Limti della conoscenza

I limiti della conoscenza umana

Il tema che voglio trattare è “i limiti della conoscenza umana”. Questo tema mi ha interessato molto in quanto è propedeutico al percorso che ho preso in questi cinque anni nei quali ho capito la grande potenza delle scienze e mi sono più volte meravigliato ed entusiasmato nel capirla.

Fin dall’antichità l’uomo si interroga di cosa può comprendere e capire della realtà. Infatti l’uomo per natura vuole superare i propri limiti per diventare capace di capire ciò che lo circonda e se stesso. Tanti interrogativi e difficoltà lo turbano e lo rendono succube di sé e della natura.

Da sempre si possono distinguere due modi di pensare e di concepire i limiti della conoscenza umana, queste due prospettive sono antitetiche ma nascono dallo stesso desiderio di sapere e di compenetrare il mondo e l’universo.

Molti filosofi e scienziati ritengono che l’uomo possa cercare di capire con la ragione i meccanismi che regolano la natura e possano attraverso lo studio critico di essa portare l’umanità verso un mondo migliore. Essi valutano con gioia le nuove scoperte fatte dalla scienza e pensano che queste miglioreranno la vita degli uomini.

Altri scienziati pensano che la scienza serva per accrescere le capacità dell’uomo e per comprendere meglio la natura, essi sostengono che la scienza non ci potrà mai dare vere risposte perché le scoperte tecnologiche aprono solo nuovi dubbi e poi credono che non si potrà mai arrivare ad una teoria che ci spieghi come funziona la natura e l’universo.

Certamente in questa sede con questa ricerca si approfondirà in generale la questione di come l’uomo conosce la realtà. Il tema esposto in questa ricerca è uno dei temi cardini sul quale si sviluppa una società culturalmente avanzata come la nostra infatti riconoscere i limiti della nostra conoscenza ci rende non solo consapevoli di noi stessi ma capaci di sperare nel futuro.

Infine qui tratteremo ambiti diversi che riguardano il tema scelto, infatti ho deciso di trattare in questo “folle volo” diversi argomenti.

Scienze: ciclo stellare e buchi neri

Fisica: meccanica quantistica e principio di indeterminazione

Storia dell’arte: il futurismo come avanguardia pittorica e culturale

Italiano: il futurismo con esaltazione della macchina e Leopardi

Filosofia: Kant o Schopenhauer

Inglese: Frankenstein come romanzo che supera i limiti della conoscenza

Scienze: il ciclo delle stelle e i buchi neri

Le stelle

Una stella è un corpo celeste che brilla di luce propria. In astronomia e astrofisica il termine designa uno sferoide luminoso (più o meno perfetto) di plasma (gas altamente ionizzato ad elevate temperature), che genera energia nel proprio nucleo attraverso processi di fusione nucleare; tale energia è irradiata nello spazio sotto forma di onde elettromagnetiche e particelle elementari (neutrini), le quali costituiscono il vento stellare.

Così come il sole le stelle sono delle grandi “centrali nucleari” in quanto l’enorme forza di gravità impedisce che l’energia prodotta dalle reazioni termonucleari provochi la dispersione nello spazio di componenti stellari.

Le stelle sono di vari tipi ma tutte emettono energia sotto forma di luce, una costellazione è un insieme arbitrario di stelle; arbitrario in quanto stabilito dall’uomo che le osserva. Infatti molte stelle possono essere viste ad occhio nudo, altre con il telescopio e altre possono essere registrate solo con gli spettri che ci forniscono dati certi grazie alla radiazione inviata dalle stelle.

Le stelle possono essere classificate con diversi parametri come: dimensioni della stella, luminosità apparente, luminosità assoluta e colore.

La prima prende in considerazione il raggio della stella e oscilla tra un centesimo del raggio solare che è 700000 km e a mille volte il raggio solare; quindi possono essere definite come supergiganti, giganti, nane e subnane. La massa oscilla tra 0.2 massa solare a 50 volte la massa solare.

Le stelle possono essere classificate anche per la luminosità apparente che è la misura della radiazione proveniente dalla stella ed è dipendente solo dalla distanza e dall’energia irradiata dalla stella; la radiazione viene misurata dal fotometro.

Inoltre per avere maggiori informazioni sulla stella si utilizza la luminosità assoluta che è l’energia irradiata dalla stella in un’unità di tempo indipendente dalla distanza dell’osservatore, dipende solo dalla superficie e dalla temperatura: più una stella è grande e calda più sarà luminosa.

Per trovare la luminosità assoluta da quella apparente bisogna stabilire una distanza standard a cui porre tutte le stelle. Questa distanza è 10 parsec cioè 32.6 anni luce.

Nell’antico metodo di Ipparco di Tolomeo di dividere le stelle in cinque classi ne è derivata la magnitudine assoluta che è la magnitudine calcolata dall’apparecchio a 10 parsec. Tra le stelle più luminose e meno luminose ci sono 5 intervalli di grandezza.

Poiché la risposta fisiologica dell’occhio umano è proporzionale al logaritmo dello stimolo luminoso, la differenza tra due classi consecutive è data dal rapporto di luminosità circa 2.512. La magnitudine del sole è 4.9 ed esistono alcune stelle con magnitudine superiore rispetto alla prima classe: esse sono molto luminose ma lontanissime.

Le stelle possono essere classificate anche attraverso il colore, che ci offre anche importanti relazioni con la temperatura; le caratteristiche delle stelle possono essere studiate attraverso lo spettro che rileva le radiazioni stellari. Lo spettro ci fornisce molte informazioni sulle stelle come la densità, la composizione chimica, la temperatura e la distanza.

La temperatura viene definita con sette classi spettrali O, B, A, F, G, K, M. Il sole per esempio è G2.

Il diagramma H-R

Per comprendere meglio le stelle e la loro distribuzione nell’universo bisogna riferirsi al diagramma H-R dove le stelle conosciute occupano posizioni ordinate.

Sulle ascisse ci sono le classi spettrali e sulle ordinate la luminosità assoluta, il diagramma pone in relazione la temperatura e la luminosità delle stelle, come si è detto già prima più una stella è luminosa più sarà calda.

Possiamo individuare tre regioni in cui le stelle si accumulano: una è la sequenza principale che attraversa tutto il grafico. Poi ci sono le giganti e supergiganti rosse, stelle luminosissime ma fredde, e le nane bianche, stelle ad alta densità ma poco luminose.

Per concludere il diagramma H-R ci mostra informazioni importanti sulle stelle e anche sul loro ciclo e sulla loro età di vita che dipende dal carburante emesso dalla reazione termonucleare che avviene dentro il nucleo.

I buchi neri: cosa sono?

Il termine buco nero (black hole) nasce nel 1960 dal fisico americano John Wheeler come descrizione di un concetto enunciato da Sam Mitchell che pubblicò un saggio dove ipotizzava che una stella con alta densità e massa avrebbe avuto un campo gravitazionale così forte che la luce non sarebbe potuta evadere da essa, infatti sarebbe deflessa.

Per capire come si origina un buco nero bisogna comprendere il ciclo stellare, allora una stella nasce da una nebulosa grande e fredda piena di idrogeno che si contrae per gravitazione e perciò il gas si comprime e si riscalda facendo sì che aumenta la temperatura e si avvia il processo di fusione nucleare nel nucleo che trasforma l’idrogeno in elio.

Dopo aver iniziato i processi di fusione in questo periodo di tempo la stella è in equilibrio idrostatico, cioè la forza di gravitazione annulla la pressione di radiazione. Questo processo continua fino a quando dura l’idrogeno, poi la stella inizia ad usare l’idrogeno delle regioni esterne e quindi si espande e diventa luminosa.

Quando finisce quasi tutto l’idrogeno nel nucleo rimane l’elio che si contrae per gravitazione e compie le reazioni nucleari che producono ferro, e quindi la stella si sposta dalla sequenza principale alla regione delle supergiganti rosse come per esempio la stella Aldebaran.

Adesso la vita della stella dipende dalla massa e dal carburante. Il nucleo contiene ferro che si contrae e quindi attraverso processi termonucleari si forma il carbonio. Ma a differenza degli altri processi nucleari la reazione è endoergonica, cioè ha bisogno di energia per continuare a essere fatta.

Così una stella si contrae e si raffredda; solo agli inizi degli anni Venti si cominciò a studiare questo stadio delle stelle.

Nel 1928 un giovane studente indiano Chadrasekhar partì per l’Inghilterra e nel viaggio calcolò che una stella fredda di massa superiore circa una volta e mezza al sole non sarebbe in grado di sostenersi contro la gravità. Questa massa oggi è nota come limite di Chadrasekhar.

Questo fatto dà inizio a una serie di conseguenze; infatti se la massa di una stella è inferiore al limite di Chadrasekhar la stella si stabilizza come nana bianca che ha un raggio di alcune centinaia di chilometri ed una densità molto elevata.

Un esempio di nana bianca è Sirio che è parte di un sistema binario, una coppia di stelle che ruotano intorno al loro centro di massa.

Landau, uno studioso russo, sottolineò che poteva esserci un’altra soluzione per le stelle con massa una o due volte quella del sole, contratta fino a dimensioni più piccole di quelle di una nana bianca: avrebbero creato delle stelle a neutroni.

È un corpo in cui la materia è così condensata che gli elettroni sono compressi nei protoni, con il risultato che i protoni si trasformino in neutroni. La materia perde la sua struttura atomica e subisce una grande condensazione.

Una stella a neutroni si riduce a una sfera del diametro di pochi chilometri pur mantenendo la massa iniziale.

Le stelle con massa superiore al limite di Chadrasekhar quando esauriscono il loro combustibile si trovano ad affrontare un grave problema. In alcuni casi possono esplodere e proiettano una quantità di materia da far sì che la loro massa sia minore del limite di Chadrasekhar (novae), ciò sembra però difficile che avvenga sempre e in che modo la stella perde massa?

La risposta fu data dal fisico americano Robert Oppenheimer: il campo gravitazionale della stella modifica la traiettoria dei raggi di luce nello spazio-tempo rispetto a quella che sarebbe stata della stella.

I raggi di luce vengono deflessi quando passano in vicinanza della superficie stellare, man mano che la stella si contrae il campo gravitazionale aumenta e quando la stella ha un raggio preciso dopo essersi contratta del tutto i raggi di luce per il fortissimo campo gravitazionale non possono più evadere.

Per la teoria della relatività niente è più veloce della luce, quindi tutto viene trascinato all’indietro e niente può evadere: così si forma un buco nero che è una regione nello spazio-tempo nella quale non si può uscire per raggiungere un osservatore lontano.

Il suo confine è noto come l’orizzonte degli eventi e coincide con le traiettorie di raggi che sono sul punto di sfuggire dal buco nero.

Ora durante il collasso gravitazionale di una stella avviata a diventare un buco nero, i movimenti sarebbero più rapidi e quindi perderebbe energia rapidamente, il tempo per diventare stazionaria sarebbe poco e questo stadio finale dovrebbe dipendere dalle caratteristiche iniziali della stella (massa, densità, velocità di rotazione) e così sarebbe difficile fare previsioni in generale sui buchi neri.

Nel 1963 Israel mostrò che secondo la relatività generale, i buchi neri non rotanti devono essere sferici e le loro dimensioni dovrebbero dipendere solo dalla massa iniziale della stella, tanto che due buchi neri con la stessa massa sono uguali.

Siccome per Israel i buchi neri sono sferici devono essere creati da stelle perfettamente sferiche, e poiché nessuna stella è perfettamente sferica i buchi neri non si formano.

Ci fu un’altra interpretazione ai risultati visti sopra: in conseguenza dei movimenti associati al collasso gravitazionale le onde gravitazionali da essa emesse tenderebbero a conferire una forma sempre più sferica.

Così la stella stabilita allo stato stazionario diventerebbe perfettamente sferica. Così qualsiasi stella non rotante diventerebbe un buco nero solo se ha una certa massa.

Esistono anche i buchi neri rotanti che ruotano con una velocità costante e la loro dimensione e forma dipendono dalla massa e dalla velocità di rotazione.

I buchi neri sono un caso particolare nella storia della scienza, infatti la teoria dei vuoti neri così viene definita da Stephen Hawking fu sviluppata prima come modello matematico prima che le osservazioni empiriche potessero offrire qualche prova della correttezza. Ciò fu il principale argomento degli oppositori dei buchi neri.

Prove a favore dei buchi neri

Nel 1963 Schmidt, astronomo nell’osservatorio di Palomar in California, misurò il redshift di un debole oggetto di aspetto stellare verso una radiosorgente, trovò che lo spostamento verso il rosso era troppo grande per poter essere causato da un campo gravitazionale, se si fosse di un redshift di origine gravitazionale.

Era ovvio concludere che il redshift era causato dall’espansione dell’universo che comportava a dire che l’oggetto doveva essere luminoso ma lontano, se era luminoso significa che doveva immettere tanta energia e perciò doveva trattarsi del collasso gravitazionale di una regione spaziale al centro di una galassia.

Furono così scoperti i quasar (quasi stellari) e poi i pulsar che emettono onde radio, essi sono la prova dell’esistenza delle stelle a neutroni.

Fu difficile scoprire i buchi neri perché per definizione non emettono luce ma possono essere rilevati perché esercitano una forza gravitazionale sugli oggetti vicini.