Dal punto di vista della fisica classica e macroscopica, è costituito di m. tutto ciò che è dotato di massa (o di inerzia); in questo senso si può distinguere la m. secondo gli stati di aggregazione (solido, liquido, aeriforme), suddividerla in organica e inorganica, raggrupparla nelle tre categorie minerale, animale, vegetale, queste ultime due dette anche m. vivente.

Cosa e' la materia?

Filosofi e scienziati hanno tentato di rispondere a questa fondamentale domanda.
Ecco 2500 anni di risposte!

600 AC: Talete di Mileto si accorse che strofinando un bastoncino di ambra lo si rendeva capace di attrarre piccoli pezzi di capelli o altri minuscoli oggetti. Concluse che una forza misteriosa veniva sprigionata dal bastoncino. (Notare che in greco ambra si dice electron...!)
460 AC: Democrito introdusse il concetto di suddivisione della materia in pezzi sempre piu' piccoli fino a non poter piu' scomporla. Diede il nome di atomi a questi pezzi non scomponibili. Aristotele suggeri' l'idea che questi atomi fossero inconsistenti.
1687 DC: Sir Isaac Newton sfrutto' alcune nozioni sugli atomi per spiegare le leggi fisiche dei gas.
1803 DC: John Dalton, un chimico inglese, formulo' la teoria che tutta la materia fosse costituita da atomi, che le reazioni chimiche non fossero altro che il risultato di unioni e separazioni tra atomi e che gli stessi atomi possedessero delle caretteristiche proprie.
1897 DC: J.J. Thompson scopri' l'elettrone e propose un modello della materia a "grappolo d'uva".
1911 DC: Rutherford bombarda una foglia di oro con nuclei di elio e si accorge che la maggior parte di questi nuclei attraversano l'oro, alcuni deviano ed altri tornano indetro. Intui' quindi che la materia e' composta principalmente di spazi vuoti e costituita da un piccolo nucleo centrale di carica positiva piu' una serie di particelle di carica negativa addossate a questo.
1912 DC: Bohr suggeri' che gli elettroni orbitanti attorno ai nuceli potessero avere solo particolari valori di energia e che ogni elemento della materia possiede energia differente.
1924 DC: de Broglie, intui' che la materia, cosi' come la luce, e' costituita da onde enon da particelle.
1925 DC: Schrodinger formulo' un modello in cui un atomo era completamente spiegato in termini di onde interagenti. Le particelle si "trasformano" quindi in corde di violino oscillanti, a parte il fatto che esse sono corde chiuse in cerchio attorno al nucelo.
1926 DC: Heisenberg formula il "principio di indeterminazione" che afferma che non e' possibile determinare contemporaneamente con precisione il momento e la posizione di una particella. Meglio si conosce la posizione peggio si potra' determinare il momento e viceversa. Gli atomi vengono quindi descritti come un nucleo sattorniato da una nuvola di onde di elettroni.
1960 DC: Gel-Mann, capi' che i protoni ed altre particelle elementari sono a loro volta composte da sotto particelle: i quark. Si apre un nuovo capitolo della Fisica moderna.

Ll'antimateria

In contrapposizione alla m. ordinaria su descritta si parla spesso di antimateria, cioè della particolare m. costituita da antiparticelle, in cui al posto di ogni singola particella elementare sia sostituita la particella che si ottiene da essa per coniugazione di carica. Il concetto di antimateria fu introdotto per la prima volta, per via puramente teorica, da P. A. M. Dirac, nel 1930, che previde l'esistenza di elettroni positivi. In seguito furono osservate antiparticelle di tutte le particelle elementari, ma, per quanto siano stati prodotti in laboratorio nuclei di atomi leggeri di antimateria, l'esistenza di atomi più complessi costituiti da antiprotoni, antineutroni ed elettroni positivi è solo ipotetica. Tali atomi si comporterebbero in maniera analoga agli atomi di m. ordinaria, tuttavia, se m. e antimateria venissero a contatto, si annichilirebbero entrambe dando luogo alla formazione di mesoni p e di altre particelle che, a loro volta, in pochi microsecondi, si trasformerebbero in raggi gamma e neutrini. Da ciò deriva che il nostro sistema solare e tutti quelli della Galassia devono essere costituiti di m. ordinaria, poiché in caso contrario si dovrebbe osservare un'intensa radiazione gamma di annichilazione proveniente da tutte le parti della Galassia. Tuttavia, questo non può essere automaticamente valido per tutte le altre galassie dell'Universo, la metà delle quali potrebbe essere costituita di m. ordinaria e l'altra metà di antimateria. Per poter accettare una tale ipotesi è però necessario immaginare un processo fisico attraverso il quale si possano separare galassie di m. da galassie di antimateria senza che esse si annichilino immediatamente. Tale processo è stato descritto da H. Alfvén che, basandosi sull'ipotesi dell'esistenza iniziale di un plasma di m. e di antimateria, dimostrò come ne fosse possibile la separazione, anche a livello di intere galassie, mediante l'azione congiunta di opportuni campi elettrici e gravitazionali. Sulla base di questi risultati, Alfvén e O. Klein cercarono di descrivere un Universo costituito in parti uguali di m. e di antimateria in cui la produzione delle due sostanze fosse avvenuta al momento della formazione dell'Universo, quando particelle e antiparticelle si formarono simmetricamente in coppia. La ipotesi cosmologica di Alfvén e Klein presuppone una densità di m. e di antimateria assai bassa, in modo che la probabilità di annichilazione fosse inizialmente assai piccola. Sotto l'azione del campo gravitazionale prodotto dalle stesse m. e antimateria così formatesi, un'immensa nuvola di m. e di antimateria avrebbe cominciato a contrarsi. Man mano che tale processo di contrazione andava avanti, i processi di annichilazione aumentavano di pari passo, sino a che l'energia emessa per annichilazione non diventò più grande di quella gravitazionale accumulata per contrazione: a questo punto la contrazione non poté più continuare per cui tale nube cominciò a dilatarsi.

Astrofisica: generalità

La m. è distribuita nell'Universo con densità molto differenti da punto a punto, quantunque, su scala cosmica, tali differenze possano apparire trascurabili. Su scala planetaria, cioè nel sistema solare, la m. appare concentrata quasi totalmente nel Sole, nei pianeti, nei satelliti di questi, nei pianetini e nelle comete, mentre è trascurabile quantitativamente la m. interplanetaria, cioè quella formata da polveri e gas che occupano uno spazio all'incirca sferico attorno al Sole; le polveri interplanetarie hanno dimensioni comprese fra millesimi di millimetro e alcuni millimetri. La densità media della m. interplanetaria è di ca. 10-20 g/cm3: essa partecipa sotto diversi aspetti all'attività solare (corona, luce zodiacale) ed è composta principalmente di idrogeno; elementi più pesanti sono concentrati principalmente nei meteoriti. Anche su scala galattica la m. è concentrata prevalentemente in masse stellari (e presumibilmente anche in sistemi planetari); la quantità di m. diffusa sotto forma di polveri e gas interstellari raggiunge però valori attorno al 20% della m. totale. Le polveri e i gas sono distribuiti prevalentemente in aggregati nebulari, aventi dimensioni dell'ordine di 10 parsec, con densità massime intorno a 10-23 g/cm3 e temperature dell'ordine di 25 K, disposti abbastanza uniformemente nel piano galattico, e più strettamente concentrati lungo le braccia a spirale; sembra, tuttavia, che la Galassia sia circondata da un alone diffuso molto più tenue di polveri e gas, così come suggeriscono le osservazioni radioastronomiche.

Astrofisica: la materia interstellare

Può venir genericamente ripartita in un 60% di idrogeno, in un 38% di elio, e in elementi più pesanti per il restante 2%. In quanto allo stato fisico, essa compare per il 99% in forma gassosa e in minima percentuale in aggregati corpuscolari (polveri) di dimensioni comprese fra 0,01 e 0,1 micrometri. Gas e polveri si comportano differentemente e la loro esistenza è rilevabile quindi con differenti metodi. Le polveri presentano un marcato effetto di arrossamento, consistente in un assorbimento continuo della radiazione delle stelle, più marcato alle brevi lunghezze d'onde, così da far risaltare la parte rossa dello spettro. Il fenomeno non va confuso con il red shift presente nello spettro di tutte le galassie e dovuto al loro allontanamento da noi. In media, la polvere interstellare assorbe una magnitudine per chiloparsec attraversato; la distribuzione delle polveri è dedotta dal confronto fra lo spettro di stelle che stanno dietro le nubi di polveri e quello di stelle a distanza e tipo spettrale noti. Marcate differenze di arrossamento nello spettro di stelle molto vicine permettono di dedurre l'esistenza di più strati di polveri interstellari. La radiazione che è passata attraverso nubi di tali polveri, oltre che affievolita e arrossata, è anche debolmente polarizzata, in genere parallelamente al piano del disco galattico: il fenomeno è spiegabile supponendo che le polveri siano di forma allungata, e ordinate parallelamente fra loro, per effetto del campo magnetico galattico la cui intensità è dell'ordine di 10-5¸10-6 gauss. Dall'insieme dei risultati d'osservazione e dal relativo confronto con prove sperimentali di laboratorio sul comportamento in analoghe circostanze di polveri di origine terrestre, si può concludere che le polveri interstellari siano composte da miscele di grafite, ferro e silicati; non è da escludere la presenza di ghiaccio unito ad altri composti congelati, quali metano e ammoniaca. I gas interstellari sono composti prevalentemente in primo luogo da idrogeno, neutro e ionizzato, e poi da elio; trovandosi molto probabilmente nello stato fondamentale, gli atomi e le molecole componenti i gas sono più facilmente osservabili a grandi lunghezze d'onda, cioè nel dominio radioastronomico, nel quale l'opacità della m. interstellare è bassa. A distanze più brevi (al massimo qualche centinaio di parsec) la presenza di masse di gas interstellari può essere rivelata anche spettroscopicamente; mediante entrambe le tecniche, radioastronomica e spettroscopica, si è così scoperta, nello spazio interstellare, l'esistenza di numerosi elementi atomici (buona parte di quelli della tavola di Mendeleev) e, finora, di 26 composti chimici anche complessi, quali l'ammide formica NH2CHO e l'aldeide acetica CH3CHO. Il rapporto fra m. concentrata in stelle e m. interstellare varia anche di molto per galassie di tipo differente dalla nostra: probabilmente è compreso fra lo.0 per le galassie ellittiche e il 50% e più per le galassie irregolari.

Astrofisica: formazioni morfologiche originate dalla materia interstellare

Nella Galassia, la m. interstellare dà origine a formazioni di morfologia assai diversa, in stretta relazione alle manifestazioni fisiche che le caratterizzano. Tali formazioni possono distinguersi in: 1) nebulose oscure; 2) nebulose in emissione per luminescenza; 3) nebulose in emissione per riflessione; 4) nebulose planetarie. Le formazioni diffuse del primo tipo si presentano in silhouette oscura sulle stelle del fondo, delle quali le masse di polveri assorbono totalmente la luce. La presenza di eventuali centri emissivi (stelle e protostelle) in seno a tali strutture può rimanere tradita dalla radiazione termica riemessa dalle polveri per effetto di riscaldamento. Le formazioni del secondo tipo consistono generalmente di regioni di idrogeno ionizzato, del quale manifestano lo spettro caratteristico (regioni HII), in cui la dissociazione degli atomi è provocata dall'irradiazione da parte di astri locali molto caldi (tipo spettrale O, B), che innalzano la temperatura dei gas attorno ai 10.000 K. Le nebulose del terzo tipo si manifestano allorché banchi densi di polveri aleggiano in vicinanza di astri o di ammassi molto luminosi, dei quali ridiffondono la luce che li investe. Le nebulose planetarie, infine, costituiscono involucri, o bolle gassose, il cui spettro luminoso sta a rivelare come i meccanismi radiativi che le rendono luminescenti siano da ricondursi all'eccitazione provocata in esse da astri caldissimi (stelle a elio, “di Wolf-Rayet”, stelle di neutroni) presenti nel loro interno, e dai quali esse stesse sono state espulse e poste in espansione. L'esistenza di m. nello spazio intergalattico non è stata ancora definitivamente accertata, se non tramite le osservazioni di F. Zwicky sui “ponti di m.” che uniscono galassie interagenti, l'osservazione di righe di assorbimento probabilmente originate da idrogeno intergalattico negli spettri di Virgo A e di 3 C 273 e le osservazioni di C. Hoffmeister di una nebulosa oscura intergalattica visibile nell'emisfero boreale. § Per la degenerazione della m., v. stella. Si definisce m. oscura la m. dell'Universo che non emette luce – o ne emette pochissima – e non si riesce a vedere. Secondo le stime più recenti, essa rappresenterebbe il 90% (secondo alcuni addirittura il 99,5%) della m. dell'Universo. Negli ultimi anni sono state avanzate nuove teorie e sono stati rilevati alcuni indizi sperimentali sulla sua natura. L'esistenza della m. oscura discende dalla constatazione che se l'Universo è chiuso, tutta la m. in esso contenuta rappresenta soltanto lo 0,5% di quella necessaria per rallentare la sua espansione (rapporto tra la densità dell'Universo e la densità critica pari a 1). Se invece l'Universo fosse aperto (cioè destinato a espandersi per sempre) e la sua densità fosse pari a un decimo della densità critica, la m. oscura rappresenterebbe il 90% di quella presente nell'Universo. In entrambi i casi, l'Universo deve avere una quantità di m. molto superiore a quella che noi oggi riusciamo a vedere. La natura della m. viene ipotizzata secondo due teorie: quella della m. barionica e quella della m. non barionica. I barioni sono essenzialmente protoni e neutroni, cioè le particelle di cui è fatta la maggior parte della m. che conosciamo. Si immagina, p. es., che intorno alle galassie esistano immense nubi di gas di barioni, come un alone invisibile. Tali nubi sono state effettivamente osservate, nella banda dei raggi X, intorno a grandi ammassi di galassie, ma non sono state rintracciate attorno a galassie piccole o isolate. La m. barionica potrebbe anche formare, secondo alcuni ricercatori, corpi estremamente densi, detti Macho (Massive Astrophysical Compact Halo Objects). L'altra ipotesi, quella della m. non barionica, prevede l'esistenza di neutrini dotati di massa. Poiché la densità dei neutrini nell'Universo è nota (sono quattro volte in numero superiore ai fotoni), se i neutrini avessero una massa pari a circa 3-6 eV (come peraltro i fisici particellari sospettano) potrebbero rappresentare metà della massa dell'Universo. L'altra metà, o l'altro 40%, sarebbe formato da m. barionica. L'ipotesi della m. non barionica prevede anche l'esistenza delle cosiddette Wimps (Weakly Interacting Massive Particles), particelle di massa molto elevata, non barioniche (cioè non formate da protoni e neutroni) ma che interagiscono molto debolmente con la m. ordinaria. L'ipotesi della m. barionica cerca conferme sperimentali all'esistenza dei Macho, tra i quali vengono fatti rientrare stelle nane rosse e buchi neri. Le prime sono stelle che a causa della loro massa relativamente piccola non riescono a innescare il processo di fusione nucleare (quello che fa brillare il Sole e le stelle) rappresentando perciò un ammasso di idrogeno tenuto insieme dalla forza di gravitazione. Emanano pochissima luce. I buchi neri, la cui esistenza non è ancora dimostrata con certezza, sono corpi dotati di una massa talmente elevata da collassare sotto la propria forza di gravità diventando densissimi, al punto che né la m. né la stessa luce può uscire da essi. Pertanto, non emettono luce. La ricerca sulle nane rosse, compiuta con il telescopio spaziale Hubble, ha portato all'individuazione di un certo numero di questi oggetti, in quantità pari a circa il 6% della m. barionica negli aloni che circondano le galassie. In generale, la presenza dei Macho viene ipotizzata osservando fenomeni di “lenti gravitazionali”, ossia incurvamento dello spazio-tempo a causa della loro massa che fa deflettere la luce che proviene da stelle più distanti. Secondo le rilevazioni più recenti, i Macho avrebbero dimensioni comprese tra quelle di Giove e del Sole. Anche per quanto riguarda i buchi neri, sono state individuate conferme indirette della loro esistenza, osservando le perturbazioni del moto di stelle intorno a oggetti non visibili ma che devono avere una enorme densità. Tuttavia, i ricercatori stimano che tutti i Macho presenti nell'Universo non riuscirebbero a giustificare l'esistenza di tutta la materia. La ricerca si sposta quindi sulle Wimps che come i neutrini interagirebbero pochissimo con la m. ordinaria e quindi sono di difficilissima rilevazione. Sono in corso alcuni programmi di ricerca, negli U.S.A. e in Antartide, per rilevare l'esistenza di queste particelle. L'eventuale scoperta della m. oscura, soprattutto se di tipo non barionico, avrebbe conseguenze rivoluzionarie sulla fisica delle particelle, sull'astrofisica e sullo stesso concetto del mondo così come ci appare. Se l'Universo fosse effettivamente fatto per il 90-99,5% di m. oscura, ciò significherebbe che la m. ordinaria, costituita di protoni e neutroni, di cui siamo fatti noi, le cose che vediamo e in realtà tutta la m. conosciuta, sarebbe non la regola, ma l'eccezione. Poiché sulla m. fatta di barioni è stato costruito tutto l'edificio della fisica attuale, le sue leggi e i suoi modelli matematici, bisognerebbe riconoscere che tale costruzione vale soltanto per una piccola frazione della m., delle leggi e dei modelli che fanno funzionare il “vero” Universo. Si tratterebbe di una nuova rivoluzione copernicana, in quanto non saremmo più “noi”, cioè la m. di cui è fatto il mondo conosciuto, al centro dell'Universo, ma soltanto un piccolo fenomeno, mentre l'Universo sarebbe completamente differente. Ovviamente tale consapevolezza non modificherebbe per nulla la nostra vita e i fenomeni fisici del mondo intorno a noi, ma avrebbe conseguenze dirompenti sulla pretesa che oggi ha l'umanità di poter conoscere tutto l'Universo, i suoi fenomeni fisici, le sue leggi.