lunedì 29 novembre 2010

La Luna

La Luna, il nostro “satellite naturale”, ha un raggio che misura 1738 km (1/4 del raggio terrestre); la sua forma, come quella della Terra, non è del tutto sferica e viene definita come un ellissoide di rotazione a tre assi.
La sua densità è di 3,3 g/cm3, inferiore rispetto a quella della Terra (5,5 g/cm3). Inoltre, a causa della piccola massa e delle dimensioni della Luna inferiori a quelle della Terra, l’accelerazione di gravità lunare è pari a 1/6 di quella terrestre.
La piccola massa della Luna permette di avere una forza gravitazionale relativamente bassa: la forza di gravità è debole e non riesce a trattenere le particelle che compongono l’atmosfera. Per questo motivo sulla Luna non c’è atmosfera; ciò comporta però delle conseguenze:
-          il passaggio netto dal dì alla notte ( non è presente il fenomeno crepuscolare);
-          un’escursione termica elevata dal dì alla notte

Per concludere questo quadro generale sul nostro satellite, possiamo, inoltre, notare che la luminosità della Luna è scarsa. La luce solare non viene riflessa bene dalla superficie lunare: il potere riflettente (albedo) è pari a 0,007, ciò significa che la luce che ci viene riflessa è solo del 7%, mentre il rimanente 93% viene assorbito dalla superficie lunare.

Il Sole

Il Sole è una massa di gas compatto, sede di particolari reazioni termonucleari che producono una grande quantità di energia.

L’interno del Sole è costituito da:
-          98% di idrogeno ed elio allo stato di plasma ( in quantità uguali)
-          2% di elementi più pesanti

Gli strati più esterni, invece:
-          74% di idrogeno
-          25% di elio
-          1% di elementi più pesanti


Vediamo adesso, in maniera più dettagliata, la struttura interna del nostro Sole:
-          nucleo
-          zona radiativa
-          zona convettiva

domenica 28 novembre 2010

La vita di una stella

Partiamo, innanzitutto, dalla definizione di stella:

“Una stella è una massa di gas a temperatura più o meno elevata, sede di particolari reazioni termonucleari”

Quando il gas comincia ad essere troppo, la stella inizia ad attrarre sempre più particelle, contraendosi; ciò determina la trasformazione dell’energia gravitazionale in energia cinetica e il conseguente aumento della temperatura.
L’aumento della temperatura fa muovere freneticamente le particelle, fino a quando i nuclei si fondono e danno origine ad una reazione termonucleare (TRASMUTAZIONE).
Con questa reazione si cambia la natura stessa della materia:

 


4 protoni di idrogeno(H) ---> 1 nucleo di elio(He)




Dopo la trasformazione accade che la massa dell’idrogeno è inferiore rispetto a quella iniziale: si tratta del difetto di massa. Praticamente la massa, presente all’inizio della reazione, non è andata dispersa, ma è stata semplicemente convertita in energia.
Einstein spiega questa trasformazione attraverso la formula E = mc2 , sostenendo che:

“Piccole quantità di massa si trasformano in grandi quantità di energia


Adesso cerchiamo di capire meglio quali sono le tappe, le trasformazioni che compie una stella nell’arco della sua vita.
Per osservare l’evoluzione dei corpi celesti prendiamo come riferimento il diagramma H-R, invenzione di due astrologi ( E. Hertzsprung e N.H. Russel ), che ci permette di avere un’istantanea del nostro Universo.
Possiamo subito notare che la maggior parte delle stelle si trovano in una fascia che prende il nome di sequenza principale (si trovano i corpi celesti in cui prevale l’equilibrio dinamico, di cui parleremo dopo). Altre stelle si trovano in alto a destra, le giganti e le supergiganti, caratterizzate da una temperatura più bassa ma da una luminosità maggiore; cosa opposta per le nane bianche, situate in basso a sinistra, che si distinguono per le loro temperature elevate e luminosità inferiore.

Stelle in movimento...

Anche se in maniera impercettibile, per noi che le osserviamo dalla Terra, le stelle si muovono e anche ad elevate velocità!
Soprattutto, risulta difficile determinare il movimento di corpi che si avvicinano o si allontanano rispetto a noi.
Di questo aspetto se ne occupa un’altra volta la spettroscopia.

La spettroscopia si serve dell’effetto doppler, cioè del cambiamento delle lunghezze d’onda di una sorgente rispetto all’avvicinamento o all’allontanamento da un osservatore.
Infatti, le stelle che si allontanano da noi determinano un allungamento delle onde,
ed è per questo motivo che il colore del corpo celeste ci apparirà più rosso del normale;
mentre le stelle che si avvicinano a noi determinano uno schiacciamento delle onde e il colore
del corpo celeste sarà invece,questa volta, più azzurro del normale.
In conclusione possiamo quindi distinguere due casi:
Spostamento verso il rosso ( RED SHIFT )_  lunghezze d’onda maggiori
Spostamento verso il blu ( BLUE SHIFT )_  lunghezze d’onda minori


Stelle e spettri

Gli spettri si dividono principalmente in due gruppi: continui e a righe (ad assorbimento e ad emissione).


 Lo spettro continuo:  prendiamo un corpo nero e lo riscaldiamo, facendogli emettere le lunghezze d’onda. 
Questa tipologia di spettro contiene tutte le onde elettromagnetiche esistenti perché non ci sono interruzioni tra di esse. (fig. 1)


Lo spettro di emissione: in questo caso prendiamo il gas perfetto, ad alta temperatura, come sorgente. Questo gas agisce in modo tale che nello spettro si manifesti l’effetto opposto rispetto allo spettro di assorbimento, cioè sono visibili soltanto le radiazioni emesse dal gas. (fig. 3)


Lo spettro di assorbimento: prediamo, questa volta, insieme al corpo nero un gas perfetto, ad una temperatura superiore rispetto il corpo nero. Succede che le lunghezze d’onda si manifestano sullo spettro sottoforma di bande e le righe nere rappresentano le lunghezze d’onda che sono state assorbite. (fig. 2)

Il “tipo spettrale” cambia a seconda della temperatura del corpo, ed è per questo che possiamo identificare stelle di colori differenti:
-          all’aumentare della temperatura diminuiscono le lunghezze d’onda e le stelle assumono il colore blu
-          al diminuire della temperatura  aumentano le lunghezze d’onda e le stelle assumono il colore rosso

Per questo motivo le stelle vengono classificate in una serie di classi spettrali, determinate in base ai valori decrescenti della temperatura. Si distinguono per cui in classi spettrali ( O, B, A, F, G, K, M ):
O : stelle con temperatura superficiale più alta, di colore bianco-azzurro
M : stelle con temperatura superficiale più bassa (stelle “fredde”), di colore rosso



Luminosità delle stelle

IPPARCO DA NICEA, al tempo dell’antica Grecia, catalogò le stelle secondo la loro luminosità usando una sorta di scala, chiamata grandezza: la I grandezza per le stelle più luminose e la VI per quelle meno luminose. (Oggi il termine “grandezza” è stato sostituito da “magnitudine”).
Agli inizi dell’ ‘800 ci fu, poi, una rivoluzione sullo studio delle stelle attraverso l’introduzione del fotometro applicato al  telescopio, che ha permesso di misurare la luce proveniente dalle stelle.
Con le seguenti scoperte ci si accorse che Ipparco non aveva avuto sempre ragione: infatti bisogna tenere conto che alcune stelle, che noi percepiamo più luminose di altre dalla Terra, non è detto che siano veramente più luminose, ma le percepiamo tali solo perché si trovano più vicine a noi rispetto ad altre stelle.
Per questo motivo dobbiamo distinguere due tipi di magnitudine:
-          APPARENTE (m) à la luminosità che percepiamo dalla Terra
-          ASSOLUTA (M) à la luminosità intrinseca. Si calcola facendo: M = m + 5 – 5log d   (“d” è la distanza espressa in “pc”)

Così, per distinguere questa differenza, bisogna prendere in considerazione la relazione di Pogson, la quale afferma che:
“Due stelle la cui luminosità sta in rapporto 1:100 devono avere una differenza di cinque unità esatte di magnitudine”
m1 e m2    : magnitudine
m1 - m2 = - 2,5log(I1 /I2)  
I1 e I2    : intensità luminosa

Rispetto ad Ipparco, vediamo che questa relazione ammette dei valori negativi. Ipparco, infatti, non poteva vedere ad occhio nudo tutte le stelle del cielo, ed è così che è stato aggiunto questo valore negativo alle sei grandezze già determinate dall’osservatore greco: più il valore è negativo, più le stelle sono luminose.

venerdì 26 novembre 2010

Tempo vero, tempo civile e fusi orari

Durante il moto di rotazione terrestre il Sole passa davanti a tutti i meridiani geografici, impiegando un’ora per ogni 15° di longitudine. Per definire l’ora vera o locale bisogna far riferimento al passaggio del Sole sul meridiano del luogo.

Per l’ora nazionale dobbiamo considerare, invece, l’ora del meridiano passante per la capitale.

Ci si accorse, però, che da un meridiano all’altro c’erano alcune differenze di ore, minuti e anche secondi; così un astronomo italiano, Quirico Filopanti, ideò un nuovo sistema che divide idealmente la sfera celeste in 24 spicchi chiamati fusi orari, limitati da meridiani che distano a 15° di longitudine l’uno dall’altro.

Ogni luogo di un determinato fuso ha un tempo civile che equivale a quella del meridiano passante per il centro del fuso.

Il primo fuso orario si estende per 7°30’ a est e a ovest del meridiano di Greenwich (meridiano fondamentale); il suo tempo civile viene considerato come riferimento: tempo universale (T.U.).
I paesi posti ad est del fuso hanno un tempo in anticipo rispetto al T.U., mentre quelli a ovest ce l’hanno in ritardo.

Quando i raggi solari sono perpendicolari ad un meridiano, in tutti i suoi punti è mezzogiorno, mentre nel suo corrispondente antimeridiano è mezzanotte; andando dal meridiano verso est, deve essere aggiunta un’ora in più per ogni 15° di longitudine, al contrario, verso ovest bisogna mettere un’ora in meno.

L’antimeridiano di Greenwich, che passa per l’Oceano Pacifico, è chiamato linea internazionale del cambiamento di data
Questo meridiano divide il tredicesimo fuso in due parti aventi la stessa ora ma giorno diverso.
Se poniamo che in un meridiano è mezzogiorno di domenica, nel suo antimeridiano è mezzanotte ma:
-          a est dell’antimeridiano è la notte tra il sabato e la domenica
-          a ovest dell’antimeridiano è la notte tra la domenica e il lunedì

I moti millenari

I moti millenari sono dei movimenti che si compiono in archi di tempo molto lunghi (circa 26 mila anni).
Questi moti sono determinati dalla forza di attrazione del Sole e della Luna che esercitano sul rigonfiamento dell’Equatore terrestre.
La forza di attrazione del Sole e della Luna cercano di far raddrizzare l’asse terrestre, rispetto al piano dell’orbita, ma a questa forza si contrappone quella del moto di rotazione, che cerca, invece, di mantenere costante l’inclinazione dell’asse terrestre (effetto giroscopico).
La combinazione di questi due movimenti determina un moto doppio conico (parliamo della cosiddetta precessione luni-solare), durante il quale l’asse terrestre provoca una serie di piccole oscillazioni, per un periodo di circa 18,6 anni, che vengono chiamate nutazioni.

Il cambiamento della direzione dell’asse terrestre determina anche uno spostamento nello spazio dell’Equatore celeste; ciò provoca, inoltre, uno spostamento della linea degli equinozi (determinata dall’intersezione del piano equatoriale con quello dell’Eclittica. Per questo motivo il moto di precessione luni-solare viene chiamato anche precessione degli equinozi.
Come conseguenza del moto di precessione degli equinozi, cambia la posizione del Sole, nel corso del tempo, rispetto alle costellazioni dello Zodiaco: per esempio, nel passato, quando si entrava nell’equinozio primaverile (21 marzo) il Sole si trovava in corrispondenza della Costellazione dell’Ariete, mentre adesso si trova nella Costellazione dei Pesci.

Inoltre, a causa dell’attrazione esercitata dagli altri pianeti sulla Terra, si determina uno spostamento della linea degli apsidi (linea che congiunge il perielio con l’afelio). Dato che lo spostamento della linea degli apsidi avviene in senso antiorario, a questo movimento si contrappone quello della precessione degli equinozi, che avviene, invece, in senso orario, riducendo il periodo della precessione da 26 mila anni a 21 mila anni.

Altri moti millenari__
Variazione dell’eccentricità dell’orbita: l’ eccentricità viene definita come il rapporto tra la distanza del Sole con il centro dell’orbita e il semiasse maggiore di quest’ultima. Il valore attuale dell’eccentricità della Terra (del moto di rivoluzione) è di 0,017; la variazione oscilla tra il valore massimo di 0,054 e quello minimo di 0,003.

Variazione dell’inclinazione dell’asse terrestre: l’asse terrestre è inclinato, rispetto al piano dell’orbita, di 23°27’; questo valore non rimane costante nel tempo, ma varia da un valore massimo di 24°20’ e un minimo di 21°55’ circa.

mercoledì 24 novembre 2010

Moto di rivoluzione terrestre

Per moto di rivoluzione viene definito il movimento che la Terra compie intorno al Sole. La durata di questo movimento è di 365 giorni (anno sidereo).

Prove del moto di rivoluzione__
per analogia con gli altri pianeti
per la periodicità annua di alcuni gruppi di stelle cadenti: i meteoroidi sono dei frammenti di rocce che a contatto con l’atmosfera terrestre si riscaldano, rendendosi visibili all’uomo. Questi sciami meteorici avvengono in maniera regolare; a provocarli sono le comete, “palle di neve sporca”, formate da ghiaccio secco e da materiali rocciosi. Le comete, quando si
avvicinano al Sole, cominciano a sublimare (passano dallo stato solido a quello aeriforme), si sviluppa così, intorno al nucleo un alone rarefatto e luminoso (chioma) e successivamente, a causa della pressione delle radiazioni del Sole e soprattutto dal vento solare, si forma la coda, un velo brillante. Le comete seminano, quindi, del materiale che lasciano al loro  passaggio e quando la Terra passa in prossimità  di queste zone vediamo questi sciami meteorici.
per l’aberrazione della luce proveniente dagli astri: un astronomo, Bradley, si accorse che se voleva osservare una stella l’inclinazione del telescopio doveva essere più pronunciata verso la direzione del moto di rivoluzione. Questo perché la luce 
della  stella, prima di arrivare all’asse ottico del telescopio, impiega un certo periodo di tempo, tempo in cui anche la Terra si muove e cambia il suo punto dell’orbita rispetto a quello iniziale.
l’asse terrestre non è perpendicolare al piano dell’orbita ma è inclinato rispetto ad esso di 23°27’. Questa inclinazione influisce, inoltre, sull’angolazione con la quale i raggi solari arrivano sulla Terra: se l’asse terrestre fosse perpendicolare al piano dell’orbita la durate del dì e della notte sarebbe la stessa per tutto l’anno. Invece, ciò accade solo in corrispondenza di due particolari momenti che prendono il nome di equinozi (21 marzo e 23 settembre). Durante gli equinozi la traiettoria percorsa  dal Sole (eclittica) attraversa l’Equatore e i raggi solari sono allo Zenit dell’Equatore.
Mentre, abbiamo le massime inclinazioni del Sole a nord e a sud del piano dell'Equatore in corrispondenza dei solstizi (21 giugno e 22 dicembre), quando i raggi solari sono perpendicolari a due paralleli di latitudine 23°27’ Nord (Tropico del Cancro) e 23°27’ Sud (Tropico del Capricorno).

L’alternarsi del giorno e della notte e l’inclinazione dei raggi solari determinano una variazione delle condizioni di illuminazione nei quattro momenti elencati prima (2 equinozi e 2 solstizi). Ci saranno periodi più caldi e più freddi: da questo dipende l’alternarsi delle stagioni.
Stagioni astronomiche: periodo di tempo compreso tra un equinozio e il successivo solstizio.
Stagioni meteorologiche: cominciano con il primo giorno del mese in cui cade il solstizio o l’equinozio.

La superficie terrestre è caratterizzata da condizioni diverse di riscaldamento a causa delle loro condizioni di illuminazione e di inclinazione dei raggi solari:
-          la zona torrida (o intertropicale), compresa tra i due tropici e divisa in due parti dall’Equatore;
-          la zona temperata boreale, compresa tra il Tropico del Cancro e il Circolo polare artico;
-          la zona temperata australe, compresa tra il Tropico del Capricorno e il Circolo polare antartico;
-          la calotta polare artica, che si estende dal Circolo polare artico fino al Polo nord;
-          la calotta polare antartica, che si estende dal Circolo polare antartico fino al Polo sud.

zona intertropicale (torrida) : è soggetta ad un elevato riscaldamento e la differenza di temperatura è poca.
zone temperate : il riscaldamento varia durante l’anno, le stagioni sono accentuate.
zone polari : a causa dell’inclinazione obliqua dei raggi solari non è presente un’elevata differenza di temperatura.

Moto di rotazione terrestre

Viene definito “moto di rotazione il movimento che compie la Terra, da ovest verso est (quindi in senso antiorario), intorno al proprio asse.
La durata di questo movimento può essere definita in relazione di una stella (giorno sidereo) o del Sole (giorno solare).
Il giorno sidereo è definito come l’intervallo di tempo tra due passaggi consecutivi di una stella su un determinato meridiano della superficie terrestre ed ha una durata di 23h56m4s.
Invece il giorno solare, ossia l’intervallo di tempo tra le due culminazioni consecutive del Sole sullo stesso meridiano, ha una durata di 24 ore, 4 minuti in più del giorno sidereo. Questo perché, mentre la Terra ruota intorno al proprio asse compie anche un tratto della sua orbita intorno al sole (moto di rivoluzione), quindi, per vedere la Terra nella sua posizione iniziale bisogna dare un supplemento di rotazione uguale all’arco di orbita percorso.

La velocità lineare (la distanza percorsa di un punto nell’unità di tempo) varia con la latitudine: è massima all’Equatore e diminuisce, fino ad arrivare nulla ai poli.

Questo movimento di rotazione della Terra non è, però, costante. Ci sono infatti delle discrepanze provocate dalla vicinanza con il Sole e la Luna (che attrae le masse d’acqua terrestri); per cui, questo effetto sinergico (del Sole e della Luna) provoca un rallentamento del moto di rotazione.

Dimostrazioni della rotazione terrestre__
ammettiamo che la Terra sia ferma, i corpi celesti, per girare intorno a noi, dovrebbero muoversi ad una velocità proporzionale
   alla distanza che hanno rispetto alla Terra. Per questo motivo, stelle lontanissime dovrebbero muoversi ad una velocità
   superiore a quella della luce stessa! Non può essere possibile.
per analogia con gli altri pianeti.
attraverso degli esperimenti di fisica:
   - esperienza di Guglielmini
   - esperienza di Foucault

Guglielmini nel 1791-1792  lasciò cadere un sasso dalla Torre degli Asinelli, a Bologna e osservò che l’oggetto, durante la caduta, si spostava verso destra. Questo avviene perché salendo sulla torre aumenta anche la velocità lineare  per cui il sasso, quando viene lasciato, viene attratto dalla forza di gravità ma risente anche della velocità lineare di rotazione: ecco perché si sposta verso destra.

Nel 1851 Foucault fece un esperimento nel Panthéon di Parigi servendosi di un pendolo di una sessantina di metri. Successe che il pendolo, nonostante il piano d’oscillazione del pendolo fosse fisso, si muoveva in senso orario. Questo dimostrò che la rotazione della Terra avviene in senso antiorario.
Lo spostamento del pendolo era stato definito dalla seguente formula:
                                                       δα = 360° sen φ

variazione dell’accelerazione di gravità con la latitudine
per la legge di Ferrel:  un corpo in moto tende a conservare la velocità lineare di rotazione: se ci muoviamo dall’Equatore verso i poli la velocità lineare diminuisce. Un corpo in movimento si sposta verso destra nell'emisfero boreale, mentre verso sinistra nell'emisfero australe. Questo accade per effetto di una forza deviante che viene chiamata forza di Coriolis.

La Terra: dimensioni e coordinate geografiche

E’ ormai stato appurato: la Terra ha una superficie curva e convessa. Possiamo definire questa sua forma semplicemente osservando ciò che ci circonda:
-          Se andiamo su un polo e osserviamo le stelle circumpolari (quelle che non tramontano mai) ci accorgiamo che la loro latitudine aumenta andando verso nord. Se la Terra fosse piatta non ci sarebbe questo cambiamento di latitudine.
-          Osservando l’orizzonte possiamo vedere oggetti che appaiono e/o scompaiono dal mare, fatto determinato appunto dalla curva superficie terrestre.
-          Per analogia con gli altri pianeti.

Il pianeta Terra non è però completamente sferico, infatti presenta i due poli leggermente schiacciati, conferendogli, perciò, una forma di una specie di ellisse:
viene definita ellissoide di rotazione ( o sferoide ), di cui l’asse minore è determinano dall’asse terrestre che congiunge i due poli, mentre l’asse maggiore è definito dall’Equatore.
L’Equatore non è,però, perfettamente circolare; ed è per questo motivo che la Terra viene definita come un ellissoide di rotazione a tre assi. Questa definizione viene presa in considerazione come modello matematico, per rendere la forma del nostro pianete più comprensibile è stato definito come geoide.
Per geoide si intende la superficie normale in cui ogni suo punto è perpendicolare alla direzione della forza di gravità.
La superficie viene, inoltre, definita equipotenziale, cioè per far sollevare un qualsiasi oggetto dalla superficie terrestre dobbiamo applicare sempre la stessa forza meccanica.

martedì 23 novembre 2010

Una musica…di proteine!

Potreste mai pensare che musica e scienza vadano d’accordo? Sembrerebbe strano, invece…non c’è niente di più vero!
A rispondere a questo quesito ci hanno pensato due biologi: Rie Takahashi, laureata presso la University of California, a Los Angeles e Jeffrey H. Miller, un professore del Dipartimento di Microbiologia, Immunologia e Genetica Molecolare all'interno della UCLA Geffen School of Medicine. Entrambi hanno avuto la brillante idea di convertire le proteine in musica!

L’intento dei due biologi, attraverso questo progetto che prende il nome di gene2music, è quello di fare avvicinare i giovani alla genetica molecolare fondendo in un’unica cosa la musica con la scienza.
In questa loro impresa è stato indispensabile l’utilizzo dei codoni ( tripletta di RNA messaggero, mRNA).
La sequenza del RNA, infatti, è caratterizzata dalle triplette UUU, ACA, CAG. Ciascuno di questi codoni presenta  una particolare frequenza, utilizzata da Takahashi e Miller come base musicale per comporre melodie con gli aminoacidi.

Takahashi e Miller hanno fatto diversi tentativi: prima di tutto su una scala cromatica (una scala musicale composta da tutti i dodici semitoni),  riducendo la codifica degli aminoacidi su una scala diatonica (una scala musicale composta da sette delle dodici note che compongono la scala cromatica) in modo tale da assegnare ad ogni amminoacido il suono di una nota specifica.
Successivamente si accorsero però che un modo più efficace per riprodurre una musica era quello di attribuire ad ogni amminoacido non più una singola nota, bensì un accordo.
Persisteva però un altro problema: il ritmo.
In musica è fondamentale avere delle pause e delle note che variano di durata altrimenti la melodia che ne verrebbe fuori sarebbe senz’altro monotona; così i due biologi hanno trovato un modo per determinare il ritmo.
Takahashi e Miller hanno attribuito la durata della nota ad ogni codone di aminoacidi in base al consumo del codone: più è abbondante il codone maggiore è la durata della nota.
E’ in questo modo che gli aminoacidi hanno pian piano cominciato a “comporre” musica!
(Potete ascoltare la “traduzione musicale” dell’ emoglobina del cavallo al link seguente http://www.focus.it/fileflash/file/ConcertoGeni_mid/hemoglobinalphahorse.mid ).


Infine lo scienziato Frank Pettit, ha sviluppato un software capace di trasformare in musica qualsiasi sequenza genetica.
Se siete curiosi di sapere che musica riproduce il vostro DNA potete compilare il modulo online nel sito dell’Università al link http://www.doe-mbi.ucla.edu/cgi/pettit/gene2musicweb .

Rosse, blu o anche nere: ecco come potrebbero essere le piante su altri pianeti

E’ stato un articolo pubblicato dalla biometeorologa  Nancy Y. Kiang riguardo il colore delle piante su altri pianeti che mi ha particolarmente incuriosita… Sono stati scoperti oltre 200 pianeti al di là del sistema solare e di questi ancora non si è del tutto certi se ospitino o no la vita, ma se fosse vero? Se ci fosse la vita?  La fotosintesi rappresenterebbe un modo per capire se in questi nuovi pianeti sia possibile o meno vivere. Cerchiamo allora di capire bene come funzioni la fotosintesi, soffermandoci maggiormente sul suo modo di raccogliere la luce,  prima di tutto qui, sul nostro pianeta Terra.

Il sole produce un’ enorme quantità di energia che si manifesta sulla terra sottoforma di radiazioni elettromagnetiche; una forma di questo tipo di radiazioni è la luce, alla quale viene attribuita una doppia natura: quella di onda e quella di particella. Noi, adesso, prenderemo in considerazione soltanto il suo secondo aspetto, quello particellare. Le particelle che compongono la luce vengono definite fotoni (particelle elementari) e rappresentano la più piccola unità divisibile di luce.
La fotosintesi dipende proprio da questi fotoni, dalla loro energia. Possiamo identificare due tipi di fotoni: quelli blu e quelli rossi. I fotoni blu trasportano più energia rispetto a quelli rossi, mentre questi ultimi si trovano in numero maggiore. Per questo motivo le piante utilizzano i fotoni blu per la loro energia mentre quelli rossi per il loro numero elevato. I fotoni verdi, invece, che si trovano tra quelli rossi e blu, non hanno abbastanza energia da essere assorbita, per cui la “clorofilla A” (il pigmento più importante per l’assorbimento della luce) li riflette, ed è per questo motivo che noi vediamo le piante di colore, appunto, verde.
I vari pigmenti fotosintetici funzionano, inoltre, tutti quanti insieme come all’interno di una rete di antenne, in cui ciascuna è capace di assorbire i fotoni di una certa frequenza. Tutta quanta l’energia viene indirizzata verso una particolare molecola di clorofilla, che fa parte di un centro di reazione, in cui avvengono le reazioni chimiche che scindono l’acqua e liberano ossigeno. Le reazioni possono partire soltanto se vengono ricevuti dei fotoni rossi, oppure una stessa quantità di energia in un’altra forma; per questo motivo, per potere sfruttare i fotoni blu, i vari pigmenti cercano di convertire l’energia più alta (dei fotoni blu) in una più bassa (dei fotoni rossi).
Questo tipo di sistema funziona anche per convertire il ciano, il verde o il giallo sempre in rosso.

Adesso che abbiamo capito come funziona, in parte, la fotosintesi e in maniera più specifica il suo comportamento rispetto alla luce, bisogna tenere conto inoltre che la quantità di luce luminosa che viene assorbita dalle piante varia a seconda del tipo di stella dalla quale esse assorbono i fotoni: intorno a stelle più calde e più blu del Sole le piante assumeranno un colore verde, giallo o rosso (grazie all’assorbimento della luce blu), mentre i pianeti che si trovano intorno a stelle più fredde, riceveranno meno luce visibile, per cui le piante cercheranno di assorbirne il più possibile, diventando nere.
Adesso sarà soltanto una questione di tempo che ci permetterà di verificare se effettivamente le piante su altri pianeti potrebbero assumere questi colori differenti: non ci resta altro che aspettare.

Per tutti coloro che amano l’astronomia e vorrebbero essere al corrente di eventuali scoperte consiglio il sito della rivista “Astrobiology” : http://www.astrobio.net/