energia, come abbiamo già sottolineato, è di fondamentale importanza per la vita sul nostro pianeta. Le piante hanno imparato da tempi antichissimi (si parla di un'epoca risalente a quattro miliardi di anni fa) ad utilizzare direttamente questa energia con un metodo estremamente ingegnoso chiamato fotosintesi clorofilliana.
Per mezzo di un pigmento verde chiamato clorofilla, le piante assorbono la luce solare e grazie a questa energia rompono le molecole di acqua e anidride carbonica per creare i propri alimenti (sotto forma di complesse molecole organiche) liberando ossigeno come prodotto di scarto.
Gli animali, invece, si nutrono di piante oppure di altri animali i quali a loro volta si sono nutriti di piante.
L'uomo utilizza energia oltre che per nutrirsi anche per tutta una serie di altre attività tese a migliorare il proprio tenore di vita. Si può dire tranquillamente che, a parte una piccolissima frazione, tutta l'energia sfruttata dall'uomo è di origine solare. Per esempio è di origine solare l'energia immagazzinata nei combustibili fossili (carbone e petrolio) utilizzata come carburante nei mezzi di trasporto oppure per generare vapore ad altissima temperatura e pressione destinato alla produzione di energia elettrica come pure l'energia dell'acqua che fluisce nelle turbine idrauliche (poiché è l'energia del Sole che ha permesso l'evaporazione delle acque marine con conseguente formazione di nubi e pioggia).
Gli scienziati hanno da tempo calcolato la quantità di energia solare per unità di tempo (potenza) che arriva sulla Terra e il risultato è notevole: 1 KiloWatt per metro quadrato di superficie terrestre; questo vuol dire che un modesto giardinetto di 100 metri quadrati riceve in anno qualcosa come 876.000 KiloWattOra. Inoltre questa è solo una frazione infinitesima della potenza totale emessa dal Sole poiché la nostra stella emette energia in tutte le direzioni e quindi per calcolare la potenza totale occorre moltiplicare il valore della potenza emessa per metro quadrato per tutti i metri quadrati contenuti sulla superficie di una sfera immaginaria centrata sul Sole e avente un raggio pari alla distanza Terra-Sole.
Questo è un esercizio che lasciamo ai più bravi (nota 1). Il risultato che si ottiene è un numero straordinariamente grande; come accennato nell'introduzione il Sole emette ogni secondo più energia di quanta l'umanità ne abbia consumata in tutta la sua storia.
Il meccanismo attraverso il quale il Sole riesce a produrre tutta questa energia è stato un mistero per moltissimi anni; intere generazioni di fisici ed astronomi si sono lambiccate il cervello per cercare di venirne a capo.
Supponiamo che l'energia emessa dal Sole sia di tipo chimico, per esempio frutto di una combustione. Se il Sole fosse una immensa sfera di carbone ed emettesse la sua energia grazie alla combustione di questo carbone la sua vita sarebbe estremamente breve: circa mille anni; di conseguenza l'energia del Sole non può essere di tipo chimico.
Verso la fine del 1800 due scienziati molto famosi H.L.Helmoltz e W.T. Kelvin idearono un metodo molto più efficiente: immaginarono il Sole sottoposto ad una lenta e continua contrazione dovuta alla forza di gravità. Un gas compresso tende ad aumentare la propria temperatura e quindi ad emettere energia. Purtroppo, però, anche in questo caso la vita del Sole non avrebbe superato i dieci milioni di anni mentre già da allora vi erano prove inconfutabili che la vita esisteva sul nostro pianeta da epoche molto più remote.
La strada giusta fu intrapresa negli anni a cavallo del 1930; era una strada nuovissima, estremamente affascinante e suggestiva poiché conduceva in un posto ancora inesplorato: il cuore dell'atomo.
DENTRO AL CUORE DELL'ATOMO
Un atomo è composto da un piccolissimo nucleo molto compatto e massiccio e da alcuni corpuscoli che gli ruotano attorno. Nel nucleo possono essere presenti due tipi di particelle: i protoni (dotati di carica elettrica positiva) e i neutroni (sprovvisti di carica elettrica cioè neutri); i corpuscoli che girano attorno al nucleo sono gli elettroni (dotati di carica elettrica negativa). In condizioni normali il numero di protoni è uguale al numero degli elettroni; di conseguenza l'atomo è elettricamente neutro.
Il nucleo dell'atomo è la parte più piccola in cui si può suddividere la materia senza che la materia stessa perda la propria identità. In altre parole il nucleo di un atomo di ossigeno è diverso dal nucleo di un atomo di ferro mentre i protoni e i neutroni che compongono il nucleo dell'atomo di ossigeno sono perfettamente uguali ai protoni e ai neutroni che compongono il nucleo dell'atomo di ferro. Ciò che differenzia un elemento dall'altro è il numero di protoni (numero atomico) contenuti nel nucleo; così il nucleo dell'atomo di ossigeno contiene 8 protoni e 8 neutroni, il nucleo dell'atomo di ferro contiene 26 protoni e 29 neutroni e il nucleo dell'atomo di uranio (l'elemento più pesante presente in natura) contiene 92 protoni e 146 neutroni.
Nel 1938 Otto Hahn e Fritz Strassman, due fisici tedeschi che lavoravano a Berlino, fecero una scoperta importantissima, una scoperta che di li a poco avrebbe cambiato radicalmente il modo di vivere e di pensare dell'umanità intera.
Completando uno studio sul bombardamento di atomi di uranio con neutroni, i due scienziati si accorsero che quando un nucleo di atomo di uranio viene colpito da un neutrone esso si spezza in due nuclei di atomi più leggeri liberando altri 2 o 3 neutroni. Questo fenomeno fu chiamato fissione e i nuclei degli atomi che troviamo alla fine della reazione si chiamano prodotti di fissione.
I RAGAZZI DI VIA PANISPERNA
La fissione dell'uranio fu scoperta in Germania ma la scoperta sarebbe potuta avvenire in Italia; ciò non accadde per una serie di circostanze sfortunate. Gli anni a cavallo del 1930 furono anni veramente d'oro per la fisica italiana. Nel 1926, su consiglio di Orso Maria Corbino (un eminente professore di fisica molto influente in politica), Mussolini istituì la prima cattedra italiana di fisica teorica. Questa cattedra fu assegnata ad una delle personalità scientifiche più straordinarie che l'Italia (e forse il mondo intero) abbia mai avuto: Enrico Fermi.
Completamente autodidatta fino all`ammissione alla Scuola Normale di Pisa, Enrico Fermi è stato forse l'ultimo fisico veramente completo che la storia ricordi, una persona in grado di abbracciare con uno sguardo tutta la fisica e gran parte della matematica; sarebbe bastato uno solo dei suoi numerosissimi lavori per garantire gloria eterna ad un qualsiasi altro scienziato.
Attorno a Fermi si radunò presto un gruppo di giovanissimi e promettentissimi studenti che sarebbero passati alla storia come 'i ragazzi di via Panispernà dal nome della via di Roma in cui era situato l'istituto di fisica. Ricordiamoli brevemente:
Emilio Segrè: scopritore del tecnezio e vincitore del premio Nobel nel 1959 per la scoperta dell'antiprotone.
Franco Rasetti: brillantissimo fisico sperimentale, dopo la fine della guerra abbandonò la fisica per dedicarsi alla geologia e poi in seguito alla botanica.
Oscar D'Agostino: il chimico del gruppo.
Edoardo Amaldi: l'unico a rimanere in Italia nonostante l'aggravarsi del clima politico e la guerra per cercare di mantenere alto il prestigio della fisica italiana.
Ettore Majorana: la mente più geniale e creativa del gruppo, scomparso in circostanze ancora misteriose nel 1938.
In seguito si aggiunse anche Bruno Pontecorvo, protagonista di una rocambolesca fuga in Unione Sovietica nel 1950.
Il gruppo di via Panisperna si occupava, fra l'altro, dello studio degli effetti del bombardamento del nuclei degli atomi con neutroni. Furono sottoposti a bombardamento neutronico tutti gli elementi conosciuti della tavola periodica e nel 1934 fu la volta dell'uranio; la fissione si verificò ma non venne riconosciuta. Al suo posto Fermi e i suoi ragazzi credettero di avere osservato la creazione di un elemento nuovo, ancora più pesante dell'uranio.
Nel febbraio del 1935, durante un nuovo esperimento di bombardamento neutronico dell'uranio, Amaldi interpose fra l'uranio e il rivelatore un foglio di alluminio per cercare di eliminare alcune particelle che si pensava fossero emesse dall'uranio che avrebbero potuto disturbare l'esperimento stesso. Ancora una volta la fissione si verificò sotto gli occhi di Amaldi; purtroppo, però, i prodotti di fissione erano stati assorbiti dal foglio di alluminio. Se, durante una delle sessioni dell'esperimento, Amaldi si fosse dimenticato di interporre il foglio di alluminio la fissione sarebbe stata sicuramente scoperta.
LA FISSIONE NUCLEARE
Perché la fissione dell'uranio è un fenomeno così importante?
L’importanza sta nel fatto che la reazione avviene con liberazione di energia. Infatti se noi facessimo un semplice conto ci accorgeremmo che la somma delle masse dei prodotti di fissione non è uguale alla massa del nucleo dell'atomo di uranio ma è leggermente inferiore.
La massa mancante (difetto di massa) si è trasformata in energia; infatti già nel 1905 Albert Einstein aveva dimostrato nella sua teoria della Relatività Ristretta che massa ed energia sono equivalenti.
L'energia liberata durante una singola fissione è ben poca cosa; se però riusciamo a far reagire un gran numero di nuclei di atomi di uranio allora l'energia che otteniamo diventa molto, molto alta. Infatti dalla fissione di un grammo di Uranio 235 (il tipo di uranio in cui la fissione ha maggiori probabilità di avvenire) si riesce ad ottenere tanta energia quanta se può ottenere dalla combustione di tre tonnellate di antracite (il carbon fossile più pregiato).
Abbiamo visto che durante il fenomeno della fissione vengono liberati altri 2 o 3 neutroni. Se noi riusciamo a fare in modo che almeno uno di questi neutroni vada a colpire un altro nucleo di atomo di uranio ecco che abbiamo una reazione che non si ferma più; abbiamo così a che fare con un meccanismo che si autoalimenta cioè con quella che è stata chiamata “reazione a catena”.
Questo è il meccanismo che sta alla base del funzionamento delle bombe atomiche (bombe A) da una parte e dei reattori nucleari dall'altra.
In una bomba atomica si fa in modo, in sede progettuale, che tutti i neutroni liberati durante la singola fissione vadano a colpire altri nuclei di atomi di uranio nel più breve tempo possibile di modo che la reazione assume un carattere esplosivo.
Invece in un reattore nucleare si fa in modo, sempre in sede progettuale, che solamente uno dei neutroni liberati vada a colpire un nucleo di atomo di uranio; in questo modo otteniamo una reazione a catena controllabile.
Il 2 dicembre 1942 Enrico Fermi, che nel frattempo si era trasferito negli Stati Uniti per sfuggire alle leggi razziali (la moglie di Fermi era di origine ebrea) e al pesantissimo clima politico che il regime aveva instaurato in Italia, realizzò, in un sotterraneo ricavato sotto lo stadio di Chicago, la prima reazione a catena controllata.
Il 16 luglio del 1945 ad Alamogordo, nel deserto del Nuovo Messico, venne fatto esplodere il primo ordigno atomico sperimentale ed infine il 6 e 9 agosto dello stesso anno due bombe atomiche (una all'uranio e una al plutonio) vennero sganciate su Hiroshima e Nagasaki.
L'uso pacifico dell'energia nucleare prese il via dopo la fine della guerra con la costruzione dei primi reattori per la produzione di energia elettrica.
LA FUSIONE NUCLEARE - IL MISTERO SVELATO
È dunque questa la fonte di energia che alimenta il Sole?
No, ne abbiamo parlato per prendere confidenza con quello che accade nel cuore dell'atomo ma anche perché il Sole emette la sua energia attraverso un meccanismo per certi versi molto simile.
Nel 1927 due fisici tedeschi della famosa scuola di Gottingen, R.E. Atkinson e G.F. Houtermans, scoprirono che in condizioni di pressione e temperatura molto elevate (si parla di temperature attorno al milione di gradi) è possibile che si verifichi il meccanismo opposto alla fissione nucleare: nuclei di atomi molto leggeri possono unirsi, cioè fondersi, fra loro per formare nuclei di atomi più pesanti. Per esempio 4 nuclei di atomi di idrogeno (l'elemento più leggero), attraverso reazioni successive, possono fondere e formare un nucleo di atomo di elio.
Anche in questo caso, facendo il solito conticino, ci accorgeremmo che la massa del nucleo di elio prodotto non è uguale alla somma delle masse dei quattro nuclei di idrogeno di partenza ma è leggermente inferiore. Abbiamo anche in questo caso un difetto di massa, massa che si è trasformata in energia. Questo fenomeno si chiama fusione nucleare e le energie liberate sono, a parità di massa coinvolta, molto superiori a quelle liberate nelle reazioni di fissione.
Questo è il principio di funzionamento delle bombe all'idrogeno (bombe H), dei futuri (si spera) reattori a fusione e del Sole.
In una bomba H le altissime temperature e pressioni richieste per l'innesco delle reazioni di fusione vengono raggiunte grazie all'esplosione preliminare di una bomba atomica. La prima bomba H venne fatta esplodere dagli Stati Uniti nel novembre del 1951.
Il mantenimento di condizioni (pressione e temperatura) così spinte è uno dei problemi più grossi nella realizzazione di reattori a fusione nucleare; molte speranze sono state riposte in questi dispositivi poiché consentirebbero la produzione di energia in quantità praticamente illimitata ma per la loro comparsa bisognerà aspettare ancora parecchi anni.
Nel nucleo del Sole, invece, queste condizioni estreme vengono raggiunte tranquillamente. Nel nucleo della nostra stella tonnellate e tonnellate di idrogeno vengono continuamente (anche in questo istante) convertite in elio; questo fenomeno dura ormai, in maniera abbastanza stabile, da quasi cinque miliardi di anni.
Il Sole è, di conseguenza, un gigantesco reattore a fusione nucleare; e non è il solo poiché basta alzare gli occhi al cielo in una notte serena per osservarne altre migliaia poiché ogni stella funziona come il Sole.
Un giorno l'idrogeno si esaurirà ed il Sole si ritroverà con un nucleo di elio; le reazioni di fusione cesseranno temporaneamente fino a quando la compressione della massa solare da parte della gravità provocherà l'innalzamento della temperatura fino al valore in cui si innesca la fusione dell'elio. La fusione dell'elio comporterà la creazione di elementi ancora più pesanti; ogni volta che un elemento si esaurisce, dopo il relativo aumento di temperatura, si innesca la fusione degli elementi immediatamente più pesanti fino al ferro. Il ferro rappresenta un limite invalicabile poiché per elementi così pesanti la fusione nucleare con liberazione di energia non è più possibile.
Di conseguenza in un lontano futuro il Sole esaurirà il suo combustibile nicleare; a questo punto la gravità prenderà il sopravvento e comprimerà la nostra stella fino a quando l'enorme pressione nel centro del Sole riuscirà a controbilanciarla. Questo equilibrio verrà raggiunto quando il Sole sarà ridotto ad una piccola sfera con un diametro di soli 10 chilometri. Questo stadio della vita solare, denominato nana bianca, è il preludio di un lento e graduale raffreddamento che porterà ciò che resta del Sole verso l'ultimo stadio di nana nera; e questa sarà veramente la fine.
Tutte le stelle dell'universo prima o poi moriranno, chi in maniera quieta com il Sole e chi in maniera molto più burrascosa (dando luogo ad una apocalittica esplosione). Fra molti miliardi di anni anche l'ultima stella si spegnerà e la luce scomparirà dal nostro universo per il quale comincerà una nuova era: l'era del buio globale. La vita tecnologica potrà continuare ad esistere poiché i nostri lontanissimi discendenti (o chi per loro) avranno a disposizione una miriade di ricchissimi serbatoi di energia; questi serbatoi sono i buchi neri i quali, in questo lontano futuro, saranno molto più numerosi di quelli attuali e la cui energia è teoricamente utilizzabile (esistono interessanti studi in proposito).
Però, a parte queste interessantissime considerazioni, l'universo senza la luce non sarà più lo stesso.
Nota di “La luce nell'universo: energia nucleare dalle stelle”
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